Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Słońce  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Parametry fizyczne i budowa
- Jądro
- Otoczka
- Atmosfera
- Promieniowanie
- Aktywność
- Przyszłość
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Jądro Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]

Prawie cała energia Słońca (ponad 95%) produkowana jest w kuli o promieniu 0,25 R stanowiącej zaledwie 1,5% całkowitej objętości Słońca. Pozostałe 5% energii powstaje w wyższych warstwach jądra, gdzie tempo reakcji nuklearnych zanika wykładniczo z odległością od centrum. Energia wytwarzana jest w procesie łączenia się (fuzji) 4 protonów w jądro helu. W Słońcu proces ten zachodzi głównie na drodze szeregu reakcji tworzących cykl protonowo-protonowy (pp). W ten sposób powstaje 99% energii. Alternatywną drogą zamiany wodoru w hel jest cykl węglowo-tlenowy (CNO), lecz przebiega on wydajnie w wyższych temperaturach, toteż w jądrze Słońca cykl ten jest źródłem tylko 1% energii. Wśród trzech gałęzi cyklu pp najczęstszym (86%) i wytwarzającym najwięcej energii jest cykl ppI:

p + p     2H + e+ + e (1,442 MeV)
2H + p      3He + (5,494 MeV)
3He + 3He      4He + 2p + (12,860 MeV)

W nawiasach podana jest ilość energii uwalniana w reakcji, wyrażona w megaelektronowoltach (MeV). W czternastu przypadkach na sto zamiast ostatniej reakcji może dojść do utworzenia berylu w reakcji:

3He + 4He      7Be + (1,586 MeV),

co umożliwia powstanie helu na dwa sposoby. Najczęściej, bo w 99%, w łańcuchu reakcji ppII:

7Be + e-      7Li + e (0,862 MeV)
7Li + p      2 4He      (17,348 MeV)

lub poprzez znacznie rzadziej zachodzący łańcuch ppIII:

7Be + p      8Be +    (0,137 MeV)
8B      8Be* + e+ + e (15,1 MeV)
8Be*      2 4He           (2,995 MeV).

W przedostatniej reakcji powstaje wzbudzone jądro berylu, które szybko rozpada się na dwie cząstki a. Niezwykle rzadko, w jednym przypadku na czterysta, zamiast fuzji dwóch protonów rozpoczynającej cykl zachodzi tzw. reakcja pep:

p + e- + p 2H + e (1,442 MeV).

Udział tej reakcji w produkcji energii można zaniedbać, ale jest ona źródłem wysokoenergetycznych neutrin, których strumień daje się obserwować na Ziemi.

...powiększenie  >>>
Rozkład temperatury, gęstości i mocy promieniowania we wnętrzu Słońca. Masa Słońca jest skoncentrowana w jego centrum, gdzie temperatura osiąga wartość 15 mln stopni, a ciśnienie 1016 paskali (Pa) i jest 230 miliardy razy większe od ciśnienia atmosferycznego na powierzchni Ziemi. Cała energia jest wytwarzana w jądrze, które stanowi niecałe 2% objętości Słońca. Tylko w tym obszarze moc promieniowania L rośnie wraz z odległością od środka. W otoczce, powyżej r = 0,3R, L się nie zmienia. Temperatura i gęstość maleją ze wzrostem odległości od centrum - najszybciej w warstwach zewnętrznych. W obszarze o grubości prawie 0,2R temperatura zmienia się o trzy rzędy wielkości, od około miliona stopni do 6000 K na powierzchni. Znacznie gwałtowniejszy spadek gęstości (nie ujęty na wykresie) odbywa się w warstwach powierzchniowych i atmosferze: na przestrzeni nieco ponad 2000 km gęstość maleje od około 10-3 do 10-10 kg/m3.

Masa czterech protonów jest większa od masy utworzonego jądra helu. Niezależnie od drogi, na której powstaje hel (dotyczy to również cyklu CNO), różnica masy (ok. 0,71%) zostaje zamieniona na energię równą 26,732 MeV. Energia ta jest unoszona ku powierzchni w 98% przez fotony, a w pozostałej części przez neutrina. W efekcie, na skutek procesów termojądrowych, Słońce traci masę. Tempo utraty masy jest proporcjonalne do mocy promieniowania i w przybliżeniu wynosi L /c2 = 4x109 kg/s, gdzie c to prędkość światła. Gdyby przyjąć, że w ciągu całego życia Słońce zmniejszało swą masę w takim tempie, całkowita utrata masy poprzez promieniowanie wyniosłaby około 6,5x1026 kg, co jest wartością mniejszą od niepewności z jaką wyznaczamy obecnie masę Słońca. Efekt ten jest więc zwykle zaniedbywany w modelach standardowych.

Gęstość i ciśnienie gazu we wnętrzu Słońca są bardzo duże, lecz nie na tyle, aby materia stawała się zdegenerowana. Reaguje ona tak jak gaz doskonały, przez co tempo reakcji termojądrowych zależy bardzo silnie od temperatury gazu. Głównie dzięki temu sprzężeniu Słońce nie wybucha, a jego wnętrze jest samoregulującym się reaktorem nuklearnym. Wzrost temperatury w jądrze zwiększa tempo produkcji energii, co powoduje wprawdzie wydajniejsze ogrzewanie gazu, ale towarzyszy temu wzrost ciśnienia. Większe ciśnienie unosi materię, powodując rozszerzanie się jądra, za czym z kolei idzie spadek temperatury. W rezultacie tempo reakcji jądrowych zmniejsza się do wartości wyjściowych. Podobne zjawisko wystąpi przy spadku temperatury: zmniejszenie ciśnienia, kurczenie się jądra i ostatecznie wzrost tempa wytwarzania energii. W efekcie ustala się stan równowagi, w którym energia wytwarzana jest w takim tempie, by wynikające z tego ciśnienie gazu było w stanie utrzymać ciężar materii spoczywającej na jądrze.

Fotony powstające w reakcjach jądrowych dyfundują powoli ku powierzchni, bezustannie oddziałując z materią, przez co stopniowo tracą energię. Powstają w centrum jako wysokoenergetyczne fotony promieniowania gamma i rentgenowskiego, a na powierzchni są wyświecane w olbrzymiej większości jako promieniowanie optyczne i podczerwone. Fotony, a ściślej energia emitowana obecnie z powierzchni Słońca, powstały kilka milionów lat temu. Tyle bowiem czasu potrzeba, by powstające w jądrze fotony dotarły do zewnętrznych warstw naszej gwiazdy. Inaczej ma się rzecz z neutrinami. Te przenikliwe cząstki osiągają powierzchnię w ciągu dwóch sekund, praktycznie nie oddziałując ze słonecznym gazem. Po dalszych 8 minutach, jeśli tylko podążają w odpowiednim kierunku, neutrina docierają do Ziemi. Stwarza to potencjalne możliwości testowania centralnej części modelu Słońca poprzez porównanie emitowanego strumienia neutrin ze strumieniem obliczonym w modelu. Silna zależność tempa reakcji jądrowych od temperatury czyni z wartości strumienia neutrin bardzo czuły wskaźnik warunków fizycznych panujących obecnie w jądrze Słońca.

[ 1 ]   [ 2 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach