Огонь звезд

Существуют, однако, и другие ядерные процессы. В декабре 1938 г. Ган и Штрассман с удивлением обнаружили радиоактивный изотоп-бария (атомное число 56) среди продуктов бомбардировки урана (атомное число 92) нейтронами. Месяцем позже Лиза Мейтнер, бежавшая, как и многие другие, из «тысячелетнего рейха», высказала предположение, что это явление объясняется делением ядер урана. Используя модель ядра в виде жидкой капли, обладающей поверхностным натяжением, она пришла к следующему выводу:

«Поэтому вполне возможно, что ядро урана обладает малой устойчивостью своей формы и может после захвата нейтрона разделиться на два ядра примерно равных размеров… Эти два ядра будут отталкивать друг друга, в результате чего их полная кинетическая энергия станет равной (примерно) 200 МэВ, как показывают расчеты, основанные на данных о размерах и зарядах ядер».

Энрико Ферми, работавший в это время в Колумбийском университете в Нью-Йорке и бежавший ранее из Италии, воспользовавшись для этого поездкой в Стокгольм для получения Нобелевской премии за 1938 г., догадался, что если среди продуктов деления ядер окажутся нейтроны, то реакция может сделаться цепной, и начал свои эксперименты по расщеплению ядер урана, или, как теперь говорят, по делению ядер. По просьбе Лео Сциларда, коллеги Ферми, Эйнштейн написал письмо президенту Рузвельту. Было выделено несколько тысяч долларов на расширение работы Ферми, которая позднее получила название «Проекта Манхеттен»; цель этого проекта состояла в создании атомной бомбы раньше, чем ее создадут нацисты.

Вероятно, Ган и Штрассман наблюдали в 1938 г. следующую реакцию:

Оба ядра ₅₆Ва¹⁴⁶ и ₃₆Кr⁹⁰ чрезвычайно неустойчивы. Дело в том, что в них содержится слишком много нейтронов — настолько много, что некоторые нейтроны излучаются из ядер практически мгновенно (за время ≈10^-14 с):

Однако и эти ядра содержат слишком много нейтронов, но теперь они могут перейти в устойчивое состояние путем β-распада, когда нейтроны превращаются в протоны (фиг. 214).

Среднее количество энергии, освобождающееся в реакции деления, равно по расчетам Лизы Мейтнер приблизительно 200 МэВ. Большую часть этой энергии составляет кинетическая энергия продуктов деления, которая проявляется в виде тепла. Далее, как окончательно установил Ферми, в реакции выделяется достаточное количество нейтронов, чтобы она могла стать цепной. В среднем каждое деление ядра сопровождается вылетом 2,5 нейтрона. Эти нейтроны могут быть использованы для последующих реакций деления. За время порядка 10^-14 с может быть расщеплено огромное количество ядер урана, причем при каждом акте деления выделится 200 МэВ энергии. (Для сравнения укажем, что в типичной химической реакции выделяется меньше 10 эВ энергии на атом.) Таким образом, если цепную реакцию делений использовать до конца, то мы получим бомбу. Если же контролировать течение реакции, позволяя только одному из вновь образовавшихся нейтронов совершать последующее деление, то реакция не пойдет «вразнос» и ее можно будет использовать (в атомных реакторах) для получения тепла (фиг. 215).

Гораздо большие энергетические возможности таятся в реакциях, в которых легкие ядра, сливаясь, превращаются в более тяжелые ядра с выделением энергии. Проблема синтеза ядер решалась независимо от проблемы деления ядер, но практически осуществить синтез ядер на Земле удалось лишь с помощью реакции деления. Впервые идею о ядерном синтезе как источнике энергии Солнца и звезд выдвинули в 1929 г. Аткинсон и Хоутерманс. Десятью годами позже Ганс Бете раз вил эту идею и предложил последовательность ядерных реакций, в процессе которых освобождается огромное количество энергии; такие реакции, согласно современным представлениям, протекают на Солнце. Еще через пятнадцать лет реакция синтеза была осуществлена при взрыве первой водородной бомбы.

Если бы четыре протона (ядра водорода) смогли объединиться в ядро гелия [заряд сохранился бы в результате испускания положительно заряженных β-частиц (позитронов)], то при этом выделилось бы огромное количество энергии:

Реакция синтеза гораздо эффективнее реакции деления, так как при синтезе в энергию превращается примерно 1 % первоначальной массы, в то время как при делении в энергию переходит лишь 0,09%. (Более выгодные процессы синтеза такие: дейтрон+дейтрон→гелий или тритий+водород→гелий.) Хотя энергетически такие реакции более эффективны, их очень трудно осуществить; они протекают сегодня еще лишь в недрах звезд. Естественно спросить, почему.

Дело в том, что при нормальных температурах кулоновское расталкивание не позволяет ядрам сблизиться на достаточно малое расстояние, в результате чего реакция синтеза происходит крайне редко. Чтобы реакция осуществилась, ядра должны сблизиться на такое расстояние, где начинает сказываться действие ядерных сил, а для этого энергия ядер должна быть порядка 106 эВ. Тогда возникает проблема: как получать и удерживать ядра с такой энергией?

Кулоновская потенциальная энергия взаимодействия двух протонов =е²/R. Если R≈10^-12 см, то:

эквивалентная этой энергии температура определяется из уравнения:

т.е.

При более низкой температуре достаточной энергией все же будет обладать часть протонов (прохождение сквозь барьер и т. д.), так что для осуществления реакции синтеза хватит температуры в несколько миллионов градусов.

Из этих оценок видно, почему проблема синтеза оказалась решенной лишь с помощью реакции деления. В настоящее время на Земле неизвестны способы получения температур в миллион градусов в течение достаточно длительного промежутка времени, кроме как при взрыве атомной бомбы. [Эта проблема сходна с задачей обычного химического горения. В последнем случае энергия, выделяющаяся при химическом соединении атомов, идет на нагрев других атомов, которые могут соединиться лишь при высокой температуре (иными словами, реакция будет самоподдерживающейся, если температура горения превышает температуру поджига). Для этого необходим сосуд, чтобы выделяющаяся энергия могла частично распределиться между другими атомами, и спичка, чтобы горение началось.] При синтезе ядер в качестве спички может служить какой-нибудь источник высокоэнергичных протонов (некоторые из них будут описаны позже), однако вопрос о том, что может продолжительно служить в качестве сосуда для вещества, температура которого порядка нескольких миллионов градусов, пока не решен (в настоящее время проводятся исследования методов удержания плазмы с помощью магнитных полей).

На Солнце и внутри звезд процессы синтеза происходят непрерывно, так как температура внутри звезд достаточно велика, чтобы мог осуществляться какой-нибудь из циклов синтеза, в процессе которого выделяющаяся энергия поддерживает высокую температуру звезд. (Звездное вещество удерживается вместе благодаря гравитационному притяжению.) Таким образом, нам удается понять, источниками какой огромной энергии являются звезды.

«Не верь, что звезды — огонь…»