studfiles.net

Реферат на тему Энергия Солнца

Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое "топливо" дает ему энергию? Ответы на эти вопросы ученые искали веками, и только в начале XX в. было найдено правильное решение. Теперь известно, что Солнце, как и другие звезды, светит благодаря протекающим в его недрах термоядерным реакциям. Что же это за реакции? < Если ядра атомов легких элементов сольются в ядро атома более тяжелого элемента, то масса нового ядра окажется меньше, чем суммарная масса тех ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомных ядер может происходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10 млн градусов. Поэтому она и называется термоядерной. Основное вещество, составляющее Солнце, - водород, на его долю приходится около 71% всей массы светила. Почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% - более тяжелым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы. Главным "топливом" на Солнце служит именно водород. Из четырех атомов водорода в результате цепочки превращений образуется один атом гелия. А из каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6*10 Дж энергии! На Земле такого количества энергии хватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 0 С до точки кипения 1000 м воды! Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращения водорода в гелий, которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звезд. Называется она протон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядер атомов водорода - протонов. Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются, причем, по закону Кулона, сила этого отталкивания обратно пропорциональна квадрату расстояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однако при очень высоких температуре и давлении теплового движения частиц столь велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них все же сближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. В результате может произойти цепочка превращений, которая завершится возникновением нового ядра, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, - ядра гелия. Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции. В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться с другими протонами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в момент тесного сближения двух протонов произойдет еще и другое маловероятное для ядра событие - распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такой процесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединятся в устойчивое ядро атома тяжелого водорода - дейтерия. Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже на ядро водорода, только тяжелее. Но в отличие от последнего в недрах звезды ядро дейтерия долго существовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись еще с одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант и становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумя нейтронами, как у обычного гелия, а только с одним. Раз в несколько миллионов лет такие ядра легкого гелия сближаются настолько тесно, что могут объединиться в ядро обычного гелия, "отпустив на свободу" два протона. Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядро обычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гамма-кванты передают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды, потому что обладают удивительной способностью проникать через огромные толщи вещества, не задев ни одного атома. Реакция превращения водорода в гелий ответственна за то, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно, возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорит и превратится в гелий, и как скоро это произойдет? Оказывается, примерно через 5 млрд лет содержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что его "горение" начнется в слое вокруг ядра. Это приведет к "раздуванию" солнечной атмосферы, увеличению размеров Солнца, падению температуры на поверхности и повышению ее в ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант - сравнительно холодную звезду огромного размера с атмосферой, превосходящей границы орбиты Земли. Жизнь Солнца на этом не закончится, оно будет претерпевать еще много изменений, пока в конце концов не станет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже не происходит никаких термоядерных реакций. Колебания Солнца. Гелиосейсмология Земная сейсмология основана на особенностях распространения звука под землей. Однако на Солнце сейсмограф поставить нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими методами. Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная поверхность ритмически опускается и поднимается (колеблется), то ее приближение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя спектры разных участков солнечного диска, получают картину распределения скоростей; конечно же, со временем она меняется - волны бегут. Периоды этих волн лежат в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Когда же они впервые были открыты, найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все эти колебания называют "пятиминутными". Скорости колебания солнечной поверхности очень малы - десятки сантиметров в секунду, и измерить их невероятно сложно. Но часто интересно не само значение скорости, а то, как оно меняется с течением времени (как волны проходят по поверхности). Допустим, человек находится в помещении с плотно зашторенными окнами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. И вдруг едва заметное движение воздуха чуть сдвигает штору, и в глаза ударяет ослепляющий солнечный луч. Легкий ветерок вызывает столь сильный эффект! Примерно так же измеряют ученые малейшие измерения лучевой скорости солнечной поверхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектре Солнца. Прибор, измеряющий яркость солнечного света, настраивается так, что-бы он пропускал лишь свет с длинной волны точно в центре какой-либо узкой линии поглощения. Тогда при малейшем изменении длины волны на вход прибора попадет не темная линия, а яркий соседний участок непрерывного спектра. Но это еще не все. Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, ее нужно наблюдать как можно дольше, причем без перерывов, иначе потом нельзя будет определить, какая это волна - та же самая или уже другая. А Солнце каждый вечер скрывается за горизонтом, да еще тучи время от времени набегают... Первое решение проблемы состояло в наблюдениях за Южным полярным кругом - там Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше ясных дней, чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктиде сложно и дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но еще более дорог: наблюдения из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся как побочные исследования (например, на отечественных "Фобосах", пока они летели к Марсу. В конце 1995 г. был запущен международный спутник SOНО (Solar and Heliospheric Obsеrvatory), на котором установлено множество приборов, разработанных учёными разных стран. Но большую часть наблюдений по-прежнему проводят с Земли. Чтобы избежать перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают с разных континентов. Ведь когда в Восточном полушарии ночь, в Западном - день, и наоборот. Современные методы позволяют представить такие наблюдения как один непрерывный ряд. Немаловажное условие для этого - чтобы телескопы и приборы были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупных международных проектов. Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые волны? Сначало представления об их природе не сильно отличались от того, что было известно о колебаниях земной коры. Ученые представляли себе, как процессы на Солнце возбуждают эти волны, и они бегут по поверхности нашего светила, словно морские волны по водной глади. Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт: оказалось, что некоторые волны в разных частях солнечного диска связаны между собой (физики говорят: имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будто вся поверхность покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она невидна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеют тем не менее согласованную картину осциляций. Исследователи пришли к выводу, что солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегают очень большие расстояния и в разных местах солнечного диска видны проявления одной и той же волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце "звучит, как колокол", т.е. как одно целое. Как в случае с Землей, колебания поверхности Солнца - лишь отзвук тех волн, которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центра Солнца, другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойства разных частей солнечных недр. Изучая волны с разной глубиной проникновения, удалось даже построить зависимость скорости звука от глубины! А поскольку из теории известно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкое изменение скорости звука, удалось определить, где начинается солнечная конвективная зона. Это на сегодня одно из важнейших достижений гелиосейсмологии. Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалось выяснить причину колебаний солнечной поверхности. Считается, что наиболее вероятный источник колебаний - грануляция: выходящие на поверхность потоки раскаленной плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во все стороны волны. Однако на деле все не так просто, и теоретики пока не смогли удовлетворительно описать эти процессы. В частности, неясно, почему волны столь устойчивы, что могут обежать все Солнце, не затухая? С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя часть Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружные слои. Неравномерное вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое же воздействие, как трещина на колокол. В результате "звук" становится не очень чистым - изменяются существующие периоды колебаний и появляются новые. Это дает возможность исследовать вращение внутренних слоев, которое другими методами пока изучать нельзя. Считается, именно благодаря неравномерному вращению Солнце имеет магнитное поле. Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся сейчас область науки возникла из, казалось бы, ничем не примечательных измерений движений солнечной поверхности. Солнечные инструменты Основным инструментом астронома, что бы он ни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора. Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы солнечного телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние 90 м и дает изображение Солнца диаметром около 80 см. Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. К счастью, это и не нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной его области, внутри полосы шириной около 47°. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системой зеркал - целостатом. Бывают горизонтальные и вертикальные солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. С ним и работать легче. Но у него есть один существенный недостаток. Солнце дает много тепла, и воздух внутри телескопа сильно нагревается. Нагретый воздух движется вверх, более холодный - вниз. Эти встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому в последнее время строят в основном вертикальные солнечные телескопы. В них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км. Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабо светящиеся слои солнечной атмосферы - солнечную корону, пользуются коронографом. Изобрел его французский астроном Бернард Лио в 1930 г. В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10 тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Можно воспользоваться моментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но затмения бывают редко и порой в труднодоступных районах земного шара. Да и погода не всегда благоприятна. А продолжительность полной фазы затмения не превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения. Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная "луна". Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое важное - это хорошо отполированный объектив без дефектов внутри стекла. Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому ее можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф. Спектрографф - самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять пучек солнечного света в спектрограф. Основная характеристика спектрографа - его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно. Разрешение зависит от нескольких параметров. Один из них - порядок спектра. Дифракционная решетка дает много спектров, видимых под разными углами. Говорят, что она имеет много порядков спектра.

