Внутреннее строение Солнца и звёзд
Урок 62. Физика 11 класс ФГОС
Конспект урока «Внутреннее строение Солнца и звёзд»
Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться. Так, например, средняя плотность самой большой из известных на сегодняшний день звёзд гипергиганта UY Щита составляет всего около 2 · 10 –6 кг/м 3 . То есть плотность этой звезды почти в 2 000 000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях.
В зависимости от массы и размеров звёзды различаются и по внутреннему строению, хотя все они имеют примерно одинаковый химический состав. Однако прежде чем приступить к изучению внутреннего строения звёзд, вспомним некоторые данные о внутреннем строении нашего Солнца. Напомним, что модель строения Солнца (точнее, «спокойного» Солнца) построена исходя из условия о гидростатическом равновесии во всех его слоях.
Итак, согласно данной модели, в центре нашей звезды находится ядро, радиус которого может достигать 150—175 тыс. километров. Расчёты показывают, что температура в центре Солнца достигает 15 · 10 6 К, а плотность вещества более чем в 100 раз превышает его среднюю плотность. Высокая плотность и температура ядра создают благоприятные условия для протекания в нём термоядерных реакций.
Над ядром в области 0,2—0,7 радиуса Солнца располагается зона лучистого переноса. В ней происходит перенос энергии от ядра к более высоким слоям Солнца посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий. При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучённая нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлучается им. То есть происходит очень медленное, иногда длящееся миллионы лет «просачивание» излучения от центра Солнца к его поверхности. Вы только представьте, что свет и тепло, которые освещают и согревают нашу планету сегодня, были выработаны в термоядерных реакциях в центре Солнца несколько миллионов лет назад.
В последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона, в которой передача энергии осуществляется посредством перемешивания, то есть конвекции.
Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — атмосферы.
Конечно, мы не можем заглянуть внутрь Солнца и убедится в правильности модели его строения. Однако знание физики элементарных частиц позволило убедиться в её правильности. Дело в том, что при термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода, наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино. Как мы помним, нейтрино практически не задерживается веществом. Поэтому, возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью, близкой к скорости света, они буквально через 2 секунды покидают его поверхность. А спустя ещё 8 мин 19 с достигают Земли. Для наблюдений солнечных нейтрино в 1960 году был построен специальный нейтринный телескоп, который в 1970 году впервые в мире смог зарегистрировать солнечные нейтрино. Это и стало подтверждением теоретической модели строения Солнца как звезды. Поэтому мы в полной мере можем использовать полученные результаты для разработки моделей других звёзд.
Итак, взглянем на диаграмму спектр — светимости. Как мы уже вспоминали, в верхней части главной последовательности располагаются горячие массивные звёзды. Возьмём, к примеру, звезду, масса которой примерно в 10 раз больше массы Солнца, а светимость превышает солнечную в 3000 раз.
Расчёты показывают, что в центре такой звезды располагается конвективное ядро, размером примерно в 0,2 радиуса звезды. Оставшуюся же часть звезды занимает лучистая оболочка, где перенос энергии осуществляется посредством излучения. Такая звезда примерно на 90 % состоит из водорода и на 9 % из гелия. Основным источником энергии таких звёзд является углеродный цикл, в котором происходит превращение водорода в гелий под действием трёх катализаторов: углерода, азота и кислорода.
Посмотрим теперь, что представляют собой звезды, расположенные в нижней части главной последовательности. Во-первых, у этих звёзд нет конвективного ядра, но есть внешняя конвективная зона. Она начинается на расстоянии примерно в 0,65 полного радиуса звезды и продолжается практически до самой её поверхности. Источником энергии таких звёзд является известный нам протон-протонный цикл.
Переместимся в верхний правый угол диаграммы. Как мы помним, здесь располагаются очень массивные красные звёзды. Для примера рассмотрим гиганта, радиус которого примерно в 20 раз больше радиуса Солнца. Пусть масса гиганта лишь слегка превышает массу Солнца (1,3М⨀), а его светимость будет в 230 раз больше солнечной. При расчётах структуры такой звезды выяснилась удивительная вещь: в центре звезды нет водорода, он весь выгорел.
