Герцшпрунг – Рассел диаграммасы

XX ғасыр басында Дат астрономы Герцшпрунг және одан кейінірек американ астрофизигі Рассел жұлдыздардың спектрі мен жарықтылығы арасындағы байланысты анықтады. Бұл тәуелділік график ретінде келтірілді. Бір оське спектрлік класс, ал екіншісіне абсолют жұлдыздық шама сызылады. Бұл график спектр-жарықтылық немесе Герцшпрунг-Рассел диаграммасы деп аталады Абсолют жұлдыздық шама орнына жарықтылықты (әдетте log шкалада), ал спектрлік кластар орнына – түстердің көрсеткіші - әсерлі (эффективті) температураның өзін келтіруге болады.

Әрбір жұлдыздың орны оның физикалық табиғаты және даму кезеңімен анықталады. Герцшпрунг-Рассел диаграмасында жұлдыздар жүйесінің бүкіл тарихы келтіріледі. Бұл диаграмма физикалық қасиеттері ортақ жұлдыздар тобын және олардың кейбір физикалық сипаттамалары арасындағы тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. (мысалы: химиялық құрамы, эволюциясы,...т.с.с.).

Диаграмманың жоғарғы бөлігі жарықтылығы жоғары жұлдыздарға сәйкес келеді, ал төменгі бөлігін жарықтылығы төмен жұлдыздар қамтыған. Диаграмманың сол жағында ертеректегі ыстық жұлдыздар орналасқан, ал оң жағында кейінгі спектрлік кластағы суық жұлдыздар орналасқан.

Диаграмманың жоғарғы жағында жарықтылығы жоғары (алыптар және аса алыптар) орналасқан. Диаграмманың төменгі бөлігіндегі жұлдыздардың жарықтылығы төмен топтары орналасқан және олар ергежейлілер деп аталады. Жоғарғы бөліктегі жұлдыздар жиі орналасқан және солдан оңға қарай бағытталған диагональ – бас тізбек деп аталады. Бұл тізбектің маңайында ыстық (жоғарғы жағы) және суық (төменгі бөлігі) жұлдыздар орналасқан.

Жалпы алғанда, Герцшпрунг-Рассел диаграммасындағы жұлдыздар белгілі ретпен орналасқан, ал бұл жарықтық пен температура арасында қандай да бір тәуелділік бар деген сөз. Бірақ диаграмманы мұқият қарасақ, онда басқа да қосымша тізбектер бар екенін көруге болады. Бұл тізбектер белгілі бір жұлдыздар топтарының жарықтылығымен температурасы арасында жекелеген тәуелділіктер бар екенін білдіреді.

Қарастырылған тізбектер жарықтық кластары деп аталады және олар спектрлік кластардан кейін қойылатын Ι ÷ ΙΙ дейінгі рим сандары арқылы белгілейді. Сонда, жұлдыздардың толық классификациясы 2 параметрге тәуелді болады, біріншісі - спектрді, екіншісі – жарықтылықты сипаттайды. Мысалы, Күн бас тізбекте жатыр, ол V жарықтылық класына жатады және оның спектрінің белгіленуі - G2V. Қазіргі кезде қабылданған осы классификация МК (Морган, Кинан) классификациясы деп аталады.

Сурет 3.12 Спектр-жарықтылық диаграммасы

Жарықтылық кластары 3.13 – суретте көрсетілген.

Ι жарықтылық класы – аса алыптар (сверх гиганты) - бұл жұлдыздар спектр - жарықтылық диаграммасының жоғарғы бөлігінде орналасқан және бірнеше тізбектерге бөлінеді.

ΙΙ жарықтылық класы – жарық алыптар;

ΙΙΙ – алыптар;

ΙV – субалыптар. Соңғы үш класс жұлдыздары диаграммада аса алыптар мен бас тізбек аралығындағы облыста орналасқан;

V – бас тізбектің жұлдыздары;

VΙ – жарық субалыптар - олар бас тізбектен бір жұлдыздық шамаға төмен өтетін тізбекті құрайды;

VΙΙ – ақ ергежейлілер - олардың жарықтылығы төмен және диаграмманың төменгі бөлігінде орналасқан.

