В недрах звёзд типа Солнца протекает реакция: 1) деления ядер урана 2) деления ядер плутония 3) слияния ядер водорода 4) слияния я.
В 2:36 поступил вопрос в раздел ЕГЭ (школьный), который вызвал затруднения у обучающегося.
Вопрос вызвавший трудности
Ответ подготовленный экспертами Учись.Ru
Для того чтобы дать полноценный ответ, был привлечен специалист, который хорошо разбирается требуемой тематике «ЕГЭ (школьный)». Ваш вопрос звучал следующим образом: В недрах звёзд типа Солнца протекает реакция: 1) деления ядер урана 2) деления ядер плутония 3) слияния ядер водорода 4) слияния ядер свинца
После проведенного совещания с другими специалистами нашего сервиса, мы склонны полагать, что правильный ответ на заданный вами вопрос будет звучать следующим образом:
НЕСКОЛЬКО СЛОВ ОБ АВТОРЕ ЭТОГО ОТВЕТА:
Работы, которые я готовлю для студентов, преподаватели всегда оценивают на отлично. Я занимаюсь написанием студенческих работ уже более 4-х лет. За это время, мне еще ни разу не возвращали выполненную работу на доработку! Если вы желаете заказать у меня помощь оставьте заявку на этом сайте. Ознакомиться с отзывами моих клиентов можно на этой странице.
Константинова Надежда Созоновна — автор студенческих работ, заработанная сумма за прошлый месяц 64 995 рублей. Её работа началась с того, что она просто откликнулась на эту вакансию
ПОМОГАЕМ УЧИТЬСЯ НА ОТЛИЧНО!
Выполняем ученические работы любой сложности на заказ. Гарантируем низкие цены и высокое качество.
Деятельность компании в цифрах:
Зачтено оказывает услуги помощи студентам с 1999 года. За все время деятельности мы выполнили более 400 тысяч работ. Написанные нами работы все были успешно защищены и сданы. К настоящему моменту наши офисы работают в 40 городах.
Ответы на вопросы — в этот раздел попадают вопросы, которые задают нам посетители нашего сайта. Рубрику ведут эксперты различных научных отраслей.
Полезные статьи — раздел наполняется студенческой информацией, которая может помочь в сдаче экзаменов и сессий, а так же при написании различных учебных работ.
Красивые высказывания — цитаты, афоризмы, статусы для социальных сетей. Мы собрали полный сборник высказываний всех народов мира и отсортировали его по соответствующим рубрикам. Вы можете свободно поделиться любой цитатой с нашего сайта в социальных сетях без предварительного уведомления администрации.
Площадка Учись.Ru разработана специально для студентов и школьников. Здесь можно найти ответы на вопросы по гуманитарным, техническим, естественным, общественным, прикладным и прочим наукам. Если же ответ не удается найти, то можно задать свой вопрос экспертам. С нами сотрудничают преподаватели школ, колледжей, университетов, которые с радостью помогут вам. Помощь студентам и школьникам оказывается круглосуточно. С Учись.Ru обучение станет в несколько раз проще, так как здесь можно не только получить ответ на свой вопрос, но расширить свои знания изучая ответы экспертов по различным направлениям науки.
Источник
Термоядерные реакции в звёздах [нуклеосинтез]
Термоядерные реакции в звёздах — это внутренние процессы звезды, которые являются основным источником их внутренней энергии наряду с гравитационным сжатием.
При высоких температурах, которые существуют в недрах звёзд, происходят термоядерные реакции, в ходе которых в результате слияния ядер атомов выделяется энергия.
Скорость выделения энергии в термоядерных реакциях сильно зависит от температуры. Так, в протон-протонной цепочке скорость выделения энергии пропорциональна T 4 , в углеродно-азотном цикле — T 17 , в тройной гелиевой реакции — T 30 .
