수소를 헬륨으로 변환. 태양은 무엇으로 만들어졌나
이러한 질문에 답하려는 첫 번째 시도는 물리학자들이 에너지 보존 법칙을 공식화한 후인 19세기 중반에 천문학자들에 의해 이루어졌습니다.
로버트 메이어는 태양이 운석과 운석 입자로 표면을 끊임없이 공격함으로써 빛난다고 제안했습니다. 이 가설은 단순한 계산이 태양의 광도를 현대 수준매초 2 * 1015kg의 운석이 떨어지는 것이 필요합니다. 1 년 동안 이것은 6 * 1022 kg에 달하고 태양이 존재하는 동안 50 억년 동안 3 * 1032 kg입니다. 태양의 질량은 M = 2 * 1030kg이므로 50억 년 동안 태양의 질량보다 150배 더 많은 물질이 태양에 떨어졌어야 합니다.
두 번째 가설은 19세기 중반에 Helmholtz와 Kelvin에 의해 제시되었습니다. 그들은 태양이 연간 60-70미터를 압축하여 복사한다고 가정했습니다. 수축의 이유는 태양 입자의 상호 인력 때문이며, 이 가설을 수축이라고 합니다. 이 가설에 따라 계산하면 태양의 나이는 2천만 년을 넘지 않을 것이며, 이는 지구 토양과 토양의 지질학적 샘플에서 원소의 방사성 붕괴 분석에서 얻은 현대 데이터와 모순됩니다. 달.
가능한 태양 에너지 소스에 대한 세 번째 가설은 20세기 초 James Jeans에 의해 표현되었습니다. 그는 태양의 깊이에는 에너지가 방출되는 동안 자발적으로 붕괴하는 무거운 방사성 원소가 포함되어 있다고 제안했습니다. 예를 들어, 우라늄이 토륨으로 전환된 다음 납으로 전환되면 에너지 방출이 수반됩니다. 이 가설에 대한 후속 분석에서도 불일치가 나타났습니다. 우라늄만으로 만들어진 별은 관측된 태양 광도를 제공하기에 충분한 에너지를 방출하지 않을 것입니다. 또한 광도가 우리 별의 광도보다 몇 배 더 큰 별이 있습니다. 그 별들이 더 많은 방사성 물질을 포함할 가능성은 거의 없습니다.
가장 가능성이 높은 가설은 별 내부에서 핵 반응의 결과로 원소를 합성한다는 가설로 밝혀졌습니다.
1935년 Hans Bethe는 태양 에너지의 원천이 수소를 헬륨으로 전환시키는 열핵 반응일 수 있다는 가설을 세웠습니다. 베테랑이 1967년 노벨상을 받은 것도 이 때문이다.
태양의 화학 성분은 대부분의 다른 별과 거의 같습니다. 약 75%는 수소, 25%는 헬륨, 1% 미만은 기타 화학 원소(주로 탄소, 산소, 질소 등). 우주 탄생 직후에는 "무거운" 원소가 전혀 없었습니다. 그들 모두, 즉 헬륨보다 무거운 원소와 많은 알파 입자는 열핵융합 동안 별에서 수소가 "연소"되는 동안 형성되었습니다. 태양과 같은 별의 특징적인 수명은 100억년입니다.
주요 에너지원인 양성자-양성자 순환은 약한 상호 작용으로 인해 매우 느린 반응(특성 시간 7.9 * 109년)입니다. 그 본질은 헬륨 핵이 4개의 양성자로부터 얻어진다는 사실에 있습니다. 이 경우 한 쌍의 양전자와 한 쌍의 중성미자와 26.7 MeV 에너지가 방출됩니다. 초당 태양에서 방출되는 중성미자의 수는 태양의 광도에 의해서만 결정됩니다. 26.7 MeV의 방출은 2개의 중성미자를 생성하므로 중성미자의 방출 속도는 1.8 * 1038 중성미자/초입니다.
이 이론의 직접적인 테스트는 태양 중성미자의 관찰입니다. 고에너지 중성미자(붕소)는 염소-아르곤 실험(Davis 실험)에서 기록되며 이론적인 값과 비교하여 일관되게 중성미자의 부족을 보여줍니다. 표준 모델태양. pp 반응에서 직접 발생하는 저에너지 중성미자는 갈륨-게르마늄 실험(Gran Sasso의 GALLEX(이탈리아 - 독일) 및 SAGE의 Baksan(러시아 - 미국))에서 기록됩니다. 그들은 또한 "충분하지 않다".
일부 가정에 따르면 중성미자의 정지 질량이 0이 아닌 경우 다양한 유형의 중성미자의 진동(변환)이 가능합니다(Mikheev - Smirnov - Wolfenstein 효과)(중성미자에는 전자, 뮤온 및 타우온 중성미자의 세 가지 유형이 있습니다). 때문에 다른 중성미자는 전자 중성미자보다 물질과의 상호작용을 위해 훨씬 더 작은 단면을 가지고 있기 때문에 관측된 결핍은 전체 천문학 데이터 세트를 기반으로 구축된 태양의 표준 모델을 변경하지 않고도 설명될 수 있습니다.
태양은 초당 약 6억 톤의 수소를 처리합니다. 핵연료 매장량은 앞으로 50억 년 동안 지속되며, 그 후 점차 백색 왜성이 될 것입니다.
태양의 중앙 부분은 수축하고 따뜻해지며 이 외부 껍질로 전달된 열은 현대의 것과 비교할 때 엄청난 크기로 팽창하게 됩니다. 태양은 너무 많이 팽창하여 수성, 금성을 삼키고 현재보다 100배 빠른 "연료"입니다. 이것은 태양의 크기를 증가시킬 것입니다. 우리 별은 지구에서 태양까지의 거리와 비슷한 크기의 적색 거성이 될 것입니다! 지구상의 생명체는 사라지거나 외부 행성에서 피난처를 찾을 것입니다.
물론 새로운 단계로의 전환에는 약 1억-2억 년이 걸리기 때문에 이러한 이벤트가 발생하기 전에 미리 알려드립니다. 태양 중심부의 온도가 100,000,000K에 도달하면 헬륨이 연소되기 시작하여 무거운 원소로 변하고 태양은 수축과 팽창의 복잡한 주기 단계에 진입합니다. 마지막 단계에서 우리 별은 외피를 잃을 것이고 중심핵은 지구와 같이 엄청나게 높은 밀도와 크기를 가질 것입니다. 앞으로 수십억 년이 더 지나면 태양이 식어 백색 왜성이 될 것입니다.
태양 에너지원
아는 것이 힘이다
탄소 순환
수소는 별 내부에서 어떻게 헬륨으로 변합니까?이 질문에 대한 첫 번째 대답은 미국의 Hans Bethe와 Karl-Friedrich von Weizsacker에 의해 독립적으로 발견되었습니다. 독일의... 1938년에 그들은 수소를 헬륨으로 전환하고 별이 살아 있도록 하는 데 필요한 에너지를 제공할 수 있는 첫 번째 반응을 발견했습니다. 이때가 되었습니다: 1938년 7월 11일 Weizsacker의 원고는 "Zeitschrift für Physik" 저널의 편집 위원회에 접수되었으며 같은 해 9월 7일 Bete의 원고는 해당 저널의 편집실에 접수되었습니다. "물리적 검토". 두 논문 모두 탄소 순환의 발견을 제시했습니다. Bethe와 Crichfield는 이미 6월 23일에 양성자-양성자 순환의 가장 중요한 부분을 포함하는 논문을 보냈습니다.
이 과정은 상당히 복잡합니다. 그 흐름을 위해서는 탄소와 같은 다른 원소의 수소 원자 외에도 별에 존재해야 합니다. 탄소 원자의 핵은 촉매 역할을 합니다. 우리는 화학 촉매에 대해 잘 알고 있습니다. 양성자는 탄소 핵에 부착되고 헬륨 원자가 형성됩니다. 그런 다음 탄소 핵은 양성자로부터 형성된 헬륨 핵을 밀어내고 이 과정의 결과로 그 자체는 변하지 않습니다.
그림은 닫힌 주기처럼 보이는 이 반응의 다이어그램을 보여줍니다. 이 반응을 고려하십시오그림의 상단에서 시작합니다. 이 과정은 수소 원자의 핵이 탄소 핵과 충돌한다는 사실로 시작됩니다. 엄청난 수 12. 우리는 그것을 C 12라고 부릅니다. 터널링 효과로 인해 양성자는 탄소 핵의 전기적 반발력을 극복하고 결합할 수 있습니다.
별 내부에서 베테 반응의 탄소 순환에서 수소가 헬륨으로 변환. 빨간색 물결 모양의 화살표는 원자가 양자를 방출하고 있음을 나타냅니다. 전자기 방사선.
새로운 코어는 이미 13개의 무거운 부품으로 구성되어 있습니다. 소립자... 양성자의 양전하로 인해 원래 탄소 핵의 전하가 증가합니다. 이것은 질량수가 13인 질소 핵을 발생시킵니다. 이것은 N 13으로 지정됩니다. 이 질소 동위 원소는 방사성이며 잠시 후 양전자와 중성미자라는 두 개의 가벼운 입자를 방출합니다. 우리가 듣게 될 기본 입자입니다. 따라서 질소 핵은 질량수가 13인 탄소 핵으로 변환됩니다. C 13에서. 이 핵은 다시 주기 시작 시 탄소 핵과 동일한 전하를 갖지만 질량 수는 이미 하나 더 있습니다. 이제 우리는 탄소의 또 다른 동위 원소의 핵을 가지고 있습니다. 다른 양성자가 이 핵과 충돌하면 질소 핵이 다시 나타납니다. 그러나 이제 질량 수는 14, 즉 N 14입니다. 새로운 질소 원자가 다른 양성자와 충돌하면 O 15로 넘어갑니다. 이 핵은 또한 방사성이며, 다시 양전자와 중성미자를 방출하고 N 15 - 질량 수 15의 질소로 변합니다. 우리는 그 과정이 질량수가 15인 탄소에서 시작되었음을 알 수 있습니다. 12 및 질량 번호 15의 질소의 출현으로 이어졌습니다. 따라서, 직렬 연결양성자는 점점 더 무거운 핵의 출현으로 이어진다. 하나 이상의 양성자가 핵 N 15에 결합하면 형성된 핵에서 2개의 양성자와 2개의 중성자가 함께 날아가 헬륨 핵을 형성합니다. 무거운 핵은 원래의 탄소 핵으로 다시 전환됩니다. 원이 완성되었습니다.
