Реферат Курсовая Конспект
Совокупностьтермоядерных реакций - раздел Образование, 10.протон-Протонный Цикл ...
|
10.Протон-протонный цикл
— совокупностьтермоядерных реакций, в ходе которыхводород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звездной последовательности, основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл доминирует в звёздах с массой порядка массы Солнца или меньше. Цикл принято делить на три основных цепочки: ppI, ppII, ppIII. Существенный вклад в энерговыделение вносят только первые две. Оставшиеся превращения существенны только при точном подсчёте количества высокоэнергичных нейтрино.
[править]Продукты протон-протонного цикла
Конечным продуктом цепочки ppI, доминирующей при температурах от 10 до 14 миллионов градусов, является ядро атома гелия, возникшее в результате слияния четырех протонов с выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Цикл включает в себя три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро 3He; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождаются два протона.
§ p + p → ²D + e+ + νe + 0,4 МэВ
§ ²D + p → 3He + γ + 5,49 МэВ.
§ 3He + 3He → 4He + 2p + 12,85 МэВ.
Другие две цепочки (ppII и ppIII) вносят вклад в цикл при более высоких температурах, чем ppI. На Солнце около 85 % слияний водорода в гелий-4 происходят через ppI.
Время, через которое Солнце израсходует своё «топливо» и термоядерная реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет.
Вуглецево-азотний цикл (також цикл Бете-Вейцзекера або CNO-цикл) — ланцюжоктермоядерних реакцій, внаслідок яких водень перетворюється на гелій та виділяєтьсяенергія[1][2][3]. Запропонований 1938 року Гансом Бете [4] (та незалежно від нього —Карлом Вейцзекером[5]) як джерело енергії звичайних зір із температурою в центральній частині близько 20 млн K.
Розгалужений процес, що складається з чотирьох основних гілок. Головну роль у виділенні енергії відіграє найвідоміша перша гілка[2]. Вона складається з таких реакцій:
§ 12C + 1H → 13N + γ + 1,95 МеВ (1,3·107 років)
§ 13N → 13C + e+ + νe + 1,37 МеВ (7 хвилин)
§ 13C + 1H → 14N + γ + 7,54 МеВ (2,7·106 років)
§ 14N + 1H → 15O + γ + 7,29 МеВ (3,2·108 років)
§ 15O → 15N + e+ + νe + 2,76 МеВ (82 секунди)
§ 15N + 1H → 12C + 4He + 4,96 МеВ (1,12·105 років)
Кількість ядер вуглецю і азоту у реакціях циклу не змінюється, вони є лишекаталізаторами у перетворенні чотирьох протонів на α-частинку і випромінювання γ-квантів.
Ланцюжок кожної гілки реакцій вуглецево-азотного циклу містить дві реакції бета-розпаду, швидкість яких від зовнішніх умов не залежить. У надрах зір головної послідовності ці реакції є найшвидшими, тому швидкість енерговиділення визначається швидкістю реакцій за участю протонів. На відміну від реакцій водневого циклу швидкість цих реакцій набагато сильніше залежить від температури у ядрі. Тому реакції вуглецево-азотного циклу є переважним джерелом енергії для зір, температура у ядрі яких перевищує 15 млн K. Це зорі з масою більше 1,2М☉[2].
Під час спалахів наднових реакції вуглецево-азотного циклу відбуваються за температур близько 80 млн K і бета-розпад стає навпаки, найповільнішою ланкою циклу. Нестійкі ядра не встигають розпадатися і беруть участь у нових ядерних реакціях за участю протонів та альфа-частинок. У цьому випадку кількість гілок циклу дуже збільшується і він набуває заплутаного характеру. Такий вуглецево-азотний цикл називають гарячим[2].
28. Галактики, що є джерелами радіовипромінювання, називаються радіогалактиками. В них відбуваються бурхливі процеси, які супроводжуються викидами речовини. На більших віддалях (до 12 млрд. світлових років) спостерігаються зореподібні радіоджерела – квазари. Потужністю випромінювання вони перевершують найбільші за розміром Галактики. За хімічним складом квазари дуже близькі до газових туманностей. В них значний надлишок ультрафіолетового та інфрачервоного випромінювання порівняно зі звичайними зорями.
