![\"\"](\"https:\/\/planeta21vek.ru\/wp-content\/uploads\/2024\/03\/deiteriy1703241.jpg\")
<\/p>\nIn protoplanetaren Scheiben ist Wasser praktisch allgegenw\u00e4rtig. J\u00fcngste Studien zum Wassergehalt fr\u00fcher Planetensysteme wie unseres zeigen, dass Wasser ein reichlich vorhandenes und allgegenw\u00e4rtiges Molek\u00fcl ist, das urspr\u00fcnglich auf der Oberfl\u00e4che winziger interstellarer Staubk\u00f6rner durch Hydrierung von gefrorenem Sauerstoff synthetisiert wurde, berichtet die Zeitschrift Elements. In der Molek\u00fclwolke, aus der ein neues Planetensystem entstehen wird, bindet Sauerstoff an die Staubk\u00f6rner, auf die er trifft, und gefriert an ihnen. Sobald ein Wasserstoffmolek\u00fcl mit diesem gefrorenen Sauerstoff kreuzt, entsteht Wassereis.<\/p>\n
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Bei der Reaktion k\u00f6nnen zwei Arten von Wasser entstehen: gew\u00f6hnliches Wasser, bestehend aus Sauerstoff und Wasserstoff, oder schweres Wasser, bestehend aus Sauerstoff und Deuterium \u2013 einem Wasserstoffisotop mit einem Proton und einem Neutron im Kern. Die Bildung von Wassereis um die Staubk\u00f6rner ist die erste Stufe eines Prozesses, den die Forscher als \u201eK\u00e4ltephase\u201c bezeichnen. Im Laufe der Zeit sammelt sich Materie im Zentrum des Nebels an und die Gravitationskraft beginnt zu wirken. Wenn die Temperaturen rund um das Zentrum steigen \u2013 ein Gebiet, das Experten als hei\u00dfen Corino bezeichnen \u2013 verwandelt sich das Eis in Wasserdampf. Wasser wird in diesem Bereich zum am h\u00e4ufigsten vorkommenden Molek\u00fcl.<\/p>\n
\u201eEine typische hei\u00dfe Korina enth\u00e4lt etwa 10.000 Mal mehr Wasser als die Ozeane der Erde\u201c, schreiben die beiden Autoren Cecilia Ceccarelli, eine italienische Astronomin am Institut f\u00fcr Planetenwissenschaften und Astrophysik in Grenoble, Frankreich, und Fujun Du, ein Astronom am Lila Berg Observatorium. in Nanjing, China. Diese Phase der Eissublimation in Dampf ist die zweite Phase des Prozesses, die Forscher als \u201eProtosternphase\u201c bezeichnen.<\/p>\n
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Dieser Protostern hat seine Fusionsreaktion noch nicht begonnen, aber er beginnt sich zu drehen; Das sie umgebende Gas und der Staub bilden die sogenannte protoplanetare Scheibe, aus der verschiedene Objekte dieses neuen Systems entstehen werden. Der junge Stern nimmt weiter an Masse zu, erzeugt aber wenig W\u00e4rme; Die protoplanetare Scheibe ist noch kalt.<\/p>\n
Dann beginnt die dritte Phase des Prozesses: Der in der zweiten Phase gebildete Wasserdampf kondensiert in den k\u00e4ltesten Teilen der protoplanetaren Scheibe wieder; Die Staubk\u00f6rner sind wieder mit Eish\u00fcllen bedeckt. Aus diesen Staubk\u00f6rnern, umgeben von gefrorenem Wasser, entsteht nach und nach ein Planetensystem: Planeten, Kometen und Asteroiden entstehen, die ihren Stern umkreisen. So entstand die Erde.<\/p>\n
Daher findet die Wassersynthese zu zwei Zeitpunkten unter unterschiedlichen Bedingungen statt: beim ersten Mal, wenn das System noch eine kalte Wolke ist, und beim zweiten Mal, wenn sich eine protoplanetare Scheibe bildet. In unserem Sonnensystem betr\u00e4gt das Alter des durch die erste Synthese entstandenen Wassers 4,5 Milliarden Jahre. Um das Alter des Wassers auf der Erde zu bestimmen, muss ermittelt werden, wie viel davon auf der Erde gelandet ist.<\/p>\n
Die Forscher weisen darauf hin, dass das Verh\u00e4ltnis der Wasserstoffisotope entscheidend f\u00fcr das Verst\u00e4ndnis der Herkunft von Wasser in Planetenk\u00f6rpern ist. W\u00e4hrend der Kaltphase ist die Temperatur extrem niedrig, was zu einem Ph\u00e4nomen namens Superdeuteration f\u00fchrt. Unter diesen Bedingungen gelangt mehr Deuterium in das Wassereis.<\/p>\n
