روزى دو گونه است : روزیى که آن را جویى ، و روزیى که تو را جوید و اگر پى آن نروى راه به سوى تو پوید . پس اندوه سال خود را بر اندوه روز خویش منه که روزى هر روز تو را بس است . پس اگر آن سال در شمار عمر تو آید ، خداى بزرگ در فرداى هر روز آنچه قسمت تو فرموده عطا فرماید و اگر آن سال در شمار عمر تو نیست ، پس غم تو بر آنچه از آن تو نیست چیست ؟ و در آنچه روزى توست هیچ خواهنده بر تو پیشى نگیرد ، و هیچ غالبى بر تو چیره نشود ، و آنچه برایت مقدر شده تأخیر نپذیرد . [ این گفتار پیش از این در آنجا که سخن از این باب بود گذشت لیکن در اینجا روشن‏تر و گسترده‏تر است ، بدین رو بر قاعده‏اى که در آغاز کتاب نهادیم آن را از نو آوردیم . ] [نهج البلاغه]
وبلاگ تخصصی فیزیک
پیوندها
وبلاگ شخصی محمدعلی مقامی
* مطالب علمی *
ایساتیس
آقاشیر
.: شهر عشق :.
جملات زیبا
تعقل و تفکر
دکتر رحمت سخنی
بیگانه ، دختری در میان مردمان
تا ریشه هست، جوانه باید زد...
اس ام اس عاشقانه
خاطرات خاشعات
اس ام اس سرکاری اس ام اس خنده دار و اس ام اس طنز
وسوسه عقل
پرهیزکار عاشق است !
فروش و تعمیر موبایل در استان یزد
آموزش
وبلاگ تخصصی کامپیوتر
هک و ترفند
فروش و تعمیر موبایل در استان یزد
انجمن فیزیک پژوهش سرای بشرویه
عاشقان خدا فراری و گریزان به سوی عشق و حق®
وبلاگ عشق و محبت ( اقا افشین)
باید زیست
دست نوشته های دو میوه خوشمزه
در دل نهفته ها
روزگاران(حتما یه سری بهش بزن ضرر نمی کنی)
فقط برای ادد لیستم...سند تو ال
تجربه های مدیریت
سولات تخصصی امتحان دکترا دانشگاه آزاد
سولات تخصصی امتحان دکترا دانشگاه آزاد
ارزانترین و بزرگترین مرکز سوالات آزمون دکترا
عکس و اس ام اس عشقولانه
دانلود نرم افزار های روز دنیا
شاهرخ
مکانیک هوافضا اخترفیزیک
مکانیک ، هوافضا ،اخترفیزیک
وبلاگ تخصصی فیزیک و اختر فیزیک
وبلاگ تخصصی فیزیک جامدات
همه با هم برای از بین نرفتن فرهنگ ایرانی
انتخاب
فیزیک و واقعیت
ترجمه متون کوتاه انگلیسی
دنیای بیکران فیزیک
آهنگ وبلاگ

مقدمه

در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که مابین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. برای مقایسه می‌توان آنرا با تعداد اتمهای موجود در هوا بر روی زمین و در سطج دریا برابر 10 در هر اینچ مکعب است، مقایسه کرد. سحابی ، ابر یا هر چیز دیگری است که از گرد و غبار و گاز میان ستاره‌ای تشکیل شده است. سحابیهای تابان ابرهایی گازی هستند که به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند.



img/daneshnameh_up/9/93/Sahabi.jpg
سحابی سر اسب
سحابی تاریک سر اسب ، روی سحابی
تابانی که در پشتش قرار دارد، سایه می‌اندازد.




بعضی از سحابیها تاریک بوده و تنها هنگامی که مانع عبور نور ستارگان یا سحابیهای تابان پشتشان می‌شوند، می‌توان آنها را دید. خیلی چیزهایی که زمانی سحابی نامیده می‌شدند، از نو طبقه بندی شده‌اند. در قرنهای پیشین این اشیاء در نظر ستاره شناسان ساختارهای ابر مانند مه آلود بودند، ولی بعدا ستاره شناسان با بهبود تلسکوپها توانستند این به ظاهر سحابیها را به عنوان کهکشان یا خوشه‌های ستاره‌ای شناسایی کنند.

سحابیهای تاریک

سحابی تاریک ابری از گرد و غبار و گاز است که گازش نور میدانهای ستارگان یا سحابیهای تابان پشت سرش را که از این ابر می‌گذرند، جذب می‌کند. سحابیهای تاریک ، که به سحابیهای جذبی نیز معروفند، هیچ تشعشعی از خود ندارند، ولی ممکن است نورهای جذب شده را به شکل امواج رادیویی یا انرژی مادون قرمز دوباره بتابانند. شاید جرم سحابیهای تاریک چندین هزار بار از جرم خورشید بیشتر باشد. اگر یک سحابی به اندازه کافی جرم داشته باشد، در نقطه‌ای از زمان موادش فشرده شده و تبدیل به ستاره می‌شود. شاید سپس سحابی تاریک با ستارگان جوان گرم حرارت ببیند و به سحابی نشری درخشانی تبدیل شود.

سحابیهای سیاره‌ای

ستارگان غول سرخ در اواخر عمرشان لایه‌های گازی بیرونی شان را به دور می‌اندازند. این لایه‌ها پوسته منبسط شونده‌ای از گازهای تابان را تشکیل می‌دهند که سحابی سیاره‌ای نامیده می‌شوند. علت این نامگذاری این است که ویلیام هرشل ، منجم آلمانی الاصل (1822 - 1783) ، تصور کرد که این پوسته‌ها شبیه سیاره‌اند. شاید از دید ناظر زمینی ، این پوسته گازی به شکل ساعت شنی ، حباب یا حلقه به نظر آید. این سحابی با سرعت تقریبی 20 کیلومتر (12 مایل) در ثانیه رو به بیرون حرکت می‌کند و بعد از 35 هزار سال در محیط میان ستاره‌ای پراکنده خواهد شد.



img/daneshnameh_up/7/77/Sahabisayarei.jpg
سحابی دمبلی
این تصویر کامپیوتری ، سحابی‌ای را به
شکل ساعت شنی نشان می‌دهد که از
گازهای دفع شده ستاره مرکزی ایجاد شده است.