Жұлдыздардың берілген класқа жату–жатпауы спектрлік классификацияның арнайы қосымша белгілері арқылы анықталады. Мысалы, аса алыптардың спектрлік сызықтары әдетте жіңішке әрі терең болып келеді, ал ақ ергежейлілерде бұған керісінше болып келеді. Өздерінің спектрлері бойынша ақ ергежейлілердің айырмашылығы, олардың кейбір металдарының спектрлік сызықтары алыптарға қарағанда әлсіз.

Сурет 3.13 Жарықтылық кластары

Спектрлерлік классификациясының жоғарыда аталған қосымша белгі-шарттары (критерийлері) жарықтылық класын анықтауға және абсолют жұлдыздық шаманы спектроскоптық әдіспен анықтауға негіз болып табылады.

18.Азғындалған газ жоқ.

19. Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері. гидростатика теңдеуін талқылаңыз.

Гидростатика – гидромеханиканың сұйықтықтардың тепе-теңдігін және қимылсыз тұрған сұйыққа батырылған дененің әсер етуін зерттейтін бір бөлімі. Гидростатиканың бұл теңдеуін шешкен кезде — М.Эйлер теңдеуі пайдаланылады.

Теңдеуі

Гидростатика теңдеуі — сығылмайтын сұйықтықтың гидростатикалық қысымын анықтайтын теңдеу, яғни:

, мұндағы — бастапқы гидростатикалық қысым деп аталатын сұйықтықтың бос бетіне түсірілетін қысым; — сұйықтықтың тығыздығы; гидростатикалық қысымы анықталатын нүктенің орналасу терендігі; — қимасының ауданы бір өлшем, биіктігі сұйық бағананың салмағына тең артық қысым.

Негізгі теңдеуі

Гидростатиканың негізгі теңдеуі — сығылмайтын сұйықтықтың гидростатикалық қысымын () анықтайтын теңдеу, яғни:

λ , мұндағы — сұйықтықтың еркін бетінің астында берілген нүктенің батырылу шамасы ретінде қарастырылады.

Демек, гидростатиканың негізгі теңдеуі сұйықтықтың толық гидростатикалық қысымы үлестірім заңдылығының математикалық өрнегі болып табылады. Сұйықтықтың еркін бетіне қатысты тереңдікте орналасқан белгілі кез келген нүктедегі толық гидростатикалық қысымның шамасы. Сұйықтықтың еркін бетіне түсірілген сыртқы қысым мен биіктігі қарастырылып отырған нүктенің орналасу терендігіне () тең және негізінің ауданы бірге тең сұйық бағаны салмағының қысым қосындысына тең. Гидростатиканың негізгі теңдеуі сұйықтықтың бетіне түсірілетін сыртқы қысым сұйық көлемінің барлық жақтарына бірдей қарқындылықпен таралатынын көрсетеді. Мұны Паскаль заңы да растайды.^[1]

20. Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері. Масса теңдеулерін талқылаңыз.

Жұлдыздар массалары-олардың ең басты сипаттамаларының бірі.Жұлдыздар массалары әр түрлі. Бірақ жарқырағыштықтары мен өлшемдеріне қарағанда жұлдыз массалары едәуір мөлшерде шектеулі:ең ауыр деген жұлдыздар әдетте Күн массасынан бар болғаны ондаған есе үлкен де,жұлдыздың ең кіші массасы 0,06 М.Жұлдыз массасын анықтаудың басты (негізгі) тәсілін қос жұлдыздарды зерттеу береді:сонымен қатар жарқырағыштық пен жұлдыз массасы аралығында тәуелділік бар екендігі айқындалды.

