Kommunal utdanningsinstitusjon "Gymnasium nr. 7"

Sammendrag om emnet:

"Hvor gamle er solen og stjernene"

Fullført av 10. klasses elev Ekaterina Zaborova

Leder: fysiklærer N.P. Dobrodumova

2010

Torzhok

«Stjernene skinner; dette enkle observasjonsfaktumet fører umiddelbart til konklusjonen at de må utvikle seg."

R.L. Seare, R.R. Brownlee

Mål: analysere informasjon fra moderne ideer om opprinnelsen og utviklingen til solen og stjernene.

Oppgaver: finne ut de viktigste kildene til solenergi.

Introduksjon.

Hvis du spør noenpersonsom himmellegemet har høyeste verdi for oss på jorden, så får vi nok høre det Sol . Hva er solen? Det første som kommer til tankene er solen - en kilde til lys, varme og komfort, uten hvilken eksistensen av liv på jorden ikke ville vært mulig. Våre forfedre forsto hvor mye deres eksistens var avhengig av solen og behandlet den derfor med respekt, tilbad den og guddommeliggjort den. Moderne forskning stjernene nærmest oss bekrefter dens uendelige innflytelse på livene våre.

Hoved uløst mysterium, artefakt solsystemet- dette er kanskje alderen til innbyggerne. Ingen kan si med sikkerhet, for eksempel hvor gammel Solen, Jorden, Månen osv. er, enn si hvor gammelt selve solsystemet er. Derfor er målet jeg har satt for meg selv å analysere informasjonen til moderne ideer om opprinnelsen og utviklingen til solen og stjernene.

1. Hvor stor er energien til solen og stjernene

Er det mulig å bestemme alderen til solen og andre stjerner? Er vi i stand til å vite om solen er eldre enn jorden, yngre enn den, eller dens jevnaldrende? Har solen og stjernene alltid vært de samme som de er nå, og vil de alltid være de samme? Var de varmere, blir de kaldere? Forandrer solen og stjernene seg over tid? Utvikler de seg eller forblir de alltid de samme Hvor lenge sender solen og andre stjerner ut? Hvor lenge vil de fortsette å sende ut For å svare på alle disse spørsmålene, ble det brukt en energisk tilnærming. Åpenbart, hvis du beregner mengden energi i solen og måler hastigheten den forbruker energi med, kan du bestemme varigheten av dens eksistens. Hvis vi bestemmer hvor mye av energireserven Solen allerede har brukt opp, kan vi fortelle hvor lenge den allerede har eksistert og hvor mye tid den har igjen å eksistere. Den formulerte problemstillingen kan sammenlignes med dette oppgave: i det første øyeblikket er det i komfyren EN kg kull som brenner med en hastighet Og kg/t. Hvis det for øyeblikket er kull igjen i ovnen I kg, hvor lenge har ovnen stått og hvor lenge vil den fortsette å brenne? Det er lett å se at ovnsoppgaven ikke er vanskelig. Akk, med tanke på sola og stjernene er løsningen langt fra så enkel. Først er det nødvendig å bestemme de innledende og nåværende energireservene til solen og stjernene. For det andre, finn de tilsvarende energiforbruksratene. I tillegg må du tenke på at stjerner har flere forskjellige energikilder. Avhengig av startmassen og innledende sammensetning stjerner, ulike prosesser foregår i dem og med i forskjellige hastigheter. Til slutt endres massen, sammensetningen og tilstanden til stjerner hele tiden ettersom de eldes. Samtidig endres prosessene som skjer i dem og hastigheten de bruker energi med. For å svare på spørsmålene som ble stilt i begynnelsen, er det derfor ikke bare nødvendig å måle en rekke parametere himmellegemer, men også for å forstå hvordan utviklingen av stjerner skjer.

2. Hvilke midler har vi for å studere solen og stjernene?

Solen sender oss varme og lys eller, vitenskapelig sett, stråling ulike typer, inkludert gammastråler, røntgenstråler, synlig lys, radiobølger, samt nøytroner og nøytrinoer. Alle konklusjoner om solens struktur, dens alder, fortid, nåtid og fremtid må gjøres ved å studere denne strålingen.Det er enda vanskeligere å bestemme alderen til andre stjerner. Det blotte menneskelige øyet ser bare noen få tusen av de lyseste av dem på himmelen. Et kraftig moderne teleskop, kombinert med en følsom fotografisk plate, øker antallet stjerner tilgjengelig for observasjon til millioner. Et ubetydelig beløp elektromagnetisk stråling- det er alt som kommer til oss fra stjernene.Er dette nok til å bedømme deres egenskaper, struktur og alder? Når de riktige forskningsmetodene ble oppfunnet, ble det mulig å si: ja, det er nok. Den nærmeste stjernen til oss er vår sol.

