Ano ang mga pinagmumulan ng stellar energy? Anong mga proseso ang sumusuporta sa "buhay" ng mga bituin? Magbigay ng ideya tungkol sa ebolusyon ng mga ordinaryong bituin at pulang higante, ipaliwanag ang mga prosesong nagaganap sa kanilang mga interior. Ano ang pananaw para sa ebolusyon ng Araw?

Tulad ng lahat ng katawan sa kalikasan, ang mga bituin ay hindi nananatiling hindi nagbabago, sila ay ipinanganak, nagbabago, at sa wakas ay "namamatay". Upang masubaybayan ang landas ng buhay ng mga bituin at maunawaan kung paano sila tumatanda, kinakailangang malaman kung paano sila bumangon. Ang modernong astronomiya ay may malaking bilang ng mga argumento na pabor sa assertion na ang mga bituin ay nabuo sa pamamagitan ng condensation ng mga ulap ng gas-dust interstellar medium. Ang proseso ng pagbuo ng mga bituin mula sa medium na ito ay nagpapatuloy sa kasalukuyang panahon. Ang paglilinaw ng pangyayaring ito ay isa sa mga pinakadakilang tagumpay ng modernong astronomiya. Hanggang kamakailan lamang, pinaniniwalaan na ang lahat ng mga bituin ay nabuo nang halos sabay-sabay, ilang bilyong taon na ang nakalilipas. Ang pagbagsak ng mga ideyang metapisiko na ito ay pinadali, una sa lahat, sa pamamagitan ng pag-unlad ng obserbasyonal na astronomiya at pag-unlad ng teorya ng istraktura at ebolusyon ng mga bituin. Bilang resulta, naging malinaw na marami sa mga naobserbahang bituin ay medyo batang bagay, at ang ilan sa mga ito ay bumangon nang mayroon nang tao sa Earth.

Ang sentro sa problema ng ebolusyon ng mga bituin ay ang tanong ng mga mapagkukunan ng kanilang enerhiya. Sa katunayan, saan, halimbawa, nanggagaling ang malaking halaga ng enerhiya na kinakailangan upang mapanatili ang solar radiation sa humigit-kumulang na naobserbahang antas sa loob ng ilang bilyong taon? Bawat segundo ang Araw ay naglalabas ng 4*10 33 ergs, at sa loob ng 3 bilyong taon ay nag-radiated ito ng 4*10 50 ergs. Walang alinlangan na ang edad ng Araw ay humigit-kumulang 5 bilyong taon. Sinusundan ito ng hindi bababa sa mga modernong pagtatantya ng edad ng Earth sa pamamagitan ng iba't ibang radioactive na pamamaraan. Ito ay malamang na ang Araw ay "mas bata" kaysa sa Earth.

Ang mga pag-unlad sa nuclear physics ay naging posible upang malutas ang problema ng mga mapagkukunan ng stellar energy kasing aga ng katapusan ng thirties ng ating siglo. Ang nasabing pinagmulan ay ang mga reaksyon ng thermonuclear fusion na nagaganap sa mga interior ng mga bituin sa napakataas na temperatura na namamayani doon (sa pagkakasunud-sunod ng sampung milyong degree). Bilang resulta ng mga reaksyong ito, ang rate ng kung saan ay lubos na nakasalalay sa temperatura, ang mga proton ay na-convert sa helium nuclei, at ang pinakawalan na enerhiya ay dahan-dahang "tumagas" sa mga interior ng mga bituin at, sa wakas, makabuluhang nabago, ay radiated sa kalawakan ng mundo. Ito ay isang napakalakas na mapagkukunan. Kung ipagpalagay natin na sa una ang Araw ay binubuo lamang ng hydrogen, na bilang isang resulta ng mga thermonuclear na reaksyon ay ganap na naging helium, kung gayon ang inilabas na halaga ng enerhiya ay humigit-kumulang 10 52 erg.

Kaya, upang mapanatili ang radiation sa naobserbahang antas para sa bilyun-bilyong taon, sapat na para sa Araw na "gamitin" ang hindi hihigit sa 10% ng paunang supply nito ng hydrogen. Ngayon ay maaari naming ipakita ang isang larawan ng ebolusyon ng ilang bituin tulad ng sumusunod. Para sa ilang kadahilanan (maaaring tukuyin ang ilan sa kanila), nagsimulang mag-condense ang isang ulap ng interstellar gas-dust medium. Malapit na (siyempre, sa astronomical scale!) Sa ilalim ng impluwensya ng unibersal na puwersa ng gravitational, isang medyo siksik, opaque na bola ng gas ang nabuo mula sa ulap na ito. Sa mahigpit na pagsasalita, ang bolang ito ay hindi pa matatawag na isang bituin, dahil sa mga gitnang rehiyon nito ang temperatura ay hindi sapat para magsimula ang mga reaksiyong thermonuclear. Ang presyon ng gas sa loob ng bola ay hindi pa nakakapagbalanse ng mga puwersa ng pagkahumaling ng mga indibidwal na bahagi nito, kaya ito ay patuloy na i-compress.

Naniniwala ang ilang astronomo noon na ang mga naturang "protostar" ay naoobserbahan sa mga indibidwal na nebula bilang napakadilim na compact formations, ang tinatawag na globules. Gayunpaman, ang tagumpay ng astronomiya sa radyo ay nagpilit sa amin na talikuran ang medyo walang muwang na pananaw na ito. Karaniwan hindi isang protostar ang nabuo sa parehong oras, ngunit isang mas marami o hindi gaanong maraming grupo ng mga ito. Sa hinaharap, ang mga pangkat na ito ay magiging mga stellar association at cluster, na kilala ng mga astronomo. Malamang na sa napakaagang yugtong ito ng ebolusyon ng isang bituin, ang mga kumpol ng mas maliit na masa ay nabuo sa paligid nito, na pagkatapos ay unti-unting nagiging mga planeta.

