Kommunal uddannelsesinstitution "Gymnasium nr. 7"

Abstrakt om emnet:

"Hvor gamle er solen og stjernerne"

Udført af 10. klasses elev Ekaterina Zaborova

Leder: fysiklærer N.P. Dobrodumova

2010

Torzhok

“Stjernerne skinner; denne simple observationelle kendsgerning fører straks til den konklusion, at de skal udvikle sig."

R.L. Seare, R.R. Brownlee

Mål: analysere informationen om moderne ideer om solens og stjernernes oprindelse og udvikling.

Opgaver: finde ud af de vigtigste kilder til solenergi.

Indledning.

Hvis du spørger nogenpersonhvilket himmellegeme har højeste værdi for os på Jorden, så skal vi nok høre det Sol . Hvad er Solen? Det første, der kommer til at tænke på, er solen - en kilde til lys, varme og komfort, uden hvilken eksistensen af ​​liv på Jorden ikke ville være mulig. Vores forfædre forstod, hvor meget deres eksistens afhang af Solen og behandlede den derfor med respekt, tilbad den og guddommeliggjorde den. Moderne forskning stjernerne tættest på os bekræfter dens endeløse indflydelse på vores liv.

Hoved uløst mysterium, artefakt solsystemet- det er måske indbyggernes alder. Ingen kan sige med sikkerhed, for eksempel, hvor gammel Solen, Jorden, Månen osv. er, endsige hvor gammelt Solsystemet selv er. Derfor er det mål, som jeg har sat mig, at analysere informationen fra moderne ideer om Solens og stjernernes oprindelse og udvikling.

1. Hvor stor er energien fra Solen og stjernerne

Er det muligt at bestemme alderen på Solen og andre stjerner? Er vi i stand til at vide, om Solen er ældre end Jorden, yngre end den eller dens jævnaldrende? Har Solen og stjernerne altid været de samme, som de er nu, og vil de altid være de samme? Var de varmere, bliver de koldere? Forandrer solen og stjerner sig over tid? Udvikler de sig eller forbliver de altid de samme Hvor længe udsender Solen og andre stjerner? Hvor længe vil de fortsætte med at udsende For at besvare alle disse spørgsmål, blev der brugt en energisk tilgang. Det er klart, at hvis du beregner mængden af ​​energi i Solen og måler den hastighed, hvormed den forbruger energi, kan du bestemme varigheden af ​​dens eksistens. Hvis vi bestemmer, hvor meget af sin energireserve Solen allerede har brugt op, så kan vi se, hvor længe den allerede har eksisteret, og hvor meget tid den har tilbage til at eksistere. Det formulerede problem kan sammenlignes med dette opgave: i det første øjeblik er der i komfuret EN kg kul, der brænder med en hastighed Og kg/t. Hvis der i øjeblikket er kul tilbage i komfuret I kg, hvor længe har brændeovnen så brændt og hvor længe vil den blive ved med at brænde? Det er let at se, at ovnopgaven ikke er svær. Ak, med hensyn til Solen og stjernerne er løsningen langt fra så enkel. For det første er det nødvendigt at bestemme de indledende og nuværende energireserver for Solen og stjernerne. For det andet skal du finde de tilsvarende energiforbrugssatser. Derudover skal du overveje, at stjerner har flere forskellige energikilder. Afhængig af startmassen og indledende sammensætning stjerner, der foregår forskellige processer i dem og med ved forskellige hastigheder. Endelig ændres stjernernes masse, sammensætning og tilstand hele tiden, efterhånden som de ældes. Samtidig ændres de processer, der foregår i dem, og den hastighed, hvormed de forbruger energi. For at besvare de stillede spørgsmål i begyndelsen er det således ikke kun nødvendigt at måle en række parametre himmellegemer, men også for at forstå, hvordan stjernernes udvikling foregår.

2. Hvilke midler har vi til at studere Solen og stjernerne?

Solen sender os varme og lys eller videnskabeligt set stråling forskellige typer inklusive gammastråler, røntgenstråler, synligt lys, radiobølger, samt neutroner og neutrinoer. Alle konklusioner om Solens struktur, dens alder, fortid, nutid og fremtid skal drages ved at studere denne stråling.Det er endnu sværere at bestemme alderen på andre stjerner. Det blotte menneskelige øje ser kun nogle få tusinde af de lyseste af dem på himlen. Et kraftigt moderne teleskop kombineret med en følsom fotografisk plade øger antallet af stjerner, der er tilgængelige for observation, til millioner. Et ubetydeligt beløb elektromagnetisk stråling- det er alt, hvad der kommer til os fra stjernerne.Er dette nok til at bedømme deres egenskaber, struktur og alder? Da de passende forskningsmetoder var opfundet, blev det muligt at sige: ja, det er nok. Den stjerne, der er tættest på os, er vores sol.

Solens energi manifesterer sig i alt, der omgiver os. Planters liv og udvikling er tæt forbundet med solens aktivitet. "En person har ret til at kalde sig selv Solens søn," skrev K. A. Timiryazev. Enhver bevægelse på Jorden sker hovedsageligt på grund af den energi, der kommer til os i solens stråler. Solen er kilden til liv på Jorden. Den store russiske videnskabsmand K. A. Timiryazev skrev i sin vidunderlige bog "The Life of a Plant":"Der var engang, et sted på jorden, faldt en solstråle, men den faldt ikke på gold jord, den faldt på en grøn hvedespire, eller bedre at sige, på et klorofylkorn, der ramte det. det gik ud, holdt op med at være let, men forsvandt ikke... I en eller anden form blev det en del af brødet, der tjente os som mad. Det blev forvandlet til vores muskler, til vores nerver... Maden tjener som en kilde til styrke i vores krop, kun fordi det ikke er andet som dåsemad solens stråler...»

