Kodolsintēzes reakcijas
Apskatīt video Khan Academy platformā: 
Nuclear fusion
Transkripts:
00:00
- [Instruktors] Mēs uzskatām, ka pēc Lielā sprādziena
00:01
agrīnais Visums lielākoties sastāvēja no ūdeņraža,
00:03
hēlija un nedaudz litija.
00:06
Bet kā tad radās pārējie elementi?
00:10
Piemēram, no kurienes radās skābeklis,
00:12
ko mēs šobrīd elpojam, vai kalcijs mūsu kaulos,
00:14
no kurienes tie radās?
00:15
Tie ir radušies kodoltermiskās sintēzes reakcijās,
00:19
kas notiek zvaigžņu kodolos.
00:22
Bet kas īsti ir kodoltermiskās sintēzes reakcija?
00:24
Kā tās veido smagākus elementus?
00:26
Un, kas ir vēl svarīgāk, ja tās notiek zvaigznes iekšienē,
00:28
kā tās no turienes izkļūst un atrod ceļu pie mums?
00:31
Noskaidrosim.
00:32
Kodoltermiskā sintēze ir kodolreakcija,
00:35
kurā mazāki kodoli apvienojas, veidojot lielāku kodolu.
00:40
Piemēram, ja tu ņem protonu,
00:42
kas ir ūdeņraža kodols,
00:44
un apvieno to ar deitēriju,
00:47
kas būtībā ir ūdeņraža izotops, –
00:50
tam ir viens protons, tāpēc tas ir ūdeņradis,
00:52
bet tam ir arī viens neitrons.
00:54
Labi, tātad tas ir smagāks ūdeņraža izotops.
00:57
Ja tos apvieno,
00:58
tu iegūsi hēlija kodolu,
01:01
un šī reakcija nav īsti pabeigta,
01:03
un tūlīt redzēsi, kāpēc.
01:05
Bet vispirms,
01:06
tu redzi, kā mēs to varam pierakstīt.
01:08
Jo tev ir 1 + 1,
01:09
šeit vajadzētu būt diviem protoniem.
01:11
Un, tā kā ir divas daļiņas,
01:13
atvainojos, 1 + 2, ir trīs daļiņas,
01:15
šeit vajadzētu būt trim daļiņām.
01:17
Tātad, sekojot līdzi protoniem un neitroniem,
01:19
tu vari mēģināt paredzēt, kāds būs produkts.
01:22
Tātad tu redzi, vieglāki kodoli saplūst,
01:24
lai veidotu smagāku, lielāku kodolu – kodoltermiskā sintēze.
01:29
Apskatīsim citu piemēru.
01:31
Kas notiktu, ja saplūstu divi hēlija-4 kodoli?
01:36
Vai tu vari paredzēt, kas būs lielāks kodols,
01:38
ko mēs šeit iegūsim?
01:39
Apturi video un pamēģini izdomāt.
01:42
Labi, tā kā šeit ir divi protoni
01:44
un šeit ir divi protoni, kopā mums vajadzētu būt četriem protoniem.
01:47
Un, tā kā kopā ir četri un četri nukloni,
01:49
mums vajadzētu būt astoņiem nukloniem.
01:51
Tātad izotopam, ko es iegūšu, būs četri protoni,
01:55
kas būtībā ir berilijs,
01:57
ja paskatās periodiskajā tabulā,
01:58
tātad mēs iegūsim beriliju-8 kā mūsu smagāko kodolu.
02:03
Un, ja būtu jāparāda protoni un neitroni,
02:05
tas izskatītos apmēram šādi.
02:06
Un atkal var redzēt, ka vieglāki kodoli, mazi kodoli,
02:10
saplūst kopā, veidojot smagāku, lielāku kodolu,
02:12
kodoltermiskās sintēzes reakcija.
02:14
Es izvēlējos tieši šīs reakcijas,
02:15
jo produkts šeit izrādās stabils,
02:18
bet var būt kodolreakcijas,
02:19
kurās produkti nav stabili,
02:21
kas nozīmē, ka tie tālāk piedzīvos
02:22
kāda veida radioaktīvo sabrukšanu.
