Was sind die Quellen der Sternenenergie? Welche Prozesse unterstützen das „Leben“ von Sternen? Geben Sie eine Vorstellung von der Entwicklung gewöhnlicher Sterne und Roter Riesen, erklären Sie die Prozesse, die in ihrem Inneren ablaufen. Wie sind die Aussichten für die Entwicklung der Sonne?

Wie alle Körper in der Natur bleiben Sterne nicht unverändert, sie werden geboren, entwickeln sich und „sterben“ schließlich. Um den Lebensweg von Sternen zu verfolgen und zu verstehen, wie sie altern, muss man wissen, wie sie entstehen. Die moderne Astronomie hat eine Vielzahl von Argumenten für die Behauptung, dass Sterne durch die Kondensation von Wolken des interstellaren Gas-Staub-Mediums entstehen. Der Entstehungsprozess von Sternen aus diesem Medium dauert bis heute an. Die Aufklärung dieses Sachverhalts ist eine der größten Errungenschaften der modernen Astronomie. Bis vor kurzem glaubte man, dass alle Sterne vor einigen Milliarden Jahren fast gleichzeitig entstanden sind. Der Zusammenbruch dieser metaphysischen Ideen wurde vor allem durch den Fortschritt der beobachtenden Astronomie und die Entwicklung der Theorie der Struktur und Entwicklung der Sterne erleichtert. Als Ergebnis wurde deutlich, dass viele der beobachteten Sterne relativ junge Objekte sind und einige von ihnen entstanden, als es bereits einen Menschen auf der Erde gab.

Im Mittelpunkt des Problems der Entwicklung von Sternen steht die Frage nach den Quellen ihrer Energie. Woher kommt zum Beispiel die enorme Energiemenge, die nötig ist, um die Sonneneinstrahlung über mehrere Milliarden Jahre in etwa auf dem beobachteten Niveau zu halten? Jede Sekunde strahlt die Sonne 4*10 33 Erg aus, und 3 Milliarden Jahre lang strahlte sie 4*10 50 Erg aus. Es besteht kein Zweifel, dass das Alter der Sonne etwa 5 Milliarden Jahre beträgt. Dies ergibt sich zumindest aus modernen Schätzungen des Alters der Erde durch verschiedene radioaktive Methoden. Es ist unwahrscheinlich, dass die Sonne "jünger" als die Erde ist.

Fortschritte in der Kernphysik ermöglichten es, das Problem der Quellen stellarer Energie bereits Ende der dreißiger Jahre unseres Jahrhunderts zu lösen. Eine solche Quelle sind thermonukleare Fusionsreaktionen, die im Innern von Sternen bei einer dort vorherrschenden sehr hohen Temperatur (in der Größenordnung von zehn Millionen Grad) ablaufen. Als Ergebnis dieser Reaktionen, deren Geschwindigkeit stark von der Temperatur abhängt, werden Protonen in Heliumkerne umgewandelt, und die freigesetzte Energie "leckt" langsam durch das Innere von Sternen und wird schließlich erheblich umgewandelt in den Weltall abgestrahlt. Dies ist eine außergewöhnlich starke Quelle. Wenn wir davon ausgehen, dass die Sonne ursprünglich nur aus Wasserstoff bestand, der durch thermonukleare Reaktionen vollständig in Helium umgewandelt wurde, dann beträgt die freigesetzte Energiemenge ungefähr 10 52 erg.

Um die Strahlung also über Milliarden von Jahren auf dem beobachteten Niveau zu halten, reicht es aus, wenn die Sonne nicht mehr als 10 % ihres anfänglichen Wasserstoffvorrats „verbraucht“. Jetzt können wir ein Bild von der Entwicklung eines Sterns wie folgt darstellen. Aus irgendeinem Grund (mehrere davon können angegeben werden) begann eine Wolke des interstellaren Gas-Staub-Mediums zu kondensieren. Ziemlich bald (natürlich im astronomischen Maßstab!) bildet sich aus dieser Wolke unter dem Einfluss der universellen Gravitationskräfte ein relativ dichter, undurchsichtiger Gasball. Streng genommen kann diese Kugel noch nicht als Stern bezeichnet werden, da in ihren zentralen Regionen die Temperatur nicht ausreicht, um thermonukleare Reaktionen in Gang zu setzen. Der Druck des Gases im Inneren der Kugel kann die Anziehungskräfte ihrer Einzelteile noch nicht ausgleichen, so dass sie kontinuierlich komprimiert wird.

Einige Astronomen glaubten früher, dass solche „Protosterne“ in einzelnen Nebeln als sehr dunkle kompakte Formationen, die sogenannten Globuli, beobachtet werden. Der Erfolg der Radioastronomie zwang uns jedoch, diese eher naive Sichtweise aufzugeben. Meist bildet sich nicht ein Protostern gleichzeitig, sondern eine mehr oder weniger zahlreiche Gruppe von ihnen. In Zukunft werden diese Gruppen zu Sternverbänden und Sternhaufen, die Astronomen gut bekannt sind. Es ist sehr wahrscheinlich, dass sich in diesem sehr frühen Stadium der Entwicklung eines Sterns Klumpen geringerer Masse um ihn herum bilden, die sich dann allmählich zu Planeten entwickeln.