결과적으로 4개의 양성자가 결합하여 헬륨 핵을 형성합니다. 수소는 헬륨으로 바뀝니다. 이 과정에서 별이 수십억 년 동안 빛나기에 충분한 에너지가 방출됩니다.
항성 물질의 가열은 우리가 고려하는 반응 사슬의 모든 단계에서 발생하지 않습니다. 항성 물질은 부분적으로 에너지를 항성 가스로 전달하는 전자기 복사의 양자로 인해 가열되고 부분적으로는 항성 가스의 자유 전자로 거의 즉시 소멸되는 양전자에 의해 가열됩니다. 양전자와 전자가 소멸되는 동안 전자기 복사도 생성됩니다. 이 양자의 에너지는 항성 물질로 전달됩니다. 방출된 에너지의 작은 부분은 방출된 중성미자와 함께 별에서 멀리 운반됩니다. 우리는 나중에 중성미자와 관련된 몇 가지 이해할 수 없는 문제를 고려할 것입니다.
1967년 베타 수상 노벨상 1938년 폰 바이자커(von Weizsacker)와 함께 만든 탄소 순환의 발견으로 물리학 박사 학위를 받았습니다. 이 경우 노벨 위원회는 분명히 이 발견의 영예가 한 명 이상의 Beth에게 속한다는 사실을 잊었습니다.
우리는 촉매 원소인 탄소와 질소가 있을 때 순환 변환이 일어난다는 것을 알고 있습니다. 그러나 세 가지 요소 모두가 항성 내부에 존재할 필요는 없습니다. 그 중 하나면 충분합니다. 사이클의 적어도 하나의 반응이 시작되면 반응의 후속 단계의 결과로 요소-촉매가 나타납니다. 또한, 순환 반응의 진행은 꺼리는 동위원소 사이에 잘 정의된 정량적 비율이 발생한다는 사실로 이어집니다. 이 비율은 주기가 발생하는 온도에 따라 다릅니다. 천체 물리학자들은 이제 분광법을 사용하여 우주 물질에 대한 상당히 정확한 정량 분석을 수행할 수 있습니다. 동위 원소 C 12, C 13, N 14 및 N 15의 수 사이의 비율에 의해 항성 깊이에서 탄소 순환을 따라 물질의 변형이 있다는 것을 확립하는 것이 가능할 뿐만 아니라 어떤 온도에서 이들 동위원소가 반응이 일어납니다. 그러나 수소는 탄소 순환을 통해서만이 아니라 헬륨으로 전환될 수 있습니다. 탄소 순환의 반응과 함께 다른 간단한 변형도 발생합니다. 에너지 방출에 (적어도 태양에 대한) 주요 기여를 하는 것은 바로 그들입니다. 다음으로 이러한 반응에 대해 살펴보겠습니다.
핵분열을 기반으로 한 원자력 발전에 대한 미국 사회의 경각심으로 인해 수소 핵융합(열핵 반응)에 대한 관심이 높아졌습니다. 이 기술은 전기를 생성하기 위해 원자의 특성을 사용하는 대안으로 제안되었습니다. 이것은 이론적으로 훌륭한 아이디어입니다. 수소 핵융합은 핵분열보다 더 효율적으로 물질을 에너지로 변환하며 이 과정에서 방사성 폐기물이 생성되지 않습니다. 그러나 작동 가능한 열핵 원자로는 아직 만들어지지 않았습니다.
태양의 열핵융합
물리학자들은 태양이 열핵융합 반응을 통해 수소를 헬륨으로 변환한다고 믿습니다. "합성"이라는 용어는 "결합"을 의미합니다. 수소 합성에는 가장 높은 온도가 필요합니다. 태양의 거대한 덩어리가 만들어내는 강력한 중력은 끊임없이 핵을 압축된 상태로 유지합니다. 이 압축은 수소 핵융합이 일어나기에 충분히 높은 코어 온도를 제공합니다.
태양 수소 융합은 다단계 과정입니다. 첫째, 두 개의 수소 핵(2개의 양성자)이 강하게 압축되어 반전자라고도 알려진 양전자를 방출합니다. 양전자는 전자와 질량이 같지만 음이 아닌 양의 단위 전하를 가지고 있습니다. 양전자 외에도 수소 원자가 압축되면 중성미자가 방출됩니다. 전자와 비슷하지만 전하가없고 거대한 한계 내에서 물질을 관통 할 수있는 입자 (즉, 중성미자 (낮은 에너지) 중성미자)는 물질과 극도로 약하게 상호작용한다.어떤 종류의 중성미자의 평균 자유경로는 물 속에서 약 100광년이고, 태양에 의해 방출되는 약 10개의 중성미자는 위의 모든 사람의 영역을 통과하는 것으로 알려져 있다. 눈에 보이는 결과 없이 매초 지구.).
두 개의 양성자의 합성은 단일 양전하의 손실을 동반합니다. 결과적으로 양성자 중 하나가 중성자가 됩니다. 이것은 하나의 양성자와 하나의 중성자로 구성된 수소의 무거운 동위원소인 중수소의 핵(2H 또는 D로 지정됨)을 얻는 방법입니다.
중수소는 중수소라고도 합니다. 중수소 핵은 다른 양성자와 결합하여 2개의 양성자와 1개의 중성자로 구성된 헬륨-3(He-3) 핵을 형성합니다. 이것은 감마선 빔을 방출합니다. 또한, 위에서 설명한 과정을 두 번 독립적으로 반복하여 형성된 두 개의 헬륨-3 핵이 결합하여 두 개의 양성자와 두 개의 중성자로 구성된 헬륨-4(He-4) 핵을 형성합니다. 이 헬륨 동위원소는 공기보다 가벼운 풍선을 채우는 데 사용됩니다. 마지막 단계에서 두 개의 양성자가 방출되어 핵융합 반응의 추가 발전을 유발할 수 있습니다.
"태양 합성" 과정에서 생성된 물질의 총 질량은 원래 성분의 총 질량을 약간 초과합니다. "누락된 조각"은 아인슈타인의 유명한 공식에 따라 에너지로 변환됩니다.
여기서 E는 줄 단위의 에너지, m은 킬로그램 단위의 "누락된 질량", c는 (진공 상태에서) 299 792 458 m/s인 빛의 속도입니다. 따라서 태양은 수소 핵이 쉬지 않고 엄청난 양으로 헬륨 핵으로 변환되기 때문에 엄청난 양의 에너지를 생산하고 있습니다. 태양에는 수소 융합 과정이 수백만 년 동안 계속될 만큼 충분한 물질이 있습니다. 시간이 지남에 따라 수소 공급이 중단되지만 이것은 우리의 평생 동안 일어나지 않을 것입니다.
2002-01-18T16: 42 + 0300
2008-06-04T19: 55 + 0400
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태양에서 일어나는 열핵 반응
(Ter.Ink. N03-02, 18/01/2002) Vadim Pribytkov, 이론 물리학자, Terra Incognita의 영구 특파원. 과학자들은 일반적으로 태양에서 일어나는 열핵 반응이 수소가 헬륨과 더 무거운 원소로 전환되는 것으로 구성된다는 것을 잘 알고 있습니다. 그러나 이러한 변형이 발생하는 방식에는 절대적인 명확성이 없으며 더 정확하게는 완전한 모호성이 지배합니다. 가장 중요한 초기 연결이 누락되었습니다. 따라서 양전자와 중성미자가 방출되면서 두 개의 양성자가 중수소로 결합되는 환상적인 반응이 발명되었습니다. 그러나 이러한 반응은 양성자 사이에 강력한 반발력이 작용하기 때문에 실제로는 불가능합니다. ---- 태양에 실제로 무슨 일이? 첫 번째 반응은 중수소 생성으로 구성되며, 이 생성은 두 개의 수소 원자가 밀접하게 연결되어 있을 때 저온 플라즈마에서 고압에서 발생합니다. 이 경우 짧은 기간 동안 두 개의 수소 핵이 거의 나란히 있는 것으로 판명되었으며, 그 중 하나를 포착할 수 있습니다 ...
(Ter.Ink. N03-02, 2002-01-18)
Vadim Pribytkov, 이론 물리학자, Terra Incognita의 영구 특파원.
과학자들은 일반적으로 태양에서 일어나는 열핵 반응이 수소가 헬륨과 더 무거운 원소로 전환되는 것으로 구성된다는 것을 잘 알고 있습니다. 그러나 이러한 변형이 발생하는 방식에는 절대적인 명확성이 없으며 더 정확하게는 완전한 모호성이 지배합니다. 가장 중요한 초기 연결이 누락되었습니다. 따라서 양전자와 중성미자가 방출되면서 두 개의 양성자가 중수소로 결합되는 환상적인 반응이 발명되었습니다. 그러나 이러한 반응은 양성자 사이에 강력한 반발력이 작용하기 때문에 실제로는 불가능합니다.
실제로 태양에서 무슨 일이?
첫 번째 반응은 중수소 생성으로 구성되며, 이 생성은 두 개의 수소 원자가 밀접하게 연결되어 있을 때 저온 플라즈마에서 고압에서 발생합니다. 이 경우 짧은 시간 동안 두 개의 수소 핵은 거의 가깝고 양성자 중 하나와 중성자를 형성하는 궤도 전자 중 하나를 포착 할 수 있습니다.