Nogle steder globus gigantiske træer har overlevet den dag i dag... Bredden af ​​et af dem er sådan, at 30 mennesker ville være nødt til at slå sig sammen for at kunne gribe det ved basen. Som du ved, kan et træs alder bestemmes ved at tælle antallet af ringe på dets snit. Alderen på en af ​​disse giganter, der for nylig blev fældet af en storm, viste sig ifølge beregningen af ​​antallet af ringe på dens snit at være flere tusinde år. Hver ellevte ring af dette træ har en lidt forskellig bredde, hvilket svarer til den elleve-årige periodicitet af solpletter. Derudover, og det er særligt interessant, kan du i dette afsnit se, at ringene over tusinder af år viste sig at være nogenlunde ens. Det betyder, at Solen i denne tid ikke har ændret sig og sender den samme mængde varme og lys til Jorden. En undersøgelse af livets udvikling på Jorden viser, at mennesker har levet på den i flere millioner år, og det har organisk liv eksisteret i mere end en milliard år. I mellemtiden er organisk liv, forbundet med eksistensen af ​​komplekse polyatomiske molekylære forbindelser, kun muligt under visse betingelser. temperaturforhold. Det betyder, at Solen i mindst en milliard år har udsendt omtrent samme mængde varme og lys, som den gør nu. Hvad angår perioderne med istid, der fandt sted på Jorden, så forklares de ifølge en række videnskabsmænd ikke af ændringer i intensitet solstråling, men ved en ændring i hældningen af ​​jordens akse eller ved at solsystemet passerer gennem en kold tåge Jorden opsnapper kun omkring en milliardtedel af den kolossale mængde varme og lys, der udsendes af soloverfladen i alle retninger, og denne del bestemmer muligheden for liv på jorden. Hvis vi anslår solenergien, der når Jorden til kun én kopek per kilowatt-time, viser det sig, at Jorden modtager en halv milliard rubler værd hvert sekund. Der er stjerner, der udsender tusindvis af gange mere energi end vores sol. Så lidt energi når os kun fra dem, fordi de er placeret meget langt fra os.

3. Hvor kommer Solens og stjernernes energi fra?

Hvor kommer denne kolossale energi fra Solen fra, som er i stand til at bruge den så spildfuldt over en enorm periode? Måske brænder solen? Hvis Solen bestod af det bedste Donetsk-kul og fik tilstrækkelig ilt til forbrænding, ville den med et sådant energiforbrug brænde ud om flere tusinde år. Men Solen har ingen steder at få nok ilt til forbrænding, og desuden er Solen for varm til, at den kan brænde. Forbrænding er en kemisk reaktion af en forbindelse med ilt og med sådan høje temperaturer, som finder sted på Solen, kan der ikke være kemiske forbindelser, som Solens enorme energiforbrug længe har tiltrukket sig videnskabsmænds opmærksomhed.

1. De første, der foreslog metoder til at bestemme solens alder, var baseret på at beregne densenergiressourcer. Ifølge Kelvins antagelser var Solens oprindelige reserve af termisk energi 10-100 millioner gange større end den mængde varme, den i øjeblikket bruger årligt. Derfor er Solens største alder lig med 100-500 millioner år. Det skal bemærkes, at hele denne beregning er ret omtrentlig, og den resulterende værdi sammenlignet med moderne data giver en betydeligt undervurderet værdi for solens alder.
2. Ved meteorit hypoteseSolens energi opretholdes ved, at meteoritter falder ned på dens overflade, hvis energi ved sammenstød bliver til varme. Ifølge beregninger viser antallet af meteoritter, der er tilstrækkeligt hertil, at være så stort, at Solens masse som følge af deres fald skulle stige mærkbart. I mellemtiden er dette i virkeligheden ikke observeret. Derudover, hvis Solens energi blev trukket fra meteoritnedslag, ville Solens overflade være varmere end dens indre dele. Dette ville føre til hurtig fordampning af Solens stof ud i rummet, ødelæggelsen af ​​Solen, hvilket heller ikke er sandt. Meteorithypotesen om at opretholde Solens energi viser sig således at være uholdbar.
3. På grund af tyngdekraftens påvirkning sker der en gradvis komprimering af Solen, og under komprimering opvarmes kroppe som bekendt. I 1854 udtrykte G. Helmholtz det såkaldte sammentrækning en hypotese, ifølge hvilken Solens energi skyldes dens kompression. Beregninger har dog vist, at hvis Solen engang var uendeligt stor og derefter krympede til sin nuværende størrelse, så kunne energien fra dens kompression i dette tilfælde være nok til at opretholde sit energiforbrug i kun 50 millioner år. Denne alder for Solen er ubetydelig. Det er således indlysende, at kompression alene ikke er nok til at opretholde Solens energi.
4. Under naturligt radioaktivt henfald forskellige stoffer uran eller radium, frigives meget betydelig energi. Under omdannelsen til bly udsender et gram radium energi, der er i stand til at løfte 1 ton til en højde på 685 km. Nogle videnskabsmænd foreslog at bruge naturlig energi til at forklare kilden til Solens energi. radioaktivt henfald uran.

