Что является источником энергии звезды

Звёзды: разнообразие звёздных характеристик и их закономерности. Источники энергии звёзд

Звёзды: разнообразие звёздных характеристик и их закономерности. Источники энергии звёзд

В данной статье рассмотрены работы по подготовке к ЕГЭ по физике, а конкретно подраздел элементов астрофизики раздела квантовой физики. Одной из важных тем, встречающихся на ЕГЭ, является квантовая физика, поэтому к изучению данной темы следует подойти ответственно.

В тексте подробно рассмотрены темы звёзд, их характеристики, и закономерности. Немаловажное значение имеет тема об энергии, которая необходима звёздам и источниках, из которых они её берут.

Данная тема может встречаться в заданиях ЕГЭ по физике в виде тестовой части.

В настоящее время насчитывается много информации о звёздах и их закономерностях. Информация получена благодаря исследованиям многих учёных.

Звёздами называют газовые шары с высокой температурой. Они излучают электромагнитные волны. Звёзды являются основными телами во Вселенной. Солнце также является одной из звёзд.

Итак, перейдём к рассмотрению основных свойств звезд:

— Светимость и расстояние;

У перечисленных характеристик есть определённая связь. Она отображена с помощью диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Рассмотрим данную диаграмму (рис. 1).

На диаграмме видно, как звёзды задают некую последовательность. Главной последовательностью считается полоса, которая идёт с левого верхнего края в правый нижний. «Красными гигантами» называют звёзды, находящиеся в верхнем правом крае. В левом нижнем крае расположены «белые карлики». Они малы в своём размере и горячие. Перейдём к подробному рассмотрению вышеперечисленных свойств.

Светимость и расстояние

Светимость звёзд определяют, исходя из известного расстояния до неё и величины. Расстояние до звёзд найти не так легко. Оно определяется с помощью метода тригонометрии, который заключаются в работе с малыми звёздами и в разное время года. Данный метод нахождения расстояния более точен. Но он не будет подходить для звёзд, которые находятся на большом расстоянии.

Светимость звёзд обозначают как единицу светимости ( 4 х эрг / с ). Вычислить светимость можно по энергии, которая доходит до Земли, но при это требуется величина известного расстояния до этой звезды. У огромного количества звёзд очень малая светимость, в основном это «карлики».

Температура

Если знать класс звезды, являющийся спектральным, можно найти её температуру. Мощность, которую изучают звёзды можно вычислить по формуле Стефана Больцмана, называемой постоянной Больцмана.

Мощность, с которой излучают звёзды, равна произведению радиуса и температуры.

В термодинамике существуют законы, позволяющие определять температуру предметов. Для этого следует заняться измерением длины волны, которая происходит при излучении чёрного цвета. Например, если температура будет составлять примерно три-четыре тысячи К, то цвет звезды будет красным, при температуре 6 – 7 тысячи К звезда будет жёлтой и так далее. Рассмотрим длины волн и цвета тел на примере таблицы:

Последовательность звёзд, которые мы получаем при изменении их слоёв, принято обозначать, как О, B, A, F и так далее. Обозначение от горячих звёзд переходит к холодным.

Рассмотрим классификацию звёзд спектрального класса на примере таблицы:

Масса

Один из основных различий звёзд является их масса. Сложно найти звезду, у которой масса будет в десять раз более или менее массы Солнца.

В процессе изучения звёзд по их массе и времени жизни, учёные сортируют их по времени рождения. Известно, что вероятность рождения пропорциональна квадрату массы звезды. Формула: F(M) – M-7/3.

На самом деле, во Вселенной не так много звёзд с большой массой.

Радиус звёзд имеет свойство меняться. После создания спектрального анализа стали известны химические составы звёзд. Согласно ему, звёзды состоят из водородных и гелиевых плазм и других мелких элементов.

Учёные пытались построить звёзды в последовательности в соответствии с потерей массы звёздами. Но попытки не удались.

Источники энергии звёзд

В 1842 году Майэром был открыт закон о сохранении энергии. После открытия этого закона было множество предположений об энергии звёзд. Но из всех них достоверными являются всего две:

Рассмотрим гравитационное сжатие. Потенциальная энергия звёзд обозначается, как Е. Таким видом энергии называют работу на распыление вещества звезды. Данную энергию можно освободить, это происходит при уменьшении радиуса звезды. Вычисление производят по формуле: Е = 5,9*10 ^41 Дж.