양성자가 수소 원자에 결합될 때 다른 조건에서도 유사한 반응이 일어날 수 있습니다. 이 경우 궤도 전자의 포획(K-포착)도 일어난다.
마지막으로 짧은 기간 동안 두 개의 양성자가 서로 접근할 때 결합력이 통과하는 전자를 포착하여 중수소를 형성하기에 충분할 때 그러한 반응이 있을 수 있습니다. 그것은 모두 이러한 반응이 일어나는 플라즈마 또는 가스의 온도에 달려 있습니다. 이 경우 1.4 MeV의 에너지가 방출됩니다.
중수소는 두 개의 중수소 핵이 양성자 방출로 삼중수소를 형성하거나 중성자 방출로 헬륨-3을 형성할 때 후속 반응 주기의 기초입니다. 두 반응 모두 가능성이 있고 잘 알려져 있습니다.
이것은 삼중수소와 중수소, 삼중수소와 삼중수소, 헬륨-3과 중수소, 헬륨-3과 삼중수소, 헬륨-3과 헬륨-3과 헬륨-4의 조합 반응이 뒤따릅니다. 이 경우 더 많은 양성자와 중성자가 방출됩니다. 중성자는 헬륨-3 핵과 중수소 묶음을 가진 모든 원소에 의해 포획됩니다.
이러한 반응은 엄청난 수의 고에너지 양성자가 태양풍의 일부로 태양에서 방출된다는 사실에 의해 확인됩니다. 이 모든 반응에서 가장 놀라운 것은 그 과정에서 양전자도 중성미자도 생성되지 않는다는 것입니다. 모든 반응 동안 에너지가 방출됩니다.
자연에서는 모든 것이 훨씬 쉽게 발생합니다.
또한 중수소, 삼중수소, 헬륨-3, 헬륨-4의 핵에서 더 복잡한 원소가 형성되기 시작합니다. 이 경우 전체 비밀은 헬륨-4 핵이 서로 반발하기 때문에 서로 직접 연결할 수 없다는 사실에 있습니다. 그들의 연결은 중수소와 삼중수소 묶음을 통해 발생합니다. 공식 과학도 이 순간을 완전히 무시하고 헬륨-4 핵을 하나의 힙에 버립니다. 이는 불가능합니다.
공식 수소 순환만큼 환상적인 것은 1939년 Bethe가 발명한 이른바 탄소 순환입니다. 이 순환에서 헬륨-4는 4개의 양성자로 형성되고 양전자와 중성미자도 방출된다고 합니다.
자연에서는 모든 것이 훨씬 쉽게 발생합니다. 자연은 이론가들처럼 새로운 입자를 발명하지 않고 자신이 가진 입자만을 사용합니다. 우리가 볼 수 있듯이, 원소의 형성은 두 개의 양성자에 의해 하나의 전자가 부착되는 것으로 시작되며(소위 K-포획), 그 결과 중수소가 얻어진다. K-포착은 중성자를 생성하는 유일한 방법이며 다른 모든 복잡한 핵에서 널리 사용됩니다. 양자 역학은 핵에 전자의 존재를 부인하지만 전자가 없으면 핵을 만드는 것이 불가능합니다.
태양의 열핵융합에 대한 아이디어의 탄생과 발전 과정을 이해하려면 이 과정을 이해하는 인간 아이디어의 역사를 알아야 합니다. 열핵융합을 제어하는 과정이 일어나는 제어된 열핵 원자로를 만드는 데에는 많은 이론적, 기술적 문제가 해결되지 않습니다. 과학 관계자는 물론이고 많은 과학자들이 이 문제의 역사에 익숙하지 않습니다.
열핵 원자로를 만든 사람들이 잘못된 행동을 하게 된 것은 바로 태양에서의 열핵 융합에 대한 인류의 이해와 표현의 역사에 대한 무지 때문입니다. 이것은 많은 선진국이 막대한 돈을 낭비한 제어형 열핵 원자로 건설 작업의 60년 실패로 증명됩니다. 가장 중요하고 반박할 수 없는 증거: 제어된 열핵 원자로는 60년 동안 만들어지지 않았습니다. 또한 언론의 잘 알려진 과학 당국은 30 ... 40 년 안에 제어 열 핵 원자로 (UTNR)를 만들 것을 약속합니다.
2. "오컴의 면도날"
오컴의 면도날은 영국의 프란체스코 수도사이자 명목 철학자인 윌리엄의 이름을 따서 명명된 방법론적 원리입니다. 단순화된 형태로, "기존의 것을 불필요하게 증식시켜서는 안 됩니다"(또는 "절대적으로 필요한 경우가 아니면 새로운 개체를 끌어들여서는 안 됩니다")라고 읽습니다. 이 원칙은 절약의 원칙 또는 절약의 법칙이라고도 하는 방법론적 환원주의의 기초를 형성합니다. 때때로 원칙은 다음과 같은 말로 표현됩니다. "덜 설명할 수 있는 것을 더 많이 표현해서는 안 됩니다."
V 현대 과학오컴의 면도날은 일반적으로 현상에 대해 논리적으로 일관된 정의나 설명이 여러 개 있는 경우 그 중 가장 단순한 것이 올바른 것으로 간주되어야 한다는 보다 일반적인 원칙으로 이해됩니다.
원리의 내용은 다음과 같이 단순화할 수 있습니다. 이 현상을 간단한 법칙으로 설명할 수 있다면 어떤 현상을 설명하기 위해 복잡한 법칙을 도입할 필요가 없습니다. 이 원칙은 이제 과학적 비판적 사고의 강력한 도구가 되었습니다. Ockham 자신은 이 원리를 신의 존재에 대한 확증으로 공식화했습니다. 그들에게 그의 의견으로는 새로운 것을 도입하지 않고 모든 것을 설명하는 것이 확실히 가능합니다.
정보 이론의 언어로 재구성된 Occam의 면도날 원리는 가장 정확한 메시지는 최소 길이의 메시지라고 말합니다.
Albert Einstein은 Occam's Razor의 원리를 다음과 같이 재구성했습니다.
3. 태양의 열핵융합에 대한 인간 이해의 시작과 제시에 대하여
오랫동안 지구의 모든 주민들은 태양이 지구를 따뜻하게한다는 사실을 이해했지만 태양 에너지의 원천은 모든 사람이 이해할 수 없었습니다. 1848년 Robert Meyer는 운석의 충돌에 의해 태양이 가열된다는 운석 가설을 제시했습니다. 그러나 필요한 수의 운석이 있으면 지구도 매우 뜨거울 것입니다. 또한, 지구의 지질학적 지층은 주로 운석으로 구성될 것입니다. 마지막으로, 태양의 질량은 증가했어야 했고, 이것은 행성의 운동에 영향을 미쳤을 것입니다.
따라서 19세기 후반에 많은 연구자들은 태양이 느린 중력 압축으로 인해 가열된다고 제안한 Helmholtz(1853)와 Lord Kelvin이 개발한 가장 그럴듯한 이론("Kelvin-Helmholtz 메커니즘")을 고려했습니다. 이 메커니즘을 기반으로 한 계산은 태양의 최대 나이를 2천만 년으로 추정하고 그 후 태양이 꺼지는 시간은 1천 5백만 년을 넘지 않습니다. 그러나 이 가설은 나이에 대한 지질학적 데이터와 모순됩니다. 바위훨씬 더 큰 숫자를 나타냅니다. 예를 들어, Charles Darwin은 Vendian 퇴적물의 침식이 최소 3억 년 동안 지속되었다고 언급했습니다. 그럼에도 불구하고 Brockhaus와 Efron Encyclopedia는 중력 모델이 유일하게 유효한 것으로 간주합니다.
20세기에만 이 문제에 대한 "올바른" 해결책이 발견되었습니다. 처음에 Rutherford는 태양 내부 에너지의 근원이 방사성 붕괴라고 가정했습니다. 1920년에 아서 에딩턴은 태양 내부의 압력과 온도가 너무 높아 수소 핵(양성자)이 헬륨-4 핵으로 합쳐지는 열핵 반응이 일어날 수 있다고 제안했습니다. 후자의 질량은 4개의 자유 양성자의 질량의 합보다 작기 때문에 아인슈타인의 공식에 따르면 이 반응에서 질량의 일부 이자형 = MC 2는 에너지로 변환됩니다. 태양 구성에서 수소가 지배적이라는 사실은 1925년 Cecilia Payne에 의해 확인되었습니다.
열핵융합 이론은 1930년대 천체물리학자 Chandrasekhar와 Hans Bethe에 의해 개발되었습니다. 태양 에너지의 원천인 두 가지 주요 열핵 반응을 자세히 계산했습니다. 마지막으로 1957년 마가렛 버브리지(Margaret Burbridge)의 저서 "별의 원소 합성(Synthesis of Elements in Stars)"이 등장하여 우주의 대부분의 원소가 별의 핵합성의 결과로 발생했음을 보여주고 제안했습니다.
4. 태양의 우주 탐사
천문학자로서의 에딩턴의 첫 번째 작업은 별의 운동과 항성계의 구조에 대한 연구와 관련이 있었습니다. 그러나 그의 주요 장점은 그가 별의 내부 구조 이론을 만들었다는 것입니다. 현상의 물리적 본질에 대한 깊은 침투와 복잡한 수학적 계산 방법의 숙달로 에딩턴은 별의 내부 구조, 성간 물질의 상태, 별의 운동 및 분포와 같은 천체 물리학 영역에서 여러 가지 근본적인 결과를 얻을 수 있었습니다. 갤럭시에서.