Solens energi manifesterer seg i alt som omgir oss. Planters liv og utvikling er nært knyttet til solens aktivitet. "En person har rett til å kalle seg solens sønn," skrev K. A. Timiryazev. Enhver bevegelse på jorden skjer hovedsakelig på grunn av energien som kommer til oss i solens stråler. Solen er kilden til liv på jorden. Den store russiske vitenskapsmannen K. A. Timiryazev skrev i sin fantastiske bok "The Life of a Plant":"Det var en gang, et sted på jorden, falt en solstråle, men den falt ikke på karrig jord, den falt på et grønt blad av hvetespirer, eller bedre å si, på et klorofyllkorn. det gikk ut, sluttet å være lett, men forsvant ikke... I en eller annen form ble det en del av brødet som tjente oss som mat. Det ble forvandlet til våre muskler, til våre nerver... Mat tjener som en kilde til styrke i kroppen vår bare fordi det ikke er noe annet som hermetikk solstråler...»

Noen steder kloden gigantiske trær har overlevd til i dag... Bredden på ett av dem er slik at 30 personer måtte slå seg sammen for å kunne gripe det ved basen. Som du vet, kan alderen til et tre bestemmes ved å telle antall ringer på snittet. Alderen til en av disse gigantene, nylig felt av en storm, viste seg å være flere tusen år, ifølge beregningen av antall ringer på kuttet. Hver ellevte ring av dette treet har en litt annen bredde, som tilsvarer den elleve år lange periodisiteten til solflekker. I tillegg, og dette er spesielt interessant, kan du i denne delen se at ringene over tusenvis av år viste seg å være omtrent like. Dette betyr at solen i løpet av denne tiden ikke har forandret seg og sender like mye varme og lys til jorden. En studie av livets utvikling på jorden viser at mennesker har levd på den i flere millioner år, og det har organisk liv eksistert i mer enn én milliard år. I mellomtiden er organisk liv, assosiert med eksistensen av komplekse polyatomiske molekylære forbindelser, bare mulig under visse forhold. temperaturforhold. Dette betyr at solen i minst en milliard år har sendt ut omtrent samme mengde varme og lys som den gjør nå. Når det gjelder istidene som fant sted på jorden, er de ifølge en rekke forskere ikke forklart av endringer i intensitet solstråling, men ved en endring i helningen av jordaksen eller ved at solsystemet passerer gjennom en kald tåke. denne delen bestemmer muligheten for liv på jorden. Hvis vi anslår solenergien som når jorden til bare én kopek per kilowatt-time, viser det seg at jorden mottar en halv milliard rubler verdt av det hvert sekund. Det er stjerner som avgir tusenvis av ganger mer energi enn vår sol. Så lite energi når oss fra dem bare fordi de er plassert veldig langt fra oss.

3. Hvor kommer energien til Solen og stjernene fra?

Hvor kommer denne kolossale energien til solen fra, som er i stand til å bruke den så sløsende over en enorm tidsperiode? Kanskje brenner solen? Hvis solen besto av det beste Donetsk-kullet og fikk tilstrekkelig oksygen til forbrenning, ville den med et slikt energiforbruk brenne ut om flere tusen år. Men solen har ingen steder å få nok oksygen til forbrenning, og dessuten er solen for varm til at den kan brenne. Forbrenning er en kjemisk reaksjon av en forbindelse med oksygen, og med slikt høye temperaturer, som finner sted på solen, kan det ikke være kjemiske forbindelser av solen, som lenge har tiltrukket seg oppmerksomheten til forskere.