Wenn sich ein Protostern zusammenzieht, steigt seine Temperatur und ein erheblicher Teil der freigesetzten potentiellen Energie wird in den umgebenden Raum abgestrahlt. Da die Abmessungen der kontrahierenden Gaskugel sehr groß sind, ist die Strahlung pro Flächeneinheit ihrer Oberfläche vernachlässigbar. Da der Strahlungsfluss von einer Einheitsoberfläche proportional zur vierten Potenz der Temperatur ist (das Stefan-Boltzmann-Gesetz), ist die Temperatur der Oberflächenschichten des Sterns relativ niedrig, während seine Leuchtkraft fast die gleiche ist wie die eines gewöhnlichen Sterns mit gleicher Masse. Daher befinden sich solche Sterne im Diagramm "Spektrum-Leuchtkraft" rechts von der Hauptreihe, d. H. Sie fallen in Abhängigkeit von den Werten ihrer Anfangsmassen in den Bereich der Roten Riesen oder Roten Zwerge.

In Zukunft schrumpft der Protostern weiter. Seine Abmessungen werden kleiner und die Oberflächentemperatur steigt, wodurch das Spektrum immer "früher" wird. Wenn sich der Protostern also entlang des Diagramms "Spektrum - Leuchtkraft" bewegt, "setzt" er sich ziemlich schnell auf die Hauptreihe. In dieser Zeit reicht die Temperatur des Sterninneren bereits aus, um dort thermonukleare Reaktionen zu starten. Gleichzeitig gleicht der Druck des Gases im Inneren des zukünftigen Sterns die Anziehung aus und der Gasball hört auf zu schrumpfen. Der Protostern wird zum Stern.

Protosterne brauchen relativ wenig Zeit, um dieses sehr frühe Stadium ihrer Evolution zu durchlaufen. Ist beispielsweise die Masse des Protosterns größer als die Sonnenmasse, werden nur wenige Millionen Jahre benötigt, bei weniger mehrere hundert Millionen Jahre. Da die Zeit der Evolution von Protosternen relativ kurz ist, ist es schwierig, diese früheste Phase der Entwicklung eines Sterns zu erkennen. Trotzdem werden Sterne in diesem Stadium anscheinend beobachtet. Wir sprechen von sehr interessanten T-Tauri-Sternen, die normalerweise in Dunkelnebel getaucht sind.

Sobald er auf der Hauptreihe ist und aufhört zu schrumpfen, strahlt der Stern für eine lange Zeit praktisch ohne seine Position auf dem Diagramm "Spektrum - Leuchtkraft" zu ändern. Seine Strahlung wird durch thermonukleare Reaktionen unterstützt, die in den zentralen Regionen stattfinden. Die Hauptreihe ist also sozusagen der Ort der Punkte im Diagramm "Spektrum - Leuchtkraft", an denen ein Stern (abhängig von seiner Masse) aufgrund thermonuklearer Reaktionen lange und gleichmäßig strahlen kann. Die Position eines Sterns auf der Hauptreihe wird durch seine Masse bestimmt. Es sollte beachtet werden, dass es einen weiteren Parameter gibt, der die Position eines im Gleichgewicht strahlenden Sterns im "Spektrum-Leuchtkraft"-Diagramm bestimmt. Dieser Parameter ist die anfängliche chemische Zusammensetzung des Sterns. Wenn die relative Häufigkeit schwerer Elemente abnimmt, "fällt" der Stern im Diagramm unten. Dieser Umstand erklärt das Vorhandensein einer Folge von Unterzwergen.

Wie oben erwähnt, ist die relative Häufigkeit schwerer Elemente in diesen Sternen zehnmal geringer als in Hauptreihensternen.

Die Verweilzeit eines Sterns auf der Hauptreihe wird durch seine Anfangsmasse bestimmt. Wenn die Masse groß ist, hat die Strahlung des Sterns eine enorme Kraft und verbraucht schnell seine Wasserstoff-„Brennstoff“-Reserven. So können zum Beispiel Hauptreihensterne mit einer Masse, die mehrere zehnmal größer ist als die Sonnenmasse (dies sind heiße blaue Riesen des Spektraltyps O), während Sterne nur wenige Millionen Jahre lang auf dieser Sequenz bleiben mit einer sonnennahen Masse liegen auf der Hauptreihe 10-15 Milliarden Jahre.

Das „Ausbrennen“ von Wasserstoff (d. h. seine Umwandlung in Helium bei thermonuklearen Reaktionen) findet nur in den zentralen Regionen des Sterns statt. Dies erklärt sich dadurch, dass die Sternmaterie nur in den zentralen Regionen des Sterns gemischt wird, wo Kernreaktionen stattfinden, während die äußeren Schichten den relativen Wasserstoffgehalt unverändert lassen. Da die Wasserstoffmenge in den Zentralregionen des Sterns begrenzt ist, wird dort früher oder später (je nach Masse des Sterns) fast alles „ausbrennen“.

Berechnungen zeigen, dass die Masse und der Radius seiner zentralen Region, in der Kernreaktionen stattfinden, allmählich abnehmen, während sich der Stern im Diagramm "Spektrum - Leuchtkraft" langsam nach rechts bewegt. Dieser Prozess läuft in relativ massereichen Sternen viel schneller ab. Stellen wir uns eine Gruppe von sich gleichzeitig bildenden sich entwickelnden Sternen vor, dann wird sich die Hauptreihe auf dem für diese Gruppe konstruierten "Spektrum - Leuchtkraft"-Diagramm mit der Zeit sozusagen nach rechts krümmen.