امواج انفجاری

موجهای ضربه ای انفجار ابر نواختر با سرعت هزاران کیلومتر در ثانیه در محیط میان ستاره‌ای سیر می‌کنند. این موجهای ضربه‌ای مواد میان ستاره‌ای را آشفته می‌کنند و شاید فرآیند فرو ریزش گرانشی را که سرانجام باعث تشکیل ستارگان در ابرهای میان ستاره‌ای می‌شود، آغاز می‌کنند. از هنگام اختراع تلسکوپ ، هیچ ابر نواختری در کهکشان ما کشف نشده است. اگر ابر نواختری بوجود می‌آمد، تا چندین ماه ، در آسمان به تابناکی ماه می‌درخشید. اگر آن ابر نواختر فرضی به زمین بسیار نزدیک می‌بود، می‌توانست جو زمین را منهدم کند.

سحابیهای تابان

دو نوع سحابی تابان وجود دارد: نشری و بازتابی ، که هر دو با تولد ستاره ارتباط دارند. گازهای سحابی نشری عمدتا در بخش قرمز یا سبز طیف می‌تابند، زیرا با حرارت ستارگان جوان گرم درون سحابی گرم شده‌اند. غبار سحابی ، نور ستارگان جوان داخل و اطراف سحابی بازتابی را پراکنده می‌کند. دو نوع سحابی تابان دیگر نیز وجود دارند: بقایای ابر نواختری و سحابیهای سیاره‌ای. هر دو اینها از مواد دفع شده ستارگان در حال مرگ تشکیل شده‌اند.



img/daneshnameh_up/5/51/Sahabitaban.jpg
سحابی سه شاخه
این سحابی ترکیبی عجیب از یک
سحابی نشری صورتی و یک سحابی
بازتابی آبی است.

بقایای ابر نواختری

هنگامی که ستاره بصورت ابرنواختر منفجر می‌شود، لایه‌های گازی بیرونی آن برای تشکیل بقایای ابر نواختری تابان ، متلاشی شده و با سرعت از هسته‌اش فاصله می‌گیرند. برخی از انفجارات آنقدر شدیدند که حتی خود هسته نابود می‌شود. تقریبا 90 درصد ته مانده‌ها کم و بیش کروی‌اند و بقیه بر اثر نیروی انفجار متلاشی می‌شوند تا انبوهی از شعله‌های گازی فاقد ساختار ظاهری را تشکیل دهند. در مرکز چنان بقایایی ، پالسارها (ستاره‌های تپنده) شناسایی شده‌اند.

سحابی انکساری

در سحابی انکساری ذرات غبار نور را منعکس نمی‌کنند، بلکه متواری می‌کنند. نور قرمز می‌تواند آسانتر از نور آبی از ابر غبار بگذرد، پس نور آبی بیشتر پراکنده می‌شود، این امر موجب آبی شدن آن ابر می‌شود. همین خاصیت باعث آبی به نظر آمدن آسمان از زمین می‌شود. ذرات غبار نور خورشید را در جو شدیدا پراکنده می‌کنند و در مسیرهایی به جز سمت خورشید ، ناظر آسمان عمدتا نور آبی پراکنده می‌بیند.



img/daneshnameh_up/2/2d/Abarnoakhtari.jpg
حلقه دجاجه
این تصویر ته مانده ابر نواختری ، گازی میان
ستاره‌ای را نشان می‌دهد که با موج
ضربه‌ای ابرنواختر گرم شده است.

سحابیهای خارج کهکشانی

آنچه به نام سحابیهای خارج کهکشانی نامیده می‌شود توده‌های عظیم و پیوسته گازی نیست، بلکه مجموعه‌ای است از ستارگانی شبیه ستارگان کهکشان ، رصدهای انجام شده نشان می‌دهد خاصیت طیفی نوری که از این سحابیها صادر می‌شود، بسیار شبیه به نوری است که از خورشید خود ما خارج می‌گردد. بنابراین درجه حرارت متناظر با چنین صدور نوری نمی‌تواند با درجه حرارت سطحی خورشید اختلاف فراوان داشته باشد و این درجه حرارت بایستی به چند هزار درجه برسد. اگر این سحابیها واقعا توده‌های غول پیکر گاز پیوسته‌ای بودند که درجه حرارت سطحی آنها همان درجه حرارت سطحی خورشید بود، ناچار می‌بایستی نوری که از آنها صادر می‌شود با وسعت سطح یعنی با مربع یکی از ابعاد آنها متناسب باشد.

چون قطر متوسط این سحابیها بیلیون بیلیون بار بزرگتر از خورشید است، باید چنان انتظار داشته باشیم که نورانیت کلی آنها بیلیون بیلیون برابر بزرگتر از نورانیت خورشید باشد. ولی نورانیت فعلی سحابی امرأه المسلسله بسیار کوچکتر از این اندازه است و از 1.7 بیلیون برابر نورانیت خورشید تجاوز نمی‌کند. نور از تمام سطح سحابی صادر نمی‌شود بلکه از عده زیادی از لکه‌های کوچک روشن بر می‌خیزد که مجموع کلی سطح آنها به سختی با یک بلیونیوم تمام سطح سحابی برابری می‌کند. این همان چیزی است که باید از سحابیهایی انتظار داشته باشیم که از ستارگان متعارفی جدا جدا از یکدیگر ساخته شده‌اند.


نوشته شده توسط مهدی 84/12/22:: 6:58 عصر     |     () نظر

مقدمه

دانشمندان قرن نوزدهم ، خورشید را سرچشمه جویباری از ذرات ابر گونه‌ای که در فضای بین سیارات روان است، می‌پنداشتند و بر این اعتقاد بودند که پدیده‌هائی چون فروغهای قطبی و توفانهای مغناطیسی (که اختلالاتی را در میدان مغناطیس زمین موجب می‌گردد.) از برخورد ابر گونه مزبور با جو زمین پدید می‌آیند.