1. De første som foreslo metoder for å bestemme solens alder var basert på å beregne densenergiressurser. I følge Kelvins antakelser var den opprinnelige reserven av termisk energi til Solen 10-100 millioner ganger større enn mengden varme den for tiden forbruker årlig. Derfor er den største alderen til solen 100-500 millioner år. Det skal bemerkes at hele denne beregningen er ganske omtrentlig, og den resulterende verdien, sammenlignet med moderne data, gir en betydelig undervurdert verdi for solens alder.
2. Ved meteoritthypoteseSolens energi opprettholdes ved at meteoritter faller ned på overflaten, hvis energi ved sammenstøt blir til varme. Ifølge beregninger viser det seg at antallet meteoritter som er tilstrekkelig for dette, er så stort at solens masse må øke merkbart som følge av deres fall. I mellomtiden blir dette i virkeligheten ikke observert. I tillegg, hvis energien til solen ble hentet fra meteorittnedslag, ville overflaten av solen være varmere enn dens indre deler. Dette ville føre til rask fordampning av solens materie ut i verdensrommet, ødeleggelse av solen, noe som heller ikke er sant. Dermed viser meteoritthypotesen om å opprettholde solens energi seg å være uholdbar.
3. På grunn av virkningen av attraktive krefter trekker solen seg gradvis sammen, og når den komprimeres, varmes kropper opp, som kjent. I 1854 uttrykte G. Helmholtz den såkalte kontraksjon en hypotese om at solens energi skyldes dens kompresjon. Beregninger har imidlertid vist at hvis solen en gang var uendelig stor og deretter krympet til sin nåværende størrelse, så kan energien fra kompresjonen i dette tilfellet være nok til å opprettholde energiforbruket i bare 50 millioner år. Denne alderen for solen er ubetydelig. Dermed er det åpenbart at kompresjon alene ikke er nok til å opprettholde solens energi.
4. Under naturlig radioaktivt forfall ulike stoffer uran eller radium, frigjøres svært betydelig energi. Under transformasjonen til bly avgir ett gram radium energi som er i stand til å løfte 1 tonn til en høyde på 685 km. Noen forskere foreslo å bruke naturlig energi for å forklare kilden til solens energi. radioaktivt forfall uran.

Imidlertid viste det seg ifølge beregninger at hvis kilden til solens energi var radioaktivt forfall, så for å opprettholde det nåværende energiforbruket, måtte solen bestå utelukkende av uran. I mellomtiden har det blitt bevist at solen består av hydrogen med en tredjedel i masse, inneholder enda mer helium, og det er relativt få tunge grunnstoffer på solen. Andre stjerner inneholder også relativt liten mengde tunge elementer.

Den naturlige radioaktive nedbrytningen av uran skjer sakte og uavhengig av ytre forhold, mens intensiteten av stråling fra stjerner er veldig avhengig av temperaturen i deres indre. Det er veldig varme stjerner som stråler ut titusenvis av ganger mer enn vår sol.

Følgelig er verken energibalansen til stjerner eller temperaturavhengigheten av deres utslipp i samsvar med antagelsen om energivedlikehold ved naturlig radioaktivt forfall. Derfor er antakelsen om at energikilden til sola og stjernene er det naturlige radioaktive forfallet av uran eller andre radioaktive stoffer, viser seg også å være uholdbar.

Så vi ser at verken komprimeringen av solen eller meteoritternes fall på den, eller noen av kjemiske reaksjoner(for eksempel forbrenning av kull), eller det naturlige radioaktive forfallet av uran eller andre radioaktive stoffer kan forklare opprinnelsen til solens energiressurser. Beviset på dette er en viss suksess, om enn negativ. Tross alt, hvis vi leter etter noe, gjør det å vite hvor vi ikke skal lete søket enklere.

4. Hva er nøkkelen til opprinnelsen til energiressursene til solen og stjernene?

I løpet av de siste tiårene har forskere oppdaget og studert, først teoretisk og deretter praktisk, fullstendig ny klasse energikilder - kjernefysiske reaksjoner. Det viste seg at to typer av disse reaksjonene har enorm brennverdi og er "kjede", de. i stand til å forsørge seg selv. En av dem er basert på fisjon av tunge grunnstoffer, som uran. En annen reaksjon, den såkalte termonukleære reaksjonen, er basert på syntese av lette grunnstoffer, som helium fra hydrogen. Basert på deres brennverdi, kan disse reaksjonene tjene til å opprettholde energiressursene til stjerner. La oss se om de faktisk kan finne sted.

Solen og stjernene består hovedsakelig av lette grunnstoffer - hydrogen, helium og noen andre, og det er svært få tunge grunnstoffer i dem. Med hensyn til tilstedeværelsen av "drivstoff", tilsvarer stjerneforholdene således forekomsten av termonukleære fusjonsreaksjoner. Prosessen med stjerneutvikling ser for tiden ut som følger: til å begynne med trekker en enorm mørk gassklynge seg sakte sammen under påvirkning av gravitasjonskrefter. Etter hvert som klyngen trekker seg sammen, øker temperaturen og trykket i dypet stadig mer. Dermed legges det til rette for intense kjernefysiske reaksjoner. Når kjernefusjonsreaksjoner blusser opp, frigjøres en enorm mengde energi og temperaturen i klyngen øker kraftig. I dette tilfellet blir klyngen selvlysende, det vil si at den er født som en stjerne. I denne prosessen spiller den første komprimeringen av himmellegemet rollen som å "lansere" stjernens kjerneenergikilde.