Was passiert mit einem Stern, wenn der gesamte (oder fast der gesamte) Wasserstoff in seinem Kern „ausbrennt“? Da die Energiefreisetzung in den zentralen Regionen des Sterns aufhört, können Temperatur und Druck dort nicht auf dem Niveau gehalten werden, das erforderlich ist, um der Gravitationskraft entgegenzuwirken, die den Stern zusammendrückt. Der Kern des Sterns beginnt zu schrumpfen und seine Temperatur steigt. Es bildet sich eine sehr dichte heiße Region, bestehend aus Helium (in das sich Wasserstoff verwandelt hat) mit einer geringen Beimischung schwererer Elemente. Ein Gas in diesem Zustand wird als „entartet“ bezeichnet. Es hat eine Reihe interessanter Eigenschaften, auf die wir hier nicht näher eingehen können. In dieser dichten heißen Region werden keine Kernreaktionen stattfinden, aber sie werden ziemlich intensiv an der Peripherie des Kerns in einer relativ dünnen Schicht ablaufen. Berechnungen zeigen, dass die Leuchtkraft des Sterns und seine Größe zu wachsen beginnen. Der Stern "schwillt" sozusagen an und beginnt von der Hauptreihe "abzusteigen" und sich in die Regionen des Roten Riesen zu bewegen. Außerdem stellt sich heraus, dass Riesensterne mit einem geringeren Gehalt an schweren Elementen bei gleicher Größe eine höhere Leuchtkraft haben. Wenn ein Stern in das Stadium eines Roten Riesen übergeht, erhöht sich die Geschwindigkeit seiner Entwicklung erheblich.

Die nächste Frage ist, was mit dem Stern passiert, wenn sich die Helium-Kohlenstoff-Reaktion in den zentralen Regionen erschöpft hat, ebenso wie die Wasserstoffreaktion in der dünnen Schicht, die den heißen, dichten Kern umgibt. Welche Evolutionsstufe wird nach der Stufe des Roten Riesen kommen? Die Gesamtheit der Beobachtungsdaten sowie eine Reihe theoretischer Überlegungen deuten darauf hin, dass in diesem Stadium der Entwicklung von Sternen, deren Masse weniger als 1,2 Sonnenmassen beträgt, ein erheblicher Teil ihrer Masse, die ihre äußere Hülle bildet, "Tropfen".

Ein Stern ist ein heißer Gasball, der durch Kernenergie erhitzt und durch Gravitationskräfte gehalten wird. Die Hauptinformationen über Sterne sind das von ihnen emittierte Licht und die elektromagnetische Strahlung in anderen Bereichen des Spektrums. Die Hauptfaktoren, die die Eigenschaften eines Sterns bestimmen, sind seine Masse, seine chemische Zusammensetzung und sein Alter. Sterne müssen sich im Laufe der Zeit verändern, wenn sie Energie in den Weltraum abstrahlen. Informationen über die Sternentwicklung erhält man aus dem Hertzsprung-Russell-Diagramm, das die Abhängigkeit der Leuchtkraft eines Sterns von seiner Oberflächentemperatur darstellt (Abb. 9).

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm sind die Sterne ungleich verteilt. Etwa 90 % der Sterne sind in einem schmalen Band konzentriert, das das Diagramm diagonal kreuzt. Diese Bahn heißt Hauptsequenz. Sein oberes Ende befindet sich im Bereich hellblauer Sterne. Der Unterschied in der Population von Sternen, die sich auf der Hauptreihe befinden, und Regionen, die an die Hauptreihe angrenzen, beträgt mehrere Größenordnungen. Der Grund dafür ist, dass es auf der Hauptreihe Sterne im Stadium des brennenden Wasserstoffs gibt, der den Großteil des Lebens eines Sterns ausmacht. Die Sonne steht auf der Hauptreihe. Seine Position ist in Abb. 9.
Die nächstbevölkerungsreichsten Regionen nach der Hauptreihe sind Weiße Zwerge, Rote Riesen und Rote Überriesen. Rote Riesen und Überriesen sind meist Sterne im Stadium des Brennens von Helium und schwereren Kernen.
Die Leuchtkraft eines Sterns ist die Gesamtenergie, die ein Stern pro Zeiteinheit abgibt. Die Leuchtkraft eines Sterns kann aus der auf die Erde auftreffenden Energie berechnet werden, wenn die Entfernung zum Stern bekannt ist.
Aus der Thermodynamik ist bekannt, dass man durch Messung der Wellenlänge bei maximaler Strahlung eines schwarzen Körpers seine Temperatur bestimmen kann. Ein schwarzer Körper mit einer Temperatur von 3 K hat eine maximale spektrale Verteilung bei einer Frequenz von 3·10 11 Hz. Ein schwarzer Körper mit einer Temperatur von 6000 K emittiert grünes Licht. Die Temperatur 10 6 K entspricht Röntgenstrahlung. Tabelle 2 zeigt die Wellenlängenintervalle, die den verschiedenen Farben entsprechen, die im optischen Bereich beobachtet werden.