تصویر
 





 

نظریات

این نظریه در سال 1900 بوسیله الیور لوچ انگلیسی چاپ و منتشر گردید و حدود سی سال بعد یعنی در سال 1932 جی. بارتلز خاطر نشان ساخت که ارتباطی میان توفانهای مغناطیسی و فعالیت مشعلهای خورشیدی موجود نیست و احتمالاً این پدیده را بایستی با دوره چرخش 27 روزه خورشید مربوط دانست. به گمان بارتلز اختلالات مغناطیسی زمین بر اثر فعالیت مناطقی از خورشید که آنها را مناطق می‌نامید، ایجاد می‌گردد.

نتایج حاصله از بررسی دنباله یا گیسوی ستارگان دنباله‌دار بر نظریه گسیلش ذرات خورشیدی نیرو بخشید و در سال 1958 ای.ان پارکر ثابت نمود که ذراتی از تاج خورشیدی جدا گردیده و از هر سو در فضای بین سیارات به حرکت در می‌آیند و پدیده‌ای را به نام باد خورشیدی بوجود می‌آورند. به گمان پارکر ، دمای فوق العاده زیاد تاجهای خورشیدی ، فشارهای زیادی را موجب گردیده و به جریان برونسوی مواد خورشیدی می‌انجامد.

از آنجائی که هیچ مانع خارجی در سر راه مواد مزبور وجود ندارد. لذا از سرعت جریان آنها کاسته می‌گردد و به سان گلوله‌ای که در سراشیب غلطان است، همچنان به راه خود ادامه می‌دهند. منشأ این پدیده همانا تاج خورشیدی است که بسا در سرشت خود همواره در انبساط و پراکنش بوده و برای جایگزینی مواد از دست رفته از لایه‌های زیرین خویش تغذیه می‌کند. اما اینکه مکانیسم تغذیه دقیقاً چگونه عمل می‌کند؟ هنوز به درستی روشن نیست.



تصویر





نتایج بدست آمده از کاوشهای فضائی کشورهایی چون اتحاد جماهیر شوروی و آمریکا (بویژه مارینر2) مداومت باد خورشیدی را ثابت می‌سازد و با آغاز عصر فضا ، تحقیق در زمینه آشنایی با این مکانیسم با جدیت هر چه تمامتر دنبال می‌گردد و هر روز بر آگاهی با در مورد شناخت پدیده باد خورشیدی افزوده می‌شود.

ویژگیهای باد خورشیدی

باد خورشیدی بطور پیوسته و با سرعت بین 200 تا 900 کیلومتر در ثانیه در فضای میان سیارات می‌وزد (رقم بین 400 تا 500 کیلومتر در ثانیه را می‌توان سرعت متوسط بادهای خورشید محسوب داشت) و ذراتی که بوسیله باد خورشیدی حمل می‌شوند حدود 4 تا 5 روز وقت لازم دارند تا به زمین برسند. باد خورشیدی شامل تعدادی الکترون و پروتون همراه با مقدار کمی یون های سنگین می‌باشد.

مهمترین ذرات باد خورشیدی در فاصله خورشید تا زمین را ذرات آلفا (هسته هلیوم) تشکیل می‌دهند که حدود 4 تا 5 درصد مجموع ذرات را به خود اختصاص داده‌اند. تراکم متوسط این ذرات چیزی حدود در متر مکعب است که این رقم با فاکتوری معادل بیش از صد در تغییر است. (به طور مثال تراکم ذرات مزبور در سطح دریای زمین برابر در متر مکعب می باشد).

دمای پلاسمای باد خورشیدی که بر حسب پراکنش سرعت ذرات بیان می‌گردد. در نزدیکیهای زمین حدود کلوین است. با این ترتیب ظاهراً زمین در لفافی از پلاسمای بسیار گداخته و بسیار رقیق پوشیده شده، این وضعیت نشان می‌دهد که خورشید از جرم خود حدود کیلوگرم در ثانیه می‌کاهد و آن را به پدیده‌ای بنام باد خورشیدی مبدل می‌سازد. با این روند مدتی معادل حدود سال وقت لازم است تا تمام جرم خورشید بر باد رود. جالب اینجاست که این مدت تقریباً 10 بار طولانی‌تر از مدت زمان آغاز پیدایش و فعالیت خورشید تا زمان حاضر است



نوشته شده توسط مهدی 84/12/22:: 6:57 عصر     |     () نظر



اگر در یک کسوف ، قرص ماه به اندازه کافی بزرگ باشد، طوری که تمامی فام سپهر را بپوشاند و در اطراف خورشید مقابل زمینه تاریک آسمان ، خرمنی به سفیدی مروارید ظاهر شود که روشنایی آن تقریبا به اندازه نصف روشنایی ماه تمام باشد، این خرمن سفید را تاج خورشید گویند.





 

دیدکلی

نتایج نظریه اتمی کاربرد مستقیمی در مطالعه جو خورشید دارند. برای سادگی می‌توان تصور نمود که جو خورشید از چند لایه تشکیل شده است. سطح موثر (The Effective Surface) خورشید یعنی لایه زیرینی که به علت کثرت کدری غیر قابل مشاهده است، شیر سپهر (Photoshere) را تشکیل می‌دهد. تشعشع پیوسته قابل رؤیت از خود شیر سپهر سرچشمه می‌گیرد. دو لایه خارجی رقیقتر فام سپهر (Chromosphere) و تاج (Corona) را تشکیل می‌دهند.



تصویر





 

تاج نگار (Coronagaph)

قبلا تاج خورشبد در موقع کسوف کامل قابل مشاهده بود، ولی از وقتی که که گوروناگراف (تاج نگار) ، دستگاهی که نور پراکنده خورشید را حذف می‌کند، توسط لیوت (B. Lyot) اختراع شد. مشاهده تاج داخلی در روزی که هوا ابری نباشد، امکان پذیر است.

