Р термоядерные

Электронные нейтрино Ve рождаются при Р" -распаде. Ядра с таким способом распада образуются в термоядерных реакциях (см. гл. XI, 1). Поэтому мощным источником нейтрино должно являться Солнце, представляющее собой естественный термоядерный реактор. [c.490]

Углеродные ядра с массой (12.61) удерживаются в равновесии давлением вырожденного электронного газа. Например, при температуре Г 3-10 К и плотности вещества р = 2 10 г/см , при которых начинается горение углерода, вклад атомных ядер углерода в общее давление не достигает 5%. Отсюда следует, что давление в таком углеродном ядре — иногда его называют просто вырожденным ядром — практически не зависит от температуры в довольно широких пределах ее изменения. Причина взрывной неустойчивости углеродного ядра звезды с массой (12.61) такова. При горении углерода ядро звезды, естественно, будет разогреваться. На стадии главной последовательности звезда отреагировала бы на это разогревание расширением, что привело бы к ее охлаждению. Однако вырожденное ядро звезды при повышении температуры расширяться не будет, так как давление в нем не зависит от температуры. Поэтому в процессе горения углерода должен возникнуть сильный перегрев ядра звезды, за которым может последовать термоядерный взрыв. [c.619]

При Р = 1, когда магнитное поле не проникает в плазму, индукция магнитного поля имеет минимальное значение Ртш- При термоядерных параметрах плазмы обычно Втш 1 Тл. В реальных случаях [c.283]

Конструкционные материалы дпя реакторов термоядерного синтеза. 20 л. 3 р. [c.111]

Одновременно с осуществлением этих мер необходимо продолжать исследования и раз-р аботки технологий, обеспечивающих использование возобновляемых источников энергии,— ядерной, солнечной, геотермальной и, вероятно, термоядерной . [c.92]

Давайте подведем итог и просуммируем известные нам факты о ядерном синтезе. 1. Энергия связи в принципе может выделиться в процессе синтеза ядер, если общая сумма масс ядер, вступающих в реакцию, примерно меньше 50 а. е. м. 2. Энергия, излучаемая большинством звезд (включая Солнце), получается в результате таких реакций синтеза, причем преобладающий их тип зависит от плотности, температуры и химического состава конкретной звезды. Чтобы превратиться в гелий, солнечный водород проходит цепочку реакций, начиная ср + р— d- - е+ v. 3. Эта реакция протекает слишком медленно, и поэтому в земных термоядерных реакторах будут использоваться реакции синтеза с участием более тяжелых изотопов водорода — дейтерия и трития. 4. Запасы дейтерия практически безграничны и исключительно дешевы по сравнению как с обычным (ископаемым), так и с ядерным (например, ураном или плутонием) топливами. Кроме того, в отличие от реакции деления реакции синтеза не оставляют после себя [c.112]

По вопросу выбора параметров пара для таких турбин в настоящее время высказываются различные мнения. Некоторые специалисты считают, что для термоядерных установок потребуются турбины, рассчитанные на начальное давление до 40— 50 МПа с температурой пара до 1300 К. Такие турбины могут оказаться эффективными при использовании чисто паротурбинного цикла. При их создании будет полезен опыт проектирования, изготовления и эксплуатации высокотемпературных паровых турбин (в частности, Р-100-300/650), а также успехи в разработке высокотемпературных газовых турбин с охлаждаемыми лопатками. Другой путь, с нашей точки зрения более эффективный,— использование комбинированных установок с МГД-генераторами и высокотемпературными газовыми [c.260]

В. н. протекает. за время (0,1 — 10) с — характерное время взрыва. Темп-ра вещества в зоне В. к. может составлять 7 10 —10 ° К, а плотность достигать 10 г/см . Быстрый нагрев вещества до подобных теми-р обеспечивается, по совр. представлениям, либо прохождением по нему сильной ударной волны, возникающей при коллапсе ядра звезды [в звёздах с массами Л/5й(8—10) Mq, где Mq — масса Солнца], либо самими термоядерными реакциями, протекающими с выделенном энергии (в звёздах с Л/<(8—10) Л д, взрыв к-рых вызывается неустойчивостью термоядерного горения в вырожденном гелиевом или углеродно-кислородном ядре звезды). [c.270]