Жұлдыздар өлшемдерін анықтау әдістері Жұлдыздар радиустарын анықтау мүмкін емес, (кейбір жағдайлардан басқа) себебі олар бізден өте алыс орналасқан және бұрыштық өлшемдері ірі телескоптардың ажырату қабілетінен аз. Егер жақын орналасқан жұлдыздң бұрыштық бұрыштық диаметрі d қандай да бір әдіс көмегімен табылған болса, оның сызықтық өзекшесі D мына өрнек арқылы анықталады:

D=d``r/206265`` (3.4.1)

Жұлдыздық өлшемді жанама әдіс арқылы табуға болады, егер оның болометрлік жарықтығы және әсерлі температураның анықтамасына сәйкес жұлдыздардың 1см² ауданы барлық бағыттар бойынша мынадай энергия ағынын шығарады:

ᵋ=ᵟTeff (3.4.2)

Егер осы шаманы жұлдыз бетінің ауданына (4πR²)-қа көбейтсек, онда жұлдыз шығаратын толық энергия ағынын толық аламыз. Олай болса жұлдыздың жарықтылығы былайша анықталады:

L=4PiR² ᵟTeff ⁴ (3.4.3)

Алынған өрнекті жарықтылығы мен радиусы белгілі болып табылатын Күнге пайдаланатын болсақ, онда Күннің әсерлі температурасын T _¤ деп белгілеп, келесі өрнекті аламыз:

L=4PiR² ᵟTeff ⁴ (3.4.4)

21.Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері, диффузиялық жуықтаудағы энергияны тасымалдау теңдеуін талқылыаңыз.

Жұлдыздардың ішкі құрылысын эксперименттен анықталатын жұлдыздардың сыртқы сипаттамалары негізінде жұлдыздық құрылымтеңдеулер (жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері) көмегіменесептеуге болады. Бұл теңдеулер мыналар.

1. Гидростатикалық тепе-теңдік теңдеуі:

=- p P = Pgas + Prad

2. Масса теңдеуі:

=4π p немесе = ρdr

3. Диффузиялық жуықтаудағы энергияны тасымалдау теңдеуі:

= -4π D

мұндағы - =a сәулелі энергияның тығыздығы, D=cl/3=c/(3kρ) оның диффузия коэффициенті. Бұл теңдеуді былай жазуға болады

=-

Бұл теңдеулер тек сәулелі жылу тасымалдау үшін жарамды. Конвекциялық тасымалдау аймағында изэнтропиялық шартты қолдану қажет: (dS/dr=0) температура арқылы ол былай жазылады:

=(1- )

4. Энергия балансының теңдеуі (ол ядродағы энергия бөлінуін

өрнектейді):

=4π ρ ℰ

мұндағы ℰ(r) [эрг/(с*г)] – Күн центрінен r қашықтықта болатын T мен ρ

мәндері үшін массасы бірлік элементтегі энергия бӛліну жылдамдығы.

Бұл дифференциал теңдеулерді күй теңдеуімен:

= , =

Мөлдірсіздік пен энергия бөліну жылдамдығы үшін өрнектермен:

k=k(ρ,T,X,Y,Z)

ℰ=ℰ (ρ,T,X,Y,Z)

және шекаралық шарттармен

толықтыру қажет. X,Y,Z шамалар – элементтердің салмақтық үлестері: сутегінің (X),гелийдің (Y) және басқалардың (Z), μ - күн затының молекулалық салмағы.Мысалы, толығымен иондалған плазма үшін μ = 1/(2X + (3/4)Y + (1/2)Z); Күн үшін X ≈ 0.75, Y ≈ 0.23, Z ≈ 0.02 и μ× ≈ 0.6 (сутегі мен гелий жартылай иондалған фотосфера мен ядролық реакциялар нәтижесінде химиялық құрам өзгерген ядродан басқа қабаттар үшін). Суретте мысал үшін Күннің стандартты моделі үшін ρ(r), M(r), L(r) және T(r) үлестірілуі келтірілген. Күннің ішкі құрылымы мен оның параметрлері 2.2 2.3 суреттерде көрсетілген. Келтірілген мәндер жуықталған болып табылады, басқа әдебиетте кішкене өгеше мәндер де келтіріледі.

Көрінетіндей, Күн ішінде термоядролық реакциялар жүретін ядро, сәулелі

тасымалдау алқабы, конвекциялық аумақ және фотосфера, хромосфера мен

тәжден тұратын атмосфера айырылады.

