Синтез лёгких ядер (дефект массы) и Парадокс моделей вселенной — страница 3

Кривая энергии связи на одну частицу В сороковые годы ХХ века благодаря работам Астона, Демпстера и других ученых с большой точностью были определены значения дефекта массы и вычислены энергии связи для ряда изотопов. На рис.1.1 эти результаты представлены в виде графика, на котором по оси абсцисс отложен атомный вес изотопов, а по оси ординат – средняя энергия связи частицы в ядре. Анализ этой кривой интересен и важен, т.к. по

ней, и очень наглядно, видно, какие ядерные процессы дают большой выход энергии. По существу ядерная энергетика Солнца и звёзд, атомных электростанций и ядерного оружия является реализацией возможностей, заложенных в тех соотношениях, которые показывает эта кривая. Она имеет несколько характерных участков. Для лёгкого водорода энергия связи равна нулю, т.к. в его ядре всего одна частица. Для гелия энергия связи на одну частицу

составляет 7 Мэв. Таким образом, переход от водорода к гелию связан с крупным энергетическим скачком. У изотопов среднего атомного веса: железа, никеля и др. энергия связи частицы в ядре наибольшая (8,6 Мэв) и соответственно ядра этих элементов наиболее прочные. У более тяжёлых элементов энергия связи частицы в ядре меньше и поэтому их ядра относительно менее прочные. К таким ядрам относится и ядро атома урана-235. Чем больше дефект

массы ядра, тем большая энергия излучена при его образовании. Следовательно, ядерное превращение, при котором происходит увеличение дефекта массы, сопровождается добавочным излучением энергии. Рисунок 1.1 показывает, что имеются две области, в которых эти условия выполняются: переход от самых лёгких изотопов к более тяжёлым, например, от водорода к гелию, и переход от самых тяжёлых, например урана, к ядрам атомов среднего веса.

Так же есть часто используемая величина, несущая в себе ту же информацию, что и дефект масс – упаковочный коэффициент (или множитель). Упаковочный коэффициент характеризует стабильность ядра, его график представлен на рисунке 1.2. Рис. 1.2. Зависимость упаковочного коэффициента от массового числа Современные космологические модели Вселенной. Как указывалось в предыдущей главе, в классической науке существовала так называемая

теория стационарного состояния Вселенной, согласно которой Вселенная всегда была почти та­кой же, как сейчас. Астрономия была статичной: изучались движения планет и комет, описывались звезды, создавались их классификации, что было, конечно, очень важно. Но вопрос об эволюции Вселенной не ставился. Классическая ньютоновская космология явно или неявно принимала следующие постулаты[2]: • Вселенная — это всесуществующая, «мир в