Kapag ang isang protostar ay nagkontrata, ang temperatura nito ay tumataas, at isang makabuluhang bahagi ng inilabas na potensyal na enerhiya ay radiated sa nakapalibot na espasyo. Dahil ang mga sukat ng contracting gaseous sphere ay napakalaki, ang radiation sa bawat unit area ng ibabaw nito ay magiging bale-wala. Dahil ang radiation flux mula sa isang unit surface ay proporsyonal sa ikaapat na kapangyarihan ng temperatura (ang batas ng Stefan-Boltzmann), ang temperatura ng mga layer sa ibabaw ng bituin ay medyo mababa, habang ang ningning nito ay halos kapareho ng sa ordinaryong bituin. na may parehong masa. Samakatuwid, sa diagram ng "spectrum-luminosity", ang mga naturang bituin ay matatagpuan sa kanan ng pangunahing pagkakasunud-sunod, i.e. mahuhulog sila sa rehiyon ng mga pulang higante o pulang dwarf, depende sa mga halaga ng kanilang paunang masa.

Sa hinaharap, ang protostar ay patuloy na lumiliit. Ang mga sukat nito ay nagiging mas maliit, at ang temperatura sa ibabaw ay tumataas, bilang isang resulta kung saan ang spectrum ay nagiging mas at mas "maaga". Kaya, ang paglipat sa kahabaan ng "spectrum - luminosity" diagram, ang protostar ay "umupo" sa halip na mabilis sa pangunahing sequence. Sa panahong ito, ang temperatura ng stellar interior ay sapat na para magsimula ang mga thermonuclear reactions doon. Kasabay nito, ang presyon ng gas sa loob ng hinaharap na bituin ay nagbabalanse sa atraksyon, at ang gas ball ay tumitigil sa pag-urong. Ang protostar ay nagiging isang bituin.

Ito ay tumatagal ng medyo maliit na oras para sa mga protostar na dumaan sa napakaagang yugtong ito ng kanilang ebolusyon. Kung, halimbawa, ang masa ng protostar ay mas malaki kaysa sa solar mass, ilang milyong taon lamang ang kailangan; kung mas kaunti, ilang daang milyong taon. Dahil ang oras ng ebolusyon ng mga protostar ay medyo maikli, mahirap tuklasin ang pinakamaagang yugtong ito ng pagbuo ng isang bituin. Gayunpaman, ang mga bituin sa yugtong ito, tila, ay sinusunod. Pinag-uusapan natin ang tungkol sa napaka-kagiliw-giliw na mga bituin ng T Tauri, kadalasang nakalubog sa madilim na nebulae.

Sa sandaling nasa pangunahing pagkakasunud-sunod at huminto sa pag-urong, ang bituin ay nagliliwanag nang mahabang panahon nang halos hindi binabago ang posisyon nito sa diagram ng "spectrum - luminosity". Ang radiation nito ay sinusuportahan ng mga thermonuclear reaction na nagaganap sa mga gitnang rehiyon. Kaya, ang pangunahing pagkakasunud-sunod ay, tulad nito, ang locus ng mga punto sa diagram ng "spectrum - luminosity", kung saan ang isang bituin (depende sa masa nito) ay maaaring mag-radiate nang mahabang panahon at tuluy-tuloy dahil sa mga thermonuclear na reaksyon. Ang posisyon ng isang bituin sa pangunahing sequence ay tinutukoy ng masa nito. Dapat pansinin na mayroong isa pang parameter na tumutukoy sa posisyon ng isang equilibrium na nag-iilaw na bituin sa diagram ng "spectrum-luminosity". Ang parameter na ito ay ang paunang kemikal na komposisyon ng bituin. Kung ang relatibong kasaganaan ng mabibigat na elemento ay bumaba, ang bituin ay "huhulog" sa diagram sa ibaba. Ito ang pangyayari na nagpapaliwanag ng pagkakaroon ng isang pagkakasunud-sunod ng mga subdwarf.

Tulad ng nabanggit sa itaas, ang relatibong kasaganaan ng mabibigat na elemento sa mga bituin na ito ay sampung beses na mas mababa kaysa sa pangunahing sequence na mga bituin.

Ang oras ng paninirahan ng isang bituin sa pangunahing pagkakasunud-sunod ay tinutukoy ng paunang masa nito. Kung ang masa ay malaki, ang radiation ng bituin ay may malaking kapangyarihan, at mabilis itong kumonsumo ng mga reserbang "fuel" ng hydrogen. Halimbawa, ang mga pangunahing-sequence na bituin na may mass na ilang sampu-sampung beses na mas malaki kaysa sa solar mass (ito ang mga hot blue giant ng spectral type O) ay maaaring mag-radiate nang tuluy-tuloy habang nasa sequence na ito sa loob lamang ng ilang milyong taon, habang ang mga bituin na may isang mass malapit sa solar, ay nasa pangunahing sequence 10-15 bilyong taon.

Ang "pagsunog" ng hydrogen (i.e., ang pagbabago nito sa helium sa mga thermonuclear reactions) ay nangyayari lamang sa mga gitnang rehiyon ng bituin. Ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng katotohanan na ang stellar matter ay halo-halong lamang sa gitnang mga rehiyon ng bituin, kung saan nagaganap ang mga reaksyong nuklear, habang ang mga panlabas na layer ay nagpapanatili ng kamag-anak na nilalaman ng hydrogen na hindi nagbabago. Dahil ang dami ng hydrogen sa gitnang mga rehiyon ng bituin ay limitado, maaga o huli (depende sa masa ng bituin) halos lahat ng ito ay "masunog" doon.

