)плес.30 ) рассчитайте количество теплоты, которое необходимо для того, что бы воду массой 20 кг, взятую при температуре 25 с, нагреть до температуры 100 с и превратить в пар. (52, 3 мдж)

Q= Q1+Q2, Q1=cm(t-t0) и Q2=Lm, Q - количество теплоты, c - удельная теплоемкость(4200Дж/кг), m - масса(20 кг), t - конечная температура(100 С), t0 - начальная температура(25 С), L - удельное парообразование (2,6 * 10^6 Дж/кг)
Q1=4200 Дж/кг * 20 кг * (100 С-25 С)=6,3 * 10^6 Дж
Q2=2,6 * 10^6 Дж/кг * 20 кг=46 * 10^6 Дж
Q=6,3 * 10^6 Дж + 46 * 10^6 Дж=52,3 МДж

На протяжении многих веков человек изучает различные явления природы, открывает один за другим ее законы. однако еще и сейчас существует много научных проблем, о решении которых люди давно мечтали. одна из этих сложных и интересных проблем — происхождение элементов, из которых состоят все окружающие нас тела. шаг за шагом познавал человек природу элементов, строение их атомов, а также распространенность элементов на земле и других космических телах .

изучение закономерностей ядерных реакций позволяет создать теорию происхождения элементов и их распространенности в природе. согласно данным ядерной и синтез и превращение элементов происходят в процессе развития звезд. образование атомных ядер осуществляется либо за счет термоядерных реакций, либо - реакций поглощения  ядрами нейтронов.в настоящее время общепризнано, что в звездах на всех стадиях их развития осуществляются разнообразные ядерные реакции. эволюция звезд обусловлена двумя противодействующими факторами гравитационным сжатием, приводящим к сокращению объема звезды, и ядерными реакциями , выделением огромного количества энергии.

как показывают современные данные ядерной и , синтез и превращение элементов происходят на всех стадиях эволюции звезд как закономерный процесс  их развития. таким образом, современная теория происхождения элементов исходит из предположения о том, что они синтезируются в разнообразных ядерных процессах на всех стадиях эволюции звезд. каждому состоянию звезды, ее возрасту соответствуют определенные ядерные процессы синтеза элементов и отвечающий им состав. чем моложе звезда, тем больше в ней легких элементов. самые тяжелые элементы синтезируются только в процессе взрыва – умирания звезды. в звездных трупах и других космических телах меньшей массы и температуры продолжают идти реакции преобразования вещества. в этих условиях происходят уже ядерные реакции распада и разнообразные процессы дифференциации  и миграции.

изучение распространенности элементов проливает свет на происхождение солнечной системы, позволяет понять происхождение  элементов. таким образом, в природе идет вечное рождение, превращение и распад ядер атомов бытующее сегодня мнение о разовом акте происхождения элементов, по меньшей мере, некорректно. в действительности, атомы вечно (и постоянно) , вечно (и постоянно) умирают, и их набор в природе остается неизменным. "в природе нет приоритета возникновению или разрушению — одно возникает, другое — разрушается".

в целом, исходя из современных представлений, большинство элементов, кроме нескольких самых лёгких, возникли во вселенной главным образом в ходе вторичного или звёздного нуклеосинтеза (элементы до железа — в результате термоядерного синтеза, более тяжёлые элементы — при последовательном захвате нейтронов ядрами атомов и последующем бета-распаде, а также в ряде других ядерных реакций). легчайшие элементы (водород и гелий — почти полностью, литий, бериллий и бор — частично) образовались в первые три минуты после большого взрыва (первичный нуклеосинтез). одним из главных источников особо тяжёлых элементов во вселенной должны быть, согласно расчётам, слияния нейтронных звёзд, с выбросом значительных количеств этих элементов, которые впоследствии участвуют в образовании новых звёзд и их планет.

Дано: m = 0,3 кг   T0 = 320 K   3P0 (до) = P0 (после)   A - ?  ΔU - ?

Решение:

1) Целесообразно разделить задачу на два отрезка: изохорный процесс и изобарный.

Ясно, что при изохорном процессе работа не совершается и нам нужно рассматривать только изобарный процесс.

Получаем: A = P ΔV.

Преобразуем по Менделееву-Клапейрону: A = m R (T - T0) / M.

По условию, конечная температура равна начальной, т.е. T = 320 K. Начальная температура T0 - это конечная температура при изохорном процессе.

Так как процесс изохорный, то по закону Шарля получаем: 

3 P0 / T0 = P0 / T <=> 3T = T0 => T = T0 / 3 = 320 / 3 = 106,6 K

Теперь можем посчитать работу газа.

A = 3*10^-1 * 8,31 * 213,4 / 32*10^-3 = 16 625, 193 Дж

2) ΔU = 0, так как изменения температуры не происходит.