02:24
Vispārīgi runājot, mēs nevaram tik viegli paredzēt produktu,
02:28
bet svarīgi ir tas, ka pareizos apstākļos,
02:30
un ja ir pareizie kodoli,
02:32
no tās var iegūt enerģiju.
02:35
Patiesībā abos šajos gadījumos mēs iegūsim enerģiju.
02:38
Un šī enerģija var būt kinētiskās enerģijas formā
02:41
šiem produktiem,
02:42
vai arī tā var būt sabrukušo daļiņu kinētiskā enerģija,
02:45
ja tie bija nestabili,
02:46
to var arī aiznest fotonu enerģija,
02:49
gamma starojums.
02:51
Patiesībā, tas ir tas, kas šeit notiek.
02:52
Un tāpēc es teicu, ka tas ir nepilnīgs vienādojums,
02:54
jo izrādās, ka tu faktiski
02:56
šeit iegūsti gamma starojumu.
02:58
Bet negaidi, ka iegūsi enerģiju,
02:59
sapludinot jebkurus divus kodolus.
03:02
Tu iegūsi enerģiju tikai tad, ja produkts ir stabilāks
03:06
salīdzinājumā ar izejvielām,
03:07
un šajā gadījumā tā arī ir.
03:09
Bet tagad tu varētu teikt: "Nu,
03:10
vai šī enerģija nav ārkārtīgi maza?"
03:12
Un tev ir taisnība, saražotā enerģija
03:14
katrā kodoltermiskās sintēzes reakcijā būs ļoti maza.
03:17
Bet kas notiek, ja aplūko miljardiem un miljardiem reakciju,
03:19
kas notiek ik sekundi?
03:21
O, tad izdalīsies ļoti daudz enerģijas.
03:24
Un zini ko?
03:25
Tas ir tas, kas nodrošina zvaigznes ar enerģiju,
03:27
tas ir tas, kas notiek
03:28
tieši tagad mūsu Saules kodolā.
03:30
No kurienes Saule un visas zvaigznes iegūst savu enerģiju?
03:32
Kāpēc notiek kodoltermiskās sintēzes reakcijas?
03:35
Kodolā notiek kodolsprādzieni,
03:37
ļoti, ļoti, ļoti daudz sintēzes reakciju
03:39
notiek kodolā,
03:40
tas ir tas, kas nodrošina mūsu zvaigzni ar enerģiju.
03:43
Bet tas varētu radīt citu jautājumu,
03:45
kāpēc tas notiek tikai zvaigznes kodolā?
03:47
Es domāju, kāpēc tas nenotiek visur mums apkārt?
03:50
Par to vari pateikties vai "vainot" pozitīvo lādiņu
03:53
kodolā esošajiem protoniem.
03:55
Tā kā kodoli ir pozitīvi lādēti, tie atgrūdīsies,
03:58
starp tiem darbojas elektrostatiskās atgrūšanās spēki,
04:01
kas nozīmē, ka kodolu sapludināšana nav viegla.
04:04
Ja tu vēlies sapludināt kodolus,
04:06
tev vispirms tie ir ļoti cieši jāsaspiež
04:09
un jānodrošina, ka tiem ir neticami liels ātrums,
04:12
lai tie varētu pārvarēt šo atgrūšanos,
04:16
pietuvoties pietiekami tuvu, lai atrastos kodolspēku darbības rādiusā.
04:19
Un tad, beidzot, ja tie ir tik tuvu,
04:22
kodolspēki varkļūst noteicošie un tos sapludināt.
04:26
Tātad nepieciešamie apstākļi ir ekstrēmi,
04:29
un tieši tādus apstākļus tu atradīsi
04:31
zvaigznes kodolā.
04:32
Tur ir ļoti augsta temperatūra
04:33
un ir ārkārtīgi augsts spiediens,
04:35
kas tos saspiež un liek tiem,
04:36
kustēties ar ļoti lielu ātrumu.
