太陽能核反應

太陽能核反應第一頁，共20頁。太陽的形成

在宇宙的原始氣體云中,銀河系誕生了。同時銀河系中的第一代古老的恒星誕生了。那些恒星經(jīng)過漫長的過程后,在各自的大爆發(fā)中死去,它們拋出大量燒剩下來的氣體,這些氣體在冰冷的星際空間里游蕩,一團團匯聚成一大團,其中的組成物質(zhì)主要是氫和氦,還有其他的各種元素。由于萬有引力的作用,大團氣體開始凝縮成各個高密團塊。各個團塊的凝聚速度各不相同,每個團塊的體積非常之大。隨著時間的推移,有的團塊的近中央的部分開始加速凝聚,并產(chǎn)生旋轉(zhuǎn).由于氣體的壓縮,中間部分的溫度上升，其中一個團塊的中間部分的溫度上升到了700萬度到1000萬度以上,終于爆發(fā)了熱核反應。一顆新的恒星誕生了,它就是太陽,誕生的時間大約在50億年前。空間中的剩余氣體,一部分繼續(xù)落入太陽,一部分由較重原子組成的物質(zhì),在繞太陽旋轉(zhuǎn)過程中又各自凝聚成星體,它們就是九大行星、衛(wèi)星及其他。

第二頁，共20頁。太陽分為寧靜太陽和活動太陽兩大類。寧靜太陽是一個理論上假定寧靜的球?qū)ΨQ熱氣體球，其性質(zhì)只隨半徑而變，而且在任一球?qū)又卸际蔷鶆虻模淠康脑谟谘芯刻柕目傮w結構和一般性質(zhì)。在這種假定下，按照由里往外的順序，太陽是由核心、輻射區(qū)、對流層、光球?qū)?、色球?qū)印⑷彰釋訕嫵?。光球?qū)又路Q為太陽內(nèi)部；光球?qū)又戏Q為太陽大氣。

太陽內(nèi)部結構可以分三層：太陽中心為熱核反應區(qū)；核心之外是輻射層；

輻射區(qū)之外為對流層；對流層之外是太陽大氣層，太陽大氣層從里向外分為

光球、色球和日冕。

第三頁，共20頁。從太陽中心至1/4太陽半徑處，集中了太陽物質(zhì)質(zhì)量的一半，這里的溫度高達1500萬度，壓強達2500億個大氣壓，稱此區(qū)域為核反應區(qū)，太陽所發(fā)射的能量的99%在這里產(chǎn)生。太陽的“內(nèi)臟”太陽內(nèi)部結構可以分三層：太陽中心為熱核反應區(qū)；核心之外是輻射層；輻射區(qū)之外為對流層；對流層之外是太陽大氣層，太陽大氣層從里向外分為光球、色球和日冕。第四頁，共20頁。太陽的內(nèi)部核反應區(qū):從中心到0.25R⊙（R⊙：太陽半徑）是太陽發(fā)射巨大能量的真正源頭，也稱為核反應區(qū)。在這里，太陽核心處溫度高達1500萬度，壓力相當于3000億個大氣壓，隨時都在進行著四個氫核聚變成一個氦核的熱核反應。根據(jù)原子核物理學和愛因斯坦的質(zhì)能轉(zhuǎn)換關系式E=mc2，每秒鐘有質(zhì)量為6億噸的氫經(jīng)過熱核聚變反應為5.96億噸的氦，并釋放出相當于400萬噸氫的能量，正是這巨大的能源帶給了我們光和熱，但這損失的質(zhì)量與太陽的總質(zhì)量相比，卻是不值一提的。根據(jù)目前對太陽內(nèi)部氫含量的估計，太陽至少還有50億年的正常壽命。第五頁，共20頁。輻射區(qū):

0.25R⊙～0.86R⊙是太陽輻射區(qū)，它包含了各種電磁輻射和粒子流。輻射從內(nèi)部向外部傳遞過程是多次被物質(zhì)吸收而又再次發(fā)射的過程。從核反應區(qū)到太陽表面的行程中，能量依次以X射線、遠紫外線、紫外線，最后是可見光的形式向外輻射。太陽是一個取之難盡，用之不竭的能量源泉。

對流層:

對流層是輻射區(qū)的外側區(qū)域，其厚度約有十幾萬千米，由于這里的溫度、壓力和密度梯度都很大，太陽氣體呈對流的不穩(wěn)定狀態(tài)。使物質(zhì)的徑向?qū)α鬟\動強烈，熱的物質(zhì)向外運動，冷的物質(zhì)沉入內(nèi)部，太陽內(nèi)部能量就是靠物質(zhì)的這種對流，由內(nèi)部向外部傳輸。

第六頁，共20頁。太陽的大氣光球?qū)?