Там находится маленькое ядро (0,001R), почти целиком состоящее из гелия. Как следствие, в ядре таких звёзд термоядерные реакции не идут, а его температура остаётся постоянной. Поэтому ядра красных гигантов и сверхгигантов называют изотермическими.
Ядро окружает тонкий энерговыделяющий слой, в котором происходят термоядерные реакции углеродного цикла. Далее идёт слой, в котором энергия переносится излучением. Его толщина составляет примерно 1/5 радиуса звезды. А наружные слои гиганта охвачены бурной конвекцией. Эти слои содержат около 70 % массы всей звезды. Но тогда мы приходим к удивительному выводу: маленькое ядро гиганта весит почти одну третью его часть. А чайная ложка вещества ядра весит почти тонну.
Возникает закономерный вопрос: неужели вещество ядра красного гиганта можно считать газом? Оказывается, что можем. Но газ этот особенный, и, чтобы объяснить все его свойства, мы должны рассмотреть строение звёзд, расположенных под главной последовательностью — белых карликов.
Их светимость очень мала (иногда в тысячу раз меньше светимости Солнца). Однако при массе, сравнимой с массой Солнца, их размеры сравнимы с размерами планет. Это приводит к тому, что средняя плотность вещества белых карликов (10 5 —10 9 г/см³) почти в миллион раз больше плотности звёзд главной последовательности. И вот тут самое интересное. Дело в том, что в природе не существует веществ, плотность которых может превышать 20 г/см 3 . При такой плотности атомы вещества уже предельно тесно расположены друг к другу. Значит, внутри белых карликов нет атомов!
Это натолкнуло учёных на мысль о том, что вещество таких звёзд — это очень плотный ионизированный газ, состоящий из атомных ядер и отдельных электронов. Такой газ в физике называется вырожденным электронным газом. Его давление определяется только плотностью и не зависит от температуры. Снаружи белый карлик покрыт тонкой оболочкой идеального газа.
Но на этом чудеса Вселенной не заканчиваются. Оказывается в ней существуют звёзды, состоящие в основном из сверхтекучей нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1—2 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Это нейтронные звёзды.
При массе, сравнимой с массой Солнца, радиус нейтронной звезды чаще всего не превышает и 10—20 км. Поэтому средняя плотность их вещества в несколько раз больше плотность атомного ядра! Из чего состоит ядро нейтронной звезды нам до сих пор неясно, но вероятно оно представляет собой кварк-глюонную плазму.
Если нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением и мощным магнитным полем, то её называют пульсаром. Пульсар представляет собой источник строго периодических радиоимпульсов с периодом от 0,0014 до 11,8 с. Интересно, что первый пульсар был открыт в 1967 года, но результаты открытия несколько месяцев хранились в тайне. А первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (от английского Little Green Men — «маленькие зелёные человечки»). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение.
Наиболее замечательный и самый известный пульсар в точности совпадает с одной из звёздочек в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Интересен он тем, что Крабовидная туманность является остатками сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году. Её наблюдали китайские и японские астрономы в виде внезапно появившейся «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём.
В 1998 году был обнаружен ещё один тип нейтронных звёзд — магнетар. Такое название звезда получила из-за того, что она обладает сильнейшим магнитным полем во Вселенной (до 10 11 Тл). По состоянию на ноябрь 2019 года известно всего 23 магнетара, ещё шесть кандидатов ожидают подтверждения.
В конце XVIII века известный математик и астроном Пьер Лаплс, анализирую теорию тяготения Ньютона, пришёл к удивительным выводам, которые позволили предсказать существование необычных объектов во Вселенной —чёрных дыр. Чёрная дыра — это область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что даже свет не может его преодолеть.
Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звёзд гравитационный радиус может быть определён, как отношение удвоенного произведения гравитационной постоянной и массы звезды к квадрату скорости света:
Как правило, для массивных звёзд этот радиус составляет всего несколько десятков километров.