Tabelle 2

Farbe und Wellenlänge

Die Oberflächentemperatur eines Sterns wird aus der spektralen Strahlungsverteilung berechnet.
Die Klassifizierung der Spektraltypen von Sternen ist aus Tabelle 3 leicht verständlich.
Jeder Buchstabe charakterisiert die Sterne einer bestimmten Klasse. Sterne der Klasse O sind am heißesten, Sterne der Klasse N am kältesten. In einem O-Klasse-Stern sind hauptsächlich die Spektrallinien von ionisiertem Helium sichtbar. Die Sonne gehört zur Klasse G, die durch Linien aus ionisiertem Kalzium gekennzeichnet ist.
Tabelle 4 zeigt die Haupteigenschaften der Sonne. Die Schwankungsgrenzen solcher Eigenschaften von Sternen wie Masse (M), Leuchtkraft (L), Radius (R) und Oberflächentemperatur (T) sind in Tabelle 5 angegeben.

Tisch 3

Spektrale Arten von Sternen

Klassenbezeichnung Sterne	charakteristisches Merkmal Spektrallinien	Temperatur Oberfläche, k
	Ionisiertes Helium
	neutrales Helium
	Ionisiertes Kalzium
	ionisiertes Kalzium, neutrale Metalle
	Neutrale Metalle
	neutrale Metalle, Absorptionsbanden Moleküle
	Absorptionsbanden Cyanid (CN) 2

Reis. 10. Masse-Leuchtkraft-Beziehung

Für Hauptreihensterne mit bekannter Masse ist die Masse-Leuchtkraft-Abhängigkeit in Abb. 10 dargestellt und hat die Form
L ~ M n , wobei n = 1,6 für massearme Sterne (M < M) und n = 5,4 für massereiche Sterne (M > M). Das bedeutet, dass die Bewegung entlang der Hauptreihe von Sternen mit geringerer Masse zu Sternen mit höherer Masse zu einer Zunahme der Leuchtkraft führt.

Tabelle 4

Die Hauptmerkmale der Sonne

Leuchtkraft L	3,83 10 33 erg/s (2,4 10 39 MeV/s)
Strahlungsfluss pro Einheit Oberflächen	6,3 · 10 · 7 W / m²
Durchschnittliche Materiedichte
Dichte in der Mitte
Oberflächentemperatur
Temperatur in der Mitte
Chemische Zusammensetzung: Wasserstoff Helium Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Neon usw.	74% 23% 3%
Das Alter
Erdbeschleunigung auf einer Oberfläche	2,7 10 4 cm/s 2
Schwarzschild-Radius - 2GM / c 2 (c - Lichtgeschwindigkeit)
Rotationszeitraum relativ zu Fixsterne
Entfernung zum Zentrum der Galaxie
Rotationsgeschwindigkeit um das Zentrum Galaxien

Tabelle 5

Grenzen der Änderung der Eigenschaften verschiedener Sterne

10-1M< M < 50 M

10-4 L< L < 10 6 L

10-2R< R < 10 3 R

2 10 3K< T < 10 5 K

Als Maßeinheit werden die entsprechenden Eigenschaften der Sonne genommen M, R, L, T ist die Oberflächentemperatur.

Daher sind massereichere Sterne auch heller.
Im unteren linken Teil des Diagramms (Abb. 9) - die zweitgrößte Gruppe - Weiße Zwerge. In der oberen rechten Ecke des Diagramms sind Sterne mit hoher Leuchtkraft, aber niedriger Oberflächentemperatur gruppiert - Rote Riesen und Überriesen. Diese Art von Sternen ist weniger verbreitet. Die Namen "Riesen" und "Zwerge" sind mit der Größe der Sterne verbunden. Weiße Zwerge gehorchen nicht der Masse-Leuchtkraft-Beziehung, die für Hauptreihensterne charakteristisch ist. Bei gleicher Masse haben sie eine viel geringere Leuchtkraft als Hauptreihensterne.
Ein Stern kann an einem Punkt seiner Entwicklung auf der Hauptreihe stehen und an einem anderen ein Riese oder Weißer Zwerg sein. Die meisten Sterne befinden sich auf der Hauptreihe, da dies die längste Phase der Entwicklung eines Sterns ist.
Einer der wesentlichen Punkte zum Verständnis der Entwicklung des Universums ist die Vorstellung von der Massenverteilung sich bildender Sterne. Indem man die beobachtete Massenverteilung von Sternen untersucht und die Lebensdauer von Sternen mit unterschiedlichen Massen berücksichtigt, kann man die Massenverteilung von Sternen zum Zeitpunkt ihrer Geburt erhalten. Es wird festgestellt, dass die Wahrscheinlichkeit der Geburt eines Sterns einer bestimmten Masse sehr ungefähr umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse ist (Salpeter-Funktion).

Die Strahlung von Sternen wird hauptsächlich durch zwei Arten von thermonuklearen Reaktionen aufrechterhalten. Bei massereichen Sternen sind dies Reaktionen des Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus, bei massearmen Sternen wie der Sonne Proton-Proton-Reaktionen. Im ersten Fall spielt Kohlenstoff die Rolle eines Katalysators: Er wird nicht selbst verbraucht, sondern trägt zur Umwandlung anderer Elemente bei, wodurch 4 Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern kombiniert werden.

Im Prinzip sind noch viele andere thermonukleare Reaktionen möglich, aber Berechnungen zeigen, dass bei Temperaturen, die in den Kernen von Sternen herrschen, die Reaktionen dieser beiden Zyklen am intensivsten ablaufen und genau die Energie liefern, die notwendig ist, um die beobachtete Sternstrahlung aufrechtzuerhalten .