Men ifølge beregninger viste det sig, at hvis kilden til Solens energi var radioaktivt henfald, så skulle Solen for at opretholde sit nuværende energiforbrug udelukkende bestå af uran. I mellemtiden er det blevet bevist, at Solen består af brint med en tredjedel i masse, indeholder endnu mere helium, og der er relativt få tunge grundstoffer på Solen. Andre stjerner indeholder også relativt lille mængde tunge elementer.

Det naturlige radioaktive henfald af uran sker langsomt og uanset ydre forhold, mens intensiteten af ​​stråling fra stjerner meget stærkt afhænger af temperaturen i deres indre. Der er meget varme stjerner, der udstråler titusindvis af gange mere end vores sol.

Derfor er hverken stjerners energibalance eller temperaturafhængigheden af ​​deres emission i overensstemmelse med antagelsen om energivedligeholdelse ved naturligt radioaktivt henfald. Derfor er antagelsen om, at Solens og stjernernes energikilde er det naturlige radioaktive henfald af uran eller andre radioaktive stoffer, viser sig også at være uholdbar.

Så vi ser, at hverken komprimeringen af ​​Solen eller meteoritternes fald på den, eller nogen af kemiske reaktioner(f.eks. forbrænding af kul) eller det naturlige radioaktive henfald af uran eller andre radioaktive stoffer kan forklare oprindelsen af ​​Solens energiressourcer. Beviset for dette er en vis succes, om end negativ. Når alt kommer til alt, hvis vi leder efter noget, gør søgningen lettere at vide, hvor vi ikke skal lede.

4. Hvad er nøglen til oprindelsen af ​​Solens og stjernernes energiressourcer?

I løbet af de sidste årtier har videnskabsmænd opdaget og studeret, først teoretisk og derefter praktisk, fuldstændigt ny klasse energikilder - nukleare reaktioner. Det viste sig, at to typer af disse reaktioner har enorm brændværdi og er "kæde", dem. i stand til at forsørge sig selv. En af dem er baseret på fission af tunge grundstoffer, såsom uran. En anden reaktion, den såkaldte termonukleære reaktion, er baseret på fusion af lette grundstoffer, såsom helium fra brint. Baseret på deres brændværdi kan disse reaktioner tjene til at opretholde stjernernes energiressourcer. Lad os se, om de rent faktisk kan finde sted.

Solen og stjernerne består hovedsageligt af lette grundstoffer - brint, helium og nogle andre, og der er meget få tunge grundstoffer i dem. Med hensyn til tilstedeværelsen af ​​"brændstof" svarer stjerneforholdene således til forekomsten af ​​termonukleære fusionsreaktioner. Processen med stjerneudvikling ser i øjeblikket ud som følger: I begyndelsen trækker en enorm mørk gashob sig langsomt sammen under påvirkning af gravitationskræfter. Efterhånden som klyngen trækker sig sammen, stiger temperaturen og trykket i dens dybder i stigende grad. Dermed skabes betingelser for intense kernereaktioner. Når kernefusionsreaktioner blusser op, frigives en enorm mængde energi, og klyngens temperatur stiger kraftigt. I dette tilfælde bliver klyngen selvlysende, det vil sige, den fødes som en stjerne. I denne proces spiller den indledende kompression af himmellegemet rollen som "lancering" af stjernens nukleare energikilde.

I forskellige stjerner Forskellige kernereaktioner finder sted, og i den samme stjerne erstatter nogle kernereaktioner under dens udvikling andre. Først opstår deuterium-"forbrændings"-reaktionen. Samtidig stiger stjernens temperatur, trykket inde i den øges, og stjernens kompression bremses eller stopper, indtil deuteriumet brænder ud. det indeholder nukleare reaktioner, der syntetiserer helium fra brint.

Det er dem nukleare reaktioner har det vigtigste energiværdi for vores sol og mange andre stjerner. Når de opstår, danner fire kerner af brintatomer kernen i et heliumatom gennem en række på hinanden følgende transformationer. I enorme og kraftige "ovne", der opererer i solens og stjernernes dybder, tjener brint således som "brændstof", og som et resultat af dets "forbrænding" opnås helium.

Efter at en betydelig del af brinten er forbrugt, og dermed denne energikilde er opbrugt, trækker stjernen sig sammen igen, og stoffets temperatur i dets dybder og dens tæthed stiger endnu mere. Dette er endnu et kardinalstadium i en stjernes liv. Nu begynder heliumsyntesereaktionen at finde sted i den, hvilket fører til dannelsen af ​​endnu tungere grundstoffer. Den gennemsnitlige molekylvægt af stjernens stof stiger. Det bliver mindre gennemsigtigt. Temperaturen i dens indre stiger endnu mere, og dens skal svulmer. I dette tilfælde bliver stjernen til en rød kæmpe. Stjernernes udvikling slutter ikke der. Da de på alle tidligere stadier af deres liv generøst spredte partikler og stråling, falder deres masse over tid og deres sammensætning ændres. De fleste af dem bliver til små, meget tætte og svagt lysende kosmiske legemer - de såkaldte "dværge", som vi allerede har sagt, sker reaktionen af ​​syntesen af ​​helium fra brint, og det er et sted omkring. midten af ​​denne fase af dens eksistens. For at bestemme dens alder er det således nødvendigt at måle det relative indhold af brint og helium i det.

Hvordan gør man dette?