I ulike stjerner Ulike kjernefysiske reaksjoner finner sted, og i den samme stjernen, under utviklingen, erstatter noen kjernefysiske reaksjoner andre. Først oppstår deuterium-"forbrenningsreaksjonen". Samtidig øker temperaturen på stjernen, trykket inni den øker, og komprimeringen av stjernen bremses ned eller stopper til deuteriumet brenner ut. den inneholder kjernefysiske reaksjoner som syntetiserer helium fra hydrogen.

Det er disse kjernefysiske reaksjoner har det viktigste energiverdi for vår sol og mange andre stjerner. Når de oppstår, danner fire kjerner av hydrogenatomer kjernen til et heliumatom gjennom en rekke påfølgende transformasjoner. Således, i enorme og kraftige "ovner" som opererer i dypet av solen og stjernene, tjener hydrogen som "drivstoff", og som et resultat av dets "forbrenning" oppnås helium.

Etter at en betydelig del av hydrogenet er forbrukt og dermed denne energikilden er oppbrukt, trekker stjernen seg sammen igjen, og temperaturen på stoffet i dypet og dens tetthet øker enda mer. Dette er nok et kardinalstadium i livet til en stjerne. Nå begynner heliumsyntesereaksjonen å finne sted i den, noe som fører til dannelsen av enda tyngre elementer. Den gjennomsnittlige molekylvekten til stjernens materie øker. Det blir mindre gjennomsiktig. Temperaturen i det indre stiger enda mer, og skallet svulmer. I dette tilfellet blir stjernen til en rød gigant. Utviklingen av stjerner slutter ikke der. Siden de på alle tidligere stadier av livet spredte sjenerøst partikler og stråling, reduseres massen deres over tid og sammensetningen deres endres. De fleste av dem blir til små, veldig tette og svakt lysende kosmiske kropper - de såkalte "dvergene", som vi allerede har sagt, foregår reaksjonen av syntesen av helium fra hydrogen, og det er et sted rundt. midten av dette stadiet av sin eksistens. For å bestemme alderen er det derfor nødvendig å måle det relative innholdet av hydrogen og helium i den.

Hvordan gjøre dette?

5. Bestemmelse av sammensetning og alder av Solen og stjernene

Ved første øyekast kan det se ut til at for å bestemme sammensetningen av solen eller en stjerne, er det nødvendig å trekke ut minst litt av saken. Dette er imidlertid ikke sant. Sammensetningen av et himmellegeme kan bestemmes ved å observere lyset som kommer til oss fra det ved hjelp av spesielle instrumenter. Denne metoden kallesspektral analyseog har stor verdi i astronomi. Essensen av denne metoden kan forstås som følger. La oss plassere en ugjennomsiktig barriere med en smal spalte foran den elektriske lampen, et glassprisme bak spalten og en hvit skjerm noe lenger unna. Et oppvarmet solid metallglødetråd lyser i en elektrisk lampe. En smal stråle av hvitt lys kuttet av en spalte, som passerer gjennom et prisme, dekomponeres i sine komponentfarger og gir et vakkert fargebilde på skjermen, bestående av seksjoner av forskjellige farger som kontinuerlig forvandles til hverandre - dette er så- kalt kontinuerlig lysspektrum, lik en regnbue. Spektrumtypen til et oppvarmet fast stoff avhenger ikke av sammensetningen, men bare av kroppens temperatur. En annen situasjon oppstår når stoffer lyser i gassform. Når gasser lyser, lyser hver av dem med et spesielt, unikt lys. Når dette lyset dekomponeres ved hjelp av et prisme, oppnås et sett med fargede linjer, eller linjespektrum, som er karakteristisk for hver gitt gass. Dette er for eksempel gløden fra neon, argon og andre stoffer i gasslysrør, eller såkalte kaldlyslamper.

