Большая Советская Энциклопедия (ТЕ)
Шрифт:
Рис. 1. Схема термоэмиссионного преобразователя: К — катод, или эмиттер; А — анод, или коллектор; R — внешняя нагрузка; QК — тепло, подводимое к катоду; QА — тепло, отводимое от анода; 1 — атомы цезия; 2 — ионы цезия; 3 — электроны.
Термоэрозия
Термоэро'зия, сочетание теплового и механического воздействия текущей воды на мёрзлые горные породы и лёд. Начальная стадия Т. мёрзлых горных пород обычно предопределяется вытаиванием содержащихся в них ледяных жил, вследствие чего на дневной поверхности возникает полигональная сеть эрозионных канав. Эти канавы при наличии естественного уклона поверхности становятся путями стока талых вод и дождевых осадков, в свою очередь оказывающих дальнейшее тепловое и эродирующее воздействие на мёрзлые породы.
Термоядерные
Термоя'дерные реа'кции, ядерные реакции между лёгкими атомными ядрами, протекающие при очень высоких температурах (порядка 107 К и выше). Высокие температуры, то есть достаточно большие относительные энергии сталкивающихся ядер, необходимы для преодоления электростатического барьера, обусловленного взаимным отталкиванием ядер (как одноимённо заряженных частиц). Без этого невозможно сближение ядер на расстояние порядка радиуса действия ядерных сил, а следовательно, и «перестройка» ядер, происходящая при Т. р. Поэтому Т. р. в природных условиях протекают лишь в недрах звёзд, а для их осуществления на Земле необходимо сильно разогреть вещество ядерным взрывом, мощным газовым разрядом, гигантским импульсом лазерного излучения или бомбардировкой интенсивным пучком частиц.
Т. р., как правило, представляют собой процессы образования сильно связанных ядер из более рыхлых и потому сопровождаются выделением энергии (точнее, выделением в продуктах реакции избыточной кинетической энергии, равной увеличению энергии связи). При этом сам механизм этого «экзоэнергетического» сдвига к средней части периодической системы элементов Менделеева здесь противоположен тому, который имеет место при делении тяжёлых ядер: почти все практически интересные Т. р. — это реакции слияния (синтеза) лёгких ядер в более тяжёлые. Имеются, однако, исключения: благодаря особой прочности ядра 4 He (a-частица) возможны экзоэнергетические реакции деления лёгких ядер (одна из них, «чистая» реакция 11 B + р ® 34 Не + 8,6 Мэв, привлекла к себе интерес в самое последнее время).
Большое энерговыделение в ряде Т. р. обусловливает важность их изучения для астрофизики, а также для прикладной ядерной физики и ядерной энергетики. Кроме того, чрезвычайно интересна роль Т. р. в дозвёздных и звёздных процессах синтеза атомных ядер химических элементов (нуклеогенеза).
Скорости Т. р. В табл. 1 для ряда Т. р. приведены значения энерговыделения, основной величины, характеризующей вероятность Т. р. — её максимального эффективного поперечного сечения (sмакс , и соответствующей энергии налетающей (в формуле реакции — первой слева) частицы.
Главная причина очень большого разброса сечений Т. р. — резкое различие вероятностей собственно ядерных («послебарьерных») превращений. Так, для большинства реакций, сопровождающихся образованием наиболее сильно связанного ядра 4 He, сечение велико, тогда как для реакций, обусловленных слабым взаимодействием (например, р + р ® D + е+ + n), оно весьма мало.
Т. р. происходят в результате парных столкновений между ядрами, поэтому число их в единице объёма в единицу времени равно n1 n2 <vs(v) >, где n1 , n2 — концентрации ядер 1-го и 2-го сортов (если ядра одного сорта, то n1 n2 следует заменить на
Температурная зависимость скорости Т. р. определяется множителем < vs(v) >. В практически важном случае «не очень высоких» температур T < (107 ,108 ) К она может быть приближённо выражена в виде, одинаковом для всех Т. р. В этом случае относительные энергии Е сталкивающихся ядер, как правило, значительно ниже высоты кулоновского барьера (последняя даже для комбинации ядер с наименьшим зарядом z = 1 составляет ~ 200 Кэв, что соответствует, по соотношению E = kT, T ~ 2x109 K) и, следовательно, вид s(v) определяется в основном вероятностью «туннельного» прохождения сквозь барьер (см. Туннельный эффект ),
< vs(v) > = constxТ– 2/3 ехр}
где const — постоянная, характерная для данной реакции, Z1, Z2 — заряды сталкивающихся ядер,
Таблица 1
| Реакция | Энерговыделение, Мэв | sмакс , барн (в области энергий lb1 Мэв ) | Энергия налетающей частицы, соответствующая sмакс , Мэв | |
| 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 | p + p ® D + e+ + v p + D ® 3 He + g p + T ® 4 He + g D + D ® T + P D + D ® 3 He + n D + D ® 4 He + g D + T ® 4 He + n T + D ® 4 He + n T + T ® 4 He + 2n D + 3 He ® 4 He + p 3 Не + 3 Не ®4 Не+2р n + 6 Li ® 4 He + T p + 6 Li ® 4 He + 3 He p + 7 Li ® 24 He + g D + 6 Li ® 7 Li + p D + 6 Li ® 24 He D + 7 Li ® 24 He + n p + 9 Be ® 24 He + D p + 9 Be ® 6 Li + 4 He p + 11 B ® 34 He p + 15 N ® 12 C + 4 He | 2,2 5,5 19,7 4,0 3,3 24,0 17,6 17,6 11,3 18,4 12,8 4,8 4,0 17,3 5,0 22,4 15,0 0,56 2,1 8,6 5,0 | 10– 23 10– 6 10– 6 0,16 (при 2 Мэв ) 0,09 — 5,0 5,0 0,10 0,71 — 2,6 10– 4 6x10– 3 0,01 0,026 10– 3 0,46 0,35 0,6 0,69 (при 1,2 Мэв ) | — — — 2,0 1,0 — 0,13 0,195 1,0 0,47 — 0,26 0,3 0,44 1,0 0,60 0,2 0,33 0,33 0,675 1,2 |
p — протон, D — дейтрон (ядро дейтерия 2 H), Т — тритон (ядро трития 3 H), n — нейтрон, е+ — позитрон, v — нейтрино, g — фотон.
Т. р. во Вселенной играют двоякую роль — как основной источник энергии звёзд и как механизм нуклеогенеза. Для нормальных гомогенных звезд, в том числе Солнца, главным процессом экзоэнергетического ядерного синтеза является сгорание Н в Не, точнее, превращение 4 протонов в ядро 4 He и 2 позитрона. Этот результат можно получить двумя путями (Х. Бете и др., 1938—39): 1) в протон — протонной (рр) цепочке, или водородном цикле; 2) в углеродно-азотном (CN), или углеродном, цикле (таблицы 2 и 3).
Первые 3 реакции входят в полный цикл дважды. Времена реакций рассчитаны для условий в центре Солнца: Т = 13 млн К (по другим данным — 16 млн К), плотность Н — 100 г /см3. В скобках указана часть энерговыделения, безвозвратно уходящая с n.
В CN-цикле ядро 12 С играет роль катализатора. Для Солнца и менее ярких звёзд в полном энерговыделении преобладает рр-цикл, а для более ярких звёзд — CN-цикл.