04:39
Tāpēc sintēze var notikt zvaigžņu kodolos.
04:43
Un tas nenotiek nekur citur.
04:44
Tāpēc ir arī ārkārtīgi grūti
04:47
veikt sintēzes reakcijas mūsu laboratorijās.
04:50
Tomēr tu, iespējams, jau zini,
04:51
ka kodoltermiskā sintēze ir aktīva pētniecības joma,
04:54
jo mēs gribam izdomāt, vai mēs varam kaut kā
04:56
izmantot šo enerģiju.
04:57
Un viens no šī pētījuma aspektiem
04:59
ir paredzēt, cik daudz enerģijas
05:01
dotu konkrēta kodoltermiskās sintēzes reakcija.
05:04
Ziniet, kas ir forši?
05:05
Jūs faktiski varat veikt šo prognozi,
05:07
izmantojot tikai pildspalvu un papīru.
05:09
Tieši tā, to ir iespējams teorētiski paredzēt.
05:12
Paskatīsimies, kā.
05:14
Ļaujiet man notīrīt tāfeli.
05:15
Labi, šim nolūkam es gribu, lai mēs salīdzinām
05:18
izejvielu masu ar produktu masu.
05:21
Un mana intuīcija saka, ka tām vajadzētu būt tieši vienādām,
05:24
jo mums ir divi protoni un viens neitrons
05:26
kreisajā pusē,
05:27
un labajā pusē ir divi protoni un viens neitrons.
05:29
Bet izrādās, ka tā nav taisnība.
05:31
Produkta masa patiesībā ir mazāka
05:34
nekā izejvielu masa šeit.
05:36
Kāda tam ir jēga?
05:38
Ja nu tu brīnies.
05:39
Mums ir jāizmanto viens no slavenākajiem vienādojumiem
05:41
fizikā, E = mc².
05:45
Vai tu zini, ko šis vienādojums patiesībā mums saka?
05:47
Tas mums saka, ka enerģija
05:49
un masa ir viena otrai ekvivalenta.
05:51
Lūk, ko es ar to domāju.
05:52
Redzi, kad tu mēri masu,
05:53
tu nemēri tikai vielas daudzumu.
05:56
Izrādās, saskaņā ar šo vienādojumu,
05:58
tu mēri arī enerģijas daudzumu,
06:01
kas ir šajā sistēmā.
06:03
Šajā reakcijā
06:04
daļa šīs enerģijas izdalījās, vai ne?
06:09
Tāpēc enerģijas daudzums ir samazinājies,
06:11
un tāpēc ir samazinājusies masa.
06:14
Tātad, lai gan vielas daudzums paliek nemainīgs,
06:17
tā kā enerģija ir samazinājusies,
06:18
masa ir samazinājusies.
06:20
Un tagad tu vari redzēt,
06:21
ka, ja šajā reakcijā izdalītos vairāk enerģijas,
06:24
šī masa būtu vēl mazāka,
06:26
un tātad masas starpība būtu lielāka.
06:29
Tātad tu redzi,
06:30
vienkārši noskaidrojot masas starpību,
06:32
tu vari paredzēt, cik daudz enerģijas tiek atdots.
06:36
Patiesībā, ja tu ņem masas starpību
06:37
un reizini ar c²,
06:39
bum, tu iegūsi atdotās enerģijas daudzumu.
06:43
Man tas šķiet tik neticami.
06:44
Tas nozīmē, ka, ja tu ņem jebkuru kodoltermiskās sintēzes reakciju,
06:47
un gribi zināt, cik daudz enerģijas tā atbrīvo,
06:49
vienkārši atrodi <i>Googe</i> izejvielu un produktu masas,
06:53
paskaties uz neatbilstību
06:54
un reizini to ar c²,
06:55
un, bum, tu iegūsti atbrīvoto enerģiju.