Wie Sie sehen können, ist ein Stern eine natürliche Umgebung für kontrollierte thermonukleare Reaktionen. Wenn im irdischen Labor die gleiche Temperatur und der gleiche Plasmadruck erzeugt werden, beginnen darin die gleichen Kernreaktionen. Aber wie hält man dieses Plasma im Labor? Schließlich haben wir kein Material, das der Berührung einer Substanz mit einer Temperatur von 10–20 Millionen K standhält, ohne zu verdampfen. Und das braucht der Stern nicht: Seine starke Gravitation widersteht erfolgreich dem gigantischen Druck des Plasmas.

Solange die Proton-Proton-Reaktion oder der Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus im Stern abläuft, befindet er sich auf der Hauptsequenz, wo er den größten Teil seines Lebens verbringt. Wenn sich später am Stern ein Heliumkern bildet und die Temperatur darin ansteigt, entsteht ein „Heliumblitz“, d.h. Die Reaktionen zur Umwandlung von Helium in schwerere Elemente beginnen, was ebenfalls zur Freisetzung von Energie führt.

Die Turbine eines Kernkraftwerks ist eine Wärmekraftmaschine, die nach dem zweiten Hauptsatz der Thermodynamik den Gesamtwirkungsgrad der Anlage bestimmt. Bei modernen Kernkraftwerken ist der Wirkungsgrad etwa gleich. Um also 1000 MW elektrische Leistung zu erzeugen, muss die thermische Leistung des Reaktors 3000 MW erreichen. 2000 MW müssen von der Wasserkühlung des Kondensators abgeführt werden. Dies führt zu einer lokalen Überhitzung natürlicher Gewässer und daraus resultierenden Umweltproblemen.

Das Hauptproblem besteht jedoch darin, die vollständige Strahlensicherheit der in Kernkraftwerken arbeitenden Personen zu gewährleisten und die unbeabsichtigte Freisetzung radioaktiver Stoffe zu verhindern, die sich in großen Mengen im Reaktorkern ansammeln. Diesem Problem wird bei der Entwicklung von Kernreaktoren viel Aufmerksamkeit geschenkt. Dennoch ist nach den Unfällen in einigen Kernkraftwerken, insbesondere im Kernkraftwerk in Pennsylvania (USA, 1979) und im Kernkraftwerk Tschernobyl (1986), das Problem der Sicherheit der Kernenergie besonders akut geworden.

Die moderne Kernenergie basiert auf der Aufspaltung von Atomkernen in zwei leichtere unter Freisetzung von Energie im Verhältnis zum Masseverlust. Energiequelle und Zerfallsprodukte sind radioaktive Elemente. Sie werden mit den wichtigsten Umweltproblemen der Kernenergie in Verbindung gebracht.

Noch mehr Energie wird bei der Kernfusion freigesetzt, bei der zwei Kerne zu einem schwereren verschmelzen, aber auch unter Masseverlust und Energiefreisetzung. Wasserstoff ist das Ausgangselement für die Synthese und Helium ist das Endelement. Beide Elemente belasten die Umwelt nicht und sind praktisch unerschöpflich.

Das Ergebnis der Kernfusion ist die Energie der Sonne. Dieser Vorgang wird vom Menschen bei der Explosion von Wasserstoffbomben nachempfunden. Die Aufgabe besteht darin, die Kernfusion beherrschbar zu machen und ihre Energie gezielt einzusetzen. Die Hauptschwierigkeit liegt darin, dass Kernfusion bei sehr hohen Drücken und Temperaturen von etwa 100 Millionen °C möglich ist. Es gibt keine Materialien, aus denen sich Reaktoren zur Durchführung von Ultrahochtemperatur-(Thermonuklear-)Reaktionen herstellen lassen. Jedes Material schmilzt und verdunstet.

Wissenschaftler suchten nach Möglichkeiten, Reaktionen in einer nicht verdunstungsfähigen Umgebung durchzuführen. Dafür gibt es derzeit zwei Möglichkeiten. Eine davon basiert auf der Retention von Wasserstoff in einem starken Magnetfeld.

Trotz einiger positiver Ergebnisse bei der Umsetzung der kontrollierten Kernfusion gibt es Meinungen, dass es in naher Zukunft unwahrscheinlich ist, dass sie zur Lösung von Energieproblemen eingesetzt wird. Dies liegt an der Ungelöstheit vieler Probleme und der Notwendigkeit kolossaler Ausgaben für weitere experimentelle und noch industriellere Entwicklungen.



Diagramm "Spektrum - Leuchtkraft"

Wie die Sonne beleuchten die Sterne die Erde, aber aufgrund der großen Entfernung zu ihnen ist die Beleuchtung, die sie auf der Erde erzeugen, um viele Größenordnungen geringer als die der Sonne. Aus diesem Grund ergeben sich technische Probleme bei der Messung der Beleuchtung von Sternen. Astronomen bauen riesige Teleskope, um die schwachen Strahlen der Sterne aufzufangen. Je größer der Durchmesser der Teleskoplinse ist, desto schwächere Sterne können damit erkundet werden. Messungen haben gezeigt, dass beispielsweise der Polarstern auf der Erdoberfläche eine Beleuchtung mit E = 3,8 10 -9 W / m 2 erzeugt, was 370 Milliarden Mal weniger ist als die von der Sonne erzeugte Beleuchtung. Die Entfernung zum Polarstern beträgt 200 pc oder etwa 650 ly. Jahre (r = b 10 18 m). Daher ist die Leuchtkraft des Polarsterns L p \u003d 4πr 2 E \u003d 4 3,14 x (6 10 18 m) 2 3,8 10 -9 W / m 2 \u003d 9,1 10 29 W \u003d 4600 L Wie Sie sehen können, Trotz der geringen sichtbaren Helligkeit dieses Sterns ist seine Leuchtkraft 4600-mal größer als die der Sonne.