bukvasha.ru

Строение типичной звезды. Источники энергии Солнца и звезд — Мегаобучалка

Солнце — рядовая звезда нашей Галактики, горячий шар из плазмы. Его когда-то считали твердым шаром и даже пригодным для жизни. Радиус Солнца 6966000 км, масса 1,99 • 1030 кг, средняя плотность 1,41 кг/м3. Его возраст оценивается в 4,6 млрд лет, как и у всех тел Солнечной системы. Для Земли Солнце — ближайшая звезда, источник жизни. Среднее расстояние от Земли до Солнца 149,6 млн км или 1 а. е. Земля вращается, как и другие планеты, по эллиптической орбите, ее расстояние зимой меньше на 2,5 млн км, а в июле — на столько же больше. Мощность, излучаемая Солнцем, составляет 3,86 • 1040 Дж/с, или 3,86 • 1020 МВт, из которой до Земли доходит только одна двухмиллиардная часть. Эффективная температура поверхности Солнца равна 5806 К, оно относится к спектральному классу желтых карликов.

Современная структура Солнца возникла в результате эволюции (рис. 9.1, а, б). Наблюдаемые слои Солнца называют его атмосферой. Фотосфера — самая глубокая ее часть, и чем глубже, тем слои горячее. В тонком (порядка 700 км) слое фотосферы возникает наблюдаемое излучение Солнца. Во внешних, более холодных слоях фотосферы свет частично поглощается — на фоне непрерывного спектра образуются темные фраунгоферовы линии. В телескоп можно наблюдать зернистость фотосферы. Маленькие светлые пятнышки — гранулы (размером до 900 км) — окружены темными промежутками. Эта происходящая во внутренних областях конвекция вызывает движения в фотосфере — в гранулах горячий газ вырывается наружу, а между ними — опускается. Эти движения распространяются и в более высокие слои атмосферы Солнца — хромосферу и корону. Поэтому они горячее, чем верхняя часть фотосферы (4500 К). Хромосферу можно наблюдать во время затмений. Видны спикулы — язычки уплотненного газа. Изучение спектров хромосферы показывает ее неоднородность, перемешивание газа происходит интенсивно, и температура хромосферы достигает 10 000 К. Над хромосферой располагается самая разреженная часть солнечной атмосферы — корона, она все время колеблется с периодом 5 мин. Плотность и давление быстро нарастают внутрь, где газ сильно сжат. Давление превышает сотни миллиардов атмосфер (1016 Па), а плот-

ность до 1,5 • 105 кг/м . Температура тоже сильно возрастает, достигая 15 млн К.

Магнитные поля играют на Солнце существенную роль, так как газ находится в состоянии плазмы. При росте напряженности поля во всех слоях его атмосферы возрастает солнечная активность, проявляющаяся во вспышках, которых в годы максимума бывает до 10 в сутки. Вспышки размером около 1000 км и продолжительностью порядка 10 мин обычно возникают в нейтральных областях между пятнами, имеющими противоположную полярность. Во время вспышки выделяется энергия, равная энергии взрыва 1 млн мегатонных водородных бомб. Излучение в это время наблюдается и в радиодиапазоне, и в рентгеновском. Появляются энергичные частицы — протоны, электроны и другие ядра, составляющие солнечные космические лучи.

Солнечные пятна перемещаются по диску; заметив это, Галилей заключил, что оно вращается вокруг своей оси. Наблюдения за пятнами показали, что Солнце вращается слоями: около экватора период около 25 сут, а у полюсов — 33 сут. Число пятен на Солнце колеблется в течение 11 лет от наибольшего к наименьшему. За меру этой пятнообразующей деятельности принимают так называемые числа Вольфа: W= 10g+f, здесь g — число групп пятен, f — общее число пятен на диске. При отсутствии пятен W= 0, при одном пятне — W= 11. В среднем пятно живет почти месяц. Размеры пятен порядка сотен километров. Пятна обычно сопровождаются группой светлых полосок — факелов. Оказалось, что в области пятен наблюдаются сильные магнитные поля (до 4000 эрстед). Видимые на диске волокна названы протуберанцами. Это массы более плотного и холодного газа, поднимающиеся над хромосферой на сотни и даже тысячи километров.

В видимой области спектра Солнце абсолютно доминирует на Земле над всеми другими небесными светилами, его блеск в 1010 раз больше, чем у Сириуса. В других диапазонах спектра оно выглядит существенно скромнее. От Солнца исходит радиоизлучение, по мощности одинаковое с радиоисточником Кассиопея А; на небе всего 10 источников слабее его в 10 раз. Оно было замечено только в 1940 г. военными радиолокационными станциями. Анализ показывает, что коротковолновое радиоизлучение возникает вблизи фотосферы, а на метровых волнах генерируется в солнечной короне. Аналогичная картина по мощности излучения наблюдается и в рентгеновском диапазоне — лишь у шести источников оно слабее на порядок. Первые рентгеновские снимки Солнца были получены в 1948 г. с помощью аппаратуры, находящейся на высотной ракете. Установлено, что источники связаны с активными областями на Солнце и расположены на высотах 10—1000000 км над фотосферой, в них температура достигает 3 — 6 млн К. Рентгеновская вспышка обычно следует за оптичес-

кой с запаздыванием в 2 мин. Рентгеновское излучение исходит от верхних слоев хромосферы и короны. Кроме того, Солнце излучает потоки частиц — корпускул. Солнечные корпускулярные потоки оказывают большое воздействие на верхние слои атмосферы нашей планеты.

