Как называется цепочка реакций, в которой в недрах Солнца водород превращается в гелий? Варианты: бета-распад; реакция окисления; цепная реакция деления; протон-протонный цикл.

протон-протонный цикл

Почему термоядерные реакции идут только при очень высокой температуре? Варианты: чтобы возникло магнитное поле; чтобы ядра сблизились вопреки электрическому отталкиванию; чтобы вещество расплавилось; чтобы атомы перестали двигаться.

чтобы ядра сблизились вопреки электрическому отталкиванию

Чем принципиально отличается источник энергии звезды от горения дров или угля? Варианты: энергия выделяется при слиянии атомных ядер, а не при химических реакциях; энергия берётся из вращения звезды; звезда вообще не выделяет энергии; звезда светит отражённым светом.

энергия выделяется при слиянии атомных ядер, а не при химических реакциях

Какое место занимает Солнце на диаграмме Герцшпрунга—Рессела? Варианты: правый верхний угол диаграммы; область белых карликов; область сверхгигантов; середина главной последовательности.

середина главной последовательности

Тема 1 · Астрономия

Солнце как звезда

Источник энергии, термоядерный синтез, светимость и место Солнца среди звёзд. 100 заданий на отработку.

Родителю: как помочь с темой «Солнце как звезда»

В теме 7 подтем: Энергия термоядерных реакций, Дефект массы, Солнечная постоянная, Синтез гелия, Время жизни звезды, Источник энергии звёзд, Солнце среди звёзд.

Попросите ребёнка открыть теорию и за 2–3 минуты своими словами рассказать вам главное.
Затем 10 заданий во вкладке «Практика»: смотрите не на скорость, а на точность — и на то, где понадобилась подсказка.
Ошибки не решайте за него: разберите пошаговое решение вместе и вернитесь к ним через день-два.

Кабинет родителя: что проходят, проверочные, результат ребёнка по ссылке →

Решено

Правильно

Точность

Простыми словами

Солнце — не уникальное светило, а рядовая звезда, просто очень близкая: оно в сотни тысяч раз ближе к нам, чем другие звёзды, поэтому и кажется несравнимо ярче. Изучая Солнце, мы изучаем звёзды вообще.

Характеристика	Значение
Спектральный класс	G2, жёлтый карлик главной последовательности
Температура поверхности	около 6000 К (точнее ≈ 5800 К)
Температура в центре	около 15 млн К
Масса	$\approx 2 \cdot 1 0^{30}$ кг $= 1 M_{⊙}$
Радиус	≈ 700 000 км (≈ 109 радиусов Земли)
Светимость	$\approx 3, 8 \cdot 1 0^{26}$ Вт $= 1 L_{⊙}$
Возраст	около 5 млрд лет (≈ 4,6 млрд)

Светимость и массу Солнца принимают за единицы ( $L_{⊙}$ , $M_{⊙}$ ), в которых измеряют другие звёзды. На диаграмме Герцшпрунга—Рессела Солнце — в середине главной последовательности.

Строение Солнца

Энергия рождается в ядре, просачивается наружу излучением, затем переносится потоками газа и уходит в космос с фотосферы

Над фотосферой — разреженные хромосфера и корона. На фотосфере видны солнечные пятна — более холодные области; их число меняется с периодом около 11 лет (цикл солнечной активности).

Источник энергии звёзд

Солнце и все звёзды главной последовательности светят за счёт термоядерного синтеза: в ядре при огромных температуре и давлении водород превращается в гелий. Из четырёх ядер водорода (протонов) получается одно ядро гелия:

4_{1}^{1} H \to_{2}^{4} He + 2 e^{+} + 2 ν + энергия

e^{+}

— позитрон,

ν

— нейтрино

Масса ядра гелия меньше массы четырёх протонов примерно на 0,7 %. Эта «пропавшая» масса (дефект массы) превращается в энергию по формуле Эйнштейна:

E = Δ m c^{2}

E

— энергия, Дж;

Δ m

— исчезнувшая масса, кг;

c = 3 \cdot 1 0^{8}

м/с — скорость света

Исчезло $Δ m = 26$ кг. $E = 26 \cdot (3 \cdot 1 0^{8})^{2} = 26 \cdot 9 \cdot 1 0^{16} = 234 \cdot 1 0^{16}$ Дж. Для 28 кг — $252 \cdot 1 0^{16}$ Дж.