Ipinapakita ng mga kalkulasyon na ang masa at radius ng gitnang rehiyon nito, kung saan nagaganap ang mga reaksyong nuklear, ay unti-unting bumababa, habang ang bituin ay dahan-dahang gumagalaw sa kanan sa diagram ng "spectrum - luminosity". Ang prosesong ito ay nangyayari nang mas mabilis sa medyo malalaking bituin. Kung iniisip natin ang isang pangkat ng sabay-sabay na nabuo na mga umuusbong na bituin, pagkatapos ay sa paglipas ng panahon ang pangunahing pagkakasunud-sunod sa diagram ng "spectrum - luminosity", na itinayo para sa pangkat na ito, ay, parang, yumuko sa kanan.

Ano ang mangyayari sa isang bituin kapag ang lahat (o halos lahat) ng hydrogen sa core nito ay "nasunog"? Dahil ang paglabas ng enerhiya sa mga gitnang rehiyon ng bituin ay huminto, ang temperatura at presyon doon ay hindi mapapanatili sa antas na kinakailangan upang kontrahin ang gravitational force na pumipilit sa bituin. Magsisimulang lumiit ang core ng bituin, at tataas ang temperatura nito. Ang isang napaka-siksik na mainit na rehiyon ay nabuo, na binubuo ng helium (kung saan ang hydrogen ay nakabukas) na may isang maliit na admixture ng mas mabibigat na elemento. Ang isang gas sa estadong ito ay tinatawag na "degenerate". Ito ay may isang bilang ng mga kagiliw-giliw na katangian, na hindi namin maaaring tumira dito. Sa siksik na mainit na rehiyon na ito, ang mga reaksyong nuklear ay hindi magaganap, ngunit magpapatuloy sila nang masinsinan sa paligid ng nucleus, sa isang medyo manipis na layer. Ipinapakita ng mga kalkulasyon na magsisimulang lumaki ang ningning ng bituin at ang laki nito. Ang bituin, tulad nito, ay "bumabukol" at nagsisimulang "bumaba" mula sa pangunahing pagkakasunud-sunod, lumilipat sa mga pulang higanteng rehiyon. Dagdag pa, lumalabas na ang mga higanteng bituin na may mas mababang nilalaman ng mabibigat na elemento ay magkakaroon ng mas mataas na ningning para sa parehong laki. Kapag ang isang bituin ay dumaan sa yugto ng isang pulang higante, ang bilis ng ebolusyon nito ay tumataas nang malaki.

Ang susunod na tanong ay kung ano ang mangyayari sa bituin kapag ang reaksyon ng helium-carbon sa gitnang mga rehiyon ay naubos na ang sarili nito, pati na rin ang reaksyon ng hydrogen sa manipis na layer na nakapalibot sa mainit na siksik na core? Anong yugto ng ebolusyon ang darating pagkatapos ng yugto ng pulang higante? Ang kabuuan ng data ng pagmamasid, pati na rin ang isang bilang ng mga teoretikal na pagsasaalang-alang, ay nagpapahiwatig na sa yugtong ito ng ebolusyon ng mga bituin, ang masa nito ay mas mababa sa 1.2 solar na masa, isang makabuluhang bahagi ng kanilang masa, na bumubuo sa kanilang panlabas na shell, "patak."

Ang bituin ay isang mainit na bola ng gas, pinainit ng enerhiyang nuklear at hawak ng mga puwersa ng gravitational. Ang pangunahing impormasyon tungkol sa mga bituin ay ibinibigay ng liwanag na kanilang ibinubuga at electromagnetic radiation sa ibang mga rehiyon ng spectrum. Ang mga pangunahing salik na tumutukoy sa mga katangian ng isang bituin ay ang masa nito, komposisyon ng kemikal, at edad. Dapat magbago ang mga bituin sa paglipas ng panahon habang nagpapalabas sila ng enerhiya sa kalawakan. Ang impormasyon tungkol sa stellar evolution ay maaaring makuha mula sa Hertzsprung-Russell diagram, na kung saan ay ang pagtitiwala sa ningning ng isang bituin sa temperatura ng ibabaw nito (Larawan 9).

Sa Hertzsprung-Russell diagram, ang mga bituin ay hindi pantay na ipinamamahagi. Humigit-kumulang 90% ng mga bituin ay puro sa isang makitid na banda na tumatawid sa diagram nang pahilis. Ang lane na ito ay tinatawag pangunahing pagkakasunod-sunod. Ang itaas na dulo nito ay matatagpuan sa rehiyon ng maliwanag na asul na mga bituin. Ang pagkakaiba sa populasyon ng mga bituin na matatagpuan sa pangunahing sequence at mga rehiyon na katabi ng pangunahing sequence ay ilang mga order ng magnitude. Ang dahilan ay na sa pangunahing pagkakasunud-sunod ay may mga bituin sa yugto ng nasusunog na hydrogen, na bumubuo sa karamihan ng buhay ng isang bituin. Ang araw ay nasa pangunahing sequence. Ang posisyon nito ay ipinapakita sa Fig. siyam.
Ang susunod na pinakamataong rehiyon pagkatapos ng pangunahing sequence ay mga white dwarf, red giants, at red supergiants. Ang mga pulang higante at supergiant ay halos mga bituin sa yugto ng nasusunog na helium at mas mabibigat na nuclei.
Ang liwanag ng isang bituin ay ang kabuuang enerhiya na ibinubuga ng isang bituin sa bawat yunit ng oras. Ang liwanag ng isang bituin ay maaaring kalkulahin mula sa enerhiya na umaabot sa Earth kung ang distansya sa bituin ay kilala.
Ito ay kilala mula sa thermodynamics na, sa pamamagitan ng pagsukat ng wavelength sa pinakamataas na radiation ng isang itim na katawan, maaaring matukoy ng isa ang temperatura nito. Ang isang itim na katawan na may temperaturang 3 K ay magkakaroon ng maximum na spectral distribution sa frequency na 3·10 11 Hz. Ang isang itim na katawan na may temperaturang 6000 K ay maglalabas ng berdeng ilaw. Ang temperatura 10 6 K ay tumutugma sa X-ray radiation. Ipinapakita ng talahanayan 2 ang mga pagitan ng wavelength na tumutugma sa iba't ibang kulay na naobserbahan sa optical range.