Первый прибор для выяснения природы и строения звезд — полярископ, сконструированный Д. Араго после открытия хроматической поляризации света, появился в 1811 г. Араго обнаружил, что фотосфера Солнца состоит из нагретого до высокой температуры самосветящегося газа, о чем высказывал догадки еще Ломоносов. С этого времени ученые начали изучать и корону, которая была видна в периоды полных солнечных затмений. В 1860 г. английский астроном У.Хеггинс, сравнивая спектры Солнца, звезд и разных веществ, установил, что спектры Солнца и звезд идентичны. Через несколько лет итальянский ученый А.Секки, изучив спектры почти 4000 звезд, подтвердил этот вывод. Французский астроном П.Ж.Жансен, первым начавший изучать атмосферы планет, выяснил, что в состав Солнца входят многие элементы, которые встречаются на Земле. В 1869 г. английский астроном Дж.Н.Локьер обнаружил там неизвестный на Земле элемент, названный гелием. Он же установил существование 11-летнего цикла солнечной активности и предположил, что входящие в состав звезд элементы могут разлагаться под действием высоких температур. Локьер выделил этапы распада элементов, о каждом из которых можно судить по спектру, но позже установили, что изменение спектра определяется изменением температуры. В то же время Локьер и Жансен предложили (независимо друг от друга) новый метод наблюдения протуберанцев и хромосферы Солнца, позволяющий не дожидаться времени затмения.

Потенциальную энергию сжатия Гельмгольц считал источником энергии звезды. Температура даже внешних слоев Солнца порядка 6000 К, т. е. вещество находится там в газообразном состоянии. Движение частиц газа — основа тепловой энергии звезды, гравитационное притяжение частиц — основа ее потенциальной энергии. Чтобы компенсировать потери энергии на излучение, достаточно, чтобы диаметр Солнца уменьшался на 75 м в год. Тогда светимость Солнца удваивалась бы каждые 10 млн лет, но этого не происходит. Эти расчеты и оценка роли гравитационного сжатия оказались не бесполезными в дальнейшем.

Термоядерными реакциями синтеза гелия из водорода объяснил энергию звезд английский астрофизик Эддинг-тон (1920), известный своими работами по теории гравитации и квантовой теории, обнаруживший экспериментально отклонение света звезды в поле тяготения Солнца (1919), предсказанное ОТО. В книге «Звезды и атомы» (1927) он показал, что масса ядра гелия не точно в четыре раза превышает массу ядра водорода, а несколько меньше. Если к незначительной разнице масс применить формулу Эйнштейна Е = тс2, то окажется, что этот дефект массы эквивалентен огромной энергии. Тогда выводы Эдцингтона вызывали сомнения среди ученых.

Winamp, Skins, Plugins

Необходимые Утилиты

Текстовые редакторы

Юмор

File managers and best utilites

Строение типичной звезды. Источники энергии Солнца и звезд. Реферат энергия солнца и звезд

Источники энергии солнца и звёзд — реферат

Содержание

Введение……………………………………………………..3

1. Теоретические аспекты энергии солнца и звёзд……….4

1.1. Источники энергии звёзд……….……….……………..5

1.2. Солнце и источники его энергии .…….……….………7

2. Исследования солнца и звёзд……….……….……….….9

Заключение……….……….……….……….……….……….12

Список используемой литературы…….……….…………11

Введение

Актуальность темы обусловлена тем, что человечества испокон веков заглядывалось в небо, пытаясь найти ответы на многие вопросы. Откуда произошли звёзды? Как они возникли? Каким образом они функционируют? Какими харектеристиками обладают.

Человека в разных сфыерах деятельности обращали своё внимание на звёздое небо, писатели описывали его загадочность и красоту; физики пытались, и пытаются по сей день, разгадать научные тайны вселенной; а строномы продалжают предстказывать судьбы по звёздам. Во все времена небо манило, завораживало и интересовало многих.

Все небесные тела в сегоднешнем спектре знаний можно разделить на те, что испускают энергию – это звёзды, и те, что не испускают – это метеориты, планеты, космическая пыль, кометы.

Звезды представляют собой некую фабрику по воспроизводству различных химических элементов и источники жизни и света. На современном этапе развития Вселенной вещество в ней находится преимущественно в звёздном состоянии, поскольку 97% вещества сосредоточенно в нашей Галактике в звёздах. Современная галактика - это гигантское скопление звёзд и ими образуемых систем, которые имеют свои центры (ядро) и разную, не всегда только сферическую, но чаще и эллиптическую, спиралевидную либо вообще неправильную форму.

Цель работы: рассмотреть источники энергии солнца и звезд.

Теоретические аспекты энергии солнца и звёзд

Нашу Галактику называют Млечным Путём, состоящим из 120 млрд. звёзд, состоит она из собственного ядра и нескольких спиральных ветвей. Размеры нашей Галактики – 100 тыс. световых лет, большая часть звёзд в ней сосредоточена в гигантском «диске», который имеет толщину около 1500 световых лет. На расстоянии пимерно 30 тысяч световых лет от центра нашей Галактики располагается Солнце.1

Звёзды представляют собой горячие небесные светящиеся тела, на подобие Солнцу, которые различают по яркости, температуре и размеру. По многих своим параметрам Солнце представляет собой типичную звезду, хотя на она кажется гораздо больше и ярче всех остальных звезд, поскольку располагается намного ближе к Земле, чем все остальные. Даже самая ближайшая звезда - Проксима Кентавра в 272 тыс. раз дальше от нас, чем Солнце, поэтому все звёзды и кажутся нам всего лишь светлыми точками на ночном небе. 2

Живя на Земли, человек, тем не менее находится на дне воздушного океана, непрерывно волнующегося и бурлящего, преломляющего лучами свет звёзд, отчего и кажутся они нам дрожащими и мигающими . А вот космонавты, находящиеся на орбите видят все звёзды как немигающие цветные точки.3

Звёздное небо многие века притягивало и вдохновляло людей, что нашло своё отражение в религии и литературе. По звёздам были ориентированы многие храмы. К примеру, построены Великие пирамиды в Гизе так, что в них узкий коридор направлен точно на полярную звезду, роль которой тогда выполняла a Дракона. Мегалитическая постройка на Солсберийской равнине в Англии Стоунхендж сооружена в точном согласно с сезонными изменениями положения Луны и Солнца.4

Часто в нашу эпоху звёзды используют для новигации, как яркие метки на небе для определения времени. Сегодня не для кого уже не секрет, что звёзды пердставляют собой гигантские природные энергитические генераторы, с высокой эффективностью превращающие части своего вещества в излучение.

Источники энергии звёзд

В последние 10 лет окончательно было установлено, как именно формируются звезды. Происходит это в тех областях галактического пространства, где собирается большая масса достаточного для образования звезды межзвездного газа, который под воздействием собственного тяготения разогревается и сжимается до того момента, пока температура не достигнет критического значения, необходимого для протекания ядерной реакции.5

Данный вопрос был впервые поставлен в 40-е годы XIX века, как уже отмечено выше, с открытием закона сохранения энергии. Стало, сразу же ясно, что в принципе источником энергии может быть гравитация. Один из отцов закона сохранения энергии, Роберт Мейер, полагал, что Солнце, к примеру, светится за счёт кинетической энергии выпадающего на него метеорного вещества. Любопытен тот факт, что в ходе многих десятилетий гипотезу Мейера считали чуть ли не смехотворной и упоминали её только лишь как исторический курьез. Однако сегодня точно установлено, что модернизированный вариант механизма Мейера – аккреция – в современном мире звезд играет важную роль.6

Герман Гельмгольц, другой пионер принципа сохранения энергии, предположил, что может поддерживаться свечение Солнца его вековым медленным сжатием, что и приводит, к выделению гравитационной энергии.