Сурет – Күнге тән массаның () (Күннің толық массасынан пайыздар

түрінде),тығыздықтың (rr), температураныы (Tr) және сәулелену энергиясының () (Күннің толық сәулелену энергиясына қатысты пайыздық

түрде). Горизонталь ось бойынша – күн радиуысына үлесі түріндегі Күн центрінен қашықтық.

22.Радиус-жарықтылық-масса тәуелділігін талқылаңыз.

lgR= lgL+2lg -мына өрнек маңызды 3 параметрді: радиус, жарықтылық және әсерлі (эффективті) температураны байланыстырады. Сонымен қатар, спектр және жарықтылық арасындағы тәуелділік (Герцшпрунг-Рэссел диаграммасы) бізге белгілі. Олай болса, өрнекке кіретін барлық шамалар өзара тәуелді және жұлдыздардың әрбір тізбегі үшін спектр-жарықтылық диаграммасында спектрлік класс пен радиус арасында белгілі бір заңдылықты табуға болады. Ол үшін спектр-жарықтылық диаграммасының түрін аздап өзгерту керек болады. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны егіземіз. Бұл жағдайда «ескі» диаграмманың жалпы сипаты негізінен сақталады. Соңғы сызылған диаграммада радиустары бірдей жұлдыздардың орны түзу сызықпен көрсетіледі, себебі Lg L және Lg Тэфф арасындағы тәуелділік – сызықты. Суретте тұрақты радиустарының сызықтары келтірілсе, бұл сызықтар бізге жұлдыздардың өлшемдерін олардың жарықтылығы ө және спектрі бойынша табуғаболады. Суреттен жұлдыздардың радиустары өте үлкен аралықтарда өзгеретінін көреміз, яғни жүздеген (мыңдаған) R  - тан (алыптар және аса- алыптар) (102 - 103) R  -қа (ақ ергежейлілер) дейін. Олай болса, жұлдыздық атмосфералардың температураларының (ерекшеліктері) айырмашылықтарды 10 есеге дейін ғана болса, ал диаметрлеріндегі өзгешелік дәрежесіне дейін жетеді. Суретте аса алыптардың тізбегі түзу сызықпен келтірілген. Бұл осы жұлдыздар үшін болометрлік жарықтылық пен радиус арасындағы эмпирикалық тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. Мысалы, бас тізбектегі көптеген жұлдыздар үшін келесі өрнек пайдаланылады:

= .

Ал, маңызды шамалардың бірі – массаны дара жұлдыздар үшін анықтау өте қиын. Кейбір жағдайларда Кеплер заңы көмегімен қос жүйелердің компоненттерінің массаларын анықтауға болады. Сондықтан аздаған жұлдыздар тобы үшін массаны болометрлік масса мен болометрлік жарықтылық арасындағы байланыссыз табуға болады, ол 198–суретте келтірілген.Бұл суретте түзу = тәуелділігін көрсетеді, ол бас тізбектегі көптеген қосжүйелердің компоненттері үшін орындалады. (11.9) өрнектен бас тізбектің жоғарғы бөлігінде массалары Күн массасынан 10–даған есе көп ең ауыр жұлдыздар орналасқанын көреміз. Бас тізбекті жағалай төмен түскен сайын жұлдыздар массасы кеми түседі. Ергежейлілердің массасы Күннен аз. M < 0,02 M  болған кезде заттан жұлдыз түзіле алмайды, ол планетаға сығымдалады. (11.9) өрнек берілген қалыпты жұлдыздар үшін әділ десек, онда массалары белгілі жұлдыздарды Герцшпрунг-Рэссел диаграммасында сала отырып массалары бірдей жұлдыздар үшін түзу сызуға болады. Сонымен, спектр-жарықтылық диаграммасын жұлдыздар күйінің диаграммасы деп қабылдауға болады.

24.Жұлдыздардың ішкі құрылысы ядро, сәулелі тасымалдау алқабы, конвекция алқабы мен жалпы атмосфераның сипаттауын талқылаңыз.