Spektralanalyse basert på det faktum at hvert gitt stoff kan skilles fra alle andre ved sitt emisjonsspekter.Ved spektralanalyse av en blanding av flere stoffer, kan den relative lysstyrken til individuelle linjer som er karakteristiske for hvert stoff, brukes til å bestemme det relative innholdet av en bestemt urenhet. Dessuten er målenøyaktigheten slik at den gjør det mulig å bestemme tilstedeværelsen av en liten urenhet, selv om den bare er en hundre tusendel av totalt antall stoffer. Dermed er spektralanalyse ikke bare en kvalitativ, men også en nøyaktig kvantitativ metode for å studere sammensetningen av en blanding. Ved å peke teleskoper mot himmelen studerer astronomer bevegelsesmønstrene til stjerner og sammensetningen av lyset de sender ut. Basert på arten av bevegelsen til himmellegemer, bestemmes størrelsen på stjerner, deres masse osv. Basert på sammensetningen av lyset som sendes ut av himmellegemer, bestemmes det ved hjelp av spektralanalyse. kjemisk sammensetning stjerner Den relative mengden av hydrogen og helium i stjernen som studeres bestemmes ved å sammenligne lysstyrken til spektrene til disse stoffene.

Siden utviklingen av en stjerne er ledsaget av den kontinuerlige transformasjonen av hydrogen til helium inne i den, hva så eldre stjerne, jo mindre hydrogen og mer helium i sammensetningen. Å kjenne deres relative overflod tillater oss å beregne stjernens alder. Imidlertid er denne beregningen slett ikke enkel, fordi under utviklingen av stjerner endres sammensetningen deres og massen avtar. I mellomtiden avhenger hastigheten som omdanningen av hydrogen til helium skjer i en stjerne av massen og sammensetningen. Dessuten, avhengig av den opprinnelige massen og den opprinnelige sammensetningen, skjer disse endringene med forskjellige hastigheter og på litt forskjellige måter. For å bestemme alderen til en stjerne riktig fra de observerte mengdene - lysstyrke, masse og sammensetning, er det derfor nødvendig å gjenopprette til en viss grad stjernens historie. Dette er det som gjør alle beregningene ganske kompliserte, og resultatene deres er ikke veldig nøyaktige. Likevel er det gjort tilsvarende målinger og beregninger for mange stjerner. I følge A. B. Severny inneholder solen 38 % hydrogen, 59 % helium og 3 % andre grunnstoffer, inkludert omtrent 1 % karbon og nitrogen. I 1960 oppnådde D. Lambert, basert på data om solens masse, lysstyrke og sammensetning, samt detaljerte beregninger av dens antatte evolusjon, solens alder lik 12 -10 9 år. Når man studerer historien om utviklingen av himmellegemer, er det verken behov for eller mulighet til å følge en stjerne fra dens fødsel til dens alderdom. I stedet kan mange stjerner studeres på forskjellige stadier av utviklingen. Som et resultat av slik forskning var det mulig å avklare ikke bare nåtiden, men også fortiden og fremtiden til stjerner, og spesielt vår sol.

Til å begynne med brukte solen sin masse og energi veldig sløsende og gikk relativt raskt videre til sin nåværende tilstand, preget av en roligere og jevnere tilværelse, der kun ekstremt langsomme endringer i lysstyrke, temperatur og masse forekommer. I denne allerede "modne" alderen vil solen eksistere i mange flere milliarder år.

Deretter på grunn av akkumulering stor mengde helium, vil gjennomsiktigheten til solen avta, og følgelig vil varmeoverføringen avta. Dette vil føre til enda større oppvarming av solen. På dette tidspunktet vil reservene av hydrogen "drivstoff" i solen nesten tørke opp, derfor vil dens relativt raske falming begynne etter en relativt kort oppblussing av solen. Alt dette vil imidlertid ikke skje med vår sol snart, ikke mindre enn om ti milliarder år.

Konklusjon.

Uansett er astronomer enstemmig enige om at all solenergi Med Systemet – både sola og planetene – ble dannet som et resultat av en felles prosess. Med andre ord, hvis Jorden i sin nåværende form har eksistert i 4,7 milliarder år, så kan hele solsystemet (inkludert Solen) i sin nåværende form anses å ha eksistert i 4,7 milliarder år.

Referanser

1. Levitan E. P. Astrofysikk for skolebarn. En manual for studenter. M.: "Enlightenment", 1997.

«Stjernene skinner; dette enkleste observasjonsfaktumet fører umiddelbart til konklusjonen at de må utvikle seg." R.L. Seare, R.R. Brownlee

Formål: å analysere informasjonen til moderne ideer om opprinnelsen og utviklingen til solen og stjernene. Mål: finne ut de viktigste kildene til solenergi

Hva er solen? Det første som kommer til tankene er solen - en kilde til lys, varme og komfort, uten hvilken eksistensen av liv på jorden ikke ville vært mulig.