В процессе исследования сжатия звезды стало известно, что половина энергии излучается звездой при повышении температуры.

Таким образом, сжатие является источником энергии на небольшом промежутке времени.

Перейдём к теме термоядерного синтеза. Сформулировали германские учёные Карл Вейцзеккер и Ганс Бете в 1938 году.

В данной формуле с – скорость света.

Одной из реакций синтеза является процесс создания атома гелия из четырёх протонов. Важным моментом является дефект массы, масса гелия равна 4,003…, а масса указанного числа протонов – 4,032…

Синтез гелия образует реакцию, протекающую двумя способами:

В обоих случаях протон образует нейтрон.

После того, как в недрах у звёзд заканчивается водород, температура повышается до ста миллионов кельвинов. Такая особенность есть у звёзд, достигающих массу более 1,2 m.

В настоящее время в астрономии известны методы для определения основных характеристик звёздных тел. Характеристики являются зависимыми функционально, эта зависимость связана с радиусом звёзд, светимостью и температурой.

После подробного изучения данной темы и просмотра рисунков, содержащихся в тексте, ваши результаты ЕГЭ по физике будут зависеть от того, как вы усвоили тему. Также дополнительные материалы по данной теме содержатся в рабочих программах по физике, поэтому рекомендуем также изучить дополнительные источники.

Источник

Астрономия в Санкт-Петербургском университете

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.

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 = mc 2 при превращении в энергию даже очень малой массы m выделяется колоссальная энергия, так как множитель пропорциональности – квадрат скорости света c 2 – очень велик (в системе СГС — порядка 10 21 ). 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:

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

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

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 3.5·10 7 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.

Поскольку водород – основная составляющая звездного вещества (около 70% по массе) и поскольку при синтезе гелия выделяется большая часть ядерной энергии, запасенной в веществе, основную часть своей жизни звезды светят, сжигая водород. Последующие стадии ядерного горения, начинающиеся с весьма нетривиального процесса – слияния трех альфа-частиц в ядро 12 C – важны, пожалуй, в первую очередь не с точки зрения энергетики, в этом отношении ничего принципиально нового здесь нет. Гораздо важнее другое: как выяснилось в 50-е годы, на этих последующих этапах ядерной жизни звезд произошел (и продолжает происходить) синтез всех «тяжелых» элементов, кроме водорода и частично гелия. Эти последние достались нам от Большого Взрыва. Поскольку именно тяжелые элементы – это основа жизни, без преувеличения можно сказать, что первым принципиальным шагом к созданию возможности появления жизни во Вселенной стали те ядерные процессы, которые происходят в недрах звезд после выгорания там водорода. Но это уже другая тема.

Примечание. Статья написана по заказу для сборника «Сто крупнейших открытий XX века», издание которого подготавливается Институтом прикладной астрономии РАН.

Источник

Наша светлость: найден еще один источник энергии в звездах

Ученые доказали существование еще одного источника энергии Солнца. Специалисты получили первое экспериментальное подтверждение того, что на звезде протекают термоядерные реакции так называемого CNO-цикла. Исследователям удалось зарегистрировать солнечные нейтрино, которые образуются в ходе именно этого процесса. Успешный эксперимент провели ученые международной коллаборации «Борексино», в которую входят исследователи из России, и в частности НИЦ «Курчатовский институт».

Солнечная тайна

Источник энергии звезд — термоядерный синтез — совокупность происходящих при больших температуре и давлении цепочках реакций превращения водорода в гелий.

— Это может происходить двумя способами: за счет протон-протонной цепочки слияния ядер водорода, а также реакций CNO-цикла, — пояснил «Известиям» руководитель отделения физики нейтрино НИЦ «Курчатовский институт» Михаил Скорохватов. — Назван второй процесс по аббревиатуре трех элементов, ядра которых превращаются в ходе реакции один в другой: углерода (C), азота (N) и кислорода (O).

За теорию, описывающую второй тип генерации энергии в звездах, в 1967 году была вручена Нобелевская премия по физике. Теперь ученые в Borexinо подтвердили это экспериментально. Оказалось, что оба типа не исключают друг друга, и реакции CNO-цикла происходят внутри Солнца, пусть их вклад и составляет всего 1% от общего объема получаемой энергии.