Жұлдыздардың ішкі қабаттарында температура, тығыздығы мен қысым

өте жоғары болады. Мысалы, Күн орталығындағы температурасы Т≈1,6107

К, p≈г/см3, қысымы р≈2,21016 Па > 1011 атм. Мұндай жоғары температура ұзақ уақыт ішінде тек сутегінен гелий синтезінің ядролық реакцияларымен сүйемелдене алады. Бұл реакцияларға керекті шарттар Күн қойнауларында бар. Аталмыш температура мен қысым жағдайында бөлек ядролар орасан зор жылдамдықпен қозғалады. Мысалы, сутегі үшін бұл жылдамдық жүздеген км/с-ке жетеді. Сонымен қатар зат тығыздығы өте үлкен болғандықтан, ядролық соқтығулар айтарлықтай жиі болады. Олардың кейбіреулері термоядролық реакциялар басталуына қажетті атом ядроларының тығыз жақындауына әкеледі. Бірақ Күн орталығындағы температуралар жағдайда кулондық бөгетті жеңіп, бір біріне 1 Ферми ~ 0−13 см қашықтыққа (ядролық күштер іске қосылу үшін керекті қашықтыққа) жақындай алатын бөлшектердің саны елемейтіндей аз болатынын айту керек. Сонда Күндегі термоядролық реакиялар тек квантмеханикалық туннельдеу эффектісі арқасында жүре алады екен. Және де бұл реакциялардың жылдамдығы

<σ >[с /c]∞exp[ -( ]

где αG ≈ Z1Z2 A − энергия, характеризующая взаимодействующие ядра с

зарядами Z1,Z2, А ~ Z1Z2e4mp/ħ2 ~ Z1Z2α2mpc2 - постоянная, называемая

энергией Гамова. При концентрации взаимодействующих частиц n

характерное время между взаимодействиями есть просто τ ~ 1/(nσv0).

Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия

шығарылуы жұлдыздар ядроларынд, не энергия шығарылу аумағы деп

аталатын жұлдыздардың орталық бӛлігінде жүреді. Күн сияқты массалары

жоғары емес жұлдыздар ядроларындағы ен маңызды реакция протон-

протондық деп аталады (сурет):

1. p + p → 2D + e+ + νe(Eν,pp < 0.42MeV) τ ~ 1010 лет

2. 2D + p →3He + γτ τ ~ 1.5 сек

С вероятностью 65%:

3. 3He + 3He → 4He + 2p τ ~ 106 лет

или (35%)

4. 3He + 4He→7Be + γ,

после чего

4a. 7Be + e −→ 7Li + νe, (,Be E = 0.81МэВ), 7Li + p → 24He или (гораздо

менее вероятно)

46. 7Ве + р -→ 8В + γ, 8В → 8 Be* + е+ + νe, (,B E ~ 8 -14МэВ), 8Be* →

24He

Сурет

Сөйтіп, бұл реакцияның барлық тармақтарында тӛрт протоннан бір He

ядросы пайда болады. Бұл реакциялар Күн энергиясының негізгі кӛзі болып

табылады. Олар жүрісінде шағарылатын энергия массалар ақауымен

анықталады:

δE = (4mp − mHe)c2 = 27.3МэВ,

яғни шамамен 7 МэВ нуклонға. Жылуға бӛлінетін энергияның барлығы

айналмайды, кішігірім бӛлігі (0.6 МэВ) нейтриномен әкетіледі (нейтрино

үшін Күн мӛлдір болып табылады).

25.Жұлдыздардағы ядролық реакциялар, жұлдыздың ядролық энергия қоры мен сутегінің термоядролық жану уақытын бағалау.