Вслед за Гельмгольцем вскоре Дж. Томсон (наиболее известный как лорд Кельвин, получивший свой титул за научные заслуги) немного уточнил его оценку времени подобного сжатия, учтя при этом в распределении солнечного вещества неоднородность вдоль радиуса. За счет , как мы говорим теперь, кельвиновского сжатия Солнце могло бы, светить только лишь десятки миллионов лет, при этом заметно не меняясь. Любопытен тот факт, что сам Кельвин, а в последствии и многие иные, рассматривали это как серьёзный аргумент против правильности существующих дарвиновских представлений о биологической эволюции, котрые требовали, по крайней мере, на порядок больших времен.7 Вера в закон сохранения энергии в конце XIX века была незыблема – а никакого иного источника энергии звёзд, кроме самогравитации, видно тогда не было. Правда, оценка возраста Земли, которую получили путём геологических изысканий, давали по крайней мере сотни миллионов лет, что и указало на необходимость в поиске какого-то иного дополнительного источника энергии солнца.8

Вскоре, после открытия радиоактивности, ситуация крайне резко обострилась, стала просто катастрофической. Поэтому отыскание источника энергии звёзд и Солнца стало одной из самых жгучих проблем научного естествознания.

Считалось первоначально то, что вырабатывает наше Солнце свою энергию по первой схеме, иными словами за счёт цикла Бете. Но, стало в 50-е годы ясно, что всё не так, и большую роль играют всё же pp-цепочки. Как показал наиболее детальный анализ, причина этого именно в том, что центральная температура нашего Солнца немного ниже, чем считалось и принималлось раньше, а у цикла Бете рост темпа выделения энергии с температурой происходит гораздо быстрее, чем для протон-протонных цепочек. Однако в звёздах с массами, которые превосходят в 1.2 массы Солнца, доминирует в выделении энергии всё же CN-цикл.9

Простой энергетический расчёт показал, что в Солнце выгорание водорода в его центральной части займёт около 10 млрд лет. Проблема источников энергии Солнца и подавляющего большинства звёзд, в частности, всех звёзд так называемой основной последовательности, тем самым была окончательно решена.

1.2 Солнце и источники его энергии

Солнце единственная звезда в Солнечной системе, вокруг которой совершают своё движение все планеты и их спутники в нашей системе, а также иные объекты, вплоть до космической пыли. Если сравнивать массу Солнца с массой всей Солнечной системы, составит она порядка 99,866 % от массы системы.

Солнце это одна из 100 000 000 000 звёзд нашей Галактики и по своей величине стоит на четвёртом месте среди них. Проксима Центавра ближайшая к Солнцу звезда, расположена на расстоянии четырёх световых лет от Земли. От Земли до Солнца 149,6 млн км, свет до нас доходит за 8 минут. 10

По спектральной классификации солнце относят к типу «жёлтый карлик», по приблизительным расчётам её возраст составляет немного более 4,5 миллиардов лет, таким образом находится она в середине своего жизненного цикла. Состоит солнце на 92% из водорода и всего на 7% из гелия, при этом имеет оно крайне сложное строение.

В центре находится ядро, производящее вращение с большой скоростью вокруг оси (причём эта скорость значительно превышает показатели внешних оболочек звезды), с радиусом приблизительно 150 000-175 000 км, составляющее до 25% от общего r звезды, в центре температура приближается к 14 000 000 К. В ядре происходит реакция образования гелия из четырёх протонов, в ходе чего получается большой энергетический объём, проходящий через все слои и излучающийся с фотосферы в виде света и кинетической энергии.11 Располагается на ядром зона лучистого переноса, в которой температуры находятся в диапазоне от 2 до 7 миллионов К. Далее следует конвективная зона, толщина которой приблизительно 200 тыс. км, где уже наблюдается не переизлучение для переноса энергии, а смешивание плазмы, температура здесь составляет примерно 5800 К. Атмосфера на Солнце состоит из фотосферы, которая образует видимую поверхность, хромосферы толщина которой порядка 2 тыс. км и внешней короны, последней солнечной оболочки, температура которой в диапазоне 1 000 000 до 20 000 000 К. Непосредственно из внешней части короны и происходит выход ионизированных частиц, так называемого солнечного ветра.

Сжатие звезды приводит к значительному повышению температуры в её ядре; когда достигает она нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни.12

2.Исследования солнца и звёзд

Когда наше Солнце достигнет своего возраста приблизительно от 7,5 до 8 миллиардов лет (иными словами через 4-5 млрд лет) звезда тогда превратится в «красного гиганта», её внешние оболочки расширится и достигнет орбиты нашей Земли, или возможно, отодвинет планету на наиболее дальнее расстояние. При этом жизнь в современном её понимании станет невозможна. Солнце проведёт заключительный цикл своей жизни в состоянии так называемого «белого карлика». Солнце является самым главным источником энергии и тепла, благодаря которому на Земле существует жизнь. реди важнейших завоеваний человечества исследования и мировое освоение космического пространства занимают одно из ведущих мест.13

Практическое использование и экспериментальное исследование пространства за пределами нашей земной атмосферы производится с помощью пилотируемых космических кораблей (КК), различных искусственных спутников Земли (ИСЗ) и существующих автоматических межпланетных станций (АМС). В понятие исследований космоса входит исследование как околоземного пространства, так и иных тел нашей Солнечной системы, а также межпланетного пространства, звёзд и иных явлений, происходящих за пределами нашей Солнечной системы, а также происходит поиски внеземных форм жизни. Исследования на современном этапе проводят или прямым методом при использовании автоматических либо пилотируемых космических летательных аппаратов, которые посылают в исследуемую область, или путём дистанционного наблюдения при использовании орбитальных телескопов и иных современных приборов.

Заключение

Планета Земля осуществляет вращение вокруг своей оси, по этой причине каждые сутки, находясь на солнечной стороне нашей планеты человек имеет возможность наблюдать удивительные по своей красоте явления: рассвет и закат, а когда ночью часть планеты попадает в теневую сторону, может наблюдать за звёздами на ночном небе. Солнце оказывает весомое влияние на процесс жизнедеятельности всей Земли, участвует непосредственно оно в земном фотосинтезе, помогает также в образовании витамина D в организме самого человека. Солнечный ветер вызывает геомагнитные бури и именно его проникновение в слои земной атмосферы вызывает такое красивейшее природное явление, как северное сияние, называемое ещё полярным. Солнечная активность изменяется в сторону усиления или уменьшения примерно раз в течении 11 лет. Возраст Солнца составляет около 5 млрд. лет, и сегодня находится оно в середине своего эволюционного пути. Однако, если бы только исходная масса Солнца была всего лишь вдвое выше, то процесс его эволюции уже давно был бы закончен, и жизнь на нашей Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. В прошлом столетии вообще считали, что энергии, выделяющейся при сжатии звезды, достаточно для поддержания её светимости, но геологические данные пришли в противоречие с этой гипотезой: возраст Земли оказался значительно больше того времени, в течение которого Солнце могло бы поддерживать своё излучение за счёт сжатия (ок. 30 млн. лет).