Горение водорода
В центральных областях звёзд главной последовательности протекают реакции преобразования водорода в гелий, как говорят, происходит горение водорода (конечно, ничего общего не имеющее с химическим горением). Оно может происходить двумя различными путями: протон-протонный цикл и углеродно-азотный цикл.
Пределы температуры для этих циклов достаточно условны, реакции того или иного цикла происходят и при более высоких температурах; речь идёт только о температурах, при которых подавляющая часть энергии выделяется именно в данной реакции.
При преобразовании 1 кг водорода в гелий выделяется энергия, равная 10 14 Дж. Поскольку мощность излучения Солнца равна 4 • 10 26 Вт, а масса водорода в нем составляет 2 • 10 30 кг, то запаса водорода в Солнце хватит на 100 млрд лет; конечно, не весь водород может выгореть, а только тот, который сосредоточен в центральных областях, но и его хватит на 10—15 млрд лет. В звёздах с большей светимостью запас водорода израсходуется гораздо быстрее.
Протон-протонный цикл (p-p-цикл)
Первый путь — протон-протонный цикл — осуществляется при низких температурах: от 14 • 10 6 до 15 • 10 6 K. Он начинается с того, что два протона сливаются, образуя ядро дейтерия, дейтерий поглощает ещё один протон, превращаясь в изотоп гелия (He), конец цепочки — образование ядра гелия.
Углеродно-азотный цикл (CNO-цикл)
Второй путь — углеродно-азотный цикл — осуществляется при температурах от 18 • 10 6 до 20 • 10 6 K и содержит ряд ядерных реакций. Начинается он с того, что протон сливается с ядром атома углерода, образуя ядро азота, а заканчивается тем, что образовавшееся ядро атома кислорода распадается на ядро атома углерода и ядро атома гелия.
Горение гелия (тройная гелиевая реакция)
При температурах, больших чем 10 8 K, и плотностях порядка 10 9 кг/м 3 и больше возможны ядерные реакции, в которых три ядра гелия сливаются в ядро углерода. Правда, это осуществимо только на поздних стадиях эволюции звезды, когда в её ядре уже полностью исчерпываются запасы водорода и вещество практически полностью состоит из гелия.
Образование элементов тяжелее железа
При больших температурах и плотностях в термоядерных реакциях участвуют все более и более тяжёлые элементы, вплоть до железа. С железом и более тяжёлыми элементами термоядерные реакции не происходят, так как в них энергия уже не выделяется, а поглощается.
Нейтрино
До недавнего времени ещё сохранялись сомнения в правильности гипотезы о термоядерных источниках, хотя результаты расчётов по этой гипотезе прекрасно подтверждались наблюдениями. Но в 1993 г. начал работу нейтринный телескоп, способный регистрировать нейтрино, возникающее при слиянии двух ядер водорода в ядро дейтерия. Результаты экспериментов показали, что регистрируется примерно вдвое меньше нейтрино, чем ожидалось. Материал с сайта http://wikiwhat.ru
Осцилляции нейтрино
Существует три вида нейтрино: электронное (ve), мюонное (vμ) и тау-нейтрино (vτ). Согласно некоторым теориям элементарных частиц нейтрино могут превращаться друг в друга. Эксперимент, поставленный в 2000—2001 гг., проходил на двух установках (их часто называют нейтринными телескопами). В одной из них (в Садбери) регистрировалось только электронное нейтрино, в другой (японская установка Супер-Камиоканде) — все виды нейтрино. Солнце испускает исключительно электронные нейтрино. Оказалось, что Супер-Камиоканде регистрирует примерно на 30% меньше ожидаемого количества нейтрино. Но в Садбери регистрируют ещё примерно на 1/3 меньше, т. е. регистрируемый на Земле поток солнечных нейтрино содержит не только электронные нейтрино! Значит, по дороге к Земле часть электронных нейтрино превратилась в другие виды нейтрино (мюонное или тау). Это снимает противоречие наблюдений и теории ядерных источников энергии.