Жұлдыздардың ішкі қабаттарында температура, тығыздығы мен қысым

өте жоғары болады. Мысалы, Күн орталығындағы температурасы Т≈1,6107

К, p≈г/см3, қысымы р≈2,21016 Па > 1011 атм. Мұндай жоғары температура ұзақ уақыт ішінде тек сутегінен гелий синтезінің ядролық реакцияларымен сүйемелдене алады. Бұл реакцияларға керекті шарттар Күн қойнауларында бар. Аталмыш температура мен қысым жағдайында бөлек ядролар орасан зор жылдамдықпен қозғалады. Мысалы, сутегі үшін бұл жылдамдық жүздеген км/с-ке жетеді. Сонымен қатар зат тығыздығы өте үлкен болғандықтан, ядролық соқтығулар айтарлықтай жиі болады. Олардың кейбіреулері термоядролық реакциялар басталуына қажетті атом ядроларының тығыз жақындауына әкеледі. Бірақ Күн орталығындағы температуралар жағдайда кулондық бөгетті жеңіп, бір біріне 1 Ферми ~ 0−13 см қашықтыққа (ядролық күштер іске қосылу үшін керекті қашықтыққа) жақындай алатын бөлшектердің саны елемейтіндей аз болатынын айту керек. Сонда Күндегі термоядролық реакиялар тек квантмеханикалық туннельдеу эффектісі арқасында жүре алады екен. Және де бұл реакциялардың жылдамдығы

<σ >[с /c]∞exp[ -( ]

где αG ≈ Z1Z2 A − энергия, характеризующая взаимодействующие ядра с

зарядами Z1,Z2, А ~ Z1Z2e4mp/ħ2 ~ Z1Z2α2mpc2 - постоянная, называемая

энергией Гамова. При концентрации взаимодействующих частиц n

характерное время между взаимодействиями есть просто τ ~ 1/(nσv0).

Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия

шығарылуы жұлдыздар ядроларынд, не энергия шығарылу аумағы деп

аталатын жұлдыздардың орталық бӛлігінде жүреді. Күн сияқты массалары

жоғары емес жұлдыздар ядроларындағы ен маңызды реакция протон-

протондық деп аталады (сурет):

1. p + p → 2D + e+ + νe(Eν,pp < 0.42MeV) τ ~ 1010 лет

2. 2D + p →3He + γτ τ ~ 1.5 сек

С вероятностью 65%:

3. 3He + 3He → 4He + 2p τ ~ 106 лет

или (35%)

4. 3He + 4He→7Be + γ,

после чего

4a. 7Be + e −→ 7Li + νe, (,Be E = 0.81МэВ), 7Li + p → 24He или (гораздо

менее вероятно)

46. 7Ве + р -→ 8В + γ, 8В → 8 Be* + е+ + νe, (,B E ~ 8 -14МэВ), 8Be* →

24He

Сурет

Сөйтіп, бұл реакцияның барлық тармақтарында тӛрт протоннан бір He

ядросы пайда болады. Бұл реакциялар Күн энергиясының негізгі кӛзі болып

табылады. Олар жүрісінде шағарылатын энергия массалар ақауымен

анықталады:

δE = (4mp − mHe)c2 = 27.3МэВ,

яғни шамамен 7 МэВ нуклонға. Жылуға бӛлінетін энергияның барлығы

айналмайды, кішігірім бӛлігі (0.6 МэВ) нейтриномен әкетіледі (нейтрино

үшін Күн мӛлдір болып табылады).

26. Қалыпты жұлдыздардың спектрлері және спектрлік классификациясы

Гарвард классификациясында спектрлік типтер (кластар) латын алфавитінің: О, В, А, Ғ, G, K және М әріптерімен белгіленген.

О класы. Бұл класқа жататын жұлдыздар температурасының жоғары екендігін үздіксіз спектр сызықтарының интенсивтілігінің жолғарғылынан білуге болады. Сол себепті бұл жұлдыздардың түсі көгілдірлеу болып келеді.

В класы. Бұл типте бейтарап гелийдің сызықтары ең интенсивті болып табылады. Сутегі және кейбір иондалған элементтердің сызықтары жақсы көрінеді. Түсі көгілдір-ақ.

А класы. Сутегі сызықтары ең үлкен интенсивтілікке жетеді. Иондалған кальцийдің және кейбір металдардың сызықтары әлсіз көрінеді. Жұлдыздың түсі - ақ.