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Zum Zeitpunkt der Geburt des Universums, wenige Sekunden nach dem Urknall, war die Menge an Deuterium sehr gering \u2013 nur ein Atom Deuterium pro 100.000 Atome Standardwasserstoff (oder Protium). Aber in hei\u00dfer Corina folgt die H\u00e4ufigkeit aufgrund der ihr vorausgehenden Superdeuterierung nicht diesem Muster. \u201eIn hei\u00dfen Korynes betr\u00e4gt das HDO\/H2O-Verh\u00e4ltnis nur etwas weniger als 1:100. [Die H\u00e4ufigkeit von doppelt deuteriertem Wasser, D2O, betr\u00e4gt 1\/1000 der von H2O, also etwa 107-mal gr\u00f6\u00dfer, als man vom D-Element erwarten w\u00fcrde H\u00e4ufigkeitsverh\u00e4ltnis \/H]\u201c, sagen die Studienautoren.<\/p>\n
Die Forscher zeigten, dass die F\u00fclle an schwerem Wasser ein Merkmal der ersten Synthese ist. Um herauszufinden, wie viel von diesem Wasser die Erde erreichte, verglichen sie Werte f\u00fcr das Verh\u00e4ltnis von schwerem Wasser zu normalem Wasser, HDO\/H2O, auf der Erde mit Werten an Corino-Hotspots in anderen entstehenden Systemen. Fr\u00fchere Studien haben gezeigt, dass dieses Verh\u00e4ltnis etwa zehnmal h\u00f6her ist als das elementare D\/H-Verh\u00e4ltnis im Universum und damit bei der Geburt des Sonnensystems.<\/p>\n
Forscher sch\u00e4tzen, dass zwischen 1 % und 50 % des Wassers auf der Erde aus der Fr\u00fchphase der Entstehung des Sonnensystems stammen, sodass ein Gro\u00dfteil unseres Wassers 4,5 Milliarden Jahre alt ist. Dieses Wasser stammt \u201ewahrscheinlich\u201c von Planetesimalen und nicht von Kometen.<\/p>\n
Deuterium ist ein schweres Wasserstoffisotop. Die Menge an Deuterium im Trinkwasser ist vernachl\u00e4ssigbar \u2013 etwa 150 Atome pro 1 Million Wasserstoffatome. Deuteriumwasser, auch Schwerwasser genannt, wird in der Nuklearindustrie als Moderator und K\u00fchlmittel f\u00fcr schnelle Neutronen verwendet. Deuterium wird auf verschiedene Arten isoliert: durch Elektrolyse, Rektifikation von fl\u00fcssigem Wasserstoff oder wasserstoffhaltigen Verbindungen. Ganze Fabriken sind an der Produktion von schwerem Wasser beteiligt, das, um eine hohe Konzentration an Deuterium zu erhalten, unter bestimmten Bedingungen Hunderte Tonnen Wasser verdampft. Um giftiges schweres Wasser zu erhalten, muss Deuterium mehrere tausendfach konzentriert werden.<\/p>\n
Japan hat das \u201eerste Plasma\u201c am weltweit gr\u00f6\u00dften thermonuklearen Reaktor JT-60SA erhalten. Diese Experimente am JT-60SA werden eine bessere Vorbereitung auf den Start des Reaktors in Frankreich sein. In sp\u00e4teren Phasen werden die Wege dieser Reaktoren auseinanderlaufen. Der japanische Reaktor kann nur mit Deuterium-Brennstoff betrieben werden, w\u00e4hrend der ITER-Reaktor irgendwann auf effizienteren Deuterium-Tritium-Brennstoff umsteigen kann. Experimente mit JT-60SA werden es den Japanern jedoch erm\u00f6glichen, ein eigenes Fusionskraftwerk, Projekt DEMO, zu entwickeln, das sie bis 2050 bauen wollen. Mittlerweile wird die Branche von den Chinesen dominiert, deren experimentelle thermonukleare Reaktoren Plasma f\u00fcr Hunderte von Sekunden auf Temperaturen \u00fcber 100 Millionen \u00b0C erhitzen.<\/p>\n
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In vielen L\u00e4ndern der Welt werden heute Forschungen und Experimente durchgef\u00fchrt, um die Kernfusion in den Dienst der Energie zu stellen und ein Modell eines industriellen Kernreaktors zu entwickeln. Leider sto\u00dfen diese Pl\u00e4ne auf viele technische und wissenschaftliche Probleme. Eine davon ist die Aufnahme von Wasserstoff durch die Innenwand des Reaktors. Zum ersten Mal auf der Welt hat die National Research University MEPhI ein mathematisches Modell entwickelt, das zur L\u00f6sung dieses Problems beitragen soll.<\/p>\n
Das Herzst\u00fcck eines thermonuklearen Reaktors ist eine Kammer, in der hei\u00dfes Plasma brennt: Es findet der Prozess der Synthese von Heliumatomen aus Wasserstoffatomen statt. Magnetfelder verhindern, dass das brennende Plasma mit der Oberfl\u00e4che der Kammer in Kontakt kommt, aber leider ist es unm\u00f6glich, die Wechselwirkung zwischen Plasma und Reaktorw\u00e4nden vollst\u00e4ndig zu beseitigen.<\/p>\n