Из-за того, что чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, их поиски во Вселенной сопряжены с очень большими трудностями. Поэтому обнаружить такой объект пока возможно лишь двумя способами. Проще всего найти чёрную дыру можно тогда, когда она является одним из компонентов тесной двойной звёздной пары. В этом случае наблюдается обращение второго компонента вокруг массивного «пустого места».
Второй способ предполагает, что в тесных двойных системах мощное гравитационное поле чёрной дыры вызывает падение на неё газа из атмосферы звезды-спутника, сопровождающееся мощным рентгеновским излучением. Примером может служить двойная звезда Лебедь Х-1. Она представляет собой массивную двойную систему, одним из компонентов которой является чёрная дыра массой около 14,8 масс Солнца, а второй компонент — это голубой сверхгигант.
Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики. Но о них мы с вами поговорим в одном из следующих уроков. А сейчас давайте подводить итоги урока сегодняшнего. Итак, сегодня мы с вами выяснили, что размеры звёзд лежат в очень широком диапазоне: от небольших белых карликов и нейтронных звёзд до огромных красных гигантов и гипергигантов.
Источник
Строение, излучение и эволюция Солнца и звёзд
Урок 59. Физика 9 класс (ФГОС)
Конспект урока «Строение, излучение и эволюция Солнца и звёзд»
Настало время поговорить о центральном объекте нашей Солнечной системы — Солнце. Давайте с вами вспомним, как происходило рождение нашего светила. Итак, около 5 миллиардов лет назад вблизи одного из газопылевых облаков взорвалась сверхновая звезда. Этот взрыв не только наполнил газопылевое облако, состоящее в основном из водорода и гелия, тяжёлыми элементами, но и определил его будущее, поскольку фронт ударной волны сжал облако газа до критической массы. Эта масса, под действием гравитационных сил, начала сжиматься. В быстро сжимающемся облаке реакции усилились — газ и пыль уплотнились во множество комков, каждый из которых стал яслями для будущих звёзд.
Сегодня примерно тоже самое мы можем наблюдать в созвездии Ориона, через которое на сотни световых лет протянулось гигантское молекулярное облако. Постепенно под действием гравитации молекулярное облако расплющилось в диск, в центре которого начала формироваться молодая звезда. При гравитационном сжатии газ в протозвезде сильно разогрелся. Когда температура в центре молодой звезды достигла нескольких миллионов градусов, её сжатие прекратилось, а в ядре включились термоядерные источники энергии — реакции протон-протонного цикла. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды.
Итак, около четырёх с половиной миллиардов лет назад в крохотном уголке Вселенной в галактике Млечный путь возникла небольшая планетная система, в центре которой светила небольшая звезда — звезда по имени Солнце. Это типичная звезда (коих только в нашей галактике насчитывается около ста миллиардов), представляющая собой раскалённый плазменный шар. Солнечный диск, который мы видим с Земли — это ослепительный жёлтый круг. А свет от этого «круга» доходит до поверхности нашей планеты примерно за 8 минут 20 секунд.
Диаметр Солнца в 109 раз превышает диаметр Земли, а его масса примерно равна 333 000 земным массам и примерно в 750 раз больше суммарной массы всех больших планет Солнечной системы.
C незапамятных времён у многих народов Солнце являлось объектом поклонения. Это было самое могущественное божество, а культ непобедимого Солнца был одним из самых распространённых (Гелиос — греческий бог Солнца, Аполлон — бог Солнца у римлян, Митра — у персов, Ярило — у славян). В честь Солнца возводились огромные храмы, о нём слагались песни и ему приносились жертвы.
Сейчас же учёные исследуют природу Солнца и выясняют его влияние на нашу планету. Практически всё, что мы знаем о Солнце, было получено путём изучения его спектра. Анализ спектральных линий показал, что более чем на 73 % наша звезда состоит из водорода, около 25 % приходится на гелий. А на оставшиеся 2 % массы Солнца приходится около семидесяти других химических элементов.
При наблюдении Солнца с Земли его диск кажется резко очерченным. Дело в том, что почти всё видимое излучение Солнца исходит из его очень тонкого слоя — фотосферы, толщина которой не превышает 300 километров.