對流層上面的太陽大氣，就是我們平時所見的太陽圓盤，稱為太陽光球。光球是一層不透明的氣體薄層，厚度約500千米。它確定了太陽非常清晰的邊界，幾乎所有的可見光都是從這一層發(fā)射出來的。光球?qū)由献铒@著的現(xiàn)象就是太陽黑子，所謂太陽黑子，其實只是太陽光球?qū)由系臏囟认鄬^低的區(qū)域，其溫度約為4500K，而光球其余部分的溫度約為5800K。這些溫度較低的區(qū)域在明亮的光球反襯下，就顯得很黑。第七頁，共20頁。使用光譜儀來觀測太陽，可以看到太陽光展現(xiàn)成了一條彩色的光譜帶，上面還疊加了許多暗線，這些暗線被稱為“夫瑯和費譜線”。研究表明，這些譜線其實是由各種化學元素造成的。通過對這些譜線的分析，得知太陽光球中存在著90多種化學元素。太陽光譜不僅可以研究太陽大氣的化學成分，還可以研究太陽的自轉(zhuǎn)速度、太陽的磁場、太陽活動機制等。第八頁，共20頁。色球?qū)?

色球位于光球之上。厚度約2000千米。太陽的溫度分布從核心向外直到光球?qū)樱际侵饾u下降的，但到了色球?qū)樱瑓s又反常上升，到色球頂部時已達幾萬度。由于色球?qū)影l(fā)出的可見光總量不及光球的1%，因此人們平常看不到它。只有在發(fā)生日全食時，即食既之前幾秒種或者生光以后幾秒鐘，當光球所發(fā)射的明亮光線被月影完全遮掩的短暫時間內(nèi)，在日面邊緣呈現(xiàn)出狹窄的玫瑰紅色的發(fā)光圈層，這就是色球?qū)印Ｆ綍r，科學家們要通過單色光（波長為6563埃）色球望遠鏡才能觀測到太陽色球?qū)?。日?是太陽大氣的最外層，它由高溫、低密度的等離子體所組成。亮度微弱，在白光中的總亮度比太陽圓面亮度的百分之一還低，約相當于滿月的亮度，因此只有在日全食時才能展現(xiàn)其光彩，平時觀測則要使用專門的日冕儀。日冕的溫度高達百萬度，其大小和形狀與太陽活動有關，在太陽活動極大年時，日冕接近圓形；在太陽寧靜年則呈橢圓形。自古以來，觀測日冕的傳統(tǒng)方法都是等待一次罕見的日全食——在黑暗的天空背景上，月面把明亮的太陽光球面遮掩住，而在日面周圍呈現(xiàn)出青白色的光區(qū)，就是人們期待觀測的太陽最外層大氣——日冕。第九頁，共20頁。太陽質(zhì)量的大約四分之三是氫，剩下的幾乎都是氦，原子核質(zhì)量很小，在超高溫下結合成新的原子核，釋放出巨大的核能，這就是核聚變。太陽內(nèi)部核反應原理：氫聚變?yōu)楹ぃ岷朔磻?。太陽?nèi)部每時每刻都在發(fā)生核聚變，太陽發(fā)出的光在真空中的傳播速度是3×108

m/s。第十頁，共20頁。核聚變（熱核反應）1．核聚變是產(chǎn)生核能的另一種方式。核聚變是較輕的原子核結合成為較重的原子核的一種反應。2．如氘核和氚核結合成為氦核的聚變過程。這種核反應也伴隨著釋放巨大的能量。3．利用核聚變反應也能制造核武器。氫彈就是利用核聚變原理制造的一種威力比原子彈還要大的核武器。4.太陽內(nèi)部持續(xù)不斷地發(fā)生著四個質(zhì)子聚變?yōu)橐粋€氦核的熱核反應，這個核反應釋放出的大量能量就是太陽能的來源.第十一頁，共20頁。自古以來,太陽為何會發(fā)光發(fā)熱,一直是人們關注的問題.曾有人認為,太陽是依靠燃燒煤來發(fā)光發(fā)熱的,但經(jīng)過計算,如果太陽是一個大煤球,按照太陽的總輻射能量3.75x1026J,只夠太陽發(fā)光發(fā)熱1500年。后又有人提出,太陽是依靠物質(zhì)向內(nèi)部“掉落”,即重力勢能轉(zhuǎn)變?yōu)閯幽?再轉(zhuǎn)變?yōu)闊崮軄戆l(fā)光發(fā)熱的,但這樣一來,太陽就必須因為不斷的收縮而越來越小,但沒有觀察到這一現(xiàn)象，且即使這樣,也只能維持太陽以觀測到的能量輻射一千多萬年。第十二頁，共20頁。上世紀20年代末,隨著元素放射性的發(fā)現(xiàn),英國物理學家亞瑟·愛丁頓提出,太陽的能量只能來源于氫的核聚變反應,并在30年代出版的《恒星的結構》一書中詳細論述.但經(jīng)過計算,要使氫發(fā)生核聚變反應,太陽中心的溫度必須達到上億度才行,而太陽中心的溫度只有約1500萬度,不足以引發(fā)氫的核聚變反應。上世紀40年代,來自前蘇聯(lián)的美國物理學家喬治·伽莫夫應用德國物理學家維爾納·海森堡的量子物理不確定性原理（也稱測不準原理）,解釋了原子核的放射性。美國物理學家富勒認為,這個解釋也可以反過來用。于是,他把伽莫夫的理論應用于太陽能量的產(chǎn)生,終于計算出,在太陽內(nèi)部,氫的核聚變反應能夠在1500萬度的溫度下發(fā)生。第十三頁，共20頁?，F(xiàn)在我們知道,包括太陽在內(nèi)的所有恒星,都是借助于量子物理學原理,時刻發(fā)生著各種核聚變反應,并借此發(fā)光發(fā)熱的。根據(jù)愛因斯坦的質(zhì)能公式E＝mc2計算,每“燃燒”1千克氫,就能放出6.4×1014