talahanayan 2

Kulay at wavelength

Ang temperatura sa ibabaw ng isang bituin ay kinakalkula mula sa spectral distribution ng radiation.
Ang pag-uuri ng spectral na uri ng mga bituin ay madaling maunawaan mula sa Talahanayan 3.
Ang bawat titik ay nagpapakilala sa mga bituin ng isang tiyak na klase. Ang mga bituin ng Class O ang pinakamainit, ang mga bituin ng klase N ang pinakamalamig. Sa isang O-class na bituin, pangunahin ang mga parang multo na linya ng ionized helium ay nakikita. Ang araw ay kabilang sa klase G, na kung saan ay nailalarawan sa pamamagitan ng mga linya ng ionized calcium.
Ipinapakita sa talahanayan 4 ang mga pangunahing katangian ng Araw. Ang mga limitasyon ng pagkakaiba-iba ng mga katangian ng mga bituin tulad ng masa (M), ningning (L), radius (R) at temperatura ng ibabaw (T) ay ibinibigay sa Talahanayan 5.

Talahanayan 3

Spectral na uri ng mga bituin

Pagtatalaga ng klase mga bituin	katangian na tampok parang multo na mga linya	Temperatura ibabaw, K
	Ionized helium
	neutral na helium
	Ionized calcium
	ionized calcium, mga neutral na metal
	Mga neutral na metal
	neutral na mga metal, mga banda ng pagsipsip mga molekula
	mga banda ng pagsipsip cyanide (CN) 2

kanin. 10. Relasyon ng mass-luminosity

Para sa pangunahing sequence na mga bituin na may kilalang masa, ang mass-luminosity dependence ay ipinapakita sa Fig. 10 at may anyo
L ~ M n , kung saan n = 1.6 para sa mababang-mass na mga bituin (M < M) at n = 5.4 para sa mga high-mass na bituin (M > M). Nangangahulugan ito na ang paglipat sa pangunahing pagkakasunud-sunod mula sa mga bituin na may mas mababang masa hanggang sa mga bituin na may mas mataas na masa ay humahantong sa pagtaas ng ningning.

Talahanayan 4

Ang mga pangunahing katangian ng Araw

Luminosity L	3.83 10 33 erg/s (2.4 10 39 MeV/s)
Radiation flux bawat yunit ibabaw	6.3 10 7 W / m 2
Average na density ng bagay
Densidad sa gitna
Temperatura sa ibabaw
temperatura sa gitna
Komposisyong kemikal: hydrogen helium carbon, nitrogen, oxygen, neon, atbp.	74% 23% 3%
Edad
Pagpapabilis ng grabidad sa ibabaw	2.7 10 4 cm/s 2
Schwarzschild radius - 2GM / c 2 (c - bilis ng liwanag)
Panahon ng pag-ikot kaugnay sa mga nakapirming bituin
Distansya sa gitna ng Galaxy
Bilis ng pag-ikot sa gitna mga kalawakan

Talahanayan 5

Mga limitasyon ng pagbabago sa mga katangian ng iba't ibang bituin

10-1M< M < 50 M

10-4 L< L < 10 6 L

10-2R< R < 10 3 R

2 10 3 K< T < 10 5 K

Ang mga kaukulang katangian ng Araw ay kinuha bilang ang yunit ng pagsukat M, R, L, T ay ang temperatura sa ibabaw.

Kaya, mas maliwanag din ang mas malalaking bituin.
Sa ibabang kaliwang bahagi ng diagram (Larawan 9) - ang pangalawang pinakamalaking grupo - mga puting dwarf. Sa kanang sulok sa itaas ng diagram, naka-grupo ang mga bituin na may mataas na ningning ngunit mababa ang temperatura sa ibabaw - mga pulang higante at supergiant. Ang ganitong uri ng bituin ay hindi gaanong karaniwan. Ang mga pangalang "higante" at "dwarf" ay nauugnay sa laki ng mga bituin. Ang mga white dwarf ay hindi sumusunod sa mass-luminosity relationship na katangian ng main-sequence star. Para sa parehong masa, mayroon silang mas mababang ningning kaysa sa mga pangunahing sequence na bituin.
Ang isang bituin ay maaaring nasa pangunahing sequence sa isang punto ng ebolusyon nito at maging isang higante o puting dwarf sa isa pa. Karamihan sa mga bituin ay nasa pangunahing sequence dahil ito ang pinakamahabang yugto ng ebolusyon ng isang bituin.
Ang isa sa mga mahahalagang punto sa pag-unawa sa ebolusyon ng Uniberso ay ang ideya ng mass distribution ng bumubuo ng mga bituin. Sa pamamagitan ng pag-aaral sa naobserbahang pamamahagi ng masa ng mga bituin at pagsasaalang-alang sa mga tagal ng buhay ng mga bituin ng iba't ibang masa, maaaring makuha ng isa ang mass distribution ng mga bituin sa sandali ng kapanganakan. Ito ay itinatag na ang posibilidad ng kapanganakan ng isang bituin ng isang naibigay na masa, napaka humigit-kumulang, ay inversely proporsyonal sa parisukat ng masa (Salpeter function).

Ang radiation ng mga bituin ay pinananatili pangunahin dahil sa dalawang uri ng thermonuclear reactions. Sa napakalaking bituin, ito ay mga reaksyon ng carbon-nitrogen cycle, at sa mababang-mass na mga bituin tulad ng Araw, ito ay mga reaksyon ng proton-proton. Sa una, ang carbon ay gumaganap ng papel ng isang katalista: hindi ito natupok mismo, ngunit nag-aambag sa pagbabagong-anyo ng iba pang mga elemento, bilang isang resulta kung saan ang 4 na hydrogen nuclei ay pinagsama sa isang helium nucleus.