В гелий превращается 3500 млн т водорода; в энергию уходит 0,7 %: $3500 \cdot 0, 007 = 24, 5$ млн т. Для 800 млн т — $5, 6$ млн т.

Образовалось 29 000 ядер гелия — нужно $29000 \cdot 4 = 116000$ ядер водорода; 20 ядер гелия — 80 ядер водорода.

Скорость света в $E = m c^{2}$ возводится в квадрат: $c^{2} = 9 \cdot 1 0^{16}$ м²/с². И масса — в килограммах.

Солнце каждую секунду теряет на излучение около 4 млн тонн массы, но за всё время жизни это лишь малая доля его массы.

Солнечная постоянная и время жизни

Солнечная постоянная $q$ — энергия, которую Солнце за 1 с приносит на площадку 1 м², поставленную перпендикулярно лучам, на среднем расстоянии Земли (за пределами атмосферы). $q \approx 1, 37$ кВт/м²; в задачах часто берут 1400 Вт/м².

E = q \cdot S \cdot t

E

— энергия, Дж;

q

— солнечная постоянная, Вт/м²;

S

— площадь, м²;

t

— время, с

$S = 2$ м², $t = 300$ с: $E = 1400 \cdot 2 \cdot 300 = 840000$ Дж $= 840$ кДж. Для $S = 8$ м², $t = 200$ с — $2240$ кДж.

Запаса водорода в ядре Солнцу хватит примерно на 10 млрд лет жизни на главной последовательности; прошла примерно половина.

Запаса хватает на 15 млрд лет, звезде 5 млрд лет: осталось $15 - 5 = 10$ млрд лет. Для 14 и 3 — 11 млрд лет.

«Четыре водорода — один гелий, 0,7 % — в свет». Это и есть секрет свечения звёзд.

Почему Солнце светит устойчиво

Вещество в недрах Солнца — плазма, полностью ионизированный газ. Термоядерные реакции идут лишь при температуре около 10 млн К и выше: только так быстрые ядра сближаются вопреки электрическому отталкиванию.
Энергия выделяется при слиянии атомных ядер, а не при химических реакциях, как при горении дров, — поэтому её хватает на миллиарды лет. Дефект массы — разность массы ядра и суммы масс образующих его частиц.
В звёздах массивнее Солнца преобладает углеродно-азотный (CNO) цикл, где углерод служит катализатором; в Солнце — протон-протонный.
Звезда саморегулируется: при перегреве ядро расширяется, остывает, и реакции замедляются — поэтому Солнце не взрывается, как водородная бомба.
В верхней трети недр энергия переносится конвекцией; её ячейки видны на фотосфере как гранулы.

Солнце среди звёзд

Солнце — одиночная звезда диска Галактики, образовавшаяся из вещества, обогащённого тяжёлыми элементами прежних поколений звёзд.
Большинство звёзд Галактики слабее и легче Солнца (это красные карлики). Ярче Солнца, например, Сириус A. Ближайшая видимая глазом звезда, похожая на Солнце по спектру, — α Центавра A.
Солнце — единственная звезда, поверхность которой видна в деталях, поэтому его изучают подробнее других.
До Земли доходит ничтожная доля излучения Солнца — около одной двухмиллиардной.
За время жизни на главной последовательности светимость Солнца медленно растёт. Когда водород в ядре кончится, Солнце сойдёт с главной последовательности, расширится в красного гиганта, а затем станет белым карликом.

Посмотреть и посчитать

Модели

Ядерные реакции и энергия связи Излучение нагретого тела

Серия: 0