Средняя температура фотосферы около 5500 о С. При такой температуре раскалённый газ излучает электромагнитную энергию преимущественно в оптическом диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.
Вся фотосфера Солнца, при её близком рассмотрении, чем-то похожа на рисовые зёрна — это ячейки горячего газа, булькающего в фотосфере, подобно кипению воды в чайнике. Такое явление называется грануляцией.
Во время полного солнечного затмения (то есть когда диск Луны полностью закрывает солнечную фотосферу) можно наблюдать и слабое излучение более высоких слоёв Солнца — хромосферы и короны. Всё вместе — фотосфера, хромосфера и корона — образуют атмосферу Солнца.
Самые приметные объекты на Солнце — это тёмные (или солнечные) пятна, диаметр которых иногда достигает 200 000 километров. Это области холодного газа (он холоднее фотосферы примерно на 1500 о С), поэтому по контрасту с более горячей и яркой фотосферой они кажутся тёмными.
Возникновение солнечных пятен связано с колебаниями магнитного поля Солнца. В обычных условиях его индукция лишь в два раза превышает индукцию магнитное поле Земли. Но иногда в небольшой области возникают концентрированные магнитные поля, индукция которых в несколько тысяч раз больше. Эти поля не дают горячей плазме подняться к поверхности, в результате чего вместо светлых гранул образуется тёмное пятно.
Эти пятна, как правило, появляются группами и существуют от нескольких дней до нескольких месяцев. Несмотря на то, что наблюдение за Солнечными пятнами идёт уже не одно столетие, учёные до сих пор не знаю механизма и частоту их формирования.
17 января 2017 года стало известно, что учёным Европейской южной обсерватории с помощью самого мощного микроволнового телескопа на Земле «АЛМА» (Чили) удалось заглянуть «внутрь» солнечного пятна и сделать его высококачественные снимки. Они надеются, что в будущем это поможет разгадать тайну этих магнитных структур.
Наблюдение за перемещением пятен по поверхности Солнца дало основание полагать, что Солнце, как и все его спутники вращается вокруг своей оси. Период такого вращения составляет двадцать пять дней девять часов семь минут и тринадцать секунд.
Также многолетние наблюдения за пятнами показали, что имеются циклические колебания числа пятен: иногда их совсем нет, а иногда они возникают многочисленными группами разных размеров. В среднем, продолжительность такого цикла составляет около 11 лет.
Иногда на Солнце можно наблюдать факелы — это такие яркие образования, которые видны вблизи края солнечного диска в белом свете.
Над фотосферой располагается хромосфера Солнца. Её толщина достигает 2000 километров. Верхняя граница хромосферы не имеет чётко выраженной гладкой поверхности — наблюдателю она представляется в виде тонких светящихся столбиков плазмы — это спикулы. Одна такая спикула в среднем живёт около 5—10 минут, а её длина может достигнуть 20 тысячи километров.
Над хромосферой располагается солнечная корона — это последняя внешняя оболочка Солнца. Она в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений — вспышек, простирающихся на несколько сотен тысяч, а иногда и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер
Средняя корональная температура составляет от одного до двух миллионов градусов. А самая максимальная зафиксированная температура достигала двадцати миллионов градусов. Но так как плотность вещества в короне очень мала — мала и её яркость. Поэтому наблюдать корону невооружённым глазом можно лишь в моменты полного солнечного затмения.
Протуберанцы, наблюдаемые на краю солнечного диска, похожи на гигантские арки, опирающиеся на хромосферу Солнца. Они сильно выделяются на фоне короны, так как имеют более высокую плотность при температуре порядка 10 000 о С. Скорость вещества в таких образованиях достигает 200 км/с, а их высота — до 40 радиусов Земли.