5. Bestemmelse af Solens og stjernernes sammensætning og alder

Ved første øjekast kan det se ud til, at for at bestemme sammensætningen af ​​Solen eller en stjerne er det nødvendigt at udtrække i det mindste lidt af dens stof. Dette er dog ikke sandt. Sammensætningen af ​​et himmellegeme kan bestemmes ved at observere lyset, der kommer til os fra det ved hjælp af specielle instrumenter. Denne metode kaldesspektral analyseog har stor værdi i astronomi. Essensen af ​​denne metode kan forstås som følger. Lad os placere en uigennemsigtig barriere med en smal spalte foran den elektriske lampe, et glasprisme bag spalten og en hvid skærm noget længere væk. Et opvarmet solidt metalglødetråd lyser i en elektrisk lampe. En smal stråle af hvidt lys skåret af en spalte, der passerer gennem et prisme, nedbrydes i dets komponentfarver og giver et smukt farvebillede på skærmen, bestående af sektioner af forskellige farver, der kontinuerligt forvandler sig til hinanden - dette er den så- kaldet kontinuerligt lysspektrum, svarende til en regnbue. Typen af ​​spektrum af et opvarmet fast stof afhænger ikke af dets sammensætning, men kun af kroppens temperatur. En anden situation opstår, når stoffer gløder i gasform. Når gasser gløder, gløder hver af dem med et særligt, unikt lys. Når dette lys nedbrydes ved hjælp af et prisme, opnås et sæt farvede linjer eller linjespektrum, karakteristisk for hver given gas. Det er for eksempel gløden fra neon, argon og andre stoffer i gaslysrør eller såkaldte koldlyslamper.

Spektral analyse er baseret på, at hvert givet stof kan skelnes fra alle andre ved dets emissionsspektrum.Ved spektralanalyse af en blanding af flere stoffer kan den relative lysstyrke af individuelle linjer, der er karakteristiske for hvert stof, bruges til at bestemme det relative indhold af en bestemt urenhed. Desuden er målenøjagtigheden sådan, at den gør det muligt at bestemme tilstedeværelsen af ​​en lille urenhed, selvom den kun er en hundrede tusindedel af samlet antal stoffer. Spektralanalyse er således ikke kun en kvalitativ, men også en nøjagtig kvantitativ metode til at studere sammensætningen af ​​en blanding. Ved at pege teleskoper mod himlen studerer astronomer stjernernes bevægelsesmønstre og sammensætningen af ​​det lys, de udsender. Baseret på arten af ​​himmellegemers bevægelse bestemmes størrelsen af ​​stjerner, deres masse osv. Ud fra sammensætningen af ​​det lys, der udsendes af himmellegemer, bestemmes det ved hjælp af spektralanalyse. kemisk sammensætning stjerner Den relative overflod af brint og helium i stjernen, der undersøges, bestemmes ved at sammenligne lysstyrken af ​​disse stoffers spektre.

Da udviklingen af ​​en stjerne er ledsaget af den kontinuerlige omdannelse af brint til helium inde i den, hvad så ældre stjerne, jo mindre brint og mere helium i dens sammensætning. At kende deres relative overflod giver os mulighed for at beregne stjernens alder. Denne beregning er dog slet ikke enkel, for under udviklingen af ​​stjerner ændres deres sammensætning og deres masse falder. I mellemtiden afhænger den hastighed, hvormed omdannelsen af ​​brint til helium sker i en stjerne, af dens masse og sammensætning. Afhængigt af den oprindelige masse og den oprindelige sammensætning forekommer disse ændringer desuden med forskellige hastigheder og på lidt forskellige måder. For at bestemme en stjernes alder korrekt ud fra de observerede mængder - lysstyrke, masse og sammensætning, er det således nødvendigt at genoprette stjernens historie til en vis grad. Det er det, der gør alle beregningerne ret komplicerede, og deres resultater er ikke særlig nøjagtige. Ikke desto mindre er der foretaget tilsvarende målinger og beregninger for mange stjerner. Ifølge A. B. Severny indeholder Solen 38 % brint, 59 % helium og 3 % andre grundstoffer, herunder omkring 1 % kulstof og nitrogen. I 1960 opnåede D. Lambert, baseret på data om Solens masse, lysstyrke og sammensætning, samt detaljerede beregninger af dens formodede udvikling, en alder af Solen svarende til 12 -10 9 år. Når man studerer historien om himmellegemernes udvikling, er der hverken behov for eller mulighed for at følge en stjerne fra dens fødsel til dens alderdom. I stedet kan mange stjerner studeres på forskellige stadier af deres udvikling. Som et resultat af en sådan forskning var det muligt at afklare ikke kun nutiden, men også fortiden og fremtiden for stjerner, og især vores sol.

Til at begynde med brugte Solen sin masse og energi meget spildfuldt og gik relativt hurtigt videre til sin nuværende tilstand, kendetegnet ved en roligere og mere jævn tilværelse, hvor der kun sker ekstremt langsomme ændringer i dens lysstyrke, temperatur og masse. I denne allerede "modne" alder vil Solen eksistere i mange flere milliarder af år.

Så på grund af ophobning stor mængde helium, vil Solens gennemsigtighed falde, og derfor vil dens varmeoverførsel falde. Dette vil føre til endnu større opvarmning af Solen. På dette tidspunkt vil reserverne af brint "brændstof" i Solen næsten tørre op, så efter en relativt kort opblussen af ​​Solen vil dens relativt hurtige falmning begynde. Alt dette vil dog ikke ske med vores sol snart, ikke mindre end om ti milliarder år.

Konklusion.