Ғ класы. Сутегі сызықтары әлсірей бастайды. Иондалған металдардың сызықтары күшейе бастайды. (әсіресе кальций, темір, титан). Түсі - әлсіз сары.

G класы. Иондалған кальцийдің сызықтары басым болады. Түсі-сары.

К класы. Сутегінің сызықтары байқалмайды, яғни температура төмендегені. Жұлдыздың түсі қызғылттау.

М класы. Қызыл жұлдыздар. Металдардың сызықтары әлсірей бастайды. Титан және басқа да молекулалық түзілістердің сызықтары басым.

С класы. Бұл класс К және М кластарынан көміртегі молекулаларының жұтылу сызықтарының бар болуымен ерекшеленеді.

S класы. Бұл класқа жататын жұлдыздарМ класынан титан қышқылының орнына цирконий қышқылы басым болуымен ерекшеленеді.

27.Жұлдыздардағы ядролық реакциялар, рр-циклді қарастырыңыз. Жұлдыздардың ішкі қабаттарында температура, тығыздығы мен қысым

өте жоғары болады. Мысалы, Күн орталығындағы температурасы Т≈1,6107

К, p≈г/см3, қысымы р≈2,21016 Па > 1011 атм. Мұндай жоғары температура ұзақ уақыт ішінде тек сутегінен гелий синтезінің ядролық реакцияларымен сүйемелдене алады. Бұл реакцияларға керекті шарттар Күн қойнауларында бар. Аталмыш температура мен қысым жағдайында бөлек ядролар орасан зор жылдамдықпен қозғалады. Мысалы, сутегі үшін бұл жылдамдық жүздеген км/с-ке жетеді. Сонымен қатар зат тығыздығы өте үлкен болғандықтан, ядролық соқтығулар айтарлықтай жиі болады. Олардың кейбіреулері термоядролық реакциялар басталуына қажетті атом ядроларының тығыз жақындауына әкеледі. Бірақ Күн орталығындағы температуралар жағдайда кулондық бөгетті жеңіп, бір біріне 1 Ферми ~ 0−13 см қашықтыққа (ядролық күштер іске қосылу үшін керекті қашықтыққа) жақындай алатын бөлшектердің саны елемейтіндей аз болатынын айту керек. Сонда Күндегі термоядролық реакиялар тек квантмеханикалық туннельдеу эффектісі арқасында жүре алады екен. Және де бұл реакциялардың жылдамдығы

<σ >[с /c]∞exp[ -( ]

где αG ≈ Z1Z2 A − энергия, характеризующая взаимодействующие ядра с

зарядами Z1,Z2, А ~ Z1Z2e4mp/ħ2 ~ Z1Z2α2mpc2 - постоянная, называемая

энергией Гамова. При концентрации взаимодействующих частиц n

характерное время между взаимодействиями есть просто τ ~ 1/(nσv0).

Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия

шығарылуы жұлдыздар ядроларынд, не энергия шығарылу аумағы деп

аталатын жұлдыздардың орталық бӛлігінде жүреді. Күн сияқты массалары

жоғары емес жұлдыздар ядроларындағы ен маңызды реакция протон-

протондық деп аталады (сурет):

1. p + p → 2D + e+ + νe(Eν,pp < 0.42MeV) τ ~ 1010 лет

2. 2D + p →3He + γτ τ ~ 1.5 сек

С вероятностью 65%:

3. 3He + 3He → 4He + 2p τ ~ 106 лет

или (35%)

4. 3He + 4He→7Be + γ,

после чего

4a. 7Be + e −→ 7Li + νe, (,Be E = 0.81МэВ), 7Li + p → 24He или (гораздо

менее вероятно)

46. 7Ве + р -→ 8В + γ, 8В → 8 Be* + е+ + νe, (,B E ~ 8 -14МэВ), 8Be* →

24He

Сурет

Сөйтіп, бұл реакцияның барлық тармақтарында тӛрт протоннан бір He

ядросы пайда болады. Бұл реакциялар Күн энергиясының негізгі кӛзі болып

табылады. Олар жүрісінде шағарылатын энергия массалар ақауымен

анықталады:

δE = (4mp − mHe)c2 = 27.3МэВ,

яғни шамамен 7 МэВ нуклонға. Жылуға бӛлінетін энергияның барлығы

айналмайды, кішігірім бӛлігі (0.6 МэВ) нейтриномен әкетіледі (нейтрино

үшін Күн мӛлдір болып табылады).