قسمتهای مختلف تاج خورشیدی

تاج خورشید از دو قسمت که با یکدیگر پوشش دارند تشکیل شده است.

  • تاج k یا تاج واقعی.
  • تاج f که از نور زودیاک (Zodiacal – Light) داخلی تولید می‌شود.

طیف تاج خورشیدی

طیف تاج خورشیدی از نور هر دو منبع ایجاد می‌شود. طیف تاج k از نور بازتابی خورشیدی بوجود آمده و به سادگی قابل تشخیص است. نور تاج k یک زمینه پیوسته با خطوط تشعشعی نشان می‌دهد. تشعشع ، پیوسته در اثر پراکندگی نور خورشید در الکترونهای آزاد متعدد بوجود می‌آید. خطوط جذبی فرانهوفر به علت پدیده دوپلر الکترونهای پخش کننده که سرعت حرارتی زیادی دارند، واضح به نظر نمی‌رسند.

منشأ خطوط تشعشعی تاج خورشید

منشأ خطوط تشعشعی تاج تا سال 1942 روشن نشده بود. تا اینکه ب. ادلن (B. Edlen) اغلب آنها را به عنوان خطوط ممنوعه اتمهای کلسیم (Ca) ، نیکل (Ni) و آهن (Fe) توجیه نمود که بین 9 تا 15 الکترون خود را از دست داده‌اند و بدین جهت در یک حالت یونیزاسیون شدید می‌باشند.

شدیدترین خط تشعشع تاج

شدیدترین تشعشع تاج ، طول موجی برابر 5303 آنگستروم دارد و متعلق به Fexiv تشخیص داده شده است. این خط در آزمایشگاه مشاهده نمی‌شود و به عنوان خط ممنوعه تلقی می‌گردد.

خطوط غیر مجاز

در تاج خورشید اغتشاشی در اتمها در اثر برخورد با دیواره ظرف ایجاد نمی‌شود. همچنین به ندرت برخوردی با اتمها یا الکترونهای دیگر اتفاق می‌افتد. بنابراین الکترونهای زیادی در حالیکه در سطح برانگیخته‌ای با طول عمر دراز به سر می‌برند، غیر مغشوش باقی می‌مانند. آنها می‌توانند سپس با تشعشع خطوط مجاز (Permited Line) به سطح انرژی پایینتر برسند.

منطقه قابل رؤیت تاج خورشیدی

تاج خورشید فقط در منطقه‌ای که طول موج آن کوتاهتر از 50 سانتیمتر شفاف است. مشاهدات بوسیله یک رادیو تلسکوپ با طول موجهای بیش از 50 سانتیمتر فقط تابش تاج خورشید را ثبت می‌کنند. درجه حرارتی که از این اندازه گیریها نتیجه می‌شود، با درجه حرارت تاج خورشیدی ، یعنی یک میلیون درجه که از اندازه گیری طیف آن نتیجه می‌شود، مطابقت دارد.

ساختمان تاج خورشید

ساختمان تاج خورشید همیشه یکسان نیست. در زمان حداکثر فعالیت خورشید ، نور آن بطور متقارن در اطراف خورشید توزیع شده است. در زمان حداقل فعالیت خورشید ، تاج در نزدیکی قطبین فرو رفتگی و در سطح استوا برآمدگی دارد.

چرا تابع خورشید از سطح گرمتر است؟

در حالت معمولی ، انرژی گرمایی از منطقه گرمتر منتقل نمی‌شود. در حدود نیم قرن اخترشناسان در پی دریافتن توجیهی برای این مطلب بودند. در حال حاضر کمیسیونی مشترک از آژانس فضایی اروپا و ناسا از طریق رصدخانه خورشیدی و فضاپیمای SOHO به دنبال حل این معما هستند. تجهیزاتی که بر روی فضاپیماها تعبیه شده است نشان می‌دهد که در سطح خورشید حلقه‌های مغناطیسی دچار تغییرات سریعی می‌شوند که با درخشندگی گازهای داغ تاج خورشید در ارتباطند.

آلن تایتل از انستیتوی تحقیقات فضایی کالیفرنیا می‌گوید: حدس می‌زنم که روند اساسی گرم شدن تاج خورشید را کشف کردیم، اما هنوز دقیقا نمی‌دانیم که به چه صورت عمل می‌کند. در طی چند روز ، میدانهای مغناطیسی در منطقه‌ای به وسعت کالیفرنیا ظاهر و سپس ناپدید می‌شوند. انرژی این میدانها برابر با انرژی حاصل از هزاران سد (Hoover Dams) در طی هزاران سال می‌باشد. زمانی که این میدانها از بین می‌روند، جریانهای الکتریی وسیعی تولید می‌شود که بر روی تاجها مساعد عمل می‌کنند. این جریانها شبیه حرارتی هستند که توسط یک حباب روشنایی ایجاد می‌شود و این انرژی خیلی بیش از آن مقداری است که برای گرم کردن تاج لازم است.



نوشته شده توسط مهدی 84/12/22:: 6:55 عصر     |     () نظر

مقدمه

راکتورهای هسته‌ای در کل از دو نوع شکافتی و همجوشی تشکیل شده‌اند و خود اینها با توجه به شرایط حاکم و اهداف مورد نظر به دسته‌های مختلفی تقسیم می‌شوند.

ردیف بندی بر حسب مصرف

  • تولید پولوتونیوم
  • تولید انرژی الکتریکی
  • پژوهشها و تولید شارهای شدید نوترونی
  • پیش رانش (در حال حاضر رانش فضایی و اتمی راکتورهای زیردریاییها)

ردیف بندی بر حسب ترازنامه کار

هر راکتوری یک ماده قابل احتراق و نیز یک ایزووتوپ بارور را شامل است که می‌تواند با جذب نوترونی به یک ماده شکافت تبدیل شود. 238U در راکتورهای حرارتی مانند راکتورهای سریع مورد استفاده قرار می‌گیرد. به بیان دیگر هر راکتوری یک ماده قابل شکافت را می‌سوزاند، ولی در همان زمان یک ماده شکافتی دیگر را می‌سازد. این راکتورها را زاینده گویند، در صورتی که هسته‌های قابل شکافت بیشتر از مصرف را تولید کند. فقط راکتورهایی با نوترونهای سریع می‌توانند زاینده باشند.