Winzige \u201eSprays\u201c hei\u00dfen Plasmas k\u00f6nnen auf die Wand treffen und kleine Fragmente und Partikel \u2013 manchmal buchst\u00e4blich einzelne Atome \u2013 herausschlagen. Diese von der Wand abgel\u00f6sten Partikel fliegen zun\u00e4chst einige Zeit durch die Reaktorkammer und setzen sich dann wieder an der Wand ab. Das Problem besteht jedoch nicht einmal darin, sondern darin, dass die von der Oberfl\u00e4che abgespaltenen Partikel beim Absetzen Atome des Arbeitsgases des Plasmas mit sich f\u00fchren \u2013 und das sind verschiedene Isotope des Wasserstoffs.<\/p>\n
Dieser Vorgang wird als Co-Abscheidung bezeichnet, also die gemeinsame Abscheidung von Wolfram- und Wasserstoffpartikeln auf der Oberfl\u00e4che. Dadurch w\u00e4chst ein wasserstoffges\u00e4ttigter Film auf der Oberfl\u00e4che der thermonuklearen Installationskammer. Dieser Mechanismus ist f\u00fcr den Gro\u00dfteil der Wasserstoffansammlung in der Kammer verantwortlich.<\/p>\n
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Das ist aus drei Gr\u00fcnden schlecht. Erstens enth\u00e4lt das Arbeitsgas in einem thermonuklearen Reaktor ein radioaktives Wasserstoffisotop \u2013 Tritium. Seine Anreicherung in der Reaktorwand kann zu Gefahren f\u00fcr die Strahlensicherheit f\u00fchren. Zweitens ist Tritium ein sehr teurer Rohstoff, und wenn dieser f\u00fcr den Arbeitsprozess verloren geht, wirkt sich das negativ auf die Wirtschaftlichkeit des Fusionsreaktors aus.<\/p>\n
Drittens erw\u00e4rmt sich in den Momenten der Plasmaentladungen die Oberfl\u00e4che und der absorbierte Wasserstoff wird wieder freigesetzt \u2013 und dies wirkt sich bereits auf die thermonukleare Reaktion selbst aus. Jeglicher Wasserstoff, der aus der Reaktorwand freigesetzt wird, ist im Vergleich zum Plasma kalt. Die Energie des Plasmas im Reaktor, gemessen in elektrischen Volt, wird etwa 100.000 Mal gr\u00f6\u00dfer sein als die Energie des aus der Wand freigesetzten Wasserstoffs. Und kalter Wasserstoff kann die Plasmaverbrennung negativ beeinflussen.<\/p>\n
Das wichtigste Problem, das heute im Rahmen des internationalen thermonuklearen Reaktorprojekts ITER gel\u00f6st wird, ist die Vorhersage der Wasserstoffanreicherung in den W\u00e4nden des Reaktors \u2013 und diese wiederum ist beispielsweise notwendig, um zu wissen, wie Oftmals ist es notwendig, die W\u00e4nde von angesammeltem Wasserstoff zu \u201edesinfizieren\u201c. Der leitende Forscher an der Abteilung f\u00fcr Plasmaphysik der National Research Nuclear University \u201eMEPhI\u201c Stepan Krat wurde der Autor des weltweit ersten mathematischen Modells des Prozesses der Wasserstoffansammlung auf der Oberfl\u00e4che eines thermonuklearen Reaktors.<\/p>\n
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Einer der wichtigen Punkte der vorgeschlagenen Theorie besteht darin, dass sie das Verhalten verschiedener Wasserstoffisotope in diesem Prozess untersucht. Die vorgeschlagenen Kernfusionsreaktoren (einschlie\u00dflich ITER) werden eine Mischung aus zwei Wasserstoffisotopen verwenden \u2013 Deuterium und Tritium. Das spezifische Gewicht dieser beiden Gase ist unterschiedlich (Tritium ist schwerer). Stepan Krat und seine Kollegen waren die ersten, die die Hypothese aufstellten, dass sich die Parameter der Kopr\u00e4zipitationsprozesse von Deuterium und Tritium voneinander unterscheiden w\u00fcrden und dass die Situation f\u00fcr eine Mischung dieser beiden Gase dem dritten Satz von Parametern gehorchen w\u00fcrde.<\/p>\n
Das vorgeschlagene theoretische Modell beschreibt den Fall einer Mischung aus zwei oder mehr Wasserstoffisotopen und zeigt, dass die Mechanismen ihrer Absorption durch die Reaktorw\u00e4nde komplexen nichtlinearen Mustern folgen, die von vielen Faktoren abh\u00e4ngen. Die Simulationsergebnisse wurden im Journal of Nuclear Materials (Link ist extern) ver\u00f6ffentlicht. Co-Autoren der Ver\u00f6ffentlichung waren neben Stepan Krat Mitarbeiter der National Research Nuclear University MEPhI Yuri Gasparyan und Alexander Prishvitsyn. Nach der Ver\u00f6ffentlichung wurde die Hypothese von Stepan Krat an der National Research Nuclear University MEPhI experimentell an einer Mischung aus zwei nicht radioaktiven Wasserstoffisotopen getestet \u2013 Deuterium und Protium.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
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