Det viktigste uløste mysteriet, en artefakt av solsystemet, er kanskje alderen til innbyggerne. Ingen kan si med sikkerhet, for eksempel hvor gammel Solen, Jorden, Månen osv. er, enn si hvor gammelt selve solsystemet er.

1. Hvor stor er energien til solen og stjernene For å svare på alle disse spørsmålene, ble en energitilnærming brukt?

"Det var en gang, et sted på jorden, falt en solstråle, men den falt ikke på karrig jord, den falt på et grønt blad av hvetespirer, eller bedre å si, på et klorofyllkorn. det gikk ut, sluttet å være lett, men forsvant ikke... I en eller annen form ble det en del av brødet som tjente oss som mat. Det ble forvandlet til våre muskler, til våre nerver... Mat tjener som en kilde til styrke i kroppen vår bare fordi den ikke er noe annet som en boks med solstråler..." K. A. Timiryazev

1. Hvilke midler har vi for å studere solen og stjernene? 2. Hvor kommer energien til Solen og stjernene fra?

Metoder for å bestemme solens alder var de første som ble foreslått, basert på beregning av dens energiressurshypotese.

Kjernereaksjoner er av primær energibetydning for vår sol og mange andre stjerner. I enorme og kraftige "ovner" som opererer i dypet av solen og stjernene, tjener hydrogen som "drivstoff", og som et resultat av dets "forbrenning" oppnås helium.

I vår sol, som vi allerede har sagt, foregår reaksjonen av syntese av helium fra hydrogen, og det er et sted rundt midten av dette stadiet av dens eksistens. For å bestemme alderen er det derfor nødvendig å måle det relative innholdet av hydrogen og helium i den.

5. Bestemmelse av sammensetningen og alderen til solen og stjernene Spektralanalyse er basert på det faktum at hvert gitt stoff kan skilles fra alle andre ved spekteret til dets stråling

Astronomer er enstemmig enige om at hele solsystemet – både sola og planetene – ble dannet som et resultat av en felles prosess. Med andre ord, hvis Jorden i sin nåværende form har eksistert i 4,7 milliarder år, så kan hele solsystemet (inkludert Solen) i sin nåværende form anses å ha eksistert i 4,7 milliarder år.

Solen er "hjertet" i solsystemet, og planeter og satellitter kretser rundt det. Forskere hevder at det er nok å endre solens masse eller dens størrelse til og med litt, og livet på planeten vår ville rett og slett ikke eksistere. Vi har forberedt for våre lesere et utvalg av svært interessante fakta omtrent den eneste stjernen i solsystemet.

1. Solen er virkelig stor

Faktisk utgjør solen mer enn 99,8 % av total masse Solsystem. Dette er ikke en feil – alle planeter, deres måner og alle andre små romobjekter utgjør mindre enn 0,2 % av massen til solsystemet. For å være mer presis er solens masse omtrent to ikke-millioner kilo (det er to komma tretti nuller). Solens volum er omtrent 1,3 millioner planeter. lik jorden.

Faktisk brukes massen til solen ganske ofte i astronomi som en standard måleenhet for store objekter. Når vi snakker om om stjerner, tåker eller til og med galakser, bruker astronomer ofte sammenligningen med solen for å beskrive massen deres.

2. På galaktisk skala er ikke solen spesielt stor

Selv om vi bare snakket om det faktum at solen faktisk er veldig stor, men dette er bare i sammenligning med andre objekter i solsystemet. Det er mye mer massive ting i universet. Solen er klassifisert som en G-type stjerne, som vanligvis kalles en gul dverg.

Som navnet antyder, er det mye større stjerner, klassifisert som kjemper, superkjemper og hyperkjemper. Den røde superkjempen Uy Scuti ligger 9500 lysår fra jorden. Dette er for tiden den største kjent stjerne med en diameter som er omtrent 1700 ganger større enn solens. Omkretsen er 7,5 milliarder kilometer. Selv lys bruker nesten syv timer på å sirkle en stjerne. Hvis Uy Scuti var i solsystemet, ville overflaten til stjernen strekke seg utover Jupiters bane.