تصویر





 

ردیف بندی بر حسب سلسله مراتب

این ردیف بندی بطور مستقیم به قیمت تولیدی یک کیلو وات ساعت وابسته است. در این ردیف بندی با انتخاب ماده کند کننده (اول نوشته می‌شود) و ماده سرد کننده (بعد از آن نوشته می‌شود) مشخص می‌شود. انواع مختلف که مورد استفاده دارند:


  • گرافیت _ گاز

    گرمترین این راکتوها با اورانیوم طبیعی ، توان ویژه ای در حدود 2 مگا وات بر متر مکعب می دهند.

  • گرافیت _ آب

    این راکتورها با اورانیوم طبیعی برای منظورهای نظامی مورد استفاده قرار گرفته اند و برای تولید انرژی الکتریکی کم بهره هستند.

  • گرافیت _ فلز (یا نمک) مذاب

    سریم هممراه با کربور اورانیوم مورد استفاده قرار می گیردذ. نمکهای مذاب یک محیط سوختی مایع را به وحود می آورند و سرد کننده مخلوطی از ماده قابل احتراق و نمک مذاب است.

  • کند کننده آب سنگین
    • سرد کننده: آب سنگین
    • سرد کننده: آب سبک
    • سرد کننده گازی
  • آب سبک _ آب سبک

این راکتورهای پژوهشی با اورانیوم بسیار غنی شده معمولا توان کمتری دارند. این راکتورها در دو دسته ردیف بندی می‌شوند:


  1. آب تحت فشار (P.W.R): این روش برای پیشرانش زیر دریایی ، ناوهای دریایی و کشتیها مورد استفاده قرار می گیرند.

  2. آب جوشان (B.W.R): قسمتی از آب در مغز راکتور بخار شده و بخار تولید شده مستقیما توربین را بکار می اندازد.

راکتورهای هسته‌ای با دمای بالا

راکتورهای هسته‌ای با دمای بالا (HTR) می‌توانند در دماهای بسیار بالا ، گرما تولید کنند. کاربرد این راکتورها بیشتر برای تولید گرما و بویژه برای تولید هیدروژن یا ماده قابل احتراق ترکیبی و به این ترتیب تغییر تمام عادات مصرف انرژی است. این راکتورها از نوع راکتورهای با نوترونهای حرارتی ، با گردش هلیوم که تقریبا به دمای 700 درجه سانتیگراد برده می‌شود، در تجمعی از گرافیت و ذرات قابل شکافت به دمای کمتر از 1300 درجه سانتیگراد برده می‌شوند. این راکتورها بسیار مطمئن هستند، هلیوم گازی بدون خطر و رادیو اکتیویته آن کمتر و گستره دما بسیار بزرگ است. پسماندها و ضایعات آن بسیار کم است و می‌توانند الکتریسیته ، آب گرم ، بخار آب تولید کنند و در آینده دور می‌توان از آن به هیدروکربورها یا به توسط واکنشهای داخلی هیدروژن تولید کرد و بخشی از مسئله نفت را حل کرد.

راکتورهای همجوشی هسته‌ای

همجوشی هسته‌ای یک منبع انرژی پتانسیل است که آلودگی آن نسبتا کم ، تقریبا پایان ناپذیر ، ارزان قیمت و می‌تواند در دسترس همگان قرار گیرد.

توکاماک یکی از انواع راکتورهای همجوشی هسته‌ای

این نوع راکتور عمل محصورسازی را به خوبی انجام می‌دهد. طرح توکاماک در دهه پنجاه میلادی توسط روسها پیشنهاد شد. کلمه توکاماک از کلمات "toroidalnaya" ، "kamera" ، and "magnitnaya" به معنی " اتاقک مغناطیسی چنبره‌ای" گرفته شده است. یکی از دلایل و توجیهاتی که برای چنبره‌ای بودن محفظه‌های محصور سازی می‌شود بیان کرد این است که: توپ پر مویی را تصور کنید که شما قصد دارید موهای این توپ را شانه بزنید. شما هر طور و از هر طرف که بخواهید این کار را بکنید همیشه دو طرف از موهای توپ شانه نشده و نامنظم باقی می‌ماند.

حال به جای توپ فرض کنید که یک کره مغناطیسی داریم. می‌خواهیم که بردارهای میدان در سراسر اطراف این کره یکنواخت و منظم باشند (در واقع همه در یک جهت باشند). بنا به مثال این کار غیر ممکن بوده و نامنظمی در دو طرف کره باعث عدم پایداری محصور ساز می‌شود. ولی در یک محصور ساز چنبره‌ای چنین مشکلی وجود ندارد و یکنواختی میدان سراسر محصور ساز (توکاماک) باعث پایداری آن می‌شود. مهمترین و حیاتی‌ترین وظیفه یک ابزار همجوشی پایدار نگه داشتن پلاسما است.

اسفرومک نوع دیگری از راکتورهای همجوشی هسته‌ای

اسفرومک نوع دیگری از رآکتورهای همجوشی است که بر خلاف توکاماک که چنبره‌ای می‌باشد شکلی کروی دارد. البته تفاوت اسفرومک با توکاماک در این است که در مرکز اسفرومک هیچ جسم مادی وجود ندارد. اسفرومک متأسفانه با بی مهری مواجه شد و به اندازه توکاماک مورد توجه واقع نشد. در حالی که اسفرومک مدت زیادی بعد از توکاماک اختراع شد. در دهه گذشته اغلب تحقیقات در بخش انرژی همجوشی مغناطیسی روی توکاماک چنبره‌ای شکل برای رسیدن به واکنشهای همجوشی در سطح بالا متمرکز شده است.