에딩턴은 일부 적색 거성 별의 지름을 계산하고 시리우스 별의 왜소 동반자의 밀도를 결정했습니다. 이는 비정상적으로 높은 것으로 나타났습니다. 별의 밀도를 결정하는 에딩턴의 연구는 초고밀도(축퇴) 기체의 물리학 발전을 위한 자극제가 되었습니다. 에딩턴은 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 훌륭한 해석자였습니다. 그는 이 이론에 의해 예측된 효과 중 하나인 무거운 별의 중력장에서 광선의 편향에 대한 첫 번째 실험 테스트를 수행했습니다. 그는 1919년 개기일식 동안 이 작업을 수행했습니다. 다른 과학자들과 함께 에딩턴은 기초를 놓았습니다. 현대 지식별의 구조에 대해.
5. 융합 - 연소!?
시각적으로 열핵 융합이란 무엇입니까? 원칙적으로 이것은 연소입니다. 그러나 이것은 공간의 단위 부피당 매우 높은 전력의 연소임이 분명합니다. 그리고 이것은 산화 과정이 아니라는 것이 분명합니다. 여기에서 연소 과정에서 다른 요소가 관련되어 있으며 이는 또한 연소되지만 특수한 물리적 조건에서 발생합니다.
타는 것에 대해 생각하십시오.
화학적 연소는 열복사, 빛 및 복사 에너지의 방출과 함께 가연성 혼합물의 성분을 연소 생성물로 변환하는 복잡한 물리화학적 과정입니다.
화학 연소는 여러 유형의 연소로 나뉩니다.
폭발 및 폭발과 달리 아음속 연소(폭연)는 저속으로 진행되며 충격파 형성과 관련이 없습니다. 아음속 연소에는 일반 층류 및 난류 화염 전파, 초음속 - 폭발이 포함됩니다.
연소는 열과 연쇄 연소로 나뉩니다. 열 연소는 다음을 기반으로 합니다. 화학 반응, 방출된 열이 축적되어 점진적인 자체 가속을 진행할 수 있습니다. 연쇄 연소는 저압에서 일부 기상 반응의 경우에 발생합니다.
열적 자기 가속 조건은 충분히 큰 열 효과와 활성화 에너지를 갖는 모든 반응에 제공될 수 있습니다.
연소는 자연 발화의 결과로 자발적으로 시작되거나 점화에 의해 시작될 수 있습니다. 고정된 외부 조건에서 연속 연소는 공정의 주요 특성(반응 속도, 열 방출력, 온도 및 생성물 조성)이 시간이 지남에 따라 변하지 않거나 주기적 모드에서 다음과 같은 경우 정지 모드에서 진행될 수 있습니다. 이러한 특성은 평균값을 중심으로 변동합니다. 온도에 대한 반응 속도의 강한 비선형 의존성으로 인해 연소는 외부 조건에 매우 민감합니다. 동일한 연소 특성은 동일한 조건(히스테리시스 효과)에서 여러 고정 영역의 존재를 결정합니다.
체적 연소가 있으며 모든 사람에게 알려져 있으며 일상 생활에서 자주 사용됩니다.
확산 연소.연소 구역에 연료와 산화제를 별도로 공급하는 것이 특징입니다. 구성 요소의 혼합은 연소 영역에서 발생합니다. 예: 로켓 엔진에서 수소와 산소의 연소.
사전 혼합 매체의 연소.이름에서 알 수 있듯이 연소는 연료와 산화제를 모두 포함하는 혼합물에서 발생합니다. 예: 점화 플러그로 프로세스를 초기화한 후 가솔린-공기 혼합물의 내연 기관 실린더에서 연소.
무화염 연소.기존의 연소와 달리 산화화염과 환원화염의 영역이 관찰되면 무화염 연소를 위한 조건을 조성할 수 있다. 예는 촉매 산화입니다. 유기물적절한 촉매의 표면에, 예를 들어 백금 블랙에 에탄올 산화.
연기.화염이 형성되지 않고 연소 영역이 재료를 통해 천천히 퍼지는 연소 유형. 연기는 일반적으로 공기 함량이 높거나 산화제가 함침된 다공성 또는 섬유질 재료에서 관찰됩니다.
자연 연소.자체 지속 연소. 이 용어는 폐기물 소각 기술에서 사용됩니다. 폐기물의 자생(자체 유지) 연소 가능성은 밸러스트 구성 요소의 제한 함량(수분 및 재)에 의해 결정됩니다.
화염은 가시 및 / 또는 적외선 복사와 함께 기체 상태의 연소가 발생하는 공간 영역입니다.
우리가 양초, 라이터 또는 성냥을 태울 때 관찰하는 일반적인 불꽃은 지구의 중력으로 인해 수직으로 뻗어 있는 백열 가스의 흐름입니다(뜨거운 가스는 위로 올라가는 경향이 있음).
6. 태양의 현대 물리화학적 개념
주요 특성:
광구의 구성:
태양은 우리 태양계의 중심이자 유일한 별이며이 시스템의 다른 물체가 회전하는 행성과 위성, 왜행성그리고 그들의 위성, 소행성, 유성체, 혜성 및 우주 먼지. 태양의 질량(이론적으로)은 전체 태양계 전체 질량의 99.8%입니다. 태양 복사는 지구상의 생명체를 지원하고(광자는 광합성 과정의 초기 단계에 필요함) 기후를 결정합니다.
스펙트럼 분류에 따르면 태양은 G2V 유형("황색 왜성")에 속합니다. 태양 표면의 온도는 6000K에 이르므로 태양은 거의 백색광으로 빛나지만 지구 대기에 의한 스펙트럼의 단파장 부분의 산란과 흡수가 강하기 때문에 태양의 직사광선 우리 행성의 표면은 특정 노란색 색조를 얻습니다.
태양 스펙트럼은 이온화된 수소뿐만 아니라 이온화된 중성 금속 라인을 포함합니다. 우리 은하계에는 약 1억 개의 G2 별이 있습니다. 더욱이 우리 은하에 있는 별의 85%는 태양보다 덜 밝은 별입니다(대부분은 진화 주기가 끝날 때 적색 왜성입니다). 모든 주계열성과 마찬가지로 태양은 열핵융합을 통해 에너지를 생성합니다.
태양으로부터의 복사는 지구상의 주요 에너지원입니다. 그것의 힘은 태양 상수에 의해 특징 지어집니다 - 태양 광선에 수직인 단위 면적의 영역을 통과하는 에너지의 양. 한 천문 단위의 거리(즉, 지구의 궤도)에서 이 상수는 약 1370 W/m 2입니다.
지구 대기를 통과하는 태양 복사는 에너지에서 약 370W / m2를 잃습니다. 지표면 1000 W / m 2에 도달합니다 (맑은 날씨와 태양이 정점에있을 때). 이 에너지는 다양한 자연 및 인공 과정에서 사용될 수 있습니다. 따라서 식물은 광합성을 사용하여 화학적 형태(산소 및 유기 화합물)로 처리합니다. 직접 태양열 난방 또는 태양 전지를 사용한 에너지 변환을 사용하여 전기(태양광 발전소)를 생성하거나 기타 유용한 작업을 수행할 수 있습니다. 먼 과거에는 석유와 다른 유형의 화석 연료에 저장된 에너지도 광합성을 통해 얻었습니다.
태양은 자기적으로 활동하는 별입니다. 그것은 강한 자기장을 가지고 있으며, 그 세기는 시간이 지남에 따라 변하고, 태양 극대기 동안 약 11년마다 방향이 바뀝니다. 변형 자기장태양은 다양한 효과를 일으키는데, 그 조합을 태양활동이라고 하며, 작업장에서 흑점, 태양 플레어, 태양풍의 변화 등의 현상, 통신설비, 전기의 전송수단 등을 포함하며, 또한 부정적인 영향을 미친다. (자기 폭풍에 민감한 사람들의 경우) 두통을 일으키고 몸이 불편하게 만드는 살아있는 유기체. 태양은 금속 함량이 높은 3세대(인구 I)의 젊은 별입니다.
항성 진화의 컴퓨터 모델을 사용하여 추정되는 현재 태양의 나이(더 정확하게는 주계열에 존재하는 시간)는 약 45억 7천만 년입니다.
태양의 수명주기.태양은 약 45억 9천만 년 전에 중력의 영향으로 분자 수소 구름이 빠르게 압축되어 우리 지역에서 첫 번째 유형의 T Tauri 항성 집단의 별이 형성되었을 때 형성되었다고 믿어집니다. 은하.
태양만큼 무거운 별은 총 100억년 동안 주계열성에서 존재했어야 했다. 따라서 태양은 이제 거의 수명 주기의 중간에 있습니다. 에 현재 단계태양 핵에서는 수소가 헬륨으로 전환되는 열핵 반응이 일어나고 있습니다. 태양의 중심부에서 매초 약 400만 톤의 물질이 복사 에너지로 변환되어 태양 복사와 태양 중성미자의 흐름을 생성합니다.
7. 태양의 내부 및 외부 구조에 대한 인류의 이론적인 생각
태양의 중심에는 태양핵이 있습니다. 광구(photosphere)는 태양의 가시적 표면으로, 주요 복사원입니다. 태양은 온도가 매우 높은 태양 코로나로 둘러싸여 있지만 극히 희박하여 개기일식 기간에만 육안으로 볼 수 있습니다.
반지름 약 15만km로 열핵반응이 일어나는 태양의 중심부를 태양핵이라고 한다. 코어의 물질 밀도는 약 150,000kg/m3(물 밀도의 150배, 지구에서 가장 무거운 금속인 오스뮴의 밀도보다 ≈6.6배 높음)이며 코어 중심의 온도입니다. 1400만도 이상입니다. SOHO 임무에서 수행한 데이터에 대한 이론적 분석에 따르면 코어에서 축을 중심으로 한 태양의 회전 속도는 표면보다 훨씬 빠릅니다. 핵에서 양성자-양성자 열핵 반응이 일어나서 4개의 양성자로부터 헬륨-4가 형성됩니다. 동시에 1초에 426만 톤의 물질이 에너지로 전환되지만 이 값은 태양의 질량인 2·10 27톤에 비하면 무시할 수 있는 수준이다.