Die Messungen zeigten, dass es unter den Sternen Sterne gibt, die hunderttausendmal stärker sind als die Sonne, und Sterne, deren Leuchtkraft zehntausendmal kleiner ist als die der Sonne.

Messungen der Oberflächentemperaturen von Sternen haben gezeigt, dass die Oberflächentemperatur eines Sterns seine sichtbare Farbe und das Vorhandensein von spektralen Absorptionslinien bestimmter chemischer Elemente in seinem Spektrum bestimmt. Sirius leuchtet also weiß und seine Temperatur beträgt fast 10.000 K. Der Stern Beteigeuze (α Orion) hat eine rote Farbe und eine Oberflächentemperatur von etwa 3500 K. Die gelbe Sonne hat eine Temperatur von 6000 K. Nach Temperatur, nach Farbe und Alle Sterne wurden nach Art des Spektrums in Spektralklassen eingeteilt, die mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K, M bezeichnet werden. Die Spektralklassifizierung der Sterne ist in der folgenden Tabelle angegeben.

Es gibt noch einen weiteren interessanten Zusammenhang zwischen der Spektralklasse eines Sterns und seiner Leuchtkraft, der als Diagramm „Spektrum – Leuchtkraft (in den Leuchtkräften der Sonne)“ dargestellt wird (auch als „Spektrum – Leuchtkraft“ bezeichnet). Hertzsprung-Russell-Diagramm zu Ehren zweier Astronomen - E. Hertzsprung und G. Ressel, die es gebaut haben). Auf dem Diagramm sind vier Gruppen von Sternen deutlich zu unterscheiden.

Hauptsequenz

Die Parameter der meisten Sterne fallen darauf. Unsere Sonne ist einer der Hauptreihensterne. Die Dichten der Hauptreihensterne sind vergleichbar mit der Sonnendichte.

Rote Riesen

Zu dieser Gruppe gehören hauptsächlich rote Sterne mit zehnmal größerem Radius als der Sonnenstern, zum Beispiel der Stern Arcturus (α Bootes), dessen Radius 25-mal größer als der Sonnenradius ist und dessen Leuchtkraft 140-mal größer ist.

Überriesen

Das sind Sterne mit zehn- und hunderttausendmal größerer Leuchtkraft als die der Sonne. Die Radien dieser Sterne sind hundertmal größer als der Radius der Sonne. Zu den roten Überriesen gehören Beteigeuze (und Orion). Mit einer Masse, die etwa 15-mal größer ist als die der Sonne, übertrifft ihr Radius die Sonne um fast das 1000-fache. Die durchschnittliche Dichte dieses Sterns beträgt nur 2 10 -11 kg / m 3, was mehr als 1.000.000-mal geringer ist als die Dichte von Luft.

Weiße Zwerge

Dies ist eine Gruppe von meist weißen Sternen mit hundert- und tausendmal kleinerer Leuchtkraft als die Sonne. Sie befinden sich unten links im Diagramm. Diese Sterne haben fast hundertmal kleinere Radien als die Sonne und sind in ihrer Größe mit Planeten vergleichbar. Ein Beispiel für einen Weißen Zwerg ist der Stern Sirius B, ein Satellit von Sirius. Mit einer Masse, die fast der der Sonne entspricht, und einer Größe, die 2,5-mal größer ist als die Größe der Erde, hat dieser Stern eine gigantische durchschnittliche Dichte - ρ = 3 · 10 8 kg/m 3 .

Um zu verstehen, wie sich die beobachteten Unterschiede zwischen Sternen verschiedener Gruppen erklären lassen, erinnern wir uns an die Beziehung zwischen Leuchtkraft, Temperatur und Radius eines Sterns, die wir zur Bestimmung der Sonnentemperatur verwendet haben.

Vergleichen wir zwei Sterne vom Spektraltyp K, einer ist die Hauptreihe (MS), der andere ein Roter Riese (KG). Sie haben die gleiche Temperatur - T \u003d 4500 K, und die Leuchtstärken unterscheiden sich um das Tausendfache:

dh rote Riesen sind zehnmal größer als Hauptreihensterne.

Massen von Sternen es war möglich, nur für die Sterne zu messen, die Teil von Doppelsternsystemen sind. Und sie wurden durch die Parameter der Umlaufbahnen der Sterne und die Periode ihrer Umdrehung umeinander unter Verwendung des dritten verallgemeinerten Kepler-Gesetzes bestimmt. Es stellte sich heraus, dass die Massen aller Sterne darin liegen

0,05 M ≤ M ≤ 100 M

Bei Hauptreihensternen besteht ein Zusammenhang zwischen der Masse eines Sterns und seiner Leuchtkraft: Je größer die Masse eines Sterns, desto größer seine Leuchtkraft.