J的能量,相當于燃燒19000噸煤所產(chǎn)生的能量.按照太陽目前的總輻射量計算,每秒鐘有6億多噸的氫被轉(zhuǎn)化成氦.這聽起來很多,但其實只是太陽質(zhì)量的很小一部分。太陽質(zhì)量若取整數(shù),大約是2×10^33克,或2×1027噸.太陽每秒把6×108噸的氫轉(zhuǎn)變成氦,每年“燒”掉不到2×1016噸的燃料。按照這樣的消耗速度,100億年也只用掉2×1026噸的氫,只有太陽總質(zhì)量的10%。太陽在50億年的漫長時間中,只消耗了不到5%的質(zhì)量。太陽上,氫元素占元素總量的70%,氦占28%,其它元素只占2%。對于一顆恒星來說,雖然氫所占的量下降20%,該恒星就會顯露出“老態(tài)”,而按照目前太陽因核聚變反應速率計算,太陽足可以穩(wěn)定地“燃燒”上3.32×1017秒,約1010,即100億年,因此說太陽現(xiàn)在剛到“中年”，它還可以穩(wěn)定“燃燒”50億年以上。第十四頁，共20頁。那么,氫的核聚變反應過程究竟是怎樣的呢?氫核聚變反應是“質(zhì)子－質(zhì)子鏈式反應（或稱為P－P反應）”.其過程如下：

第十五頁，共20頁。各步反應為：1H+1H→2H+e+

+νe2H+1H→3He+γ3He+3He→4He+1H+1H通過一個反應鏈,

4個質(zhì)子組合成了1個氦原子核,產(chǎn)生了2個γ光子、兩個中子和兩個中微子，能量由此產(chǎn)生。這些核聚變反應在太陽上時刻都在發(fā)生,向外放出的能量與向內(nèi)的引力相平衡，所以太陽才是穩(wěn)定的。而反應所發(fā)射出的光子,就是我們看到的太陽光了。第十六頁，共20頁。太陽中的核聚變之所以不會像氫彈爆炸那樣一瞬間完成，主要有以下幾個原因：1、氫彈的聚變是氘（氫的同位素）聚變?yōu)楹?，而太陽上的聚變是氫聚變?yōu)楹ぃ苑磻獥l件和過程是不一樣的。氫彈之所以不用氫而用稀少得多的氘，是因為氫的聚變要難得多。2、太陽內(nèi)部的聚變過程相當復雜，主要有氫－氫聚變和碳氮氧循環(huán)兩種類型，（1）在氫－氫聚變過程中，兩個氫先聚變?yōu)殡缓笠粋€氫加一個氘聚變?yōu)楹?，最后兩個氦3聚變?yōu)橐粋€氦4同時放出兩個氫核；（2）在碳氮氧循環(huán)中，氫與碳12聚變?yōu)榈?3，氮13衰變?yōu)樘?3，碳13與氫聚變?yōu)榈?4，氮14與氫聚變?yōu)檠?5，氧15衰變?yōu)榈?5，氮15與氫聚變?yōu)楹?和碳12，此過程中碳12數(shù)量不變，最終形成氦4。第十七頁，共20頁。天文學家認為星際介質(zhì)在某些條件下會形成恒星，然后進入稱為主序星的穩(wěn)定期．太陽目前正處于主序星演化階段，它主要由正、負電子和質(zhì)子、氦的原子核組成。維持太陽輻射的是它內(nèi)部的核聚變反應，其反應是四個質(zhì)子聚變?yōu)橐粋€氦原子核和兩個正電子并釋放出大量的能量，這些釋放出的核能最后轉(zhuǎn)化為輻射能，并同時以每秒4.2×109

kg向外拋出大量物質(zhì)。在演化末期，太陽將離開主序星階段膨脹而轉(zhuǎn)化為紅巨星的演化階段，最終塌陷為密度很大的白矮星。第十八頁，共20頁。太陽內(nèi)部持續(xù)不斷地發(fā)生著4個質(zhì)子聚變?yōu)?個氦