코어 위의 중심에서 태양 반경의 약 0.2 ... 0.7 거리에 거시적 움직임이없는 복사 전달 영역이 있으며 광자의 "재 방출"을 사용하여 에너지가 전달됩니다. .
태양의 대류대. 태양 표면에 가까울수록 플라즈마의 소용돌이 혼합이 발생하고 표면으로의 에너지 전달은 주로 물질 자체의 움직임에 의해 수행됩니다. 이러한 에너지 전달 방식을 대류라고 하며, 두께가 약 200,000km인 태양의 지하층이 발생하는 곳을 대류대라고 합니다. 현대 데이터에 따르면 태양 물질과 자기장의 다양한 움직임이 발생하기 때문에 태양 과정의 물리학에서의 역할은 매우 큽니다.
태양의 대기 광구(층, 발광)는 ≈320km의 두께에 도달하고 태양의 가시 표면을 형성합니다. 태양의 광학(가시) 복사의 주요 부분은 광구에서 방출되지만 더 깊은 층의 복사는 더 이상 광구에 도달하지 않습니다. 광구의 온도는 평균 5800K에 이릅니다. 여기에서 가스의 평균 밀도는 지구 공기 밀도의 1/1000 미만이며 광구의 바깥쪽 가장자리에 접근함에 따라 온도는 4800K로 감소합니다. 이러한 조건에서 수소는 거의 완전히 중성 상태를 유지합니다. 광구는 태양의 가시적 표면을 형성하며, 여기서 태양의 치수, 태양 표면으로부터의 거리 등이 결정됩니다. 채색권 - 외부 쉘태양은 광구를 둘러싸고 있는 두께가 약 10,000km입니다. 이 부분의 이름의 유래 태양 대기수소의 적색 H-알파 방출선이 가시 스펙트럼에서 지배적이라는 사실로 인해 붉은 색과 관련이 있습니다. 상한채층에는 뚜렷한 매끄러운 표면이 없으며 스피큘이라고 불리는 뜨거운 방출이 끊임없이 발생합니다 (이 때문에 후기 XIX세기, 이탈리아 천문학자 Secchi는 망원경을 통해 채층을 관찰하여 불타는 초원과 비교했습니다. 채층의 온도는 고도 4000도에서 15000도까지 증가합니다.
채층의 밀도가 낮아 정상적인 조건에서 관찰하기에는 밝기가 충분하지 않습니다. 그러나 개기일식에서는 달이 밝은 광구를 덮을 때 그 위에 있는 채층을 볼 수 있게 되어 붉게 빛납니다. 또한 특수 협대역 광학 필터로 언제든지 관찰할 수 있습니다.
왕관은 태양의 마지막 외피입니다. 60만~200만도의 매우 높은 온도에도 불구하고 코로나의 물질 밀도가 낮아 밝기가 낮기 때문에 개기일식 동안에만 육안으로 볼 수 있다. 이 층의 비정상적으로 강렬한 가열은 분명히 자기 효과와 충격파의 영향으로 인해 발생합니다. 코로나의 모양은 태양 활동 주기의 위상에 따라 변합니다. 활동이 최대인 기간에는 둥근 모양을 하고 최소한 태양 적도를 따라 늘어납니다. 코로나 온도가 매우 높기 때문에 자외선과 X선 영역에서 강렬하게 방출합니다. 이러한 방사선은 지구 대기를 통과하지 않지만 최근에는 우주선을 사용하여 이를 연구하는 것이 가능해졌습니다. 코로나의 다른 영역에서 복사는 고르지 않습니다. 뜨겁고 활동적인 영역과 조용한 영역, 그리고 상대적으로 낮은 온도인 600,000도의 코로나 구멍이 있으며, 이 구멍에서 자기장이 우주로 나옵니다. 이 ("열린") 자기 구성은 입자가 방해 없이 태양에서 빠져나갈 수 있게 하므로 태양풍은 코로나 구멍에서 "주로" 방출됩니다.
태양 코로나의 바깥 부분에서 태양풍이 흐릅니다. 이온화 된 입자 (주로 양성자, 전자 및 α 입자)의 흐름은 300 ... 1200km / s의 속도를 가지며 점차적으로 감소합니다. 그 밀도, 태양권의 경계까지.
태양 플라즈마는 전기 전도성이 충분히 높기 때문에 전류와 결과적으로 자기장이 발생할 수 있습니다.
8. 태양에서 열핵융합의 이론적 문제
태양 중성미자 문제.태양의 핵에서 일어나는 핵반응은 많은 수의 전자 중성미자를 형성합니다. 동시에 1960년대 후반부터 지속적으로 수행되어 온 지구의 중성미자 플럭스 측정에 따르면 그곳에서 기록된 태양 전자 중성미자의 수는 과정을 설명하는 표준 태양 모델에서 예측한 것보다 약 2~3배 적습니다. 태양에서. 실험과 이론 사이의 이러한 불일치는 "태양 중성미자 문제"라고 불리며 30년 이상 동안 태양 물리학의 미스터리 중 하나였습니다. 중성미자는 물질과 극도로 약한 상호작용을 하고, 태양에서 오는 힘이라도 중성미자 플럭스를 정확하게 측정할 수 있는 중성미자 검출기를 만드는 것은 다소 어려운 과학적 과제로 상황이 복잡했다.
태양 중성미자 문제를 해결하는 두 가지 주요 방법이 제안되었습니다. 첫째, 중심핵의 가정된 온도를 낮추고 결과적으로 태양에서 방출되는 중성미자의 플럭스를 줄이는 방식으로 태양 모델을 수정할 수 있었습니다. 둘째, 태양의 핵에서 방출된 전자 중성미자의 일부가 지구를 향해 이동할 때 기존의 탐지기(뮤온 및 타우 중성미자)에 의해 기록되지 않은 다른 세대의 중성미자로 변한다고 가정할 수 있습니다. 오늘날 과학자들은 두 번째 방법이 가장 정확할 것이라고 생각합니다. 한 종류의 중성미자의 전이가 다른 종류의 중성미자(소위 "중성미자 진동")에서 발생하려면 중성미자의 질량이 0이 아니어야 합니다. 이제 이것이 사실인 것으로 확인되었습니다. 2001년에는 세 가지 유형의 태양 중성미자가 모두 서드베리 중성미자 관측소에서 직접 감지되었으며 총 플럭스는 표준 태양 모델과 일치하는 것으로 나타났습니다. 이 경우 지구에 도달하는 중성미자의 약 3분의 1만이 전자입니다. 이 양은 진공("중성미자 진동" 고유)과 태양 물질("미히예프-스미르노프-울펜슈타인 효과") 모두에서 전자 중성미자가 다른 세대의 중성미자로의 전이를 예측하는 이론과 일치합니다. 따라서 현재 태양 중성미자의 문제는 해결된 것으로 보인다.
코로나 발열 문제.약 6,000K의 온도를 가진 태양(광구)의 가시 표면 위에는 1,000,000K 이상의 온도를 가진 태양 코로나가 있습니다. 그렇게 높은 코로나 온도에.
코로나 가열을 위한 에너지는 아광구 대류대의 난류 운동에 의해 공급된다고 가정합니다. 이 경우 코로나에 에너지를 전달하기 위해 두 가지 메커니즘이 제안되었습니다. 첫째, 이것은 파동 가열입니다. 난류 대류대에서 생성된 음파 및 자기유체역학적 파동은 코로나로 전파되어 그곳에서 산란되며, 그 에너지는 코로나 플라스마의 열에너지로 변환됩니다. 대안적인 메커니즘은 광구 운동에 의해 지속적으로 생성된 자기 에너지가 큰 형태의 자기장을 다시 연결하여 방출되는 자기 가열입니다. 태양 플레어또는 다수의 작은 플레어.
어떤 유형의 파도가 효율적인 코로나 가열 메커니즘을 제공하는지 현재 불분명합니다. 자기유체역학적 알벤파를 제외한 모든 파동은 코로나에 도달하기 전에 산란되거나 반사되는 반면, 코로나에서 알벤파의 소산은 방해받는 것을 볼 수 있다. 따라서 현대 연구자들은 태양 플레어에 의한 가열 메커니즘에 중점을 두었습니다. 코로나 가열원의 가능한 후보 중 하나는 이 문제에 대한 최종 명확성이 아직 달성되지 않았지만 지속적으로 발생하는 소규모 플레어입니다.
추신 "태양에서 열핵융합의 이론적 문제"에 대해 읽은 후 "오컴의 면도날"을 상기할 필요가 있습니다. 여기에서 이론적 문제에 대한 설명은 분명히 인위적이고 비논리적인 이론적 설명을 사용하고 있습니다.
9. 열핵연료의 종류. 열핵연료
제어형 열핵 핵융합(CTF)은 에너지를 얻기 위해 더 가벼운 원자핵에서 더 무거운 원자핵을 합성하는 것으로, 폭발성 열핵 핵융합(열핵 무기에 사용됨)과 달리 통제된 특성을 가집니다. 제어된 열핵융합은 후자가 붕괴 반응을 사용한다는 점에서 전통적인 원자력과 다릅니다. 그 동안 무거운 핵에서 더 가벼운 핵을 얻습니다. 중수소(2H)와 삼중수소(3H)는 제어된 열핵융합을 수행하기 위해 사용 예정인 주요 핵반응에 사용되며 장기적으로는 헬륨-3(3He) 및 붕소- 11 (11 B)
반응의 유형.핵융합 반응은 다음과 같다: 둘 이상의 원자핵을 취하여 어떤 힘을 사용하면 너무 많이 접근하여 그러한 거리에서 작용하는 힘이 동등하게 하전된 핵 사이의 쿨롱 반발력보다 우세하다. 그 결과 새로운 핵이 형성됩니다. 초기 핵의 질량의 합보다 약간 작은 질량을 갖게 되며, 그 차이가 반응 중에 방출되는 에너지가 됩니다. 방출되는 에너지의 양은 잘 알려진 공식으로 설명됩니다. 이자형 = MC 2. 더 가벼운 원자핵은 원하는 거리로 가져오기가 더 쉽기 때문에 우주에서 가장 풍부한 원소인 수소는 핵융합 반응에 가장 적합한 연료입니다.