Sa prinsipyo, maraming iba pang mga thermonuclear na reaksyon ang posible, ngunit ipinapakita ng mga kalkulasyon na sa mga temperatura na namamayani sa mga core ng mga bituin, ang mga reaksyon ng dalawang cycle na ito ang pinakamalakas na nagaganap at nagbibigay ng output ng enerhiya na eksaktong kinakailangan upang mapanatili ang naobserbahang stellar radiation. .

Tulad ng nakikita mo, ang isang bituin ay isang natural na setting para sa mga kinokontrol na thermonuclear na reaksyon. Kung ang parehong temperatura at presyon ng plasma ay nilikha sa terrestrial na laboratoryo, kung gayon ang parehong mga reaksyong nuklear ay magsisimula dito. Ngunit paano panatilihin ang plasma na ito sa loob ng laboratoryo? Pagkatapos ng lahat, wala kaming materyal na makatiis sa pagpindot ng isang sangkap na may temperatura na 10–20 milyong K nang hindi sumingaw. At hindi ito kailangan ng bituin: ang malakas na gravity nito ay matagumpay na lumalaban sa napakalaking presyon ng plasma.

Hangga't ang reaksyon ng proton-proton o carbon-nitrogen cycle ay nagpapatuloy sa bituin, ito ay nasa pangunahing sequence, kung saan ginugugol nito ang karamihan sa buhay nito. Nang maglaon, kapag ang isang helium core ay nabuo sa bituin at ang temperatura sa loob nito ay tumaas, ang isang "helium flash" ay nangyayari, i.e. nagsisimula ang mga reaksyon ng pag-convert ng helium sa mas mabibigat na elemento, na humahantong din sa pagpapalabas ng enerhiya.

Ang turbine ng isang nuclear power plant ay isang heat engine na tumutukoy sa pangkalahatang kahusayan ng planta alinsunod sa ikalawang batas ng thermodynamics. Sa modernong mga nuclear power plant, ang kahusayan ay humigit-kumulang pantay. Samakatuwid, upang makagawa ng 1000 MW ng elektrikal na kapangyarihan, ang thermal power ng reactor ay dapat umabot sa 3000 MW. Ang 2000 MW ay dapat madala ng tubig na nagpapalamig sa condenser. Ito ay humahantong sa lokal na sobrang pag-init ng mga natural na anyong tubig at ang kasunod na paglitaw ng mga problema sa kapaligiran.

Gayunpaman, ang pangunahing problema ay upang matiyak ang kumpletong kaligtasan ng radiation ng mga taong nagtatrabaho sa mga planta ng nuclear power at upang maiwasan ang hindi sinasadyang paglabas ng mga radioactive substance na naiipon sa malalaking dami sa reactor core. Maraming pansin ang binabayaran sa problemang ito sa pagbuo ng mga nuclear reactor. Gayunpaman, pagkatapos ng mga aksidente sa ilang nuclear power plant, lalo na sa nuclear power plant sa Pennsylvania (USA, 1979) at sa Chernobyl nuclear power plant (1986), ang problema sa kaligtasan ng nuclear energy ay naging partikular na talamak.

Ang modernong enerhiyang nuklear ay batay sa paghahati ng atomic nuclei sa dalawang mas magaan na may pagpapakawala ng enerhiya sa proporsyon sa pagkawala ng masa. Ang pinagmumulan ng enerhiya at mga produkto ng pagkabulok ay mga radioactive na elemento. Ang mga ito ay nauugnay sa mga pangunahing problema sa kapaligiran ng nuclear energy.

Mas maraming enerhiya ang inilabas sa proseso ng nuclear fusion, kung saan ang dalawang nuclei ay nagsasama sa isang mas mabigat, ngunit din sa pagkawala ng mass at paglabas ng enerhiya. Ang hydrogen ay ang panimulang elemento para sa synthesis, at ang helium ay ang panghuling elemento. Ang parehong mga elemento ay walang negatibong epekto sa kapaligiran at halos hindi mauubos.

Ang resulta ng nuclear fusion ay ang enerhiya ng araw. Ang prosesong ito ay ginawa ng tao sa panahon ng mga pagsabog ng hydrogen bomb. Ang gawain ay gawing kontrolado ang nuclear fusion at gamitin ang enerhiya nito nang may layunin. Ang pangunahing kahirapan ay nakasalalay sa katotohanan na ang nuclear fusion ay posible sa napakataas na presyon at temperatura na humigit-kumulang 100 milyong °C. Walang mga materyales kung saan posible na gumawa ng mga reaktor para sa pagpapatupad ng mga reaksyon ng ultra-high-temperature (thermonuclear). Ang anumang materyal ay natutunaw at sumingaw.

Tinahak ng mga siyentipiko ang landas ng paghahanap para sa posibilidad na magsagawa ng mga reaksyon sa isang kapaligiran na walang kakayahang mag-evaporate. Sa kasalukuyan ay may dalawang paraan para gawin ito. Ang isa sa mga ito ay batay sa pagpapanatili ng hydrogen sa isang malakas na magnetic field.

Sa kabila ng ilang positibong resulta sa pagpapatupad ng kinokontrol na pagsasanib ng nukleyar, may mga opinyon na sa malapit na hinaharap ay malamang na hindi ito magagamit upang malutas ang mga problema sa enerhiya. Ito ay dahil sa hindi nalutas na kalikasan ng maraming mga isyu at ang pangangailangan para sa napakalaking paggasta para sa karagdagang pang-eksperimentong, at higit pang pang-industriya, mga pag-unlad.