Hvorom alting er, er astronomer enstemmigt enige om, at hele solen Med Systemet - både Solen og planeterne - blev dannet som et resultat af en fælles proces. Med andre ord, hvis Jorden i sin nuværende form har eksisteret i 4,7 milliarder år, så kan hele solsystemet (inklusive Solen) i sin nuværende form anses for at have eksisteret i 4,7 milliarder år.

Referencer

1. Levitan E. P. Astrofysik for skolebørn. En manual for studerende. M.: "Oplysning", 1997.

“Stjernerne skinner; denne enkleste observationelle kendsgerning fører straks til den konklusion, at de skal udvikle sig." R.L. Seare, R.R. Brownlee

Formål: at analysere informationen fra moderne ideer om solens og stjernernes oprindelse og udvikling. Mål: finde ud af de vigtigste kilder til solenergi

Hvad er Solen? Det første, der kommer til at tænke på, er solen - en kilde til lys, varme og komfort, uden hvilken eksistensen af ​​liv på Jorden ikke ville være mulig.

Det vigtigste uløste mysterium, en artefakt af solsystemet, er måske alderen på dets indbyggere. Ingen kan sige med sikkerhed, for eksempel, hvor gammel Solen, Jorden, Månen osv. er, endsige hvor gammelt Solsystemet selv er.

1. Hvor stor er solens og stjernernes energi For at besvare alle disse spørgsmål blev der brugt en energitilgang.

"Der var engang, et sted på jorden, faldt en solstråle, men den faldt ikke på gold jord, den faldt på en grøn hvedespire, eller bedre at sige, på et klorofylkorn, der ramte det. det gik ud, holdt op med at være let, men forsvandt ikke... I en eller anden form blev det en del af brødet, der tjente os som mad. Det blev forvandlet til vores muskler, til vores nerver... Maden tjener som en kilde til styrke i vores krop, kun fordi den ikke er andet som en dåse med solstråler..." K. A. Timiryazev

1. Hvilke midler har vi til at studere Solen og stjernerne? 2. Hvor kommer Solens og stjernernes energi fra?

Metoder til at bestemme solens alder var de første, der blev foreslået, baseret på beregning af dens energiressourcer.

Kernereaktioner er af primær energimæssig betydning for vores sol og mange andre stjerner. I enorme og kraftige "ovne", der opererer i solens og stjernernes dybder, tjener brint som "brændstof", og som et resultat af dets "forbrænding" opnås helium.

I vores sol, som vi allerede har sagt, finder reaktionen af ​​syntese af helium fra brint sted, og det er et sted omkring midten af ​​denne fase af dens eksistens. For at bestemme dens alder er det således nødvendigt at måle det relative indhold af brint og helium i det.

5. Bestemmelse af Solens og stjernernes sammensætning og alder Spektralanalyse er baseret på det faktum, at hvert givet stof kan skelnes fra alle andre ved spektret af dets stråling

Astronomer er enige om, at hele solsystemet - både Solen og planeterne - blev dannet som et resultat af en fælles proces. Med andre ord, hvis Jorden i sin nuværende form har eksisteret i 4,7 milliarder år, så kan hele solsystemet (inklusive Solen) i sin nuværende form anses for at have eksisteret i 4,7 milliarder år.

Solen er "hjertet" i solsystemet, og planeter og satellitter kredser omkring det. Forskere hævder, at det er nok at ændre solens masse eller dens størrelse selv lidt, og livet på vores planet ville simpelthen ikke eksistere. Vi har forberedt et udvalg af meget til vores læsere interessante fakta omkring den eneste stjerne i solsystemet.

1. Solen er virkelig stor

Faktisk udgør Solen mere end 99,8 % af total masse Solsystemet. Dette er ikke en fejl - alle planeter, deres måner og alle andre små rumobjekter udgør mindre end 0,2 % af solsystemets masse. For at være mere præcis er Solens masse omkring to ikke-million kilo (det er to komma tredive nuller). Solens volumen er cirka 1,3 millioner planeter. lig med Jorden.

Faktisk bruges Solens masse ret ofte i astronomi som en standardmåleenhed for store objekter. Når vi taler om stjerner, tåger eller endda galakser, astronomer bruger ofte sammenligningen med Solen til at beskrive deres masse.

2. På galaktisk skala er Solen ikke særlig stor

Selvom vi bare talte om, at Solen faktisk er meget stor, men det er kun i sammenligning med andre objekter i solsystemet. Der er meget mere massive ting i universet. Solen er klassificeret som en G-type stjerne, som generelt kaldes en gul dværg.

Som navnet antyder, er der meget større stjerner, klassificeret som giganter, supergiganter og hypergiganter. Den røde superkæmpe Uy Scuti ligger 9.500 lysår fra Jorden. Dette er i øjeblikket den største kendt stjerne med en diameter cirka 1700 gange større end Solens. Dens omkreds er 7,5 milliarder kilometer. Selv lys tager næsten syv timer at kredse om en stjerne. Hvis Uy Scuti var i solsystemet, ville stjernens overflade strække sig ud over Jupiters kredsløb.

3. Hvad sker der, når Solen dør

Stjerner kan leve i meget lang tid, milliarder af år, men til sidst dør de også. Yderligere skæbne stjerner afhænger af deres størrelse. Resterne af mindre stjerner bliver til såkaldte brune dværge. Massive stjerner dør mere voldsomt - de går supernova eller endda hypernova og kollapser ind neutronstjerne eller et sort hul. I sjældne tilfælde kan disse giganter endda eksplodere, efterfulgt af et gammastråleudbrud.