06:58
Kā jau minēts iepriekš,
07:00
ja kodoltermiskās sintēzes reakcija dod produktu,
07:02
kas ir mazāk stabils nekā pati izejviela,
07:05
tad tam būs vairāk enerģijas.
07:08
Tādā gadījumā tu atklāsi, ka produkta masa,
07:11
atvainojiet, produkta masa
07:12
būtu lielāka nekā izejvielas masa.
07:14
Un tu teiktu: "Labi, tā nav kodolreakcija,
07:16
kuru mums vajadzētu izmantot, jo tā nedod enerģiju,
07:18
tā faktiski absorbē enerģiju."
07:20
Pirms turpinām, apskatīsim dažus jautājumus,
07:22
kas man radās par E = mc², kad es to mācījos.
07:25
Pirmkārt, es domāju: "Pagaidiet,
07:27
kāpēc tas neattiecas uz ķīmiskajām reakcijām?
07:29
Tur, ja enerģija tiek zaudēta vai absorbēta,
07:31
vai tam arī nevajadzētu radīt starpību
07:32
produktu un izejvielu masās?"
07:34
Izrādās, ka tā notiek,
07:36
bet enerģijas, ar kurām mēs tur saskaramies,
07:38
ir tik neticami mazas, ka mēs to vienkārši ignorējam.
07:41
Tātad E = mc² ir spēkā,
07:44
un pat ķīmiskajās reakcijās
07:45
produkta masa un izejvielu masa
07:46
nav vienādas,
07:47
bet tā ir tik maza, ka mēs to neievērojam,
07:50
mēs par to nerunājam.
07:51
E = mc² ir universāls,
07:53
tas ir spēkā visur.
07:54
Vienkārši tas kļūst izteiktāks,
07:57
kad runa ir par kodolreakcijām.
07:59
Un tāpēc, kad runa ir par kodolreakcijām,
08:01
mēs par to runājam.
08:02
Otrkārt, es mēdzu domāt: "Gaismai ir enerģija,
08:05
bet tai nav masas, gaismas masa ir nulle.
08:08
Tātad vai vienādojums netiek pārkāpts?"
08:10
Tad es sapratu, ka šis vienādojums
08:12
īsti nedarbojas gaismai.
08:13
Patiesībā šis vienādojums,
08:15
šajā vienādojumā E apzīmē miera enerģiju,
08:17
nevis pilno enerģiju.
08:19
Ja gribi ņemt vērā pilno enerģiju,
08:21
tad vienādojums patiesībā ir garāks.
08:23
Tātad, runājot par gaismu,
08:25
tai nav miera enerģijas,
08:27
jo gaisma nekad nevar būt miera stāvoklī,
08:29
un tāpēc E = mc² gaismai nedarbojas.
08:32
Jebkurā gadījumā, atgriežoties pie mūsu sākotnējā jautājuma,
08:34
kā zvaigznes veido smagākus elementus?
08:37
Mūsu Saule šobrīd sapludina protonus hēlijā,
08:41
bet tu, iespējams, skaties uz to un domā: "Nu,
08:44
pagaidi, pagaidi.
08:45
No kurienes mūsu Saulē radās deitērijs?
08:47
Un vai mums nevajadzētu iegūt hēliju-4?
08:50
Kāpēc mēs iegūstam hēliju-3?"
08:52
Tas ir labs jautājums,
08:53
jo izrādās, ka šī nav vienīgā reakcija.
08:55
Tātad, lai novērtētu to, kas notiek
08:57
mūsu Saulē tieši tagad, jo tā dod mums dzīvību,
08:59
ieskatīsimies Saules iekšienē.
09:01
Skaidrs, ka ir jābūt reakcijai,
09:03
kas notiek pirms tam,
09:04
kura rada deitērija kodolu, vai ne?
09:08
Un šī reakcija ir, kad divi protoni
09:12
saplūst kopā,
09:14
lai iegūtu kodolu ar diviem protoniem. (smejas)
09:18
Bet tu noteikti intuitīvi jūti un saproti,
09:19
ka tas ir ārkārtīgi nestabils.