Diagram "spectrum - ningning"

Tulad ng Araw, ang mga bituin ay nag-iilaw sa Earth, ngunit dahil sa malaking distansya sa kanila, ang pag-iilaw na nilikha nila sa Earth ay maraming mga order ng magnitude na mas mababa kaysa sa solar. Para sa kadahilanang ito, lumitaw ang mga teknikal na problema kapag sinusukat ang pag-iilaw mula sa mga bituin. Ang mga astronomo ay gumagawa ng mga higanteng teleskopyo upang kunin ang mahinang sinag ng mga bituin. Kung mas malaki ang diameter ng lens ng teleskopyo, ang malabong mga bituin ay maaaring tuklasin kasama nito. Ipinakita ng mga sukat na, halimbawa, ang Polar Star ay lumilikha ng pag-iilaw sa ibabaw ng Earth E = 3.8 10 -9 W / m 2, na 370 bilyong beses na mas mababa kaysa sa pag-iilaw na nilikha ng Araw. Ang distansya sa North Star ay 200 pc, o mga 650 ly. taon (r = b 10 18 m). Samakatuwid, ang ningning ng Polar Star 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 Tulad ng nakikita mo sa kabila ng maliit na nakikita ang ningning ng bituin na ito, ang ningning nito ay 4600 beses na mas malaki kaysa sa araw.

Ang mga sukat ay nagpakita na sa mga bituin ay may mga bituin na daan-daang libong beses na mas malakas kaysa sa Araw, at mga bituin na may ningning na libu-libong beses na mas maliit kaysa sa mga bituin sa Araw.

Ang mga sukat ng mga temperatura sa ibabaw ng bituin ay nagpakita na ang temperatura sa ibabaw ng isang bituin ay tumutukoy sa nakikitang kulay nito at ang pagkakaroon ng mga spectral na linya ng pagsipsip ng ilang mga elemento ng kemikal sa spectrum nito. Kaya, ang Sirius ay kumikinang sa puti at ang temperatura nito ay halos 10,000 K. Ang bituin na Betelgeuse (α Orion) ay may pulang kulay at ang temperatura sa ibabaw ay humigit-kumulang 3500 K. Ang dilaw na araw ay may temperatura na 6000 K. Ayon sa temperatura, ayon sa kulay at ayon sa uri ng spectrum, ang lahat ng mga bituin ay pinaghiwa-hiwalay sa mga klase ng parang multo, na tinutukoy ng mga letrang O, B, A, F, G, K, M. Ang spectral na pag-uuri ng mga bituin ay ibinibigay sa talahanayan sa ibaba.

May isa pang kawili-wiling koneksyon sa pagitan ng spectral na klase ng isang bituin at ng ningning nito, na kinakatawan bilang isang diagram na "spectrum - ningning (sa mga liwanag ng Araw)" (tinatawag din itong Hertzsprung-Russell diagram bilang parangal sa dalawang astronomo - sina E. Hertzsprung at G. Ressel, na nagtayo nito). Apat na grupo ng mga bituin ang malinaw na nakikilala sa diagram.

Pangunahing pagkakasunod-sunod

Ang mga parameter ng karamihan sa mga bituin ay nahuhulog dito. Ang ating Araw ay isa sa mga pangunahing sequence na bituin. Ang mga densidad ng pangunahing sequence na mga bituin ay maihahambing sa solar density.

pulang higante

Pangunahing kasama sa pangkat na ito ang mga pulang bituin na may radii na sampung beses na mas malaki kaysa sa solar, halimbawa, ang bituin na Arcturus (α Bootes), na ang radius ay 25 beses na mas malaki kaysa sa solar, at ang ningning ay 140 beses na mas malaki.

mga supergiants

Ang mga ito ay mga bituin na may ningning ng sampu at daan-daang libong beses na mas malaki kaysa sa solar. Ang radii ng mga bituin na ito ay daan-daang beses na mas malaki kaysa sa radius ng Araw. Kasama sa mga pulang supergiant ang Betelgeuse (at Orion). Sa mass na humigit-kumulang 15 beses na mas malaki kaysa sa araw, ang radius nito ay lumampas sa araw ng halos 1000 beses. Ang average na density ng bituin na ito ay 2 10 -11 kg / m3 lamang, na higit sa 1,000,000 beses na mas mababa kaysa sa density ng hangin.

mga puting duwende

Ito ay isang pangkat ng karamihan sa mga puting bituin na may liwanag na daan-daang at libu-libong beses na mas maliit kaysa sa araw. Matatagpuan ang mga ito sa kaliwang ibaba ng diagram. Ang mga bituin na ito ay may radii na halos isang daang beses na mas maliit kaysa sa araw at maihahambing ang laki sa mga planeta. Ang isang halimbawa ng puting dwarf ay ang bituin na Sirius B, isang satellite ng Sirius. Sa isang mass na halos katumbas ng sa araw at isang sukat na 2.5 beses na mas malaki kaysa sa laki ng Earth, ang bituin na ito ay may napakalaking average na density - ρ = 3 10 8 kg/m 3 .

Upang maunawaan kung paano ipinaliwanag ang mga naobserbahang pagkakaiba sa pagitan ng mga bituin ng iba't ibang grupo, alalahanin natin ang kaugnayan sa pagitan ng ningning, temperatura, at radius ng isang bituin, na ginamit natin upang matukoy ang temperatura ng Araw.

Ihambing natin ang dalawang bituin ng spectral type K, ang isa ay ang pangunahing sequence (MS), ang isa ay isang pulang higante (KG). Mayroon silang parehong temperatura - T \u003d 4500 K, at ang mga ningning ay naiiba ng isang libong beses:

ibig sabihin, ang mga pulang higante ay sampu-sampung beses na mas malaki kaysa sa mga pangunahing sequence na bituin.

Masa ng mga bituin ito ay posible na sukatin lamang para sa mga bituin na bahagi ng mga binary system. At sila ay tinutukoy ng mga parameter ng mga orbit ng mga bituin at ang panahon ng kanilang rebolusyon sa bawat isa gamit ang ikatlong pangkalahatang batas ng Kepler. Ito ay lumabas na ang masa ng lahat ng mga bituin ay nasa loob

0.05M ≤ M ≤ 100M

Para sa mga pangunahing sequence na bituin, may kaugnayan sa pagitan ng masa ng isang bituin at ng ningning nito: kung mas malaki ang masa ng isang bituin, mas malaki ang ningning nito.