О внутреннем строении Солнца учёным рассказывают его физические характеристики, а также законы, которые в силу своей универсальности применимы ко многим объектам нашей Вселенной. Итак, согласно расчётам, в центре Солнца находится ядро с радиусом от ста пятидесяти до ста семидесяти пяти тысяч километров, в котором и протекает протон-протонная термоядерная реакция. При этом ежесекундно в излучение превращается более четырёх миллионов тонн вещества. И хотя эта величина, по нашим земным понятиям, огромна, по сравнению с массой светила она ничтожна: потребуется несколько миллиардов лет, прежде чем Солнце израсходует своё вещество и перестанет существовать. Но об этом немного позднее.
Ядро — это единственное место на Солнце, где вырабатывается энергия и тепло. Остальная же часть звезды нагревается этой энергией.
Над ядром, в области 0,3—0,7 радиуса Солнца, располагается зона лучистого переноса. В этой зоне происходит перенос энергии от ядра к более высоким слоям посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий.
При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучённая нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлучается им и так далее. Происходит очень медленное, иногда длящееся около миллиона лет «просачивание» излучения от центра Солнца к поверхности.
В последней трети радиуса Солнца располагается конвективная зона. Здесь энергия уже передаётся не с помощью излучения, а посредством конвекции (то есть перемешиванием). Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца.
Не для кого не секрет, что для людей, животных и растений солнечный свет является очень важным. Солнце является главным источником света и тепла для нашей планеты. Без солнечной энергии, не было бы жизни на Земле. И люди, и животные, и растения — все нуждаются в солнечной энергии. Мы с вами воспринимаем солнечный свет и тепло как что-то должное и редко задумываемся о том, как долго нам ещё радоваться солнечным лучам.
Как мы говорили, наше Солнце лишь крохотная точка в нашей Галактике. Вокруг него существуют миллиарды других звёзд: молодых и старых, только начинающие зарождаться и уже умершие. Да-да, звёзды умирают, и наше Солнце не исключение. Сейчас наша звезда находится в «самом расцвете сил», прожив около половины своей жизни. По мере того, как запасы горючего будут уменьшаться Солнце станет горячее, а его светимость начнёт увеличиваться. Примерно через миллиард лет от настоящего времени, Солнце будет светить так, что поверхность нашей планеты разогреется на столько, что жить на ней можно будет лишь в остатках океана или на полюсах. Ещё примерно через 2,5 миллиарда лет яркость Солнца вырастет 40 %. К этому времени вся вода с поверхности Земли испарится и улетучится в космос — любая жизнь на планете прекратиться. К возрасту в 11 миллиардов лет водород в ядре закончится, и Солнце начнёт относительно быстро расширятся и к возрасту 11,6 миллиарда лет оно станет так называемым субгигантом. Ещё через 0,5 миллиарда лет Солнце разогреется на столько, что в нём начнётся процесс горения водорода в окружающей его оболочке: наша звезда начнёт стремительно расширяться, а его радиус увеличиться примерно в 256 раз, по сравнению с современным, Солнце превратиться в красного гиганта, поглотившего все планеты земной группы.
В таком состоянии Солнце проживёт ещё около 200 миллионов лет. Затем термические пульсации приведут к тому, что внешняя оболочка Солнца будет сорвана, и из неё образуется планетарная туманность. А в центре этой туманности будет находится крошечная звёздочка, образовавшаяся из ядра Солнца — это белый карлик. Изначально его поверхность будет намного горячее чем у современного Солнца, а его светимость будет 3500 раз выше. Однако в течение следующих миллионов и миллиардов лет белый карлик начнёт остывать и угасать, постепенно превращаясь в коричневого карлика.
В заключении урока отметим, что все звёзды проходят те же стадии эволюции, что и наше Солнце. Отличаться они могут лишь тем, как закончат своё существование. Так, например, звёзды, масса которых находится в пределах от 1,4 до 2,5 масс Солнца на заключительной стадии эволюции превращаются в нейтронные звёзды, то есть звёзды, состоящие из нейтронов. Они обладают чудовищной плотностью (до 10 18 кг/м 3 ).
Если же масса звезды превышает 2,5 массы Солнца, то на заключительной стадии эволюции она превращается в неудержимо сжимающийся объект — чёрную дыру. Её гравитационное поле на столько мощное, что даже свет не в состоянии его преодолеть.
Источник