Ядерные реакторы
РБМК 1000
Математика
Курсовые
Альтернативная энергетика
ВВЭР
Информатика
Черчение

Теплоэнергетика

Реактор БН
Сопромат
Электротехника
Ядерная физика
Ядерное оружие
Графика
Карта

Ядерные реакции

Связь между эффективным сечением и угловым распределением

Интегрирование (4.3.17) по углу θ устанавливает связь между эффективным сечением и угловым распределением:

(4.3.18)

Часто вместо зависимости s(E,q) используют зависимость s(Е,m), где m º cosq. Тогда

.

(4.3.19)

На одних и тех же ядрах А под действием частиц а могут иметь место различные выходные каналы (см. (4.1.2), каждый из которых характеризуется своим парциальными микроскопическим σi и макроскопическим Σiсечениями. Тогда, в соответствие с (4.3.6), сечения входного канала или полные сечения st и Σt складываются из парциальных сечений следующим образом:

.

(4.3.20)

Если же вещество мишени имеет в своем составе ряд различных нуклидов, концентрация ядер каждого из которых равна nj, то в этом случае можно говорить только о полном макроскопическом сечении

,

(4.3.21)

где  - микроскопическое сечение реакции вида i на ядрах j, или о средней (приходящейся на одно ядро) величине микроскопического сечения реакции вида i:

.

(4.3.22)

Используя (4.3.14) и (4.3.20) или (4.3.21) можно рассчитать полную среднюю длину пробега  частиц а:

,

(4.3.23)

Вероятность осуществления ядерной реакции, непосредственно измеряемой в физических экспериментах и позволяющий экспериментально определить макроскопическое сечение, является выход ядерной реакции Y или просто выход. Выход определяется как число частиц а, испытавших взаимодействие в единицу времени, отнесенное к полному числу частиц а, падающих на мишень макроскопических размеров в единицу времени. Вид формулы, связывающей выход и макроскопическое сечение, определяется конкретным видом ядерной реакции. Для примера рассмотрим процесс (4.3.12) на мишени толщиной d:

.

(4.3.24)

После небольших преобразований и логарифмирования получаем формулу для нахождения макроскопического сечения

,

(4.3.25)

если, как обычно, Y << 1.

Для экспериментального определения дифференциального сечения необходимо измерить угловое распределение продуктов реакции или рассеяния частиц а

Концентрация электронов совпадает с концентрацией ионов в пределах ошибок измерений. Вектор скорости солнечного ветра направлен практически радиально. Отклонения от этого направления могут достигать 10-15° при средней дисперсии ~5°. Наблюдаемая дисперсия объясняется неоднородностями межпланетной среды и вкладом альвеновских волн. Подробный анализ ориентации кометных хвостов, а также непосредственные измерения позволили обнаружить небольшую регулярную азимутальную составляющую в скорости солнечного ветра 3-10 км/с. Направление этой составляющей совпадает с направлением вращения Солнца. Меридиональная составляющая обычно лежит в пределах ошибок измерений (~2 км/с).

Температура электронов обычно в 2-4 раза выше температуры протонов. Она подвержена гораздо меньшим колебаниям, чем протонная температура. Стремление электронной температуры к постоянству объясняется высоким значением электронной теплопроводности, так что возникающие неоднородности Tе быстро сглаживаются. Передача тепла от электронов к протонам в солнечном ветре затруднена из-за редкости кулоновских столкновений.

Параметры солнечного ветра зависят от координат и времени. Во-первых, средние значения в данной точке пространства меняются по определенным законам в ходе 11-летних циклов солнечной активности на величину порядка десятков процентов.