수소의 두 동위원소인 중수소와 삼중수소의 혼합물은 반응 중에 방출되는 에너지에 비해 핵융합 반응에 필요한 에너지가 가장 적습니다. 그러나 중수소와 삼중수소(D-T)의 혼합물이 대부분의 핵융합 연구의 주제이지만 유일한 잠재적 연료는 아닙니다. 다른 혼합물은 제조하기 더 쉬울 수 있습니다. 그들의 반응은 더 안정적으로 제어될 수 있으며, 더 중요한 것은 더 적은 수의 중성자를 생성할 수 있다는 것입니다. 특히 관심을 끄는 것은 소위 "중성자 없는" 반응이다. 왜냐하면 그러한 연료의 성공적인 산업적 사용은 물질의 장기적인 방사능 오염이 없고 원자로 건설이 결과적으로 긍정적일 수 있음을 의미하기 때문이다. 여론과 원자로 운영의 총 비용에 영향을 미치고 해체 비용을 크게 줄입니다. 문제는 대체연료를 이용한 핵융합 반응은 유지하기가 훨씬 더 어려워 D-T 반응은 필요한 첫 번째 단계로만 간주된다는 점이다.
중수소-삼중수소 반응식.제어된 열핵융합은 다음을 사용할 수 있습니다. 다른 종류사용되는 연료의 종류에 따른 열핵 반응.
가장 쉽게 실현 가능한 반응은 중수소 + 삼중수소입니다.
2 H + 3 H = 4 H + N 17.6 MeV의 에너지 출력으로.
이러한 반응은 현대 기술의 관점에서 가장 쉽게 실현 가능하고 상당한 에너지 수율을 제공하며 연료 구성 요소가 저렴합니다. 그것의 단점은 원치 않는 중성자 방사선이 방출된다는 것입니다.
중수소와 삼중수소라는 두 개의 핵이 합쳐져 헬륨 핵(알파 입자)과 고에너지 중성자를 형성합니다.
반응 - 중수소 + 헬륨-3은 가능한 한도 내에서 중수소 + 헬륨-3 반응을 수행하는 것이 훨씬 더 어렵습니다.
2 H + 3 He = 4 He + NS 18.3 MeV의 에너지 출력으로.
그것을 달성하기 위한 조건은 훨씬 더 복잡합니다. 헬륨-3도 희귀하고 매우 비싼 동위원소입니다. 현재 산업 규모로 생산되지 않습니다.
중수소 핵(D-D, 단일 연료) 간의 반응.
중수소 핵 사이의 반응도 가능하며 헬륨-3이 참여하는 반응보다 조금 더 어렵습니다.
이들 반응은 중수소+헬륨-3의 반응과 병행하여 천천히 진행되며, 이 과정에서 생성된 삼중수소와 헬륨-3은 중수소와 즉시 반응할 가능성이 높다.
다른 유형의 반응.일부 다른 유형의 반응도 가능합니다. 연료의 선택은 가용성 및 저렴함, 에너지 수율, 열핵융합 반응에 필요한 조건 달성 용이성(우선 온도), 원자로에 필요한 설계 특성 등 많은 요인에 따라 달라집니다.
"중성자 없는" 반응.가장 유망한 것은 소위입니다. "중성자 없는" 반응은 열핵 융합에 의해 생성된 중성자 플럭스(예: 중수소-삼중수소 반응)가 전력의 상당 부분을 운반하고 원자로 구조에서 유도 방사능을 생성하기 때문입니다. 중수소-헬륨-3 반응은 중성자 수율이 부족하기 때문에 유망합니다.
10. 구현 조건에 대한 고전적인 아이디어. 열핵 융합 및 제어 열핵 원자로
TOKAMAK(자기 코일이 있는 토로이달 카메라)는 자기 플라스마 감금을 위한 토로이달 장치입니다. 플라즈마는 온도를 견딜 수 없는 챔버 벽이 아니라 특별히 생성된 자기장에 의해 유지됩니다. TOKAMAK의 특징은 플라즈마를 통해 흐르는 전류를 사용하여 플라즈마의 평형에 필요한 폴로이드 필드를 생성한다는 것입니다.
TCB는 두 가지 기준이 동시에 충족되는 경우 가능합니다.
- 플라즈마 온도는 100,000,000K보다 커야 합니다.
- Lawson 기준 준수: N · NS> 5 · 10 19 cm -3 s(D-T 반응용),
어디 N- 고온 플라즈마 밀도, NS- 시스템의 플라즈마 감금 시간.
이론적으로 하나 또는 다른 열핵 반응의 속도는 주로 이 두 가지 기준의 값에 따라 좌우된다고 믿어집니다.
현재, 제어된 열핵융합은 아직 산업적 규모로 구현되지 않았습니다. 선진국은 일반적으로 수십 개의 제어형 열핵 원자로를 건설했지만 제어형 열핵융합을 제공할 수는 없습니다. 국제 연구용 원자로 ITER 건설은 초기 단계에 있습니다.
제어된 열핵융합의 구현을 위한 두 가지 기본 계획이 고려됩니다.
준 고정 시스템.플라즈마는 상대적으로 낮은 압력과 높은 온도에서 자기장에 의해 가열되고 구속됩니다. 이를 위해 원자로는 자기장의 구성이 다른 TOKAMAK, 스텔라레이터, 미러 트랩 및 토사트론의 형태로 사용됩니다. ITER 원자로에는 TOKAMAK 구성이 있습니다.
임펄스 시스템.이러한 시스템에서 CNF는 초고출력 레이저 또는 이온 펄스에 의해 중수소 및 삼중수소를 포함하는 작은 타겟의 단기 가열에 의해 수행됩니다. 이러한 조사는 일련의 열핵 미세 폭발을 일으킵니다.
첫 번째 유형의 열핵 원자로에 대한 연구는 두 번째 유형보다 훨씬 더 발전되어 있습니다. 핵물리학에서 열핵융합을 연구할 때 자기 트랩을 사용하여 플라즈마를 일정 부피로 가둡니다. 마그네틱 트랩은 플라즈마가 열핵 원자로의 요소와 접촉하지 않도록 설계되었습니다. 주로 단열재로 사용됩니다. 구속 원리는 자기장과 하전 입자의 상호 작용, 즉 자기장의 힘선 주위의 하전 입자 회전에 기반합니다. 불행하게도, 자화된 플라즈마는 매우 불안정하고 자기장을 떠나는 경향이 있습니다. 따라서 효과적인 마그네틱 트랩을 만들기 위해 엄청난 에너지를 소비하는 가장 강력한 전자석이 사용됩니다.
열핵 반응을 일으키는 세 가지 방법을 동시에 사용하면 열핵 반응기의 크기를 줄일 수 있습니다.
관성 합성. 500조(5 x 10 14) 와트 레이저로 중수소-삼중수소 연료의 작은 캡슐을 조사합니다. 10-8초의 이 거대하고 매우 짧은 레이저 펄스는 연료 캡슐을 폭발시켜 1초 미만의 찰나의 순간에 작은 별을 탄생시킵니다. 그러나 열핵 반응은 얻을 수 없습니다.
TOKAMAK와 Z-머신을 동시에 사용하십시오. Z Machine은 레이저와 다르게 작동합니다. 5 · 10 11 와트의 5000000000000000000000000 와트의 전력으로 연료 캡슐을 둘러싼 가장 얇은 와이어의 웹을 통과합니다.
1세대 원자로는 아마도 중수소와 삼중수소의 혼합물로 가동될 것입니다. 반응 중에 나타나는 중성자는 원자로 실드에 흡수되고 방출된 열은 열교환기의 냉각수를 가열하는 데 사용되며 이 에너지는 차례로 발전기를 회전하는 데 사용됩니다.
이론적으로 이러한 단점이 없는 대체 연료가 있습니다. 그러나 그들의 사용은 근본적인 물리적 제한으로 인해 방해를 받습니다. 핵융합 반응에서 충분한 에너지를 얻으려면 핵융합 온도(108K)에서 일정 시간 동안 충분히 밀도가 높은 플라즈마를 유지해야 합니다.
이 핵융합의 기본적인 측면은 플라즈마 밀도의 곱으로 설명됩니다. N평형점에 도달하는 데 필요한 가열된 플라즈마 함량 τ의 시간 동안. 일하다 Nτ는 연료 유형에 따라 달라지며 플라즈마 온도의 함수입니다. 모든 연료 중에서 중수소-삼중수소 혼합물은 가장 낮은 값을 요구합니다. Nτ는 최소 10배 이상, 최저 반응 온도는 5회 이상입니다. 따라서, D-T 반응필요한 첫 번째 단계이지만 다른 연료의 사용은 여전히 중요한 목표연구.
11. 산업적 전력원으로서의 핵융합반응
많은 연구자들은 핵융합 에너지를 장기적으로 "자연적인" 에너지원으로 간주합니다. 발전용 핵융합로의 상업적 사용을 지지하는 사람들은 다음과 같은 주장에 찬성합니다.
- 실질적으로 고갈되지 않는 연료 매장량(수소);
- 연료는 세계 연안의 해수에서 얻을 수 있으므로 하나 또는 여러 국가에서 연료를 독점하는 것이 불가능합니다.
- 통제되지 않은 합성 반응의 불가능성;
- 연소 생성물의 부족;
- 생산에 사용할 수 있는 재료를 사용할 필요가 없습니다. 핵무기따라서 사보타주 및 테러의 경우는 제외됩니다.
- 에 비해 원자로, 반감기가 짧은 소량의 방사성폐기물이 발생한다.