3. Hva skjer når solen dør

Stjerner kan leve i svært lang tid, milliarder av år, men til slutt dør de også. Videre skjebne stjerner avhenger av størrelsen deres. Restene av mindre stjerner blir til såkalte brune dverger. Massive stjerner dør mer voldelig - de går supernova eller til og med hypernova og kollapser inn nøytronstjerne eller et svart hull. I sjeldne tilfeller kan disse gigantene til og med eksplodere, etterfulgt av et gammastråleutbrudd.

Solen er et sted i midten - den vil ikke eksplodere, men den vil ikke "tømmes" heller. Når solen går tom for hydrogenbrensel, vil den begynne å kollapse i seg selv under påvirkning av egen vekt, noe som får kjernen til å bli tettere og varmere. Dette vil føre til at solen utvider seg og blir en rød kjempe. Til slutt vil den kollapse til en hvit dverg - en liten stjernerest med utrolig tetthet (størrelsen på jorden, men massen til solen).

4. Hva består Solen av?

Den består hovedsakelig av hydrogen og helium, som de fleste stjerner. For å være mer presis er det omtrent 71 % hydrogen, 27 % helium, og de resterende 2 % kommer fra spormengder på titalls kjemiske elementer hovedsakelig oksygen og karbon.

5. Hvor varm er solen?

Temperaturen til solen avhenger egentlig av hvilken del av solen vi snakker om. Solens kjerne er vanvittig varm - temperaturene der når 15 millioner grader Celsius. I kromosfæren er temperaturen «bare» flere tusen grader. Imidlertid stiger temperaturen raskt til millioner av grader i solens ytre lag, koronaen. Hvorfor det er slik, vet ikke forskerne med sikkerhet.

6. Hvor gammel er solen

Solens alder er omtrent 4,6 milliarder år. Dens alder ble beregnet basert på alderen til andre ting i solsystemet som kan dateres mer nøyaktig, for eksempel meteoritter eller til og med steiner Jord. Naturligvis er dette sant under antagelsen om at solsystemet dannet som en helhet Levetiden til en G-type stjerne er fra 9 til 10 milliarder år.

7. Hvor lys er solen?

Sirius A er gigantisk, mens den lyssterke stjernen Sirius B (til høyre) er mye mindre. Solen er åpenbart den lyseste på daghimmelen fordi den er mye nærmere jorden enn noen annen stjerne. På nattehimmelen er Sirius den klareste stjernen. Den nest lyseste er Canopus.

Tilsynelatende størrelse er begrepet som brukes for å indikere lysstyrken til et himmellegeme fra jorden. Solen har en tilsynelatende styrke på -27.

8. Hvor fort solen roterer

Solens rotasjon er litt vanskelig å beregne da den varierer avhengig av regionen. Kort sagt, uten forklaring, tar solen omtrent 25,4 dager å fullføre en revolusjon fast, lik jorden. Den roterer raskest ved ekvator (24,5 dager) og tregest nær polene (38 dager).

Når det gjelder solens hastighet i universet, går hele solsystemet i bane rundt sentrum Melkeveien med en hastighet på 828.000 km/t. En fullstendig revolusjon, kjent som et galaktisk år, tar omtrent 225 - 250 millioner jordår.

9. Hva er solflekker?

Noen ganger på overflaten av solen kan du observere mørke flekker, kjent som solflekker. De har flere lav temperatur(ca. 1226 grader Celsius) enn resten av soloverflaten og vises på grunn av svingninger magnetisk felt Sol. Noen kan være store nok til å bli sett med det blotte øye. Noen ganger dukker det opp grupper på mer enn 100 solflekker samtidig. Dette skjer imidlertid ekstremt sjelden.

10. Solen endrer magnetfeltet sitt

Hvert 11. år Sør og Nord magnetiske poler bytte plass. Dette skjer også på jorden, men mye sjeldnere. I forrige gang dette skjedde for rundt 800 000 år siden.

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

Astronomi

Naturvitenskap

Hvor gammel er solen? Kan solen kjøle seg ned?

"Hva vil skje hvis solen går ut?" – Spørsmålet kan stilles enten med en redd stemme eller med en nysgjerrig. "Hvor gammel er solen?" – er også et av de populære spørsmålene for barn og voksne.
I vår nye spalte "Hvorfor" vil vi jevnlig svare på de mest interessante!

Solar pass

Solen, den sentrale kroppen i solsystemet, er en typisk representant for stjerner, de vanligste kroppene i universet. Solens masse er 2 * 10 til 30. potens kg. Som mange andre stjerner er solen en enorm ball som består av hydrogen-helium plasma og er i likevekt (mer om det nedenfor).