Средняя скорость солнечного ветра на орбите Земли оказывается наибольшей в годы спада солнечной активности. Объясняется это тем, что в этот промежуток времени Земля дольше всего оказывается погруженной в зону действия высокоскоростных потоков из циркумполярных корональных дыр, располагающихся вокруг магнитных полюсов на Солнце. Подобное явление имеет место и в годы роста солнечной активности перед ее максимумом, но этот промежуток времени более кратковременный. Эта кратковременность фазы роста по сравнению с фазой спада возникает из-за нелинейного характера солнечной цикличности. В ходе солнечных циклов несколько меняется средняя плотность и температура солнечного ветра. Квазипериодическая часть соответствующих изменений находится приблизительно в фазе и в противофазе с изменениями скорости в солнечных циклах. На эти регулярные изменения наложены сильные спорадические флуктуации, связанные с отдельными корональными выбросами массы. Большинство из них приурочено к периодам высокой солнечной активности. Измерения основных параметров прямыми методами уже охватывают более четырех солнечных циклов и постоянно продолжаются в настоящее время.

Для выяснения интересных вопросов о более длительных циклах необходимы более длинные ряды данных, которые в настоящее время могут быть восстановлены лишь косвенным путем и во многом являются не очень надежными. Параметры солнечного ветра в далеком прошлом устанавливаются по анализу метеоритов и лунных образцов. По некоторым данным плотность ветра в прошлом могла быть на несколько порядков выше современной. Однако большинство исследователей считает, что существенных изменений на протяжении последних нескольких миллиардов лет не было.

Солнечный ветер неоднороден в пространстве. Радиальная зависимость наиболее подробно изучена прямыми методами вблизи плоскости эклиптики на расстояниях от приблизительно 0,3 а.е. до нескольких десятков а.е. Наиболее удаленные космические аппараты Pioner10,11 Voyager1,2 после трех десятков лет своего полета достигли расстояний порядка 80-100 а.е. Плотность n и поток nu убывают с удалением от Солнца

 ~ r-2. Скорость солнечного ветра мало меняется с расстоянием. Температура электронов также слабо зависит от расстояния. Температура протонов за орбитой Земли Тр ~ r-0,52, согласно данным КА "Pioneer-10" при полете от 1 до 12,2 а.е. в 1972-1977 гг . Магнитное поле ослабляется с удалением от Солнца в грубом соответствии с моделью Паркера.

Порядок величины плотности электронной компоненты в короне и межпланетной среде неплохо описывается, особенно в годы максимума солнечной активности, полуэмпирической формулой  с параметрами, указанными в табл. 2.3.4. При этом скорость течения меняется по закону . Здесь rQ - радиус Солнца.

Для выяснения зависимости параметров СВ от гелиошироты были использованы данные о кометах и радиона6людения. Плотность солнечного ветра в целом падает с ростом гелиошироты, а скорость растет. По измерениям на КА "Pioneer - 10" широтный градиент радиальной скорости - 11 км/(с*град). На6людается небольшое (~10%) сезонное изменение параметров солнечного ветра при измерениях на ИСЗ в6лизи Земли. Эти изменения обусловлены наклоном плоскости эклиптики к плоскости солнечного экватора на 7,3° и неоднородностью солнечного ветра по гелиошиpоте. В ходе дальнейших исследований выяснилось, что крупномасштабная структура плазмы и магнитных полей в гелиосфере может быть более удобно представлена в “магнитных”, а не в гелиографических координатах.

Предложенная Э. Резерфордом модель атома сыграла решающую роль в развитии квантовой механики. Дело в том, что на основе классической физики невозможно было объяснить наблюдаемую на опыте устойчивость атома. Вращающиеся на орбите электроны, согласно классической физике, должны были излучать энергию и, потеряв ее, упасть на атомное ядро. Поскольку такие явления как фотоэффект и явление дифракции электронов удалось объяснить с помощью квантовых представлений, вполне разумно казалось попытаться с помощью такого подхода объяснить и устойчивость электронных орбит атома.

В 1913 году Н. Бор предложил новую квантовую теорию орбит. Согласно этой теории электрон может вращаться вокруг ядра неопределенно долго, не излучая энергию, если на его орбите укладывается целое число длин волн де Бройля. Таким образом, устойчивые орбиты в атоме это орбиты, радиусы которых rn определяются соотношением rn = n2h2/Zmee, что соответствует определенным энергетическим уровням атома: En = - Z2e4me/2n2h2.

Сечения ядерных реакций

Инженерная графика

 

Сопромат