Возможность таких осцилляций предсказывалась, но для их осуществления необходимо, чтобы нейтрино имело массу. А такое предположение, в свою очередь, противоречит многим фундаментальным физическим теориям. Однако в 2015 году Такааки Кадзита и Артур Макдональд решили эту теоретическую проблему и доказали, что нейтрино всё же имеют ненулевую массу, за что получили Нобелевскую премию по физике.
Источник
Обзорная статья о нуклеосинтезе в звёздах, звёздной эволюции и сверхновых
Остатки сверхновой в созвездии Тельца, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами.
Всем многообразием химических элементов существующих в природе мы обязаны звёздам. Ведь в самом начале существования Вселенной первичный ядерный синтез подарил Вселенной только водород и гелий.
Спустя сотни тысяч лет зажглись первые звёзды, внутри которых начался синтез ядер более тяжёлых элементов. Ведь что такое звезда? Звезда — это баланс между энергией, выделяющейся при нуклеосинтезе в её ядре, и гравитационной силой, сжимающей звезду. В конечном итоге, гравитация всегда побеждает — это только вопрос времени.
Как работает внутризвёздная алхимия?
Первичным ресурсом для термоядерного синтеза являются ядра водорода, из которых более чем на 90% и состоят звёзды. В результате реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия, с выделением ряда разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности. Одновременно с этим нарастает и давление в центре звезды (уравнение Менделеева-Клапейрона). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитации сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. Этот период жизни звезды называется главной последовательностью (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и является самым продолжительным. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Надо сказать, что определяющим свойством звезды является, конечно же, её масса. Большинство звёзд лежит в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца. Мы, как патриоты, естественно, измеряем массу звёзд в солнечных массах.
Основные фазы звёзд разнятся по свойствам и продолжительности в зависимости от массы, но начало конца у всех одинаково.
По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях, окружающих ядро, звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала очередной термоядерной реакции синтеза. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа. Электроны, до этого момента не игравшие видную роль в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия из-за высокого давления и температуры внутри ядра почти все покидают свои ядерные орбитали. Находясь в таком высокоэнергетическом состоянии они уже сами оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.
Звезды более массивные, чем Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом, при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в его оболочке. Таким образом звезда начинает напоминать луковицу с разными реакциями синтеза в определённых слоях. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вдавливаться в протоны ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, и всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.
После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию.
Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.
Почему сверхновые так важны?
Недавно, благодаря наблюдательным данным, подтвердилась гипотеза о том, что термоядерный синтез происходит также и в сам момент вспышки сверхновой — ударная волна проходит через все слои звезды, на мгновение значительно повышая давление, и запускает кратковременый синтез самых тяжелых элементов таблицы Менделеева.
Более того, сверхновые являются главными распространителями элементов по Вселенной, разбрасывая их на многие сотни световых лет от места их рождения. А давление излучения на окружающие газопылевые облака запускает процесс рождения новых звёзд.
Как же мы узнаем о химическом составе таких объектов как звёзды?
Дело в том, что атомы каждого химического элемента имеют строго определённые резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет. Это приводит к тому, что в спектроскопе на спектрах видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и его состояния.
Оптическая спектроскопия зародилась в 1802 году, когда были обнаружены темные линии в спектре Солнца. Эти линии заново открыл и описал Фраунгофер в 1814 году. В 60-е годы XIX века Кирхгоф дал почти правильную трактовку этих линий, считая что это линии поглощения, обусловленные наличием в атмосфере Солнца различных газов, и что с каждым газом связана определенная линия.
Целенаправленная научная спектроскопия началась в 1853 году, когда Ангстрем сопоставил линии излучения газов с различными химическими элементами — так зародился новый метод получения информации о составе веществ — спектральный анализ. Сейчас это один из мощнейших инструментов современной науки. Этот чувствительный метод широко применяется в аналитической химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке, археологии и других отраслях науки.
Источник