09:21
Šeit nav neitronu.
09:23
Šis kodols ilgi nepastāvēs,
09:24
tas acumirklī sadalīsies atkal divos protonos.
09:27
Tātad – nekas nesanāca.
09:29
Vairumā gadījumu notiks šādi:
09:31
tie saplūdīs un sadalīsies,
09:33
tie saplūdīs un sadalīsies.
09:34
Bet ir ļoti, ļoti, ļoti, ļoti, ļoti maza iespēja,
09:40
ka, tiklīdz tie saplūdīs,
09:42
šis protons var piedzīvot beta sabrukšanu
09:45
un pārvērsties par neitronu.
09:48
Mēs jau iepriekš esam runājuši par beta sabrukšanu,
09:50
tas ir veids, kā protoni un neitroni
09:51
var pārvērsties viens otrā.
09:52
Un, kad tas notiek, tas ir ļoti rets brīdis,
09:55
bet, ja tas notiek, tad tu iegūsti deitērija kodolu.
10:00
Un, ja tu uzraksti šim vienādojumu,
10:01
tas izskatīsies šādi.
10:03
Ir divi protoni, ūdeņraža kodoli,
10:05
kas saplūst, lai veidotos deitērijs.
10:06
Un šis ir beta sabrukšanas produkts,
10:08
ko tu jau iepriekš esi redzējis,
10:09
šobrīd par to pārāk neuztraucies.
10:10
Bet tagad būs saprotams,
10:12
ka, lai izveidotos deitērija kodols,
10:15
ir jāgaida ilgs laiks, vai ne?
10:18
Patiesībā aprēķini rāda,
10:19
ka ir jāgaida miljardiem gadu,
10:22
vidēji, lai tas notiktu.
10:24
Tomēr interesantākais ir tas,
10:26
ka, tiklīdz deitērija kodols ir izveidojies,
10:30
tas acumirklī apvienosies
10:31
ar vienu no tuvumā esošajiem protoniem
10:33
dažu minūšu vai sekunžu laikā, lai iegūtu hēlija kodolu.
10:37
Šīs ir vidējās vērtības,
10:38
bet padomā par laika skalu kontrastu šeit,
10:42
tas ir neprāts!
10:44
Jebkurā gadījumā, abos gadījumos mēs iegūstam enerģiju,
10:46
bet, tiklīdz ir izveidojies hēlijs-3,
10:48
Saule sapludinās arī hēlija-3 kodolus.
10:53
Un, kad tas notiek,
10:55
mēs atkal iegūsim nestabilu kodolu
10:57
ar četriem protoniem un diviem neitroniem šeit.
11:02
Bet, tā kā tas ir neticami nestabils,
11:03
tas vienkārši atbrīvos divus protonus.
11:07
Un, lūk, mēs beidzot iegūstam hēlija-4 kodolu.
11:12
Šis solis arī atbrīvo milzum daudz enerģijas,
11:14
un šādi mūsu Saule, kamēr mēs runājam,
11:17
sapludina protonus hēlija kodolos.
11:20
Mēs arī zinām, ka ir arī citas
11:22
kodoltermiskās sintēzes reakciju sērijas, kas notiek,
11:24
bet šī ir dominējošā.
11:26
Pēdējais jautājums, ko mēs varētu uzdot, ir,
11:27
kas notiek, kad Saulei beidzas visi protoni,
11:30
kad tā ir sapludinājusi visus protonus hēlijā?
11:32
Notiek daudz kas,
11:33
bet svarīgi ir tas, ka kodola temperatūra paaugstināsies,
11:36
un tad tā sāks sapludināt hēliju smagākos kodolos.
11:40
Patiesībā, tā sapludina hēliju ogleklī,
11:42
bet pēc tam,
11:43
mūsu Saulei vienkārši nebūs pietiekami augstas temperatūras,
11:45
lai sapludinātu oglekli smagākos kodolos,
11:47
tas vienkārši apstāsies.