Поймать нужные нейтрино

Чтобы экспериментально доказать, каким образом происходит генерация энергии в звездах, ученые регистрируют нейтрино — особые частицы, рождающиеся в процессах термоядерного синтеза. Проблема в том, что они очень слабо взаимодействуют с веществом, поэтому почти беспрепятственно покидают недра Солнца и, двигаясь с околосветовой скоростью, достигают поверхности Земли за восемь с половиной минут. Такое свойство делает нейтрино идеальным источником информации о процессах внутри звезд, причем почти в режиме реального времени.

— В рамках протон-протонной цепочки образуются нейтрино с разными энергиями, — пояснил начальник лаборатории физики нейтрино НИЦ «Курчатовский институт» Евгений Литвинович. — Но в среднем энергия нейтрино, рожденных в реакциях протон-протонной цепочки, немного ниже, чем у нейтрино, получающихся в процессе CNO-цикла.

Способность проходить сквозь материю, почти не вступая с ней во взаимодействие, очень сильно усложняет регистрацию нейтрино. Чтобы «напасть на след» нейтрино, ученые использовали мощный детектор «Борексино». Он регистрирует все нейтрино, но разница в энергиях позволяет засечь нужные частицы.

— Детектор оснащен мишенью для нейтрино, состоящей из 280 тонн органической жидкости, — рассказал Евгений Литвинович. — Если внутри нее произошло взаимодействие нейтрино с электронами, это приведет к выделению небольшого количества фотонов. С помощью фотоэлектронных умножителей мы можем увидеть это явление.

Детектор снабжен несколькими слоями защиты от окружающей естественной радиоактивности. Это явление незаметно для человека, но оно создает фон, «зашумляющий» регистрацию нужных нейтрино.

— Нейтрино, появившиеся в процессе CNO-цикла, особенно сложно зарегистрировать, так как они имеют малую энергию, — добавил старший научный сотрудник НИИЯФ имени Д.В. Скобельцына МГУ имени М.В. Ломоносова Александр Чепурнов. — В течение более чем 15 лет мы собирали данные, «очищали» детектор от фоновых событий, снова набирали данные, и так много раз. Сейчас детектор представляет собой самое низкофоновое место на всей планете, благодаря чему и удалось осуществить нужные измерения.

Вычислить неуловимых

С помощью уникального оборудования ученые собрали необходимые данные.

— Из секстиллионов (10 в 21-й степени. — «Известия») проходящих через детектор солнечных нейтрино удавалось зарегистрировать только около 100 всех типов нейтрино в день, — сообщил заведующий отделом ядерных детекторов НИЦ «Курчатовский институт» ПИЯФ Александр Дербин. — Наша задача заключалась в том, чтобы выделить сигналы именно от CNO-нейтрино. Точнее, зарегистрировать электроны, которые испытали взаимодействие с этими частицами.

В результате участникам коллаборации «Борексино» впервые удалось экспериментально зарегистрировать солнечные нейтрино, возникающие в реакциях CNO-цикла, и вычислить их поток, достигающий Земли. По экспериментальным данным, через каждый квадратный сантиметр поверхности проходит около 700 млн таких нейтрино в секунду, что составляет примерно одну сотую общего потока нейтрино от Солнца. Это как раз соответствует теоретическим оценкам вклада CNO-цикла в производимую Солнцем энергию.

— Будущие исследования позволят лучше понимать происходящие в звездах процессы, в частности, уточнить элементный состав Солнца. И нейтрино будут в этом нашими помощниками, — сообщил Михаил Скорохватов.

В международной коллаборации «Борексино» проводят исследования более 100 ученых из разных стран, в том числе российские специалисты из НИЦ «Курчатовский институт», ОИЯИ, НИИЯФ имени Д.В. Скобельцына МГУ.

Детектор «Борексино» был создан для изучения солнечных нейтрино. Он расположен в Национальной лаборатории Гран-Сассо (Laboratori Nazionali del Gran Sasso) в районе города Л’Аквила (Италия). Детектор находится в тоннеле под горным массивом, толщина скальных пород над лабораторией достигает 1,4 тыс. метров.

Коллаборация «Борексино» объединяет группы ученых из Италии, Германии, США, Франции, России и Польши. Российские ученые вносят существенный вклад в развитие проекта — это разработка, изготовление и установка электроники для сбора данных и мониторинга детектора, алгоритмов моделирования и анализа данных. В составе «Борексино» функционирует разработанный российскими учеными электронно-измерительный комплекс на базе быстрых оцифровщиков формы импульса.