Вследствие многократного увеличения термоядерной мощности урановым бланкетом для Г. т. р. не обязательно достижение самоподдерживающейся термоядерной реакции в плазме и возможно уменьшение нейтронной нагрузки на первую стенку реактора но сравнению с чистым термоядерным реактором. В результате упрощается решение многих проблем конструкции Г. т. р. [c.454]

Качество М. л. характеризуют предельным значением параметра p = 2ii. p/B , при к-ром возможно макроскопически устойчивое удержание плазмы. Для термоядерного реактора необходимы значения р 5 -10%. [c.677]

Важными экзотермическими реакциями (п, р) и (п, а) являются Не (п, р) H В (п, а) Li Li (п, а) Н , (п, р) О. Для медленных нейтронов особенно велики сечения первых трех реакций. Реакция (п, а) Li используется для регистрации нейтронов (см. гл. IX, 5). Реакция Li (п, а) Н используется для получения изотопа Н , в частности, в термоядерных взрывах. Обе эти реакции используются также для защиты от медленных нейтронов (см. гл. XI, 3, п. 5). Реакция N (п, р) приводит к возникновению важного (см. гл. XIII, 6) изотопа углерода [c.534]

Каким же образом можно использовать диамагнетизм термоядерной плазмы для ее удержа- р с. 35. Принцип действия магния В принципе для это- нитной бутылки. Высокотемпера- [c.108]

В реакциях синтеза около 80% энергии уносится высокоэнерге-тичными (порядка 14 МэВ) нейтронами, пронизывающими на большую глубину элемент конструкции термоядерного реактора. С учетом этого следует ожидать, что объемные повреждения материалов при одинаковом интегральном потоке нейтронов будут более значительными, чем в случае быстрых реакторов, по крайней мере, в силу двух причин с одной стороны, под действием нейтронов с энергией 14 МэВ в материалах будут возникать более энергичные первично выбитые атомы, а следовательно, будут создаваться большие количества смещенных атомов и большие повреждения, чем в случае нейтронов быстрых реакторов. С другой стороны, сечения (п, а)-и п, р)-реакций для нейтронов таких энергий существенно выше, чем для нейтронов реакторного спектра энергий. Образующиеся [c.10]

ГИБРИДНЫЙ ТЕРМОЯДЕРНЫЙ РЕАКТОР — разрабатываемая разновидность термоядерного реактора, В К-ром для выработки энергии будут использоваться не только реакции синтеза лёгких ядер (обычно дейтерия и трития), но и реакции деления. Бланкет Г. т. р. состоит из двух зон. В 1-й зоне—делящиеся в-ва (ураи или торий), во 2-й зоне — литийсодержащие вещества для воспроизводства сгоревшего в плазме трития. [c.454]

КВАЗИСТАЦИОНАРНЫЙ термоядерный РЕАКТОР — один из типов разрабатываемого в 1980-х гг. термоядерного реактора, к-рый может работать импульсами длительностью масштаба сотен с. Примером К. т. р. является система на основе установки токамак, удержание плазмы в к-рой осуществляется с помощью внеш. маги, ноля и ноля тока, протекающего по плазме. Длительпость импульса определяется возможностью поддерживать ток в плазме индукционным или к.-л. др. способом либо временем накопления продуктов термоядерных реакций. [c.262]

Осн. недостатком К. т. р. является импульсный характер его работы, при к-ром возникают перем. тепловые и пондеромоторпые нагрузки на реактор. Есть принципиальная возможность непрерывно поддерживать ток в плазме токамака введением доиолнит. мощности БЧ-колебаний или пучков быстрых нейтральных частиц, и в этом случае К. т. р, превращается в стационарный. См. также ст. Тока.нак и Термоядерный реактор. в. И. Пистрнович. [c.262]

Внутри звёзд происходит интенсивное освобождение энергии в термоядерных реакциях. При Л, р. звёздных недр поглощаемая лучистая энергия уже не равна в точности испускаемой излученная энергия немпого превышает поглощённую — ровно настолько, нтобы отвести излишек энергии, выделенной в термоядерных реакциях. В результате абс. величина Н уже не постоянна, как во внеш. слоях звезды, а изменяется с расстоянием от центра звезды дивергенция Н (div Н) в точности равна энергии, выделяемой посредством термоядерных реакций в единицу времени в единице объёма. При этом звезда находится одновременно как в механич. равновесии (баланс между силами давления и силами гравитации), так и в тепловом равновесии (точное равепство между скоростями выделения и отвода энергии). [c.617]