Надеюсь, что человечество в скором времени дойдёт до того момента, когда в полной мере сможет использовать источники энергии солнца и звёзд в мирных целях на благо всех людей.

Список используемой литературы

Горелов, А.А. Концепции современного естествознания / А.А. Горелов. М.: Высшее образование, 2005.
Каменцев Л. Исследования Солнца / Л. Каменцев // Машины и механизмы. – 2009. - №10.
Сивоглазов В.И. Наглядное пособие: Гипотеза о возникновении Солнечной системы; Науки о природе (двустороннее) М: Дрофа 2004
Суханов А.Д., Голубева О.Н., «Концепции современного естествознания», Изд. «Агар», М: 2000
Вайнберг С. Первые три минуты. Современный взгляд на происхождение Вселенной. - М., 2000

1 Сивоглазов В.И. Наглядное пособие: Гипотеза о возникновении Солнечной системы; Науки о природе (двустороннее) М: Дрофа 2004

2 Горелов, А.А. Концепции современного естествознания [Текст] / А.А. Горелов. М.: Высшее образование, 2005.

3 Каменцев Л. Исследования Солнца / Л. Каменцев // Машины и механизмы. – 2009. - №10.

4 Каменцев Л. Исследования Солнца / Л. Каменцев // Машины и механизмы. – 2009. - №10.

5 Горелов, А.А. Концепции современного естествознания [Текст] / А.А. Горелов. М.: Высшее образование, 2005.

6 Сивоглазов В.И. Наглядное пособие: Гипотеза о возникновении Солнечной системы; Науки о природе (двустороннее) М: Дрофа 2004

7 Каменцев Л. Исследования Солнца / Л. Каменцев // Машины и механизмы. – 2009. - №10.

8 Сивоглазов В.И. Наглядное пособие: Гипотеза о возникновении Солнечной системы; Науки о природе (двустороннее) М: Дрофа 2004

9 Сивоглазов В.И. Наглядное пособие: Гипотеза о возникновении Солнечной системы; Науки о природе (двустороннее) М: Дрофа 2004

10 Горелов, А.А. Концепции современного естествознания [Текст] / А.А. Горелов. М.: Высшее образование, 2005.

11 Сивоглазов В.И. Наглядное пособие: Гипотеза о возникновении Солнечной системы; Науки о природе (двустороннее) М: Дрофа 2004

myunivercity.ru

Доклад - Откуда берется энергия Солнца?

Реферат по астрономии на тему:

Откуда берется энергия солнца?

ученика 11 Б класса

гимназии № 25

Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое «топливо» даёт ему энергию? Ответы на эти вопросы учёные искали веками, и только в начале ХХ в. было найдено правильное решение. Теперь известно, что Солнце, как и другие звёзды, светит благодаря протекающим в его недрах термоядерным реакциям. Что же это за реакции?

Если ядра атомов лёгких элементов сольются в ядро атома более тяжёлого элемента, то масса нового ядра окажется меньше, чем суммарная масса тех ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, образовавшиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомных ядер может происходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10 млн. градусов. Поэтому она и называется термоядерной.

Основное вещество, составляющее Солнце – водород, на его долю приходится около 71% всей массы светила. Почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% – более тяжёлым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы. Главным «топливом» на Солнце служит именно водород. Из четырёх атомов водорода в результате цепочки превращений образуется один атом гелия. А из каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6*1011 Дж энергии! На Земле такого количества энергии хватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 0° С до кипения 1000 м3 воды!

Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращения водорода в гелий, которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звёзд. Называется она протон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядер атома водорода – протонов.

Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются, причём, по закону Кулона, сила эта обратно пропорциональна квадрату расстояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однако при очень высокой температуре и давлении скорости теплового движения частиц столь велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них всё же сближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. В результате может произойти цепочка превращений, которая завершится возникновением нового ядра состоящего из двух протонов, – ядра гелия.

Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции. В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться с другими протонами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в момент тесного сближения двух протонов произойдёт ещё и другое маловероятное для ядра событие – распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такой процесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединяются в устойчивое ядро атома тяжёлого водорода – дейтерия.

Ядро дейтерия (дейтрон) по своим свойствам похоже на ядро водорода, только тяжелее. Но в отличие от последнего в недрах звезды ядро дейтерия долго существовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись ещё с одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант и становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связны не с двумя нейтронами, как у обычного гелия, а с одним. Раз в несколько миллионов лет такие ядра лёгкого гелия сближаются настолько тесно, что могут объединиться в ядро обычного гелия, «отпустив на свободу» два протона.

Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядро обычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гамма-кванты передают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды, потому что обладают удивительной способностью проникать через огромные толщи вещества, не задев ни одного атома.

Реакция превращения водорода в гелий ответственна за то, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно, возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорит и превратится в гелий, и как скоро это произойдёт?

Оказывается, примерно через 5 млрд. лет содержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что его «горение» начнётся в слое вокруг ядра. Это приведёт к «раздуванию» солнечной атмосферы, увеличению размеров Солнца, падению температуры на поверхности и повышению её в ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант – сравнительно холодную звезду огромного размера с атмосферой, превосходящей границы орбиты Земли. Жизнь Солнца на этом не закончится, и оно будет претерпевать ещё много изменений, пока в конце концов не станет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже не происходит никаких термоядерных реакций.

www.ronl.ru

Реферат - Откуда берется энергия Солнца?

Реферат по астрономии на тему:

Откуда берется энергия солнца?

ученика 11 Б класса

гимназии № 25

www.ronl.ru

Источники энергии звезд - реферат

Описание.

Наиболее очевидным свойством звезд является то, что они светятся, точнее, являются самосветящимися телами. За счет чего покрываются их энергетические потери? Этот вопрос возник, как только был сформулирован закон сохранения энергии, однако найти исчерпывающий ответ на него сумели лишь век спустя.

Выдержка из работы.

Источники энергии звезд

Обычно думают, что главная трудность проблемы – в огромной мощности выделения энергии на Солнце и звездах. В действительности дело вовсе не в этом. Удельный темп энерговыделения на Солнце и в звездах более чем скромный. Так, в расчете на один грамм своего вещества Солнце ежесекундно выделяет всего по 2 эрга. По обыденным земным меркам это совершенно ничтожный темп энерговыделения – как в куче гниющих осенних листьев. В человеческом теле темп выделения энергии на четыре порядка (!) выше, чем в Солнце. Однако чтобы поддерживать такой уровень производства энергии, нам нужно трижды в день есть. А Солнце (и звезды) светят миллиарды лет, не питаясь.

Итак, истинная проблема состоит в том, что звезды светят очень и очень долго. За это время они успевают высветить действительно огромные количества энергии. Откуда же она черпается?