32.походження всесвыту.Великий вибух
Великий Вибух та поступове розширення простору
Вели́кий ви́бух (англ. Big Bang Theory) — фізико-космологічна теорія, згідно з якоюВсесвіт виник із надзвичайно щільного та гарячого стану приблизно 13,7 мільярдів років тому. Вона ґрунтується на екстраполяції в минуле факту розбігання небесних тіл зазаконом Хаббла та на моделі Всесвіту, запропонованій Олексанром Фрідманом.
Система з двох гравітаційно пов'язаних зір, які звертаються навколо спільногоцентру мас по екліптичних орбітах. Інколи трапляються системи із трьох і більше зірок; у тому загальному разі система називається кратною зіркою.
Кратна зоря - три або більше зорі, що мають із Землі вигляд близьких одна до одної. Ця близькість може бути лише видимістю, тоді як у просторі зорі розташовані далеко одна від одної — у цьому разі зірка називається оптично кратною. Якщо ж зорі знаходяться на близькій відстані одна від одної й пов'язані гравітацією — система зір називається фізично кратною. Фізично кратні зорі — це різновид кратної зоряної системи.
Якщо зорі — компоненти фізично кратної системи — можна розділити (тобто побачити в телескоп окремо), таку систему називаютьвізуально кратною. Якщо ж кратність зірки може бути оцінена лише за допомогою спектральних (доплерівських) чи фотометричних(зі зміни блиску) спостережень, вона називається спектрально кратною чи затемнювано кратною системою.
Більшість фізично кратних зір — потрійні (зазвичай, це пара близько розташованих зір, й одна зоря досить віддалена від центру масцієї пари). Системи з більшою кількістю компонентів загалом є гравітаційно нестабільними і розпадаються, з часом викидаючи одну (або кілька) із зір далеко за межі системи. Разом з тим можна спостерігати кратні системи з більшою кількістю компонентів, що свідчить про їх молодість. Візуально-подвійні зорі
Подвійні зорі, які можна побачити окремо, називають видимими подвійними чи візуально-подвійними. Для цих зірок вдається визначити зміну з часом позиційного кута й оцінити період обертання. Такою зіркою є Сіріус, що складається з компонентів A і B, що легко розрізняються в звичайний телескоп.
Компоненти більшості подвійних систем занадто близькі одна до одної або ж занадто віддалені від Сонячної системи, через що їх неможливо розрізнити навіть за допомогою найпотужніших телескопів. В цьому випадку їхню подвійність можливо виявити за деякими іншими ознаками:
Ред.]Спектрально-подвійні зорі
Спостерігаються завдяки періодичним зсувам спектральних ліній.
Якщо подвійна зірка має достатньо значний власний рух, то можна спостерігати періодичні відхилення траєкторії руху головного компоненту на небесній сфері від прямої лінії.
Ред.]Оптично подвійні зорі
Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між собою зірки випадково проектуються на дуже близькі одна до одної точки небесної сфери. Такі зірки називаються оптично подвійними — на противагу «істинним», фізично подвійним. Класичним прикладом таких зірок є Міцар і Алькор у сузір'ї(Великої Медведиці).
Ред.]Чумацький Шлях, як небесне явище
Чумацький Шлях при спогляданні на небі ми бачимо як неяскраву дифузну білу смугу, що проходить приблизно по великому колу небесної сфери. У північній півкулі наша Галактика перетинає сузір'я Орла, Стріли, Лисички, Лебедя,Цефея, Кассіопеї, Персея, Візничого, Тельця та Близнюків; у південному — Єдинорога, Корми, Вітрил, Південного Хреста,Циркуля, Південного Трикутника, Скорпіона та Стрільця. У Стрільці знаходиться галактичний центр.