Kaya, ang isang bituin ng spectral class B ay may masa na humigit-kumulang M ≈ 20 M at ang ningning nito ay halos 100,000 beses na mas malaki kaysa sa araw.

Pinagmumulan ng enerhiya ng araw at mga bituin

Ayon sa modernong konsepto, ang pinagmumulan ng enerhiya na sumusuporta sa radiation ng Araw at mga bituin ay nuclear energy, na inilabas sa panahon ng thermonuclear reactions ng pagbuo (fusion) ng nuclei ng helium atoms mula sa nuclei ng hydrogen atoms. Sa panahon ng reaksyon ng pagsasanib, ang nucleus ng helium atom ay nabuo mula sa apat na nuclei ng hydrogen atoms (apat na proton), habang ang enerhiya ΔE \u003d 4.8 10 -12 J ay inilabas, na tinatawag na nagbubuklod na enerhiya, dalawang elementarya na particle ng neutrino at dalawang positron (4Н He + 2е + + 2ν + ΔЕ).

Para maganap ang mga reaksyong nukleyar, kinakailangan ang temperaturang higit sa ilang milyong kelvin, kung saan ang mga proton na may parehong mga singil na nakikilahok sa reaksyon ay maaaring makatanggap ng sapat na enerhiya para sa magkaparehong paglapit, pagtagumpayan ang mga puwersang elektrikal ng pagtanggi at pagsasama sa isang bagong nucleus. Bilang resulta ng mga reaksyon ng thermonuclear fusion mula sa hydrogen na may mass na 1 kg, ang helium ay nabuo na may mass na 0.99 kg, isang mass defect Δm = 0.01 kg, at ang enerhiya ay inilabas q = Δmc 2 = 9 10 14 J.

Ngayon ay maaari nating tantiyahin kung gaano katagal ang mga reserbang hydrogen ng Araw upang mapanatili ang naobserbahang glow ng Araw, ibig sabihin, ang buhay ng Araw. Ang stock ng nuclear energy E \u003d M q \u003d 2 10 30 9 10 14 \u003d 1.8 10 45 J. Kung hahatiin natin ang stock na ito ng nuclear energy sa ningning ng Sun L, pagkatapos ay makukuha natin ang buhay ng Araw:

Kung isasaalang-alang natin na ang Araw ay binubuo ng hindi bababa sa 70% ng hydrogen at ang mga reaksyong nuklear ay nangyayari lamang sa gitna, sa solar core, na ang masa ay humigit-kumulang 0.1 M at kung saan ang temperatura ay sapat na mataas para mangyari ang mga thermonuclear na reaksyon, kung gayon ang buhay ng ang Araw at mga bituin, katulad ng Araw ay magiging t ≈ 10 10 taon

Ang mga bituin 1 ay mga bola ng mainit, karamihan ay naka-ionize na gas. Ang ionization ng stellar matter ay bunga ng mataas na temperatura nito (mula sa ilang libo hanggang ilang sampu-sampung libong digri).

Bilang isang resulta ng isang pag-aaral ng kemikal na komposisyon ng Araw at iba pang mga bituin, natagpuan na naglalaman sila ng halos lahat ng mga elemento ng kemikal na naroroon sa Earth at ipinakita sa talahanayan ng D. I. Mendeleev. Napag-alaman din na sa karamihan ng mga kaso, 70% ng masa ng bituin ay hydrogen, 28% - helium at 2% - mas mabibigat na elemento.

Alam mo na na kung mas malaki ang masa ng isang bituin, mas malakas ang gravitational field na nalilikha nito. Dahil sa pagkilos ng mga puwersa ng gravitational na pumipilit sa stellar matter, ang temperatura, density, at presyon nito ay tumaas nang malaki mula sa mga panlabas na layer hanggang sa gitna.

Kaya, halimbawa, ang temperatura ng mga panlabas na layer ng Araw ay humigit-kumulang 6 10 3 ° C, at sa gitna - mga 14-15 milyong ° C, ang density ng bagay sa gitna ng Araw ay humigit-kumulang 150 g / cm 3 (19 beses na higit pa kaysa sa bakal), at ang presyon mula sa gitnang mga layer hanggang sa gitna ay tumataas mula 7 10 8 hanggang 3.4 10 11 atm. Sa ganitong mga temperatura at pressure, maaaring mangyari ang mga thermonuclear reaction sa core, na siyang pinagmumulan ng enerhiya para sa mga bituin.

Ang kapangyarihan ng radiation ng isang bituin (tinatawag ding ningning at tinutukoy ng letrang L) ay proporsyonal sa ikaapat na kapangyarihan ng masa nito:

Ang mga reaksyon ng thermonuclear na nagaganap sa mga interior ng mga bituin ay isa sa mga proseso na makabuluhang nakikilala ang mga bituin mula sa mga planeta, dahil ang panloob na pinagmumulan ng pag-init ng planeta ay radioactive decay. Ang pagkakaibang ito ay dahil sa ang katunayan na ang masa ng anumang bituin ay malinaw na mas malaki kaysa sa masa ng kahit na ang pinakamalaking planeta. Ito ay maaaring ilarawan sa pamamagitan ng halimbawa ng Jupiter. Sa kabila ng katotohanan na sa maraming aspeto ito ay halos kapareho sa isang bituin, ang masa nito ay naging hindi sapat para sa mga kondisyon na kinakailangan para sa paglitaw ng mga thermonuclear na reaksyon na mangyari sa kalaliman nito.

Bilang resulta ng mga reaksiyong thermonuclear, ang malaking enerhiya ay inilabas sa bituka ng Araw, na nagpapanatili ng ningning nito. Isaalang-alang natin kung paano lumalabas ang enerhiyang ito sa ibabaw ng Araw.