کارکرد توکاماک

کار توکامک در ایالات متحده و خارج آن ادامه دارد، ولی سازمان دانشمندان انرژی همجوشی در حال بازدید از اسفرومک هستند. قسمت زیادی از علاقه تجدید شده به پروژه اسفرومک روی تحقیقات فعالی در لاورنس لیورمور در گروهی به نام (SSPX (Sustained Spheromak Physics Experiment متمرکز شده است. SSPX در 14ژوئن 1999 در مراسمی با حضور نماینده‌ای از DOE و با همکاری دانشمندانی از Sandia و آزمایشگاه ملی لس آلاموس آغاز به کار کرد. SSPX یک سری از از آزمایشات است که برای این طراحی شده که توانایی اسفرومک را در این مورد که اسفرومک چقدر این کیفیت را داراست که پلاسماهای داغ سوخت همجوشی را درون خود داشته باشد مشخص کند.

به عقیده رهبر پروژه SSPX توکاماک با دمای بالایی که در آن قابل دسترسی است (بیشتر از 100میلیون درجه سلسیوس که بارها بیشتر از دمای مرکز خورشید است) فعلا برنده جریان رهبری پروژه‌های همجوشی به حساب می آید. با این حال میدانهای مغناطیسی توکاماک بوسیله کویل سیم پیچهای بیرونی بسیار بزرگ که چنبره رآکتور را کاملا احاطه می‌کنند تولید می‌شوند. این کویلهای بسیار بزرگ هزینه بسیار زیاد و بی‌نظمی و اختلالاتی در کار رآکتور خواهند داشت.

در حالی که اسفرومکها پلاسمای بسیار داغ را در یک سیستم میدان مغناطیسی ساده و فشرده که فقط از یک سری ساده از کویلهای کوچک پایدار کننده استفاده می‌کند بوجود می‌آورد. میدانهای مغناطیسی قوی لازم درون پلاسما با چیزی که دینام مغناطیسی نامیده می‌شود تولید می‌شوند.

انرژی ده کردن

درنوعی از رآکتورهای شکافت هسته‌ای بوجود آوردن زنجیره واکنشها بوسیله برخورد دادن یک نوترون پر انرژی با هسته یک اتم 235U انجام می شود.به این صورت که وقتی که این نوترون وارد هسته اتم 238U می‌شود آن را به یک هسته 239U تبدیل می‌کند. از آنجا که این هسته ناپایدار است به سرعت واپاشی می‌کرده و اتمهای سبکتری به همراه سه نوترون پر انرژی دیگر را تولید می‌کند.
توضیح کاملتر اینکه در هسته‌های سنگین پایدار مثل اورانیوم بین نیروهای الکترو استاتیکی که مایل هستند ذرات تشکیل دهنده اتم را از هم دور کنند و نیروی هسته‌ای که آنها را کنار هم نگه می‌دارد تعادل بسیار حساسی وجود دارد، که این تعادل را می‌توان براحتی و به روشی که گفته شد به هم زده و واکنش شکافت هسته‌ای را شروع کنیم. واکنش حاصل از یک اتم با تولید کردن سه نوترون پر انرژی دیگر باعث می‌شود سه اتم اورانیوم دیگر وارد واپاشی بشوند. به همین ترتیب واکنش اصطلاحا زنجیره‌ای می‌شود.

قدر مسلم یک رآکتور همجوشی ایده آل رآکتوریست که در آن واکنشهای زنجیره ای داریم. در واقع هدف اساسی در راه ساخت رآکتور همجوشی هسته‌ای زنجیره‌ای کردن آن است. اگر قرار باشد که ما در این راه انرژی صرف کنیم تا یک مقدار کمتر از آنرا بدست بیاوریم مطمئنا این واکنش نه زنجیره‌ایست و نه مفید. دانشمندان این رشته مفهومی به نام گیرانش را تعریف کرده‌اند که به معنی این است که مقداری انرژی صرف شروع واکنش کنیم و انرژی بیشتر از سلسله واکنشها بگیریم، در واقع در شرایط گیرانش واکنش زنجیره‌ای می‌شود. یعنی نه تنها انرژی تولیدی یک واکنش برای انجام واکنش بعد کافیست، بلکه مقدار زیادی از آن هم اضافه است و می‌تواند در اختیار ما برای تولید برق قرار بگیرد.

اگر بخواهیم توکاماک یا هر وسیله دیگر که همجوشی در آن انجام می‌شود توان مفید داشته باشد، یعنی به ما انرژی بدهد باید شرایط خاصی داشته باشد. برای آنکه احتمال برخورد ذرات (یونهای) نامزد همجوشی بالا برود، اولا باید دمای خیلی بالایی درون آن تولید بشود و رآکتور هم بتواند بخوبی دمای بالا را تحمل کند. (این دما در محدوده ده به توان هفت درجه کلوین می‌باشد!) دوما رآکتور باید این توانایی را داشته باشد که درونش چگالی زیاد از یونها را وارد کرد و سوم اینکه زمان محصور سازی در آن طولانی باشد.

دمای بالا برای آن است که بتوانیم تقریبا مطمئن باشیم که می‌توانیم از سد محکم پتانسیل کولنی هسته‌ها بگذریم. چگالی زیاد هم برای این است که هر چه بیشتر احتمال برخوردهای کارا بالا برود. در این مسیر قانونی وجود دارد که نام آن معیار لاوسون است. به کمک این معیار می‌شود محاسبه کرد که آیا شرایط طوری هست که واکنش به گیرانش برسد یا نه. معیار لاوسن باید: مقدار چگالی در مدت زمان محصور سازی ، ده به توان 20 ذره در متر مکعب باشد تا این واکنش به گیرانش برسد (البته بستگی مستقیم با دمای پلاسما دارد).



img/daneshnameh_up/d/d1/_ggttqq_P00545E.jpg





 

رسیدن به شرایط مطلوب

برای رسیدن به شرایط مطلوب در واکنشهای گرما هسته‌ای که در آنها از سوخت دوتریم - تریتیم استفاده می‌شود دمای پلاسما (T) باید در محدوده یک الی سه ضرب در ده به توان هشت درجه کلوین و زمان محصورسازی TE باید در حدود یک الی سه ثانیه و چگالی (n) باید حوالی یک الی سه ضرب در ده به توان بیست ذره بر متر مکعب باشد. برای آغاز بکار رآکتور یعنی برای رسیدن به کمینه دمای حدود 108 کلوین باید از وسیله گرما ساز کمکی استفاده کرد.

