Студопедия

КАТЕГОРИИ:


Архитектура-(3434)Астрономия-(809)Биология-(7483)Биотехнологии-(1457)Военное дело-(14632)Высокие технологии-(1363)География-(913)Геология-(1438)Государство-(451)Демография-(1065)Дом-(47672)Журналистика и СМИ-(912)Изобретательство-(14524)Иностранные языки-(4268)Информатика-(17799)Искусство-(1338)История-(13644)Компьютеры-(11121)Косметика-(55)Кулинария-(373)Культура-(8427)Лингвистика-(374)Литература-(1642)Маркетинг-(23702)Математика-(16968)Машиностроение-(1700)Медицина-(12668)Менеджмент-(24684)Механика-(15423)Науковедение-(506)Образование-(11852)Охрана труда-(3308)Педагогика-(5571)Полиграфия-(1312)Политика-(7869)Право-(5454)Приборостроение-(1369)Программирование-(2801)Производство-(97182)Промышленность-(8706)Психология-(18388)Религия-(3217)Связь-(10668)Сельское хозяйство-(299)Социология-(6455)Спорт-(42831)Строительство-(4793)Торговля-(5050)Транспорт-(2929)Туризм-(1568)Физика-(3942)Философия-(17015)Финансы-(26596)Химия-(22929)Экология-(12095)Экономика-(9961)Электроника-(8441)Электротехника-(4623)Энергетика-(12629)Юриспруденция-(1492)Ядерная техника-(1748)

Ядерные реакции являются источником энергии, излучаемой Солнцем в мировое пространство

ТАБЛИЦА Модель внутреннего строения Солнца

Одновременно с ростом температуры в более глубоких слоях Солнца должно возрастать давление, определяемое весом всех вышележащих слоев. Следовательно, плотность также будет увеличиваться.

Внутренне строение и атмосфера Солнца

Из этого следует, что большая часть солнечного вещества должна быть весьма сильно ионизована. Уже при температуре 5—6 тысяч кельвинов ионизуются атомы многих металлов, а при температуре выше 10—15 тысяч кельвинов ионизуется наиболее обильный на Солнце элемент—водород. Следовательно, солнечное вещество представляет собой плазму, т. е. газ, большинство атомов которого ионизовано. Лишь в тонком слое вблизи видимого края ионизация слабая и преобладает нейтральный водород.

Солнечная постоянная и ее измерение

Для многих задач астрофизики и геофизики важно знать точную величину мощности солнечного излучения. Поток излучения от Солнца принято характеризовать так называемой солнечной постоянной, под которой понимают полное количество солнечной энергии, проходящей за 1с через перпендикулярную к лучам площадку в 1 м2, расположенную на среднем расстоянии Земли от Солнца. Значение солнечной постоянной в настоящее время известно с точностью до 1% с=1360Вт/м2.

Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е., получим полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т. е. его интегральную светимость, равную 3,8 1026 Дж/с. Единица поверхности Солнца (1м2) излучает 6,28 107 Вт.

У поверхности Земли поток солнечного излучения уменьшается из-за поглощения и рассеяния в земной атмосфере и среднем составляет 800—900 Вт/м2.

Определяемая полным потоком ( e = s T4 ) илучения эффективная температура Солнца оказалась равной 5770 К, в то время как положение максимума излучения в спектре Солнца соответствует температуре, определенной по закону Вина, около 6750 К.

Температура солнечного вещества меняется с глубиной.

Расстояние от центра, R/Rc Температура Т(К) Давление Р (Па) Плотность r(г/см3)
0,2 0,5 0,8 0,98 1,5 107 107 3,4 106 1,3 106 105 2,2 1016 4,6-1015 6,1 1013 6,2 1011 109 1,3 0,035 0,001

В недрах Солнца температура превышает 10 миллионов кельвинов, а давление сотни миллиардов атмосфер (1 атм=1,013 105Па). В этих условиях отдельные атомы движутся с огромными скоростями, достигающими например для водорода, сотен километров в секунду. При этом плотность вещества очень велика и часто происходят атомные столкновения. Некоторые из таких столкновений приводят к тесным сближениям атомных ядер, необходимым для возникновения ядерных реакций.

Наиболее существенной в недрах Солнца является протон -протонная реакция (рис)

Н11®D2+e++n

D2+H1®He3+g

He3+ He3® He4+2H1

Помимо выделения во время ядерных реакций энергии (как в виде g квантов, так и в виде непосредственного увеличения кинетической энергии возникающих частиц), большую роль играет образование нейтрино. Нейтрино - частицы с ничтожно малой массой покоя, почти не взаимодействующие с веществом, Поэтому они свободно проникают через все Солнце и со скоростью света распространяются в межпланетном пространстве, Регистрируя поток солнечных нейтрино на Земле, который должен составлять 1010—1011 частиц через 1 см2 за секунду, можно получить важные экспериментальные данные об условиях в недрах Солнца и звезд. Мы рассмотрели область которая называется зоной ядерных реакций.

На расстоянии от центра больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 миллионов К, а давление ниже 10 миллиардов атмосфер. В этих условиях ядерные реакции происходить совсем не могут. Эти слои только передают наружу излучение, выделившееся на большей глубине в виде гамма- квантов, которые поглощаются и переизлучаются отдельными атомами. Вместо каждого поглощенного кванта большой энергии атомы излучают несколько квантов меньших энергий. Происходит это по следующей причине. Поглощая, атом ионизуется или сильно возбуждается и приобретает способность излучать. Однако возвращение электрона на исходный энергетический уровень происходит не сразу, а через промежуточные состояния, при переходах между которыми выделяются кванты меньших энергий. Поэтому вместо гамма- лучей излучаются рентгеновские, вместо рентгеновских- ультрафиолетовые, которые в свою очередь уже в наружных слоях дробятся на кванты видимых и тепловых лучей, окончательно излучаемых Солнцем.

Та часть Солнца, в которой происходит процесс переноса энергии путем переизлучения, называется зоной лучистого равновесия.

Она занимает область примерно от 0,3 до 0,7 Rс от центра Солнца. Выше этого уровня в переносе энергии начинает принимать участие само вещество, на протяжении около 0,3 его радиуса, образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией.

Самые внешние слои Солнца, излучение которых можно наблюдать, называются солнечной атмосферой; в основном она состоит из трех слоев, фотосфера, хромосфера и корона.

Фотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его «поверхности».

Фотосфера - тонкий слой газа протяженностью в несколько сотен километров, весьма непрозрачный, с концентрацией частиц около 1016 - 1017 в 1 см3, температурой 5 - 6 тысяч кельвинов и давлением около 0,1 атмосферы.

(Для сравнения, при обычных условиях в 1 см3 воздуха находится около 2,7 1019 молекул.)

<== предыдущая лекция | следующая лекция ==>
Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца | Плотность вещества в фотосфере быстро уменьшается с высотой и внешние слои солнечной атмосферы оказываются сильно разреженными
Поделиться с друзьями:


Дата добавления: 2013-12-12; Просмотров: 758; Нарушение авторских прав?; Мы поможем в написании вашей работы!


Нам важно ваше мнение! Был ли полезен опубликованный материал? Да | Нет



studopedia.su - Студопедия (2013 - 2024) год. Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав! Последнее добавление




Генерация страницы за: 0.012 сек.