Форма аппроксимации ур-ния состояния звёздного вещества, к-рое используется при М. з,, зависит от полной массы звезды, стадии ее эволюции и положения рассматриваемой точки относительно центра звезды. В недрах звёзд с массой 1 ЗЯШо 10 на стадии термоядерного горения водорода, на к-рой они проводят si 90% времени своей жизни, ионная компонента плазмы представляет собой идеальный газ и для него выполняется Бойля — Мариотта закон. Для более массивных звёзд необходимо учитывать давление и уд. энергию излучения. Отклонения газа от идеальности, связанные в первую очередь с кулоновским взаимодействием, существенно влияют на ур-ние состояния при 5И < ЮТ . На стадиях эволюции, следующих за термоядерным выгоранием водорода, т. е. при высоких Г и р, кроме отклонений от идеальности необходимо учитывать вырождение электронного газа, давление к-рого намного превосходит давление газа ионов. Во внешних, относительно холодных слоях звёзд Т 10 —10 К) возможны неполная ионизация вещества, образование молекул и пыли. На наиб, поздних стадиях эволюции, когда вещество сильно уплотнено, возникает необходимость учитывать эффекты общей теории относительности. [c.175]

Омический нагрев наиб, прост по физ. принципам и по техн. реализации он применяется гл. обр. в замкнутых ловушках — токамаках и стеллараторах. Мощность омич. Н. п. определяется ф-лой Р = / Й, где I — тороидальный ток, Л — сопротивление плазменного витка. Т. к. ток I ограничен сверху условиями устойчивости плазмы, мощность омич, нагрева велика только при высоком сопротивлении плазмы. Для полностью ионизов. плазмы Л оо Г" / , где Т — темп-ра плазмы, поэтому мощность омич, нагрева быстро падает с ростом темп-ры и при термоядерных темп-рах Т — 10 К) используют др. методы нагрева. [c.236]

Большинство известных хим. элементов возникло через миллиарды лет после начала расширения Вселенной — в эпоху существования звёзд, галактик и кос-мич. лучей. Происхождение дейтерия, лития, бериллия, бора в общей проблеме Н. представляет самостоят. интерес, т. к. эти элементы легко разрушаются в термоядерных реакциях (их равновесные концентрации малы), и поэтому их эфф, цроизводство возможно лишь в неравновесных процессах. Такие неравновесные процессы предполагаются в рамках нек-рых моделей космология. Н., напр. образование дейтерия в реакции Ше с антипротонами р -Ь Не В 4 к. Однако наиб, распространённым является представление о динамичном образовании лёгких элементов с помощью реакций скалывания при взаимодействии галактич. космических лучей с мелсзвёздной средой быстрые протоны и альфа-частицы в составе космич. лучей бомбардируют ядра тяжёлых элементов межзвёздной среды и Солнечной системы, вызывая их расщепление на лёгкие ядра быстрые ядра углерода, азота, кислорода в составе космич. лучей, взаимодействуя с межзвёздными ядрами водорода и гелия, также могут расщепиться на ядра лёгких элементов. Расчёты показывают, что эти ядер-ные реакции могут ироизводить наблюдаемые обилия Ы, Ве, В. Трудности возникают лишь при объяснении необычного изотопного состава В и В (резко выраженное преобладание нечётных изотопов), а также при объяснении производства В и Не, к-рые в указанных выше механизмах разрушаются явно быстрее, чем создаются. Эффективным дополнит, источником синтеза лёгких элементов, кроме космич. лучей, могут служить взрывы сверхновых звёзд. Распространение ударной волны во внеш. оболочках сверхновой и последующее охлаждение могут привести к реакциям синтеза п- -р В4-у1Р+Ь—> Не 4- Т> реакции скалывания на ядрах углерода, азота и кислорода, инициированные ударной волной, производят ядра Ь1, Ве, В. [c.364]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...