بعد از محترق شدن سوخت مخلوط پلاسما باذرات آلفایی که در اثر احتراق اولیه بوجود آمده‌اند گرم شده و می‌توانیم دستگاه کمکی را از مدار خارج کنیم. از آن به بعد سرعت فعالیتهای همجوشی با افزایش دادن چگالی پلاسما افزایش پیدا می‌کند. با این وجود افزایش چگالی به بالای مرزهای تعیین شده و مطمئنا به معنی به هم خوردن پایداری پلاسما و یا اینکه خاموش شدن رآکتور را در پی خواهد داشت یا فاجعه. به عبارت دیگر (در صورت افزایش چگالی پلاسما) برای پایدار کردن پلاسما زمان محصور سازی و دمای احتراق و صد البته حجم پلاسما و نقطه پایداری پلاسما با افزایش چگالی بالاتر رفته و شرایط را برای کار سختتر می‌کند. به حالت تعادل در آوردن این مستلزمات با شکل بندی رآکتور در کوچکترین اسپکت ریتو که به شکل بندی مغناطیسی آن بستگی دارد مقدور می‌شود.



img/daneshnameh_up/c/cc/_ggttqq_P00545D.jpg





نسبت R به a را اسپکت ریتو می‌گویند.

خروج پسماندها

طبق شکل زیر که تصویری از سطح مقطع رآکتور می باشد نحوه کنترل و خارج کردن پسماندهای واکنش که همان هلیوم باشند را مشاهده می کنید.

واقعیت

ITER اسم مجموعه ایست که اولین رآکتور همجوشی جهان را که از نوع توکاماک خواهد بود، در فرانسه خواهند ساخت. این مجموعه متشکل است از کشورهای: روسیه ، اروپا ، ژاپن ، کانادا ، چین ، ایالات متحده و جمهوری کره. آنها در این راه از فوق هادیها برای قسمتهای مغناطیسی رآکتور استفاده می کنند. توان خروجی این توکامک 410 مگا وات خواهد بود.


کلمات کلیدی: هسته ای


نوشته شده توسط مهدی 84/12/21:: 9:45 صبح     |     () نظر

مقدمه

کشف ذرات زیر اتمی جدید باعث سر در گمی دانشمندان شده است. این ذرات عجیب و ناشناخته تئوری پردازان را واداشته است تا در نظریات خود در مورد نیروهای قوی که ذرات زیر اتمی را در اتمها کنار یکدیگر نگه می‌دارد، تجدیدنظر کنند. احتمالاً این ذره جدید که DS2317 نام گرفته ، صورت غیر متداولی از کورکها است. کوارکها ذرات بسیار ریزی هستند که در دسته‌های سه تایی وجود دارند و اجزای سازنده پروتونها و نوترونها هستند. شاید این ذره جدید ناشناخته کوارکی باشد که حول کوارک دیگر در حال چرخش است، شاید هم مولکول جدیدی است که از چهار کوارک ساخته شده است.



img/daneshnameh_up/8/82/superstring-quarks.jpg




مارچللو گئورگی از دانشگاه پیزای ایتالیا و اعضای گروهش پس از صرف وقت سه ساله و جمع آوری اطلاعات از آشکارساز بابار (BaBar) مرکز شتاب دهنده خطی استنفورد (Slac) در کالیفرنیا با DS 2317 مواجه شدند. وقتی که Slac الکترون را با پوزیتون که ضد ماده الکترون محسوب می‌شود، برخورد می‌دهد، آشکارساز باربار تعداد زیادی از ذراتی که در نتیجه این برخورد بوجود می‌آیند را شناسایی می‌کند. گئورگی می‌گوید: «ما از نتایج این آزمایشات بسیار شگفت زده شدیم، اما چیزی که بیش از همه باعث اعجاب ما شد، جرم این ذرات است. جرم این ذرات از مقدار پیش بینی شده کمتر و در عین حال بسیار دقیق و مشخص بود.

جرم بسیاری از این ذرات پرانرژی دقیقاً مشخص نیست و با کمی عدم قطعیت همراه است. اما وزن DS 2317 دقیقاً مشخص است و مقدار آن برابر 2316 مگاالکترون ولت است. الکترون ولت واحدی است که فیزیکدانان برای اندازه گیری مقدار جرم و انرژی ذرات بکار می‌برند. استیا ایچتن (Estia Eichten) نظریه پرداز فیزیک نظری از آزمایشگاه شتاب دهنده ملی فرمی در باتاویای ایلینویز می‌گوید، شاید این جرم دقیق به محققین کمک کند تا ماهیت دقیق نیرویی که اتمها را در کنار یکدیگر نگه می‌دارد، درک کنند. از آنجایی که در مقیاسهای کوچک جرم و انرژی معادل یکدیگرند، دانستن جرم یک کوارک جدید می‌تواند ما را به شناخت نیروهای قوی که در داخل ذرات حاکم است، راهنمایی کند.