Solen er et sted i midten - den vil ikke eksplodere, men den vil heller ikke "tømmes". Når Solen løber tør for brintbrændstof, vil den begynde at kollapse i sig selv under påvirkning af egen vægt, hvilket får kernen til at blive tættere og varmere. Dette vil få Solen til at udvide sig og blive en rød kæmpe. Til sidst vil den kollapse til en hvid dværg - en lillebitte stjernerest af utrolig tæthed (på størrelse med Jorden, men Solens masse).

4. Hvad består Solen af?

Den består primært af brint og helium, ligesom de fleste stjerner. For at være mere præcis drejer det sig om 71 % brint, 27 % helium, og de resterende 2 % kommer fra spormængder på tiere kemiske elementer hovedsageligt ilt og kulstof.

5. Hvor varm er Solen?

Solens temperatur afhænger virkelig af, hvilken del af Solen vi taler om. Solens kerne er sindssygt varm - temperaturen der når op på 15 millioner grader Celsius. I kromosfæren er temperaturen "kun" flere tusinde grader. Temperaturerne stiger dog hurtigt til millioner af grader i Solens ydre lag, koronaen. Hvorfor det er sådan, ved forskerne ikke med sikkerhed.

6. Hvor gammel er Solen

Solens alder er omkring 4,6 milliarder år. Dens alder blev beregnet ud fra alderen for andre ting i solsystemet, som kan dateres mere nøjagtigt, såsom meteoritter eller endda sten Jord. Naturligvis er dette sandt under den antagelse, at solsystemet er dannet som en enkelt helhed. Levetiden for en G-type stjerne er fra 9 til 10 milliarder år.

7. Hvor lys er Solen?

Sirius A er gigantisk, mens den klare stjerne Sirius B (til højre) er meget mindre. Det er klart, at Solen er den klareste på daghimlen, fordi den er meget tættere på Jorden end nogen anden stjerne. På nattehimlen er den klareste stjerne Sirius. Den næstlysende er Canopus.

Tilsyneladende størrelse er det udtryk, der bruges til at angive lysstyrken af ​​et himmellegeme fra Jorden. Solen har en tilsyneladende styrke på -27.

8. Hvor hurtigt solen roterer

Solens rotation er lidt svær at beregne, fordi den varierer afhængigt af regionen. Kort sagt, uden forklaring, tager Solen omkring 25,4 dage at fuldføre en omdrejning. Solen roterer faktisk ikke som solid, svarende til Jorden. Den roterer hurtigst ved ækvator (24,5 dage) og langsomst nær polerne (38 dage).

Med hensyn til Solens hastighed i Universet kredser hele Solsystemet om midten Mælkevejen med en hastighed på 828.000 km/t. En komplet omdrejning, kendt som et galaktisk år, tager cirka 225 - 250 millioner jordår.

9. Hvad er solpletter?

Nogle gange på Solens overflade kan du observere mørke pletter, kendt som solpletter. De har mere lav temperatur(ca. 1226 grader Celsius) end resten af ​​soloverfladen og vises på grund af udsving magnetisk felt Sol. Nogle kan være store nok til at kunne ses med det blotte øje. Nogle gange optræder grupper på mere end 100 solpletter samtidigt. Dette sker dog yderst sjældent.

10. Solen ændrer sit magnetfelt

Hvert 11. år Syd og Nord magnetiske poler skifte plads. Dette sker også på Jorden, men meget sjældnere. I sidste gang dette skete for omkring 800.000 år siden.

Linje UMK B. A. Vorontsov-Velyaminov. Astronomi (11)

Astronomi

Naturvidenskab

Hvor gammel er Solen? Kan solen køle ned?

"Hvad vil der ske, hvis solen går ud?" – spørgsmålet kan stilles enten med en bange stemme eller med en nysgerrig. "Hvor gammel er Solen?" – er også et af de populære spørgsmål for børn og voksne.
I vores nye kolonne "Hvorfor" vil vi regelmæssigt svare på de mest interessante!

Solar pas

Solen, det centrale legeme i solsystemet, er en typisk repræsentant for stjerner, de mest almindelige kroppe i universet. Solens masse er 2 * 10 til 30. potens kg. Som mange andre stjerner er Solen en enorm kugle, der består af brint-helium plasma og er i ligevægt (mere om det nedenfor).

Hvor gammel er Solen?

Den er 4,6 milliarder år gammel. Rigtig meget, ikke? I betragtning af, at livet (leddyr - forfædrene til moderne insekter) dukkede op på vores planet for omkring 570 millioner år siden. De enkleste organismer meget tidligere -omkring 3,5 milliarder år siden

Kan solen gå ud?

Der er ingen grund til at være bange for, at Solen går ud, for først vil den blusse meget, meget kraftigt op!
Inde i stjernen (og enhver stjerne, der er i en tilstand af ligevægt mellem tryk indefra og tryk udefra), blusser et nyt stadium af termonuklear fusion op på et bestemt tidspunkt. Temperaturerne bliver så høje - trykket stiger så meget, at stjernens ydre skaller svulmer. Stjernen vil ændre sig irreversibelt og blive til en rød kæmpe af enorm størrelse. Vores sol bliver til den samme kæmpe.
Er solen stor?

Solens diameter er næsten 1.400.000 km. Mange? Sammenlign med billedet nedenfor! Millioner af planeter på størrelse med Jorden kan passe ind i Solen. 99,8 % af solsystemets masse er koncentreret i Solen. Og af 0,2% af alt andet er planeterne lavet (med 70% af planetmassen kommer fra Jupiter). Forresten taber Solen konstant vægt: den taber 4 millioner tons af sin masse hvert sekund - de flyver væk i form af stråling, hvert øjeblik bliver omkring 700 millioner tons brint til 696 tons helium.