Источник

5.4.2 Звезды: разнообразие звездных характеристик и их закономерности. Источники энергии звезд

Лекция: Звезды: разнообразие звездных характеристик и их закономерности. Источники энергии звезд

Характеристики звезд и их закономерности

Согласно современных взглядов, звезда представляет собой раскаленный газовый шар, который существует в своём состоянии достаточно большое количество времени из-за того, что у него имеется собственная внутренняя энергия. На протяжении всей своей жизни состояние звёзд поддерживается противостоянием, зависящим, в свою очередь, от гравитации, которая стремится как можно сильнее сжать небесное тело, а также давления газа, которое старается разорвать его и разнести по всему космическому пространству.

Высокая температура звезд достигается, благодаря наличию постоянно существующего источника энергии, которым являются термоядерные реакции, идущие в недрах. Основными характеристиками звезд, которые можно так или иначе определить, является их мощность, степень излучения, вес, радиус, температура, а также химический состав атмосферы, которая их окружает. Если знать большую часть данных параметров, то вполне возможно определить, сколько той или иной звезде лет. Указанные характеристики могут периодически изменяться в довольно больших границах. Кроме того, все они связаны между собой. В частности, звезды, которые ярче всего светят, чаще всего обладают и наибольшим весом. В свою очередь, мелкие звезды практически не светят, а продолжительность существования звезд является настолько большой что учёные не могут достоверно проследите ее от начала и до конца. К примеру, даже самая молодая звезда, которая утратила свое состояние, могла просуществовать несколько миллионов лет. А между тем, осуществляя наблюдение за молодыми и старыми звездами, ученые могут составить наиболее оптимальную картину мира, которая могла бы объяснить характеристики данных небесных тел.

Химическим составом звезд впервые заинтересовались в середине XIX века. В это время при помощи метода спектрального анализа было определено, из каких элементов состоит солнце, а также наиболее ближайшие к Звезде звезды. Кроме того, тот же самый метод показал, что ни на одной из обнаруженных звезд нет химических элементов, которые не были бы известны науке. Наиболее часто встречающимся элементом в составе звезд является водород, следующим за ним идет гелий, концентрация которого примерно в 3 раза меньше предыдущего. Помимо данных элементов, на звездах можно встретить и иные химические соединения – кислород, азот, железо, углерод и так далее.

Относительно расстояния от Земли до той или иной звезды, а также расстояния между самими звездами следует сказать, что его можно определить лишь при помощи достаточно точного оборудования. Пожалуй, именно этим объясняется тот факт, что до пятидесятых годов прошлого века точно определить эти расстояния никому не удавалось. Что касается определения расстояния на сегодняшний день, то его можно найти лишь для тех звезд, которые близко расположены к Земле.

Для того чтобы более подробно узнать о той или иной звезде, в сегодняшнее время применяют спектральный аппарат. Это специальное устройство, которое устанавливается на телескоп и определяет основные характеристики звёзд.

Что касается размеров звезд, то они являются достаточно большими. Например, на сегодняшний день известна такая звезда, размер которой превышает размер солнца в несколько сотен раз. Если ее поместить вместо солнца, то она займёт практически половину всей Солнечной системы. Между тем, данная звезда находится не в нашей галактике. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, путем измерения скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. В основном это светимость. Практически для всех звезд действует правило: чем выше светимость, тем больше масса.

Ещё одной достаточно важной характеристикой звёзд является их масса. От этого зависит ее температура и давление, что в свою очередь влияет и на остальные характеристики. Чем меньше масса звезды, тем она будет холоднее. Изучая основные характеристики звезд и соотнося их друг с другом, ученые в сфере астрономии смогли установить те, факты, которые до этого были неизвестны человечеству. В частности, они определили, как устроено то или иное небесное тело, как оно появляется и какие изменения происходят в течение всей жизни этого тела.

Таким образом, поскольку основным составляющим веществом звезд является водород и под воздействием высоких температур он постоянно синтезирует гелий, звезды светят основную часть своей жизни, сжигая водород.

Источник

• ← Что является источником энергии для мышечного сокращения является
• Что является источником энергии солнца и звезд →