중수소로 채워진 골무는 석탄 20톤에 해당하는 에너지를 생산하는 것으로 추정됩니다. 중간 크기의 호수는 수백 년 동안 모든 국가에 에너지를 제공할 수 있습니다. 그러나 기존 연구용 원자로는 직접 중수소-삼중수소(DT) 반응을 달성하도록 설계되었으며, 이 반응의 연료 주기는 삼중수소를 생산하기 위해 리튬을 사용해야 하는 반면, 무진장 에너지 주장은 중수소 사용과 관련이 있습니다. - 2세대 반응기에서 중수소(DD) 반응.
핵분열 반응과 마찬가지로 핵융합 반응은 지구 온난화의 주요 원인인 대기 중 이산화탄소 배출을 생성하지 않습니다. 예를 들어, 미국은 1인당 29kg의 CO 2(지구온난화의 원인으로 간주될 수 있는 주요 가스 중 하나)를 생산하는 효과가 있기 때문에 발전에 화석 연료를 사용하는 것은 상당한 이점입니다. 미국에서 하루.
12. 이미 의심이 간다
유럽 공동체의 국가들은 연구에 매년 약 2억 유로를 지출하며, 핵융합의 산업적 이용이 가능해지기까지는 수십 년이 더 걸릴 것으로 예상됩니다. 대체 전력원의 지지자들은 이러한 자금을 재생 에너지원의 도입에 사용하는 것이 더 편리할 것이라고 믿습니다.
불행하게도 (첫 연구가 시작된 1950년대 이후 만연한) 광범위한 낙관론에도 불구하고 오늘날의 핵융합 과정에 대한 이해, 기술적 능력 및 핵융합의 실제 사용 사이의 중대한 장애물은 아직 극복되지 않았으며, 그것이 얼마나 많은지 불분명합니다. 열핵융합을 이용하여 전기를 생산할 수 있어 경제적이다. 연구 진행은 일정하지만 연구자들은 때때로 새로운 도전에 직면합니다. 예를 들어, 도전 과제는 기존 원자로보다 100배 더 강력한 것으로 추정되는 중성자 충격을 견딜 수 있는 재료를 개발하는 것입니다.
13. 제어 열핵 원자로 생성의 다가오는 단계에 대한 고전적인 아이디어
연구에는 다음과 같은 단계가 있습니다.
평형 또는 "통과" 모드:합성 과정에서 방출되는 총 에너지가 반응을 시작하고 지원하는 데 소비된 총 에너지와 같을 때. 이 비율은 기호로 표시됩니다. NS... 반응의 평형은 1997년 영국의 JET에서 입증되었습니다. 이를 가열하기 위해 52MW의 전기를 소비한 과학자들은 소비된 것보다 0.2MW 더 높은 전력 출력을 얻었습니다. (이 데이터는 재확인이 필요합니다!)
타오르는 플라즈마:반응이 외부 가열이 아닌 반응 동안 생성되는 알파 입자에 의해 주로 지지되는 중간 단계.
NS≈ 5. 아직까지는 중간 단계에 도달하지 않았습니다.
점화:스스로 지속되는 안정적인 응답. 큰 값에서 달성해야 함 NS... 아직 달성되지 않았습니다.
연구의 다음 단계는 국제 열핵 실험 원자로인 ITER이 되어야 합니다. 이 원자로에서는 고온 플라즈마(화염 플라즈마 NS≈ 30) 및 산업용 원자로용 구조 재료.
연구의 마지막 단계는 점화를 달성하고 새로운 재료의 실용성을 입증할 산업용 원자로의 프로토타입인 DEMO가 될 것입니다. DEMO 단계 완료에 대한 가장 낙관적인 예측: 30년. 산업용 원자로 건설 및 시운전에 소요되는 대략적인 시간을 고려할 때 우리는 열핵 에너지의 산업적 사용으로부터 약 40년 정도 떨어져 있습니다.
14. 이 모든 것을 고려해야 합니다.
다양한 크기의 수십, 수백 개의 실험용 열핵 원자로가 세계에 건설되었습니다. 과학자들이 일하러 와서 원자로를 켜면 반응이 빠르게 일어나고, 마치 꺼진 것처럼 보이고 앉아서 생각합니다. 이유는 무엇입니까? 다음에 무엇을할지? 그리고 수십 년 동안 아무 소용이 없었습니다.
그래서 위에는 태양의 열핵융합에 대한 인간의 이해의 역사와 제어된 열핵 원자로를 만드는 인간의 업적의 역사가 있었습니다.
궁극적인 목표를 달성하기 위해 먼 길을 갔고 많은 일들이 이루어졌습니다. 그러나 불행히도 결과는 부정적입니다. 제어된 열핵 원자로는 만들어지지 않았습니다. 앞으로 30년 ... 40년이 지나면 과학자들의 약속이 성취될 것입니다. 있을 것인가? 60년 성과가 없다. 왜 3년이 아니라 30...40년 안에 나와야 하는 걸까?
태양의 열핵융합에 대한 또 다른 생각이 있습니다. 논리적이고 단순하며 실제로 긍정적인 결과로 이어집니다. 이 발견은 V.F. 블라소프. 이 발견 덕분에 가까운 시일 내에 TOKAMAK도 작업을 시작할 수 있습니다.
15. 태양에서 열핵융합의 본질에 대한 새로운 시각과 발명 "제어된 열핵융합의 구현을 위한 제어된 열핵융합 및 제어된 열핵 원자로"
저자로부터.이 발견과 발명은 거의 20년이 되었습니다. 오랫동안 나는 내가 열핵융합을 수행하는 새로운 방법과 그 구현을 위한 새로운 열핵 원자로를 찾았는지 의심했습니다. 열핵융합 분야에서 수백 건의 연구를 수행했습니다. 재작업된 시간과 정보는 내가 올바른 길을 가고 있다는 확신을 주었습니다.
언뜻보기에 본 발명은 매우 간단하며 TOKAMAK 유형의 실험용 열핵 원자로처럼 보이지 않습니다. TOKAMAK 과학 당국의 현대적인 견해에서 이것은 유일하게 올바른 결정이며 토론의 대상이 아닙니다. 핵융합로 아이디어 60주년. 그러나 긍정적 인 결과 - 열핵 융합이 제어되는 작동하는 열핵 원자로 TOKAMAK은 30 ... 40 년 만에 약속합니다. 아마도 60 세에 실제로 긍정적 인 결과가 없다면 선택한 방법 기술 솔루션아이디어 - 제어된 열핵 원자로의 생성 - 그것을 온화하게, 부정확하게, 또는 충분히 현실적이지 않게 하기 위해. 태양에서 열핵융합의 발견을 기반으로 이 아이디어에 대한 또 다른 해결책이 있으며 일반적으로 받아 들여지는 아이디어와 다릅니다.
열리는.발견의 이면에 있는 주요 아이디어는 매우 간단하고 논리적이며, 태양 코로나에서 열핵 반응이 일어난다... 여기에 열핵 반응의 실현에 필요한 물리적 조건이 존재합니다. 플라즈마 온도가 약 1,500,000K인 태양 코로나에서 태양 표면은 최대 6,000K까지 가열되고 여기에서 연료 혼합물은 태양의 끓는 표면에서 태양 코로나로 증발합니다. 이것은 태양 표면을 과열로부터 보호하고 표면 온도를 유지합니다.
연소 영역 - 태양 코로나 근처에는 원자의 크기가 변경되고 쿨롱 힘이 크게 감소해야 하는 물리적 조건이 있습니다. 접촉 시 연료 혼합물의 원자는 많은 열 방출과 함께 새로운 요소를 병합하고 합성합니다. 이 연소 구역은 복사와 물질 형태의 에너지가 들어오는 태양 코로나를 생성합니다. 우주... 중수소와 삼중수소의 융합은 회전하는 태양의 자기장에 의해 보조되어 혼합되고 가속됩니다. 또한 태양 코로나의 열핵 반응 구역에서 빠르게 대전된 입자가 나타나며 큰 에너지로 증발하는 연료와 광자-양자 쪽으로 이동합니다. 전자기장, 이 모든 것이 열핵 융합에 필요한 물리적 조건을 만듭니다.
물리학자들의 고전적 관점에서 열핵융합은 어떤 이유로 연소 과정을 언급하지 않습니다(여기서 산화 과정은 의미하지 않음). 물리학 당국은 태양의 열핵융합이 지구와 같은 행성에서 화산 과정을 반복한다는 아이디어를 내놓았습니다. 따라서 모든 추론, 유사성 방법이 사용됩니다. 행성 지구의 핵이 녹은 액체 상태에 있다는 증거는 없습니다. 지구 물리학조차도 그러한 깊이에 도달할 수 없습니다. 화산의 존재는 지구의 액체 핵의 증거로 간주될 수 없습니다. 지구의 창자, 특히 얕은 깊이에는 권위 있는 물리학자들에게 아직 알려지지 않은 물리적 과정이 있습니다. 물리학에서는 어떤 별의 내부에서도 열핵융합이 일어난다는 단일 증거가 없습니다. 그리고 열핵 폭탄에서 열핵 융합은 태양 내부에서 모델을 전혀 반복하지 않습니다.
가까이에서 육안으로 관찰하면 태양은 구형 체적 버너처럼 보이며 표면의 경계와 연소 영역(태양 코로나의 원형) 사이에 틈이 있는 넓은 지구 표면에서 연소를 매우 연상시킵니다. 이를 통해 지표면으로 전달됩니다. 열복사, 예를 들어 유출된 연료를 증발시키고 이러한 준비된 증기는 연소 구역으로 들어갑니다.
태양 표면에서 그러한 과정은 서로 다른 물리적 조건에서 발생한다는 것이 분명합니다. 매개변수가 매우 유사한 유사한 물리적 조건이 제어형 열핵 원자로의 설계 개발에 제시되었습니다. 간단한 설명및 아래에 설명된 특허 출원에 설명된 개략도.