Ein Stern der Spektralklasse B hat also eine Masse von etwa M ≈ 20 M und seine Leuchtkraft ist fast 100.000-mal größer als die der Sonne.

Energiequelle der Sonne und Sterne

Nach modernen Konzepten ist die Energiequelle, die die Strahlung der Sonne und der Sterne unterstützt, die Kernenergie, die bei thermonuklearen Reaktionen der Bildung (Fusion) von Kernen von Heliumatomen aus den Kernen von Wasserstoffatomen freigesetzt wird. Während der Fusionsreaktion wird der Kern des Heliumatoms aus vier Kernen von Wasserstoffatomen (vier Protonen) gebildet, während die Energie ΔE \u003d 4,8 · 10 -12 J freigesetzt wird, genannt Bindungsenergie, zwei Elementarteilchen von Neutrinos und zwei Positronen (4Н He + 2е + + 2ν + Δµ).

Damit Kernreaktionen stattfinden können, ist eine Temperatur von über mehreren Millionen Kelvin erforderlich, bei der die an der Reaktion beteiligten Protonen mit gleichen Ladungen genügend Energie erhalten, um sich gegenseitig anzunähern, die elektrischen Abstoßungskräfte zu überwinden und zu einem neuen Kern zu verschmelzen. Durch thermonukleare Fusionsreaktionen aus Wasserstoff mit einer Masse von 1 kg entsteht Helium mit einer Masse von 0,99 kg, einem Massendefekt Δm = 0,01 kg und es wird Energie freigesetzt q = Δmc 2 = 9 10 14 J.

Jetzt können wir abschätzen, wie lange die Wasserstoffreserven der Sonne reichen werden, um das beobachtete Leuchten der Sonne aufrechtzuerhalten, dh die Lebensdauer der Sonne. Der Vorrat an Kernenergie E \u003d M q \u003d 2 10 30 9 10 14 \u003d 1,8 10 45 J. Wenn wir diesen Vorrat an Kernenergie durch die Leuchtkraft der Sonne L teilen, erhalten wir die Lebensdauer der Sonne:

Wenn wir bedenken, dass die Sonne zu mindestens 70 % aus Wasserstoff besteht und Kernreaktionen nur im Zentrum, im Sonnenkern stattfinden, dessen Masse etwa 0,1 M beträgt und wo die Temperatur hoch genug ist, um thermonukleare Reaktionen ablaufen zu lassen, dann beträgt die Lebensdauer die Sonne und Sterne, ähnlich wie die Sonne wird t ≈ 10 10 Jahre sein

Sterne 1 sind Kugeln aus heißem, meist ionisiertem Gas. Die Ionisation von Sternmaterie ist eine Folge ihrer hohen Temperatur (von mehreren tausend bis zu mehreren zehntausend Grad).

Als Ergebnis einer Untersuchung der chemischen Zusammensetzung der Sonne und anderer Sterne wurde festgestellt, dass sie fast alle chemischen Elemente enthalten, die auf der Erde vorhanden sind und in der Tabelle von D. I. Mendeleev aufgeführt sind. Es stellte sich auch heraus, dass in den meisten Fällen 70% der Masse des Sterns Wasserstoff, 28% - Helium und 2% - schwerere Elemente sind.

Sie wissen bereits, dass je größer die Masse eines Sterns ist, desto stärker ist das Gravitationsfeld, das er erzeugt. Aufgrund der Wirkung von Gravitationskräften, die die Sternmaterie komprimieren, steigen ihre Temperatur, Dichte und ihr Druck von den äußeren Schichten zum Zentrum erheblich an.

So beträgt beispielsweise die Temperatur der äußeren Schichten der Sonne ungefähr 6 10 3 ° C, und im Zentrum - ungefähr 14-15 Millionen ° C - ist die Materiedichte im Zentrum der Sonne ungefähr gleich auf 150 g / cm 3 (19 mal mehr als der von Eisen) , und der Druck von den mittleren Schichten zum Zentrum steigt von 7 · 10 8 auf 3,4 · 10 11 atm. Bei solchen Temperaturen und Drücken können im Kern thermonukleare Reaktionen stattfinden, die die Energiequelle für Sterne darstellen.

Die Strahlungsleistung eines Sterns (auch Leuchtkraft genannt und mit dem Buchstaben L bezeichnet) ist proportional zur vierten Potenz seiner Masse:

Thermonukleare Reaktionen, die im Inneren von Sternen ablaufen, sind einer der Prozesse, die Sterne signifikant von Planeten unterscheiden, da die interne Quelle der Planetenerwärmung radioaktiver Zerfall ist. Dieser Unterschied ist darauf zurückzuführen, dass die Masse jedes Sterns offensichtlich größer ist als die Masse selbst des größten Planeten. Dies lässt sich am Beispiel von Jupiter veranschaulichen. Trotz der Tatsache, dass es einem Stern in vielerlei Hinsicht sehr ähnlich ist, erwies sich seine Masse als unzureichend, um die Bedingungen zu schaffen, die für das Auftreten thermonuklearer Reaktionen in seiner Tiefe erforderlich sind.

Als Ergebnis thermonuklearer Reaktionen wird im Inneren der Sonne eine enorme Energie freigesetzt, die ihr Leuchten beibehält. Betrachten wir, wie diese Energie an die Oberfläche der Sonne gelangt.