Ред.]Структура
Станом на 2006 рік, маса Чумацького Шляху за оцінками вчених складає близько 5,8×1011 M☉[7] і налічує від 200 до 400 мільярдів зірок (якщо зірки малої маси домінують [8]). Тільки 0,01%[Джерело?] всіх зірок Галактики перераховано і занесено в каталоги.
Ред.]Супутники Галактики
Наша Галактика, як гігантська зоряна система логічно, що повинна мати й супутники. Серед них найбільш відомі це карликові галактики, зоряні потоки та кулясті скупчення:
§ Велика Магелланова Хмара
§ Мала Магелланова Хмара
§ Карликова галактика Великий Пес
§ Потік Стрільця
§ Потік Хелмі[22]
§ кулясте скупчення NGC 5466
Рис.11-1. Общая структура Галактики в разрезе
Общая структура Галактики в разрезе схематически показана на рис. 11-1. Следует помнить, что ни один из компонентов Галактики не имеет резких границ, так что граничные линии, отмечающие те или иные подсистемы, следует рассматривать как линии равной плотности, проведенные там, где плотность звёзд данного структурного элемента Галактики мала по сравнению со средней плотностью по всему его объему. Звёздный диск заканчивается на периферии Галактики раньше, чем газовый (имеет меньший диаметр), при этом толщина газового диска увеличивается к периферии Галактики из-за уменьшения составляющей силы тяготения в направлении оси z. Самой большой подсистемой оказывается аккрецированное гало, которое простирается почти до 100 кпк».
[Примечание Федора Дергачева:
Итак, в спиральных галактиках налицо две подсистемы, диск (население I типа) и гало (население II типа), которые пронизывают (пересекают) друг друга. В то же время объекты этих подсистем вращаются вокруг центра галактики с принципиально разными скоростями.
Поэтому, хотя это и не принято, для спиральных галактик нужно приводить не одну, а две кривые вращения - отдельно для каждой из подсистем (в настоящее время вращение диска и гало суммируется в одной кривой). Причем уже ясно, что аномальной (для объяснения которой привлекаются гипотеза о темной материи или «MoND» - модифицированная ньютоновская динамика) является именно кривая вращения плоской подсистемы. А сферическая подсистема, судя по всему, вращается медленно, в полном соответствии с механикой Ньютона, как будто рядом и нет «темной материи» или «галактического магнитного поля» или действует«MoND».]
Визначання відстані
Внаслідок річного руху Землі по орбіті близькі зорі дещо зміщуються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, що далі зоря. В кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π), називається річним або тригонометричним паралаксом зорі і використовується для вимірювання відстані до неї, на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутамитрикутника, в якому відомий кут π та базис — піввісь земної орбіти. Відстань до зір, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює: r = 206265/π (а.о.), (1)де π — паралакс, виражений в кутових секундах.
В астрономії використовують спеціальну одиницю виміру відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Згідно з формулою (1), 1 пк = 206265 а.о. = 3*1016м.
Поряд з парсеком використовується ще одна спеціальна одиниця виміру відстані — світловий рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, і рівний 0,307 пк, або 9,46*1015м. Найближча до Сонячної Системи зоря — червоний карлик 12-ї зоряної величини — Проксима Центавра, має паралакс 0,762", тобто відстань до неї становить 1,3 пк (або 4,3 св.роки).
Гравітаційне червоне зміщення - явище зсуву частоти випромінюваного світла у червоний спектр по мірі його віддалення джерела випромінювання від масивних тіл. Гравітаційне червоне зміщення описується в рамках загальної теорії відносності та є одним із головних ефектів даної теорії.
Кваза́р (англ. quasar) — особо мощное и далёкое активное ядро галактики. Квазары являются одними из самых ярких объектов во Вселенной — их мощность излучения иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша. Следы родительских галактик вокруг квазаров (причём, далеко не всех) были обнаружены лишь позднее. В первую очередь квазары были опознаны как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд (напротив, протяжённые источники больше соответствуют галактикам)[1]..
– Конец работы –
Используемые теги: Совокупностьтермоядерных, реакций0.05
Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ: Совокупностьтермоядерных реакций
Если этот материал оказался полезным для Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:
Твитнуть |
Новости и инфо для студентов