Hvornår og hvordan vil vores sol eksplodere?

Det ville være mere korrekt at sige, at det vil blive til en rød kæmpe. I i øjeblikket Solen er en gul dværg og forbrænder simpelthen brint. Gennem hele sin eksistens - 5,7 milliarder år, som vi allerede har sagt - har Solen været i en stabil tilstand af brintforbrænding. Og dette brændstof vil holde ham i 5 milliarder år (mere end Jorden har eksisteret siden tidernes begyndelse!)

Efter at de næste trin af syntese er slået til, vil Solen blive rød, øges i størrelse - op til Jordens kredsløb (!) - og absorbere vores planet. Og ja, før det vil han sluge Venus og Merkur. Men livet på Jorden vil ophøre, allerede før Solen begynder sin transformation, fordi stigende lysstyrke og stigende temperaturer vil føre til, at vores oceaner vil fordampe en milliard år før det.

Hvor varm er solen?

Temperaturen på Solens overflade er cirka 6 tusinde grader Celsius. Inde i Solen, hvor termonukleare reaktioner sker uden stop, er temperaturen MEGET højere – den når op på 20 millioner grader celsius.

Sker dette for alle stjerner? Hvordan ser livet så ud?

Solen er stadig en meget lille stjerne, og kan derfor virke i lang tid, støt forbrænding af sin brint. Store stjerner, på grund af deres enorme masse og behovet for konstant at modstå gravitationskompression (det der er udenfor), bruger deres kraftige modtryk meget hurtigt til at bruge deres brændstof. Som et resultat afsluttes deres cyklus ikke i milliarder, som Solen, men i millioner af år. På grund af dette har livet på nærliggende planeter ikke tid til at opstå.
Råd til fremtidige astronauter: hvis du leder efter liv på planeter i andre systemer, skal du ikke vælge massive stjerner, men snarere straks fokusere på en stjerne af solklassen (Klasse G - overfladetemperatur 5000–6000 grader. Farve gul).

Lærebogen af ​​B. A. Vorontsov-Velyaminov, E. K. Strout opfylder kravene i Federal State Educational Standard og er beregnet til studiet af astronomi på grundlæggende niveau. Det bevarer den klassiske præsentationsstruktur undervisningsmateriale, er der meget opmærksomhed på den nuværende videnskabstilstand. I løbet af de sidste årtier har astronomi gjort enorme fremskridt. I dag er det et af de hurtigst voksende områder inden for naturvidenskab. Nye etablerede data om studiet af himmellegemer fra rumfartøjer og moderne store jordbaserede og rumteleskoper har fundet deres plads i lærebogen.

I begyndelsen var der mørke... Eller rettere sagt, der var en sky af støv og gas i det ydre rum, langt fra centrum af vores galakse, i udkanten af ​​en af ​​dens spiralarme. Denne tåge havde et drejningsmoment, det vil sige, den roterede og hang ikke ubevægelig. Derudover havde den en meget stor masse. Som et resultat begyndte dets stof at samle sig i midten og blev stadig tættere og varmere. Og dette skete for omkring 4,6 milliarder år siden.

Udviklingsprocessen for gas- og støvskyen sluttede selvfølgelig ikke der. Dens mere massive centrale del begyndte at påvirke resten af ​​tågen med dens tyngdekraft. Som et resultat af rotation fik denne sky en fladere form - en protoplanetarisk skive med en diameter på 200 astronomiske enheder blev dannet. Lad mig minde dig om, at en astronomisk enhed er afstanden fra Jorden til Solen, det vil sige 150 millioner kilometer.

I midten af ​​den protoplanetariske skive blev stoffets tæthed så høj, at der blev dannet en protostjerne - en meget tæt og varm, men lille genstand. Denne protostjerne fortsatte med at indsamle alt det stof, der omgav den, og øgede konstant dens masse og tæthed. Dette fortsatte i cirka 50 millioner år. Endelig tillod densiteten af ​​brint i dets centrum den termonukleære reaktion at starte. Sådan lyste solen op.

Planeter og andre objekter i solsystemet dannede sig gradvist ud fra resterne af gas- og støvskyen. Selvfølgelig så alting dengang helt anderledes ud, end det gør nu. For eksempel var der lige inde i jordens kredsløb omkring 50-100 objekter, der i størrelse kan sammenlignes med planeten jordtype. De havde meget forskellige baner og frembragte gradvist, kolliderede med hinanden, et hav af affald. Ifølge nogle hypoteser blev Månen født der som et resultat af sammenstødet mellem to sådanne protoplaneter.

Planeternes kredsløb var langt fra cirkulære, som de er nu. De var aflange - elliptiske. I evolutionsprocessen, under indflydelse af tyngdekraften fra naboer og opbremsning i gasskyen, blev planeternes kredsløb noget udjævnet.

Ifølge forskning blev hele solsystemet dannet på nogenlunde samme tid. Således er de ældste prøver fundet på Jorden zirkonkrystaller. Deres alder er bestemt til at være 4,4 milliarder år. Samtidig viste analyse af meteoritter, at deres grundstoffer er 4,5 milliarder år gamle, det vil sige omtrent det samme. Dette tyder på, at dannelsen af ​​alle objekter i solsystemet fandt sted på samme tid. Og livet på Jorden begyndte for kun 570 millioner år siden...