طی تحقیقاتی که بعدها صورت گرفت، تصور می‌شد که DS 2317 از کوارکهای سنگین و ناشناخته‌ای تشکیل شده است. دیوید سینابر و یکی از متخصصین فیزیک انرژی بالا در دانشگاه کورنل در ایتاکای نیویورک می‌گوید: «قسمت عمده‌ای از اطلاعاتمان در مورد نیروهای قوی از بررسی کوارکهای سبکتر حاصل شده است. اما امکان دارد با بررسی کوارک سنگینتر اطلاعات جدیدی کسب کنیم.»



img/daneshnameh_up/5/51/quark-spin-png.jpg

انواع کوارک

کوارکها در شش گروه مختلف جای می‌گیرند: بالا ، پایین ، جذاب ، عجیب ، زیر و رو. دسته‌های سه تایی از کوارکهای بالا و پایین که جزء سبکترین و معمولی‌ترین کوارکها محسوب می‌شوند، پروتونها و نوترونهای مواد عادی را که اطراف ما را فرا گرفته است تشکیل می‌دهد. اما ممکن است DS 2317 از دو کوارک تشکیل شده باشد و ذره کمیابی به نام مزون را بوجود آورده باشد. ایچتن می‌گوید این مزون ممکن است تا حدودی شبیه یک اتم باشد. اتمی که در آن یک کوآرک سبک «ضد ـ عجیب» (anti-Strange) حول یک کوآرک سنگینتر «جذاب» (Charm) در حال چرخش است.

اما سایر محققین در تفسیر پدیده‌های مشاهده شده ، نظریات پیچیده‌تری را ابراز می‌کنند. جاناتان رزنر فیزیکدان نظری دانشگاه شیکاگو می‌گوید احتمال دارد که ذره جدید حاوی جفتهایی از کوارکهای مزدوج باشد. وجود مولکولهایی حاوی چنین ذرات زیر اتمی مدتها قبل پیش بینی شده بود. سینابرو می‌گوید: «ما تاکنون هیچ شاهدی مبنی بر وجود اینگونه ذرات نداشتیم. اما اگر این شیء وجود داشته باشد، واقعاً جای تعجب است.» محققین Slac در مرکز سنکروتون انرژی بالای دانشگاه کورنل و سازمان تحقیقات شتاب دهنده انرژی بالا در ژاپن ضمن کنکاش در اطلاعات قدیمی ، در صددند نظریات خود را در مورد ذراتی شبیه DS 2317 بیازمایند.

شیمی مدیون پروتون

نوترونها و پروتونها از ذراتی ساخته شده‌اند که کوارکهای بالا و پایین نامیده می‌شوند. هر پروتون شامل دو کوارک بالا و یک کوارک پایین است، در حالی که هر نوترون دارای دو کوارک پایین و یک کوارک بالا است. کوارکهای پایین کمی سنگینتر از کوارکهای بالا هستند و به همین دلیل وزن نوترونها از پروتونها بیشتر است. بار هر کوارک بالا برابر دو سوم بار مثبت است و هر کوارک پایین دقیقا یک سوم بار مثبت را با خود دارد. به همین دلیل پروتون دارای یک بار الکتریکی مثبت است، در حالی که نوترونها خنثی هستند و باری ندارند.



img/daneshnameh_up/6/67/quarks24.JPG




در عین حال ما هنوز هم جرم دقیق کوارکها را نمی‌دانیم. به همین دلیل دانشمندان سعی دارند ضمن آزمایشات مختلف جرم آنها را دریابند. در عین حال نظریه پردازان نیز سعی دارند قطعات حاصل از برخورد ذرات مختلف را بررسی کرده و سرعت انجام واکنشهای مختلف را محاسبه کنند. آنها امیدوارند با این روش بتوانند به ساختار یک هسته اتم دست نخورده دست یافته و دریابند چه میزان از اختلاف در خواص کوارکهای بالا و پایین از اختلاف جرمشان ناشی می‌شود و چه مقدار از این اختلاف بخاطر تفاوت در بارهای الکتریکی است.

آنها امیدوارند با این آزمایشات جرم دقیق کوارکها را دریابند. بیراون کولک فیزیکدان نظری دانشگاه آریزونا می‌گوید: «هم آزمایشات انجام شده و هم تفسیرهای نظری ارائه شده در این مورد بسیار پیچیده است و بنابراین لازم است هم از نتایج آزمایشات و هم تفسیرهای نظری کمک گرفت و با تلفیق نتایج حاصل از این آزمایشات اطلاعات مهمی در مورد جرم کوارکها بدست آورد.» اختلاف بین کوارکهای بالا و پایین به این معنی است که اگر یک نوترون را به حال خود رها کنیم به یک پروتون تبدیل می‌شود. اما این سرنوشت نهایی نوترونها نبود.

این ذرات با قرار گرفتن در کنار الکترونها که بار منفی دارند، می‌توانند اتمهای هیدروژن را بوجود آورند که ماده سوختی اولیه ستارگان محسوب می‌شود. ادوارد استفنسون که یکی از فیزیکدانان دانشگاه ایندیانا است می‌گوید: «دنیای مملو از پروتون به این معنی است که مقدار زیادی هیدروژن در اختیار داریم. بدون در اختیار داشتن پروتون ، شیمی به آن صورتی که امروز می‌شناسیم، ممکن نبود.» البته باید در نظر داشت همین اختلاف کم در جرم این کوارکها نتایج بسیاری را در پی داشته است. اخیراً یک گروه از دانشمندان دانشگاه ایندیانا دو هسته دوتریم را به هم برخورد دادند.

دوتریم نوعی اتم هیدروژن است که در هسته خود یک پروتون و یک نوترون دارد. گروهی دیگر نیز در دانشگاه اوهایو با استفاده از نوترون و پروتون واکنش همجوشی هسته‌ای انجام دادند. طی هر دو این آزمایشات ذراتی حاصل شد که آنها را پیون می‌نامند. این دانشمندان معتقدند ایجاد پیون نشانه عدم تقارن بار است که از اختلاف در اجزای تشکیل دهنده پروتونها و نوترونها ناشی می‌شود. این اختلاف در جرم عامل اصلی ترکیب اجزای عالم است.

کلمات کلیدی: هسته ای


نوشته شده توسط مهدی 84/12/21:: 9:38 صبح     |     () نظر
<   <<   116   117   118   119   120   >>   >