Как уже говорилось, вопрос был поставлен в 40-е годы XIX века, с открытием закона сохранения энергии. Сразу же стало ясно, что источником энергии в принципе может быть гравитация. Так, Роберт Мейер, один из отцов закона сохранения энергии, полагал, что Солнце светится за счет кинетической энергии выпадающего на него метеорного вещества. Любопытно, что в течение многих десятилетий гипотеза Мейера считалась чуть ли не смехотворной и упоминалась лишь как исторический курьез. Однако теперь мы знаем, что модернизированный вариант механизма Мейера – аккреция – играет в мире звезд важную роль.

Другой пионер принципа сохранения энергии Герман Гельмгольц предположил, что свечение Солнца может поддерживаться его медленным вековым сжатием, что приводит, разумеется, к выделению гравитационной энергии. Вскоре вслед за Гельмгольцем Дж. Томсон (более известный нам как лорд Кельвин; титул лорда он получил за научные заслуги) уточнил его оценку времени такого сжатия, учтя неоднородность в распределении солнечного вещества вдоль радиуса. За счет такого, как мы теперь говорим, кельвиновского сжатия Солнце могло бы, заметно не меняясь, светить лишь десятки миллионов лет. Любопытно, что сам Кельвин, а вслед за ним и многие другие, рассматривали это как серьезный аргумент против правильности дарвиновских представлений о биологической эволюции, требовавшей по крайней мере на порядок больших времен. В конце XIX века вера в закон сохранения энергии была незыблема – а никакого другого источника энергии звезд, кроме самогравитации, видно не было. Правда, оценки возраста Земли, получавшиеся средствами геологии, давали по крайней мере сотни миллионов лет, что указывало на необходимость поиска какого-то дополнительного источника солнечной энергии.

Ситуация резко обострилась, можно сказать стала катастрофической, вскоре после открытия радиоактивности. Первые же надежные определения возраста Земли показали, что он не менее 1.5 миллиарда лет (современная оценка – 4.6 миллиарда). Отыскание источника энергии Солнца и звезд стало одной из жгучих проблем естествознания.

К середине 20-х годов выяснилось, что таким источником в принципе могли бы служить ядерные реакции, ведущие к превращению водорода в гелий. Масса четырех протонов слегка превосходит массу ядра атома гелия – альфа-частицы, так что при таком процессе превращалось бы энегрию около 0.7% массы покоя. Но по соотношению Эйнштейна E = mc2 при превращении в энергию даже очень малой массы m выделяется колоссальная энергия, так как множитель пропорциональности – квадрат скорости света c2 – очень велик (в системе СГС — порядка 1021). Горячим проповедником идеи термоядерного горения водорода в 20-е годы был фактический создатель теории внутреннего строения звезд А.Эддингтон. Однако поначалу эта идея встретила серьезные возражения Резерфорда и его коллег. Температура в центре Солнца, рассчитанная самим же Эддингтоном (20 млн кельвинов) и оказавшаяся, как мы теперь твердо знаем, близкой к действительной (15.5 млн кельвинов), явно недостаточна для того, чтобы за счет кинетической энергии своего теплового движения протоны могли преодолеть электростатическое кулоновское отталкивание и сблизиться настолько, чтобы вступили в игру ядерные силы. Расхождение было очень серьезным – на три порядка по температуре. "Пойдите поищите местечко погорячее" – вот что постоянно слышал Эддингтон от своих коллег-физиков...

Решение проблемы пришло с развитием квантовой механики. Согласно принципу неопределенности Гейзенберга, говорить о точном местоположении частицы не имеет смысла – она как бы размазана по некоторой области пространства и с разной вероятностью может быть обнаружена в разных местах. Это, в частности, делает возможным присутствие частицы и в тех областях пространства, где классические законы сохранения энергии и импульса это строго запрещают. В итоге непреодолимый для классической частицы кулоновский потенциальный барьер становится как бы "полупрозрачным" (так называемый туннельный эффект). Первыми на роль этого эффекта для решения загадки источников звездной энергии в 1929 г. указали Р.Аткинсон и Ф.Хаутерманс. Созданная в это же примерно время Г.А.Гамовым теория альфа-распада дала математический аппарат, положенный в конце тридцатых годов в основу количественной теории термоядерных реакций в недрах звезд. В 1937–1939 годах появляется, наконец, долгожданное окончательное решение давней загадки источника звездной энергии (Г.Бете и – независимо – К.Вейцзекер).

Слить четыре протона в альфа-частицу за один акт практически невозможно: вероятность четверного столкновения пренебрежимо мала, поэтому процесс идет в несколько шагов. Детальный анализ всех возможных при температурах порядка 20 млн кельвинов ядерных реакций в газе космического химического состава привел к открытию двух возможных способов построить альфа-частицу из протонов.

Первый способ – это знаменитый CN-цикл, или цикл Бете. Вот эта цепочка реакций:

Ее итогом является, очевидно, слияние четырех протонов в a-частицу, а углерод, азот и кислород выступают лишь как катализаторы. При всей кажущейся очевидности последнего утверждения оно нуждается в оговорке, имеющей важное значение для астрономов: на начальном этапе работы цикла, пока еще не установился стационарный режим, большая часть углерода превращается в азот, а оставшийся углерод приобретает специфический изотопный состав, резко отличающийся от того, который имеется на Земле и в атмосфере Солнца. По этим признакам можно с уверенностью опознавать вещество, подвергшееся переработке в CN-цикле.

Второй способ синтеза альфа-частиц в звездах – так называемая pp-цепочка:

Первые две реакции происходят по два раза, так как надо выработать два ядра 3He, прежде чем сможет произойти заключительная реакция, синтезирующая 4He.

Первоначально считалось, что наше Солнце вырабатывает свою энергию по первой схеме, т.е. за счет цикла Бете. В 50-е годы, однако, стало ясно, что это не так, и преобладающую роль играют pp-цепочки. Причина в том, что, как показал более внимательный анализ, центральная температура Солнца немного ниже, чем принималось ранее, а рост темпа выделения энергии с температурой у цикла Бете происходит существенно быстрее, чем для pp-цепочек. Однако в звездах с массами, превосходящими 1.2 массы Солнца, доминирует в выделении энергии CN-цикл.

Простой энергетический расчет показал, что в Солнце выгорание водорода в его центральной части займет около 10 млрд лет. Проблема источников энергии Солнца и подавляющего большинства звезд, в частности, всех звезд так называемой главной последовательности, была тем самым окончательно решена. Однако ее решение сразу же дало и другой, важнейший для всей астрономии результат: стало ясно, что рождение звезд – это непрерывный процесс, который происходит буквально на наших глазах. Так как запасы ядерной энергии, очевидно, пропорциональны массе звезды, а темп ее расходования – светимость звезды – пропорциональна, грубо говоря, кубу массы, ясно, что все массивные звезды должны быть по астрономическим меркам совсем молодыми. Взяв в качестве примера массивную звезду Y Лебедя, Бете в своей эпохальной работе пришел к выводу, что возраст этой звезды должен быть менее 3.5·107 лет. "Приходится предположить, что Y Лебедя и подобные ей другие массивные звезды родились сравнительно недавно" – писал он в 1939 г. Отождествление источников энергии звезд открыло прямой путь к пониманию эволюции звезд – другому великому достижению естествознания XX века.

dipland.ru

14.3. ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ СОЛНЦА И ЗВЕЗД. СТРОЕНИЕ ТИПИЧНОЙ ЗВЕЗДЫ

Цефеиды являются важным типом физически пере-

высокое содержание тяжелых элементов, чем в старых.