11:49
Bet, ja ir karstākas, lielākas un karstākas zvaigznes,
11:52
tad sintēzes process turpināsies.
11:55
Ogleklis saplūdīs, lai iegūtu vēl smagākus elementus,
11:57
un šis process turpināsies,
12:00
bet ne mūžīgi.
12:01
Ne mūžīgi, jo, tiklīdz mēs sasniedzam dzelzi,
12:05
tas iezīmē sintēzes ķēdes beigas.
12:08
Jo zini ko?
12:09
Dzelzs ir viens no stabilākajiem elementiem Visumā,
12:13
kas nozīmē, ja tu mēģināsi sapludināt divus dzelzs elementus,
12:15
dzelzs kodolus kopā,
12:18
produkts būs mazāk stabils,
12:21
kas nozīmē, ka tas vairs nedos enerģiju,
12:23
tas absorbēs enerģiju.
12:25
Tas nozīmē, ka, tiklīdz ir dzelzs kodols,
12:27
zvaigznei izbeidzas enerģijas avots.
12:30
Kas notiek tā dēļ?
12:32
Ir milzīgs gravitācijas spiediens
12:35
zvaigznes milzīgās masas dēļ.
12:37
Līdz šim kodoltermiskās sintēzes reakcija
12:40
spēja to līdzsvarot.
12:41
Bet, tiklīdz kodoltermiskā sintēze apstājas,
12:42
jo nevar sapludināt dzelzi, lai iegūtu vairāk enerģijas,
12:45
gravitācija uzvar.
12:46
Un tā rezultātā visa zvaigzne sabrūk sevī
12:50
un eksplodē supernovas sprādzienā.
12:54
Un tā visi smagie elementi,
12:55
kas jebkad tika saražoti šīs zvaigznes kodolā,
12:58
beidzot tiek atbrīvoti,
13:00
un tie tad var ceļot kosmosā
13:02
un galu galā nonākt uz tādai planētas kā Zeme
13:05
un galu galā atrast ceļu tavā un manā ķermenī.
13:08
Tā kā supernova rada
13:09
vienu no karstākajām vietām mūsu Visumā,
13:11
es domāju, temperatūra, par kuru mēs runājam,
13:13
ir tik neaptverami augsta, ka par to vairs pat nav iespējams runāt,
13:15
tā ir tik neticami augsta, un šajā laikā
13:17
pat smagākie kodoli tiek pietuvināti un "saplūst" kopā.
13:21
Tas ir viens no veidiem, kā mēs varam iegūt kodolus,
13:25
kas ir smagāki par dzelzi.
13:27
Protams, izrādās, ir arī citi veidi,
13:29
bet supernova ir viens no veidiem, kā tas notiek.
13:32
Bet, jebkurā gadījumā, es domāju, ka tas ir viens no iemesliem,
13:33
kāpēc mēs bieži sakām, ka tu, es un mēs visi
13:37
esam veidoti no zvaigžņu putekļiem,
13:39
jo elementi, kas mūs veido,
13:41
reiz bija daļa no mirstošas zvaigznes.
Eksperta komentārs
Šajā video tiek skaidrota kodolsintēze – process, kurā divi vieglāki atomu kodoli apvienojas, veidojot smagāku kodolu. Uzsvērts, ka kodolsintēzē enerģija var gan izdalīties, gan tikt absorbēta, un tas ir saistīts ar masas defektu: ja reakcijas produktiem kopējā masa ir mazāka nekā sākotnējiem kodoliem, masas starpība pārvēršas enerģijā.
Video parāda, ka kodolsintēze ir galvenais zvaigžņu enerģijas avots un pamats smagāku ķīmisko elementu veidošanai Visumā. Aplūkotas arī reakcijas, kas norisinās zvaigžņu dzīves laikā, kā arī procesi, kuru rezultātā masīvas zvaigznes var noslēgt savu evolūciju ar supernovas sprādzienu, bagātinot Visumu ar jaunām vielām.
Jēdzieni: masas–enerģijas ekvivalence, nuklonu saites enerģija