Sa zone ng paglipat ng nagliliwanag na enerhiya (Larawan 188), ang init na inilabas sa core ay kumakalat mula sa gitna hanggang sa ibabaw ng Araw sa pamamagitan ng radiation, i.e. sa pamamagitan ng pagsipsip at paglabas ng mga bahagi ng liwanag sa pamamagitan ng bagay - quanta. Dahil ang quanta ay ibinubuga ng mga atomo sa anumang direksyon, ang kanilang landas patungo sa ibabaw ay tumatagal ng libu-libong taon.

kanin. 188. Istraktura ng Araw

Sa convection zone, ang enerhiya ay inililipat sa ibabaw sa pamamagitan ng pagtaas ng mainit na daloy ng gas. Ang pagkakaroon ng maabot ang ibabaw, ang gas, radiating enerhiya, cools, condenses at lababo sa base ng zone. Sa convective zone, ang gas ay opaque. Samakatuwid, makikita mo lamang ang mga layer na nasa itaas nito: ang photosphere, chromosphere at corona (hindi ipinahiwatig sa figure). Ang tatlong layer na ito ay nabibilang sa solar atmosphere.

Ang photosphere ("sphere of light") sa mga litrato ay mukhang isang koleksyon ng mga maliliwanag na spot - mga butil (Larawan 189), na pinaghihiwalay ng manipis na madilim na mga linya. Ang mga maliliwanag na spot ay mga daloy ng mainit na gas na lumulutang sa ibabaw ng convective zone.

kanin. 189. Mga butil at isang lugar sa solar photosphere

Ang chromosphere ("sphere of color") ay pinangalanan dahil sa mapula-pulang kulay nito. Isa sa mga pinaka-kagiliw-giliw na phenomena na maaaring obserbahan sa chromosphere ay prominences 2 . Ang haba ng chromosphere ay umabot sa 10-15 libong km.

Ang pinakalabas na bahagi ng atmospera ng Araw ay ang korona. Ito ay umaabot sa milyun-milyong kilometro (iyon ay, para sa isang distansya ng pagkakasunud-sunod ng ilang solar radii), sa kabila ng katotohanan na ang puwersa ng grabidad sa Araw ay napakalakas. Ang malaking haba ng korona ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng katotohanan na ang mga paggalaw ng mga atomo at mga electron sa korona, na pinainit sa temperatura na 1-2 milyong ° C, ay nangyayari sa napakabilis na bilis. Ang solar corona ay malinaw na nakikita sa panahon ng solar eclipse (Fig. 190). Ang hugis at ningning ng corona ay nagbabago alinsunod sa cycle ng solar activity, ibig sabihin, na may dalas na 11 taon.

kanin. 190. Solar corona (sa panahon ng kabuuang solar eclipse noong 1999)

Ang magnetic field induction sa Araw ay 2 beses lamang na mas malaki kaysa sa ibabaw ng Earth. Ngunit paminsan-minsan, ang mga puro magnetic field ay lumitaw sa isang maliit na rehiyon ng solar na kapaligiran, ilang libong beses na mas malakas kaysa sa Earth. Pinipigilan nila ang pagtaas ng mainit na plasma, bilang isang resulta kung saan, sa halip na mga light granules, isang madilim na lugar ang nabuo - isang sunspot (tingnan ang Fig. 189). Kapag lumilitaw ang malalaking grupo ng mga spot, ang kapangyarihan ng nakikita, ultraviolet at X-ray radiation ay tumataas nang husto, na maaaring makaapekto sa kapakanan ng mga tao.

Ang paggalaw ng mga spot sa solar disk ay bunga ng pag-ikot nito, na nangyayari sa isang panahon na katumbas ng 25.4 araw na may kaugnayan sa mga bituin.

Ang huling yugto ng proseso ng stellar evolution ay may kasamang ilang yugto. Kapag ang lahat ng hydrogen sa gitna ng bituin ay nagiging helium, ang istraktura ng bituin ay nagsisimulang kapansin-pansing magbago. Tumataas ang ningning nito, bumababa ang temperatura sa ibabaw, lumalawak ang mga panlabas na layer at ang mga panloob na layer ay nagkontrata. Ang bituin ay nagiging isang pulang higante, ibig sabihin, isang malaking bituin na may mataas na ningning at napakababang density. Isang siksik at mainit na helium core ang bumubuo sa gitna. Kapag ang temperatura sa loob nito ay umabot sa 100 milyong ° C, ang reaksyon ng pag-convert ng helium sa carbon ay nagsisimula, na sinamahan ng pagpapalabas ng isang malaking halaga ng enerhiya.

Sa susunod na yugto, ang mga bituin tulad ng Araw ay nagbuhos ng ilan sa kanilang mga bagay, lumiliit sa laki ng mga planeta, nagiging maliliit, napakasiksik na mga bituin - mga puting dwarf, at dahan-dahang lumalamig.

Mga tanong

1. Sa isang temperatura sa core ng pagkakasunud-sunod ng 14-15 milyong ° C at mga presyon mula 7 10 8 hanggang 3.4 10 11 atm, ang bituin ay kailangang maging isang lumalawak na ulap ng gas. Ngunit hindi iyon nangyayari. Anong mga puwersa sa tingin mo ang sumasalungat sa pagpapalawak ng bituin?
2. Ano ang pinagmumulan ng enerhiya na ibinubuga ng bituin?
3. Anong pisikal na proseso ang pinagmumulan ng panloob na pag-init ng planeta?
4. Ano ang nagiging sanhi ng pagbuo ng mga sunspot?
5. Ano ang mga layer ng solar atmosphere?
6. Sabihin sa amin ang tungkol sa mga pangunahing yugto ng ebolusyon ng Araw.

2 Napakalaki ng mga prominenteng, hanggang daan-daang libong kilometro ang haba, mga plasma formation sa solar corona, na may mas mataas na density at mas mababang temperatura kaysa sa coronal plasma na nakapalibot sa kanila.