hrvatski

Nuklearna fuzija u laboratoriju i zvijezdama

U prvom poglavlju su obrađene nuklearne reakcije. Pod nuklearnom reakcijom podrazumijevamo proces pri kojem dolazi do vanjskog utjecaja na nuklearnu jezgru, što izaziva njezinu transformaciju. Vanjsko djelovanje događa se se naletom ili prodiranjem u atomsku jezgre neke čestice odnosno druge jezgre. Energija oslobođena u nuklearnim procesima naziva se nuklearna energija. Iz zakona očuvanja energije za nuklearne reakcije vidi se da se tijekom procesa dio mase pretvara u energiju. U nuklearnim reakcijama vrijedi i zakon očuvanja električnog naboja i zakon očuvanja ukupnog broja nukleona. Prvo poglavlje opisuje i nuklearne reakcije s neutronima: elastični sudar, neelastični sudar, uhvat neutrona i fisiju. Pokazatelj vjerojatnosti da će doći do određene nuklearne reakcije su udarni presjeci, koji su obrađeni u drugom poglavlju. Ukratko je opisan i grafički predočen izvod formule za udarni presjek. Glavni dio rada obuhvaćaju treće i četvrto poglavlje, u kojima je obrađena nuklearna fuzija u laboratoriju i zvijezdama. Radi boljeg razumijevanja nuklearne fuzije, u prvom i drugom poglavlju su dane osnove nuklearnih reakcija i udarnih presjeka. Treće poglavlje obrađuje termonuklearnu fuziju u laboratoriju. Govori se o nuklearnim reakcijama fuzije koje bi mogle biti upotrijebljene kao energetski izvori budućnosti. Nuklearna fuzija se postiže na temperaturama od 108 K što stvara velike poteškoće za ostvarenje u nuklearnim reaktorima. Taj se problem rješava tako što se fuzija postiže u plinskoj plazmi, tj. neutralnoj smjesi pozitivnih i negativnih iona, gdje se mogu postići temperature veće od 108 K. Tu se javlja problem održanja tlaka plazme. Taj se problem nastoji riješiti magnetskim ograničenjem plazme ili inercijskim ograničenjem plazme. Za razliku od termonuklearne fuzije u laboratoriju, termonuklearna fuzija u zvijezdama se odvija spontano, što je opisano u četvrtom poglavlju. Kako je većina zvijezda izgrađena od lakših elemenata vodika i helija, najzastupljeniji u Svemiru su proton-proton procesi, u kojima se vodik pretvara u helij u nizu reakcija. Ti se procesi odvijaju na nižim temperaturama do 20*106 K. Na višim temperaturama značajnu ulogu imaju reakcije nazvane CNO-ciklus, kod kojih je proces izgradnje helija (4He) znatno drukčiji. Kod zvijezda većih masa mogu gorjeti ugljik, kisik, neon i sve do željeza. Svi ti izvori energije ne mogu se ostvariti na svim zvijezdama, već samo u zvijezdama većih masa.

nuklearne reakcije; fisija; fuzija; zvijezde

nije evidentirano