특허 출원 번호 2005123095/06(026016)의 요약.
"제어된 열핵융합의 구현을 위한 제어된 열핵융합 및 제어된 열핵 원자로의 방법."
나는 제어 열핵 핵융합의 구현을 위해 청구된 제어 열핵 원자로의 작동 방법과 원리를 설명합니다.
쌀. 1. UTYAR의 단순화된 개략도
그림에서. 1은 UTYAR의 개략도를 보여줍니다. 연료 혼합물, 질량비 1:10, 3000kg/cm2로 압축 및 3000°C로 가열 1 혼합되어 노즐 목을 통해 팽창 영역으로 들어갑니다. 2 ... 영역에서 3 연료 혼합물이 점화됩니다.
점화 스파크 온도는 열처리 시작에 필요한 모든 온도일 수 있습니다. 109 ... 108 K 이하, 필요한 조건에 따라 다릅니다. 신체 조건.
고온 영역에서 4 연소 과정이 직접 발생합니다. 연소 생성물은 복사 및 대류의 형태로 열을 열교환 시스템으로 전달합니다. 5 그리고 들어오는 연료 혼합물 쪽으로. 노즐의 임계 구역에서 연소 구역의 끝까지 반응기의 활성 부분에 있는 장치 6은 쿨롱 힘의 값을 변경하고 연료 혼합물 핵의 유효 구역을 증가시키는 데 도움이 됩니다(필요한 물리적 조건 생성).
다이어그램은 반응기가 가스 버너처럼 보이는 것을 보여줍니다. 그러나 열핵 원자로는 이와 같아야 하며, 물론 물리적 매개변수는 예를 들어 가스 버너의 물리적 매개변수와 수백 배 차이가 날 것입니다.
지구 조건에서 태양의 열핵융합 물리적 조건을 반복하는 것이 본 발명의 핵심입니다.
연소를 사용하는 모든 열 발생 장치는 다음 조건을 생성해야 합니다. 주기: 연료 준비, 혼합, 작업 영역(연소 구역)에 공급, 점화, 연소(화학적 또는 핵 변형), 복사 형태의 뜨거운 가스에서 열 제거 및 대류 및 연소 생성물의 제거. 유해 폐기물의 경우 - 폐기. 선언된 특허에서는 이 모든 것이 제공됩니다.
Lowsen 기준의 충족에 대한 물리학자의 주요 주장은 전기 스파크 또는 레이저 빔으로 점화하는 동안뿐만 아니라 연소 영역에서 반사되는 증발 연료, 빠른 하전 입자 및 광자 - 양자 고밀도 에너지를 가진 전자기장은 연료의 특정 최소 면적에 대해 109°의 온도에 도달합니다. ..108K 또한 연료의 밀도는 10 14 cm -3이 됩니다. 이것이 Lowsen 기준을 충족시키는 방법과 방법이 아닙니까? 그러나 이러한 모든 물리적 매개변수는 외부 요인이 다른 물리적 매개변수에 영향을 줄 때 변경될 수 있습니다. 이것은 여전히 노하우입니다.
기존의 열핵 원자로에서 열핵융합이 불가능한 이유를 살펴보자.
16. 태양의 열핵 반응에 대한 물리학에서 일반적으로 받아들여지는 개념의 단점과 문제점
1. 그것은 알려져있다. 태양의 눈에 보이는 표면(광구)의 온도는 5800K입니다. 광구의 가스 밀도는 지구 표면의 공기 밀도보다 수천 배 작습니다. 일반적으로 태양 내부의 온도, 밀도 및 압력은 깊이에 따라 증가하여 중심에서 각각 1,600만 K(일부는 1억 K로 추정), 160g/cm 3 및 3.5 · 10 11 bar에 도달한다는 것이 일반적으로 인정됩니다. 태양 중심부의 고온의 영향으로 수소는 많은 양의 열을 방출하면서 헬륨으로 변환됩니다. 그래서 태양 내부의 온도는 1600만~1억도, 표면 온도는 5800도, 태양 코로나는 100만~200만도라고 믿어진다. 왜 그런 말도 안되는 소리입니까? 아무도 이것을 명확하고 명확하게 설명할 수 없습니다. 잘 알려진 일반적으로 받아 들여지는 설명에는 단점이 있으며 태양의 열역학 법칙을 위반하는 이유에 대한 명확하고 충분한 이해를 제공하지 않습니다.
2. 열핵 폭탄과 열핵 원자로는 서로 다른 기술 원리로 작동합니다. 다르게 유사합니다. 현대 실험용 열핵 원자로의 개발에서 간과되었던 열핵 폭탄의 작동과 같은 열핵 원자로를 만드는 것은 불가능합니다.
3. 1920년에 권위 있는 물리학자 에딩턴은 태양 내부의 열핵 반응의 성질을 조심스럽게 제안했는데, 태양 내부의 압력과 온도가 너무 높아 수소 핵(양성자)이 결합하는 열핵 반응이 일어날 수 있다는 것입니다. 헬륨-4 핵. 이것은 현재 일반적으로 받아 들여지는 견해입니다. 그러나 그 이후로 열핵 반응이 1600만 K(일부 물리학자는 10000만 K로 추정), 밀도 160g/cm3, 압력 3.5 x 1011bar에서 태양의 중심에서 열핵 반응이 일어난다는 증거는 없습니다. 가정 ... 태양 코로나의 열핵 반응은 증거 기반입니다. 감지하고 측정하는 것은 어렵지 않습니다.
4. 태양 중성미자 문제. 태양의 핵에서 일어나는 핵반응은 많은 수의 전자 중성미자를 형성합니다. 오래된 개념에 따르면 태양 중성미자의 형성, 변형 및 수는 명확하게 설명되지 않으며 수십 년 동안 충분합니다. 태양의 열핵융합이라는 새로운 개념에서는 이러한 이론적 어려움이 없습니다.
5. 코로나 발열 문제. 약 6,000K의 온도를 갖는 태양(광구)의 가시 표면 위에는 1,500,000K 이상의 온도를 가진 태양 코로나가 있습니다. 그렇게 높은 코로나 온도로 이어집니다. 태양의 열핵융합에 대한 새로운 이해는 태양 코로나에서 그러한 온도의 특성을 설명합니다. 열핵 반응이 일어나는 곳입니다.
6. 물리학자들은 TOKAMAK이 주로 고온 플라즈마를 포함하는 데 필요하다는 사실을 잊었습니다. 기존 및 신규 TOKAMAK은 열핵융합을 수행하는 데 필요한 특수 물리적 조건의 생성을 제공하지 않습니다. 웬일인지 아무도 이것을 이해하지 못합니다. 모두는 중수소와 삼중수소가 수백만 달러의 온도에서 잘 연소되어야 한다고 완고하게 믿고 있습니다. 갑자기 왜 그럴까요? 핵 표적은 타지 않고 빠르게 폭발합니다. TOKAMAK에서 핵 연소가 어떻게 발생하는지 자세히 살펴보십시오. 그런 핵폭발매우 큰 원자로의 강한 자기장만 견딜 수 있지만(쉽게 계산됨) 효율은 다음과 같습니다. 그러한 원자로는 기술적인 적용을 위해 허용되지 않을 것입니다. 청구된 특허에서는 열핵 플라즈마의 가둠 문제가 쉽게 해결됩니다.
태양 내부에서 일어나는 과정에 대한 과학자들의 설명은 열핵융합을 심층적으로 이해하기에는 불충분합니다. 아무도 연료 준비 과정, 열과 물질 전달 과정을 깊이 있고 매우 어려운 임계 조건에서 고려하지 않았습니다. 예를 들어, 어떤 조건에서 열핵융합이 일어나는 깊이에서 플라즈마가 형성되는가? 그녀는 어떻게 행동하는가 등 결국 이것이 TOKAMAK가 기술적으로 배열되는 방식입니다.
따라서 열핵융합의 새로운 개념은 기존의 모든 기술과 이론적 문제이 지역에서.
추신수십 년 동안 과학 권위자의 의견(가정)을 믿어온 사람들에게 단순한 진실을 제공하기는 어렵습니다. 새로운 발견이 무엇에 관한 것인지 이해하기 위해서는 수년 동안 독단적으로 여겨져 온 것을 독자적으로 수정하는 것으로 충분합니다. 물리적 효과의 본질에 대한 새로운 명제가 기존 가정의 진실성에 대해 의심을 불러일으키는 경우, 우선 자신에게 진실을 증명하십시오. 이것이 모든 진정한 과학자가 해야 할 일입니다. 태양 코로나에서 열핵 융합의 발견은 주로 시각적으로 증명됩니다. 열핵 연소는 태양 내부가 아니라 표면에서 발생합니다. 이것은 특별한 굽기입니다. 태양의 많은 사진과 사진에서 연소 과정이 어떻게 진행되는지, 플라즈마 형성 과정이 어떻게 진행되는지 볼 수 있습니다.
1. 제어된 열핵융합. 위키피디아.
2. Velikhov E.P., Mirnov S.V. 제어된 열핵융합이 집에 도달하고 있습니다. 혁신 및 융합 연구를 위한 Troitsk 연구소. 러시아인 과학 센터쿠르차토프 연구소, 2006.
3. Llewellyn-Smith K. 열핵 에너지를 향하여. 2009년 5월 17일 FIAN에서 강의 자료입니다.
4. 태양의 백과사전. 논문, 2006.
5. 태양. 아스트로넷.
6. 태양과 지구의 생명. 무선 통신 및 전파.
7. 태양과 지구. 균일한 변동.
8. 태양. 태양계. 일반 천문학. 프로젝트 "Astrogalactics".
9. 태양의 중심에서 여행하십시오. 대중 역학, 2008.
10. 태양. 물리적 백과 사전.
11. 오늘의 천문학 사진.
12. 연소. 위키피디아.
"과학 기술"