28. Жұлдыздардағы ядролық реакциялар, СNО-циклді қарастырыңыз. Жұлдыздардың ішкі қабаттарында температура, тығыздығы мен қысым

өте жоғары болады. Мысалы, Күн орталығындағы температурасы Т≈1,6107

К, p≈г/см3, қысымы р≈2,21016 Па > 1011 атм. Мұндай жоғары температура ұзақ уақыт ішінде тек сутегінен гелий синтезінің ядролық реакцияларымен сүйемелдене алады. Бұл реакцияларға керекті шарттар Күн қойнауларында бар. Аталмыш температура мен қысым жағдайында бөлек ядролар орасан зор жылдамдықпен қозғалады. Мысалы, сутегі үшін бұл жылдамдық жүздеген км/с-ке жетеді. Сонымен қатар зат тығыздығы өте үлкен болғандықтан, ядролық соқтығулар айтарлықтай жиі болады. Олардың кейбіреулері термоядролық реакциялар басталуына қажетті атом ядроларының тығыз жақындауына әкеледі. Бірақ Күн орталығындағы температуралар жағдайда кулондық бөгетті жеңіп, бір біріне 1 Ферми ~ 0−13 см қашықтыққа (ядролық күштер іске қосылу үшін керекті қашықтыққа) жақындай алатын бөлшектердің саны елемейтіндей аз болатынын айту керек. Сонда Күндегі термоядролық реакиялар тек квантмеханикалық туннельдеу эффектісі арқасында жүре алады екен. Және де бұл реакциялардың жылдамдығы

<σ >[с /c]∞exp[ -( ]

где αG ≈ Z1Z2 A − энергия, характеризующая взаимодействующие ядра с

зарядами Z1,Z2, А ~ Z1Z2e4mp/ħ2 ~ Z1Z2α2mpc2 - постоянная, называемая

энергией Гамова. При концентрации взаимодействующих частиц n

характерное время между взаимодействиями есть просто τ ~ 1/(nσv0).

Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия

шығарылуы жұлдыздар ядроларынд, не энергия шығарылу аумағы деп

аталатын жұлдыздардың орталық бӛлігінде жүреді. Күн сияқты массалары

жоғары емес жұлдыздар ядроларындағы ен маңызды реакция протон-

протондық деп аталады (сурет):

1. p + p → 2D + e+ + νe(Eν,pp < 0.42MeV) τ ~ 1010 лет

2. 2D + p →3He + γτ τ ~ 1.5 сек

С вероятностью 65%:

3. 3He + 3He → 4He + 2p τ ~ 106 лет

или (35%)

4. 3He + 4He→7Be + γ,

после чего

4a. 7Be + e −→ 7Li + νe, (,Be E = 0.81МэВ), 7Li + p → 24He или (гораздо

менее вероятно)

46. 7Ве + р -→ 8В + γ, 8В → 8 Be* + е+ + νe, (,B E ~ 8 -14МэВ), 8Be* →

24He

Сурет

Сөйтіп, бұл реакцияның барлық тармақтарында тӛрт протоннан бір He

ядросы пайда болады. Бұл реакциялар Күн энергиясының негізгі кӛзі болып

табылады. Олар жүрісінде шағарылатын энергия массалар ақауымен

анықталады:

δE = (4mp − mHe)c2 = 27.3МэВ,

яғни шамамен 7 МэВ нуклонға. Жылуға бӛлінетін энергияның барлығы

айналмайды, кішігірім бӛлігі (0.6 МэВ) нейтриномен әкетіледі (нейтрино

үшін Күн мӛлдір болып табылады).

Дата добавления: 2014-11-18