Det er interessant at studere fortiden, men det er ikke mindre interessant at lære fremtiden for vores sol og planet. Om Solen er alt mere eller mindre klart - stjernernes udvikling er blevet studeret ret godt, men planeternes skæbne er ikke så klar. Men i rækkefølge...

Solen er en stjerne, der tilhører typen gul dværg. Med tiden vil det blive varmere og om 1 milliard år bliver det umuligt at leve på Jorden. Dernæst vil processen med brintforbrænding begynde i de ydre lag af Solen, da den vil ende nedenfor. Solen vil vokse meget i størrelse og blive en rød kæmpe. Rød farve - fordi stjernens overflade vil være meget koldere end den nuværende - kun 2600 grader. Den røde kæmpe vil være i centrum af solsystemet om omkring 5 milliarder år. Venus vil være inde i den ekspanderende Sol. Men til den tid vil jordboerne skulle flytte til et andet stjernesystem - efter de samme 5 milliarder år skulle en kollision mellem vores galakse og Andromedatågen, en endnu større galakse, forekomme...

Den røde kæmpe vil derefter smide halvdelen af ​​sin masse, hvilket forårsager kaos blandt planeterne og danner en planetarisk gaståge. Og selve Solen bliver en hvid dværg - en supertæt, meget lys stjerne, der vil blive mere og mere svag, indtil den går helt ud og bliver til en sort dværg...

Hvad med planeterne? Deres skæbne over en sådan periode er svær at forudsige. Solsystemet er stabilt i den forstand, at planeterne ikke vil gå nogen steder, men her er deres skæbne... Planeternes kredsløb er nu umulige at beregne for en periode, der er større end flere millioner eller milliarder af år. For eksempel er der en mulighed for, at Merkurs bane vil blive mere langstrakt og til sidst vil Venus smide det ud af solsystemet. Den kan også kollidere med Venus eller ændre sin bane under dens indflydelse, så den når Jorden. Situationen er den samme med Mars - dens elliptiske bane kan i sidste ende passere faretruende tæt på Jorden, og resultaterne kan være meget forskellige - fra gensidige ændringer i kredsløb til en kollision. Og dette kan ske for enhver planet - deres gensidige indflydelse er for forskelligartet.

Det antages, at solens alder er mindst lig med jordens alder. Den væsentligt større kilde til solstrålingsenergi er kerneenergi, ikke gravitationsenergi.  

Jordens geologiske alder nærmer sig fem milliarder år; Dette er eller er lidt større end Solens alder, og de ældste stjerner i galaksen er mere end 10 milliarder år gamle. Historien om universet som helhed er 15 - 18 milliarder år, og før dannelsen moderne planeter, stjerner og galakser, alt dets stof var tilsyneladende et næsten homogent medium. Den viden, der er akkumuleret gennem mange årtier om himmellegemernes struktur og udvikling, observationsopdagelserne i det sidste halve århundrede, og især opdagelsen af ​​universets udvidelse og eksistensen af ​​isotrop kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling i det, giver os nu mulighed for at danne sig en bestemt idé om egenskaberne af det kosmiske miljø i den præstellare, præ-galaktiske æra, ca. fysiske processer, hvilket førte til dannelsen af ​​universets observerbare strukturer fra homogent stof. Dette er indholdet af moderne kosmogoni.  

Thomson fremsatte en hypotese, ifølge hvilken Solens stråling understøttes af gravitationsenergi, der frigives under dens komprimering. Estimer solens alder / ved hjælp af denne hypotese, idet det antages, at solens stof i den oprindelige tilstand var ensartet fordelt over hele det uendelige rum, og i den endelige tilstand er tætheden af ​​solstoffet den samme i hele volumen af solen.  

Vi kender ikke Solens evolutionære alder med tilstrækkelig sikkerhed, da vi ikke kender heliumindholdet i den. Det antages, at Solens evolutionære alder ligger et sted i den betragtede region.  

Værdien (1.2.33) stemmer godt overens med data om stjerners og galaksers aldre (12 milliarder år), opnået på baggrund af helt andre overvejelser. Det stemmer også overens med Jordens geologiske alder (4 - 5 milliarder år), som fungerer som en nedre grænse for Solens alder.  

Brændstoffet, der genererer solvarme, er således brint, og produktet af dets forbrænding er helium. Det kan let beregnes, at med en konstant frigivelse af energi vil brinten i Solen holde i cirka 1011 år. Solens alder skal antages at være cirka 5 milliarder år. Følgelig er kun omkring en tyvendedel af den oprindelige brændstofforsyning blevet forbrugt i den.  

Optrukne linjer viser data for støvpartikler bestående af ildfaste stoffer, stiplede linjer - for støvpartikler bestående af flygtige stoffer. Til sammenligning angiver pilene Solens alder (højre pil) og Galaksens rotationsperiode i en afstand svarende til Solens afstand fra det galaktiske centrum.  

Den frigivne energi i dette tilfælde viste sig at være for stor, og derfor skete der efter nogen tid en eksplosion i form af en Supernova, hvorunder kernerne af de tungeste grundstoffer blev dannet; stjernens masse faldt på grund af udstødningen af ​​stof. Hele denne proces kunne gentages gentagne gange, indtil massen af ​​den centrale massive stjerne faldt under en kritisk grænse. Et sådant system skulle have en levetid på omkring 5 milliarder år, hvilket svarer til Solens alder og giver et tidsinterval, der er tilstrækkeligt til, at kemisk, geologisk og biologisk udvikling kan nå moderne niveauer.  

Sider:      1