менных звезд. Они названы по звезде дельта Цефея. Пери-

Вспышки сверхновых наблюдали примерно раз в 150–

оды блеска цефеид от нескольких часов до нескольких

300 лет в каждой галактике.

суток. Изучение спектров цефеид показывает, что вблизи

В максимуме новая звезда достигает абсолютной звезд-

максимального блеска звезда приближается к нам с наи-

ной величины М = –8.Такая яркость длится всего несколько

большей скоростью, а вблизи минимума — удаляется

дней. Может случиться, что она за несколько месяцев

(эффект Доплера). Значит, цефеиды периодически сжима-

вернет свои прежние характеристики, и в звездных прос-

ются и расширяются, т.е. это нестационарные пульси-

торах это не выглядит катастрофой, но через сто или тысячу

рующие звезды.

лет она может вновь взорваться (как вулкан имеет склон-

Радиус цефеиды почти в 30 раз больше солнечного, и

ность к повторным извержениям). В 1885 г. взорвалась

зона двукратной ионизации гелия, составляющая всего 1–2%

Новая S Андромеды: будучи слабой звездочкой7-éâåëè-

от радиуса, при средней температуре в 40000 К и плотности

чины, она вдруг стала светить ярче звезды 6-éвеличины.

3 10–8 ã/ñì3 составляет10–6 всей массы. Но именно эта,

С учетом расстояния до нее, она стала ярче всей галактики

казалось бы, незначительная зона приводит к пульсациям,

Андромеды, ее блеск достигал миллиона простых новых

работая как поршневой двигатель: освобождение энергии

звезд, или в 10 млрд раз превышал блеск Солнца. Это была

при сжигании горючего (или приобретение энергии сис-

вспышка сверхновой звезды. Похоже, что в нашей Галак-

темой) происходит в момент максимального сжатия в

тике за всю историю наблюдений вспыхивали кроме нее

цилиндре. В зоне ионизации Íå-IIза счет поглощения

четыре сверхновые (1054, 1572, 1604, 1987), и, кроме того,

энергии растет давление, газ расширяется и уменьшается

найдены около десяти туманностей — остатков от вспышек

плотность. Слой становится прозрачней, запасенная в нем

сверхновых. Сверхновая СН 1987А была видна невоо-

энергия начинает усиленно высвечиваться. При достижении

руженным глазом, она находится в большом Магеллановом

наибольшего расширения внешние слои под действием

облаке — спутнике нашей Галактики — на расстоянии в

тяготения начнут падать вниз, но равновесное положение

160 тыс. св. лет. Ее наблюдали со всех крупнейших телес-

«проскользнут», произойдет сжатие, и цикл повторится.

копов на Земле, а также рентгеновским телескопом на

Более детальный анализ показал, что пульсировать спо-

модуле «Квант» орбитальной станции «Мир».

собны только звезды, в которых зона ионизации попадает

Пульсарами назвали источники пульсирующего излу-

â резонанс со всей звездой. Это возможно только для

чения, характер которого был не похож на известный ранее

гигантов и сверхгигантов, а при движении вправо от них

(типа цефеид). Радиоастрономы А.Хьюиш, С.Белл, И.Пил-

отстройка от резонанса приводит к неправильностям в

кингтон, П.Скотт и Р.Коллинз обнаружили на λ = 3,68 ì

блеске звезды. Возможно, многие звезды проходят подоб-

необычные радиосигналы, длящиеся 0,3 с (1968). Сигналы

ные стадии эволюции.

с точностью до 10–8 с повторялись через 1,337 с в течение

Вспышки новых звезд (в нашей Галактике до сотни за

полугода, но амплитуда сигнала менялась. Такой характер

год) происходят сравнительно часто, но видеть удается

сигнала напоминал передачи земных радиостанций, в

только îäíó-äâåиз них. В последние годы установили, что

которых на строго ритмичные высокочастотные сигналы

новые — это тесные двойные системы, состоящие из звезды

накладываются колебания звуковой частоты.

позднего класса и горячей звезды, окруженной оболочкой

К настоящему времени открыто уже более двухсот

плотного газа. Эта двойственность — причина вспышки,

пульсаров. Регистрируя их излучение на различных, но

причем вспыхивает звезда с меньшей массой. Перетя-

близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала на

гивание части массы к ней разогревает ее и приводит к

большей длине волны (при предположении о некоторой

взрыву. Термин «новые» ввел Тихо Браге, наблюдавший

плотности плазмы в межзвездной среде) определить рас-

вспышку в 1572 г., и, хотя это название не из удачных,

стояние до них. Оказалось, что все пульсары находятся на

поскольку вспышка свидетельствует не о рождении, а о

расстояниях 100 25000 св. лет, т.е. принадлежат нашей

гибели звезды, оно сохранилось. К новым относят звезды,

Галактике, группируясь вблизи ее плоскости. Предпо-

которые после вспышки возвращаются в свой прежний

лагают, что большинство открытых пульсаров находится в

стабильный режим. Самой яркой была вспышка в 1975 г. в

том же спиральном рукаве, что и Солнце. Пульсар NP 0531

созвездии Лебедя, которая в течение 20 суток светила в

в центре Крабовидной туманности отождествляли со

1 млн раз ярче обычного, но быстро и потеряла блеск.

звездой, которую считают остатком от вспышки сверх-

До сих пор зарегистрировано около 170 новых звезд в

новой в 1054 г. С развитием рентгеновской астрономии

нашей Галактике и около 200 — в галактике Андромеды.

было замечено, что основную долю энергии пульсары

Сверхновыми звездами стали называть уже по ана-

излучают в рентгеновском диапазоне, и возрастание пери-

логии звезды, производящие наиболее мощные взрывы.

ода излучения пульсаров со временем позволяет оценить

Вспышка сверхновой наблюдалась китайскими астроно-

их возраст. Пульсирующий характер излученияобъясняют

мами еще в 1054 г. в созвездии Тельца, и сейчас остатки

быстрым вращением звезды и наличием сильного магнит-

оболочки этой взорвавшейся звезды наблюдаются в виде

ного поля с индукцией до 100 млн Тл. Если магнитная ось

Крабовидной туманности. Со временем она рассеется в

не совпадает с осью вращения, то образуется «магнитный

пространстве, но при вспышках образуются изотопы многих

конус», попав в который заряженная частица может уско-

элементов с массовыми числами, большими 60. Именно эти

риться до скоростей, близких к световым, излучая энергию

вспышки обогащают газопылевые комплексы тяжелыми

в направлении своего движения. Возникает узконаправ-

элементами, поэтому в молодых звездах наблюдается более

ленный пучок нетеплового излучения, и этот радиоимпульс

Реакция синтеза ядер гелия из водорода возможна при условиях, реализуемых в центральной части Солнца, где температура составляет 10—13 млн К. Атомы теряют свои электронные оболочки, но этого недостаточно для преодоления силы кулоновского отталкивания между ядрами. Протон предохранен от взаимодействия с другим протоном потенциальным барьером в 2,24 • 10-14 Дж (140 кэВ). Тепловая энергия протона при Т 106 К составляет всего 1 кэВ, а суммарная энергия сталкивающихся протонов вдвое больше, т.е. барьер превышает в 100 раз среднюю энергию частиц. Необходимо сближение частиц на расстояние, меньшее 10-15 м. С точки зрения классической механики, этот барьер непреодолим, но в законах квантовой механики существует вероятность преодоления — так называемый туннельный эффект. Протон должен успеть столкнуться с другим протоном, преодолеть барьер, окружающий его ядро, превратиться в нейтрон, и произойдет рождение тяжелого водорода — дейтерия (рис. 9.2). Так

начнется термоядерная реакция, являющаяся, по современным представлениям, источником энергии звезд. При условиях, типичных для недр звезд типа Солнца, возможны реакции двух типов.

Протон-протонный цикл ядерных реакций разработал американский физик-теоретик Г. Бете (1939). Ядро тяжелого водорода — дейтерия, соединяясь сначала с протоном, образует ядро изотопа гелия. Последняя реакция этого цикла состоит в слиянии ядер легкого гелия и освобождении двух протонов. Этот цикл обеспечивает выход энергии 3,16-10-12 Дж (19,78 МэВ) и может идти при температурах порядка 13 млн К. Расчет показывает, что для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца достаточно, чтобы выделение энергии происходило лишь в 0,1 части массы Солнца. На Солнце это самый эффективный цикл.

Азотно-углеродный цикл состоит из шести реакций. Этот цикл типичен для более тяжелых звезд, он требует температур порядка

20 млн К. Углерод играет в нем роль катализатора реакций, т. е. его количество остается неизменным. Реакции этого цикла тоже происходят на Солнце, но идут медленно. Два протона не образуют связанной системы (нет изотопа Не2). При столкновении один из протонов превращается в нейтрон с излучением позитрона и нейтрино.

Количество освобожденной энергии оценивалось по формуле Эйнштейна. Дефект массы для слияния четырех протонов и образования ядра атома гелия (а-частицы, состоящей из двух протонов и двух нейтронов) составляет 0,02863 а. е. Соответствующая ему энергия излучается, что дает энергию Е = 4,3 • 10-12 Дж. Поскольку Солнце излучает энергию L = 3,86-1026 Дж/с, то из отношения L/E, примерно равного 1038, можно заключить, что в недрах Солнца за 1 с образуется около 1038 ядер гелия. Но тогда должно образовываться вдвое больше нейтрино.

Обнаружение нейтрино подтвердило бы осуществимость таких реакций на Солнце. Оценки показывают, что длина пробега нейтрино порядка 1015 м. Это в сотни раз превышает размеры всей Солнечной системы, а на расстоянии 150 млн км от Земли до Солнца поток нейтрино должен бы составлять 65 млрд на 1 см2 в 1 с.

Для регистрации нейтрино предложено много методов, строятся специальные установки, но точных результатов по их обнаружению пока нет. То, что нейтрино не удавалось уловить, создало проблему «солнечного кризиса». Выход был найден в резком перемешивании солнечного вещества, которое происходит периодически. Дело в том, что центральные части Солнца должны вращаться быстрее, чем поверхностные. Поэтому в область, где происходят термоядерные реакции, втягиваются слои плазмы с повышенным содержанием изотопа Не3, что расширяет область реакции и замедляет ее ход. Накопление вращательного момента, вызывающего эти процессы, продолжается 10 млн лет. Потом происходит передача избытка его центральным областям звезды, и все повторяется. При перемешивании светимость уменьшается, поток нейтрино ослабевает. Возможно, с этим связаны причины оледенений на Земле.

Внутренние области Солнца, где должны происходить термоядерные реакции, изучал Эддингтон и строил их модели. Он считал, что звезды — это шары из плазмы, находящиеся в состоянии лучистого равновесия. Эддингтон определил «время жизни» Солнца, температуру его недр, вычислил предельные массы звезд, обеспечивающие их устойчивость (см. рис. 9.1, а). В 1924 г. он установил связь между массой и светимостью звезд, подсчитал, что силу тяготения должна уравновешивать направленная наружу сила, которая могла возникнуть благодаря стремлению газа расшириться под действием высокой температуры. Исходя из значений массы Солнца и его размеров Эддингтон получил значение температуры в центре газового шара 15 млн К.

Активная область, где идут термоядерные реакции, занимает центральную шаровую зону с радиусом 230 тыс. км. Ее окружает зона лучистого переноса энергии радиусом 280 тыс. км с млн К,

в которой не могут происходить термоядерные реакции: атомы здесь не полностью ионизованы, поглощение у-излучения переводит какие-то их электроны на более высокие орбиты, а возвращаются они уже в несколько ступеней, т.е. испускаются кванты меньших энергий. Зону лучистого переноса окружает зона конвекции, в которой энергия переносится к поверхности путем конвекционного движения солнечной плазмы. Скорости конвекционных движений невелики, порядка 100 — 500 м/с, но эти «под-фотосферные» слои порождают солнечную активность.

Теория зоны конвекции описывает не только состояние вещества, но и строение звезд на ранних этапах их эволюции (до выхода на Главную последовательность), и строение ядер массивных звезд. В зоне конвекции дробление квантов резко ослабевает и лишь малая часть энергии уходит в инфракрасной и радиочастотной областях спектра. Конвекционная зона — источник энергии, обеспечивающий нагревание солнечной короны и хромосферы. КПД переноса энергии в солнечную корону всего 0,01. Газ короны непрерывно истекает в межпланетное пространство, где дует сильный солнечный ветер, сметающий микрометеорные частицы и испаряющиеся из атмосфер планет газы, формирует планетные хвосты. На расстоянии земной орбиты скорость солнечного ветра составляет около 400 км/с, а Солнце теряет 0,01 своей массы за 5 млрд лет (или 4,3 млн т за 1 с).

У голубых звезд и белых гигантов, и сверхгигантов радиус активной зоны составляет 0,2 радиуса звезды, конвекционная зона практически отсутствует, а весь остальной объем занимает зона лучистого переноса энергии. Красные гиганты имеют очень малое, радиусом до 0,001 радиуса звезды, изотермическое ядро, полностью состоящее из гелия, образовавшегося в прошлом из водорода. Поэтому термоядерные реакции идут уже не в ядре, а рядом с ним. Зона переноса излучения имеет небольшую относительную протяженность, а конвекционная зона занимает почти весь огромный объем этих звезд.

megaobuchalka.ru

Смотрите также

..:::Новинки:::..

Windows Commander 5.11 Свежая версия.

Новая версия
IrfanView 3.75 (рус)

Обновление текстового редактора TextEd, уже 1.75a

System mechanic 3.7f
Новая версия

Обновление плагинов для WC, смотрим :-)

Весь Winamp
Посетите новый сайт.

WinRaR 3.00
Релиз уже здесь

PowerDesk 4.0 free
Просто - напросто сильный upgrade проводника.

..:::Счетчики:::..