In der Strahlungsenergieübertragungszone (Abb. 188) breitet sich die im Kern freigesetzte Wärme durch Strahlung, also durch Absorption und Emission von Lichtanteilen - Quanten - durch Materie vom Zentrum zur Sonnenoberfläche aus. Da Quanten von Atomen in alle Richtungen emittiert werden, dauert ihr Weg zur Oberfläche Tausende von Jahren.

Reis. 188. Struktur der Sonne

In der Konvektionszone wird durch aufsteigende Heißgasströme Energie an die Oberfläche übertragen. An der Oberfläche angekommen, kühlt das Gas ab, strahlt Energie aus, kondensiert und sinkt auf den Boden der Zone. In der Konvektionszone ist das Gas undurchsichtig. Daher sieht man nur die darüber liegenden Schichten: Photosphäre, Chromosphäre und Korona (in der Abbildung nicht eingezeichnet). Diese drei Schichten gehören zur Sonnenatmosphäre.

Die Photosphäre ("Lichtsphäre") auf den Fotos sieht aus wie eine Ansammlung heller Flecken - Körnchen (Abb. 189), die durch dünne dunkle Linien getrennt sind. Die hellen Punkte sind heiße Gasströme, die an die Oberfläche der Konvektionszone treiben.

Reis. 189. Körnchen und ein Fleck in der solaren Photosphäre

Die Chromosphäre ("Farbsphäre") ist nach ihrer rötlich-violetten Farbe so benannt. Eines der interessantesten Phänomene, die in der Chromosphäre beobachtet werden können, sind Protuberanzen 2 . Die Länge der Chromosphäre erreicht 10-15.000 km.

Der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre ist die Korona. Es erstreckt sich über Millionen von Kilometern (d. h. über eine Entfernung in der Größenordnung von mehreren Sonnenradien), obwohl die Schwerkraft auf der Sonne sehr stark ist. Die große Länge der Korona erklärt sich aus der Tatsache, dass die Bewegungen von Atomen und Elektronen in der auf eine Temperatur von 1-2 Millionen ° C erhitzten Korona mit großer Geschwindigkeit erfolgen. Die Sonnenkorona ist während einer Sonnenfinsternis deutlich sichtbar (Abb. 190). Form und Helligkeit der Korona ändern sich entsprechend dem Zyklus der Sonnenaktivität, also mit einer Frequenz von 11 Jahren.

Reis. 190. Sonnenkorona (während der totalen Sonnenfinsternis 1999)

Die Magnetfeldinduktion auf der Sonne ist nur 2 mal größer als auf der Erdoberfläche. Doch von Zeit zu Zeit entstehen in einem kleinen Bereich der Sonnenatmosphäre konzentrierte Magnetfelder, mehrere tausend Mal stärker als auf der Erde. Sie verhindern das Aufsteigen von heißem Plasma, wodurch anstelle heller Körnchen ein dunkler Bereich entsteht - ein Sonnenfleck (siehe Abb. 189). Wenn große Gruppen von Flecken auftreten, nimmt die Leistung der sichtbaren, ultravioletten und Röntgenstrahlung stark zu, was das Wohlbefinden der Menschen beeinträchtigen kann.

Die Bewegung von Flecken über die Sonnenscheibe ist eine Folge ihrer Rotation, die mit einer Periode von 25,4 Tagen relativ zu den Sternen auftritt.

Die Endphase des Prozesses der Sternentwicklung umfasst mehrere Phasen. Wenn sich der gesamte Wasserstoff im Zentrum des Sterns in Helium verwandelt, beginnt sich die Struktur des Sterns merklich zu verändern. Seine Leuchtkraft nimmt zu, die Oberflächentemperatur sinkt, die äußeren Schichten dehnen sich aus und die inneren Schichten ziehen sich zusammen. Der Stern wird zum Roten Riesen, also zu einem riesigen Stern mit hoher Leuchtkraft und sehr geringer Dichte. Im Zentrum bildet sich ein dichter und heißer Heliumkern. Wenn die Temperatur darin 100 Millionen ° C erreicht, beginnt die Reaktion der Umwandlung von Helium in Kohlenstoff, begleitet von der Freisetzung einer großen Energiemenge.

Im nächsten Stadium geben Sterne wie die Sonne einen Teil ihrer Materie ab, schrumpfen auf die Größe von Planeten, verwandeln sich in kleine, sehr dichte Sterne – weiße Zwerge – und kühlen langsam ab.

Fragen

1. Bei einer Temperatur im Kern in der Größenordnung von 14-15 Millionen ° C und Drücken von 7 · 10 8 bis 3,4 · 10 11 atm müsste sich der Stern in eine expandierende Gaswolke verwandeln. Aber das passiert nicht. Welche Kräfte wirken Ihrer Meinung nach der Expansion des Sterns entgegen?
2. Welche Energiequelle emittiert ein Stern?
3. Welcher physikalische Prozess ist die Quelle der inneren Erwärmung des Planeten?
4. Was verursacht die Bildung von Sonnenflecken?
5. Aus welchen Schichten besteht die Sonnenatmosphäre?
6. Erzählen Sie uns von den Hauptstadien der Evolution der Sonne.

2 Protuberanzen sind riesige, bis zu hunderttausend Kilometer lange Plasmaformationen in der Sonnenkorona, die eine höhere Dichte und eine niedrigere Temperatur aufweisen als das sie umgebende koronale Plasma.