Hvor gammel er solen?

Den er 4,6 milliarder år gammel. Ganske mye, ikke sant? Tatt i betraktning at livet (leddyr - forfedrene til moderne insekter) dukket opp på planeten vår for rundt 570 millioner år siden. De enkleste organismene mye tidligere -for ca 3,5 milliarder år siden

Kan solen gå ut?

Det er ingen grunn til å være redd for at solen skal gå ut, for først vil den blusse opp veldig, veldig kraftig!
Inne i stjernen (og enhver stjerne som er i en likevektstilstand mellom trykk innenfra og trykk utenfra), blusser et nytt stadium av termonukleær fusjon opp på et bestemt tidspunkt. Temperaturene blir så høye - trykket øker så mye at de ytre skallene på stjernen sveller. Stjernen vil forandre seg irreversibelt og bli en rød kjempe av enorm størrelse. Solen vår vil bli til den samme kjempen.
Er solen stor?

Solens diameter er nesten 1 400 000 km. Mange? Sammenlign med bildet under! Millioner av planeter på størrelse med jorden kan passe inn i solen. 99,8 % av massen til solsystemet er konsentrert i solen. Og fra 0,2 % av alt annet er planetene laget (med 70 % av planetmassen kommer fra Jupiter). Forresten går solen stadig ned i vekt: den mister 4 millioner tonn av massen hvert sekund - de flyr bort i form av stråling, hvert øyeblikk blir omtrent 700 millioner tonn hydrogen til 696 tonn helium.

Når og hvordan vil solen eksplodere?

Det vil være mer riktig å si at det vil bli en rød gigant. I for øyeblikket Solen er en gul dverg og brenner ganske enkelt hydrogen. Gjennom hele sin eksistens - 5,7 milliarder år, som vi allerede har sagt - har solen vært i en stabil modus for hydrogenforbrenning. Og dette drivstoffet vil vare ham i 5 milliarder år (mer enn jorden har eksistert siden tidenes begynnelse!)

Etter at de neste trinnene av syntese er slått på, vil solen bli rød, øke i størrelse – opp til jordens bane (!) – og absorbere planeten vår. Og, ja, før det vil han sluke Venus og Merkur. Men livet på jorden vil opphøre allerede før solen begynner sin transformasjon, fordi økende lysstyrke og stigende temperaturer vil føre til at havene våre vil fordampe en milliard år før det.

Hvor varm er solen?

Temperaturen på overflaten av solen er omtrent 6 tusen grader Celsius. Inne i Solen, hvor termonukleære reaksjoner skjer uten stopp, er temperaturen MYE høyere – den når 20 millioner grader Celsius.

Er det dette som skjer med alle stjernene? Hvordan ser livet ut?

Solen er fortsatt en veldig liten stjerne, og kan derfor fungere i lang tid, jevnlig forbrenning av hydrogenet. Store stjerner, på grunn av deres enorme masse og behovet for konstant å motstå gravitasjonskompresjon (det som er utenfor), bruker det kraftige mottrykket veldig raskt for å bruke drivstoffet. Som et resultat er syklusen deres fullført ikke i milliarder, som solen, men i millioner av år. På grunn av dette har ikke liv på nærliggende planeter tid til å oppstå.
Råd til fremtidige astronauter: hvis du leter etter liv på planeter i andre systemer, ikke velg massive stjerner, men fokuser heller umiddelbart på en stjerne i solklassen (Klasse G - overflatetemperatur 5000–6000 grader. Farge gul).

Læreboken av B. A. Vorontsov-Velyaminov, E. K. Strout oppfyller kravene til Federal State Education Standard og er beregnet på studier av astronomi på grunnleggende nivå. Den beholder den klassiske presentasjonsstrukturen undervisningsmateriell, vies mye oppmerksomhet til den nåværende vitenskapens tilstand. I løpet av de siste tiårene har astronomi gjort enorme fremskritt. I dag er det et av de raskest voksende områdene innen naturvitenskap. Nyetablerte data om studiet av himmellegemer fra romfartøyer og moderne store bakke- og romteleskoper har funnet sin plass i læreboken.

I begynnelsen var det mørke... Eller rettere sagt, det var en sky av støv og gass i verdensrommet, langt fra sentrum av galaksen vår, i utkanten av en av spiralarmene. Denne tåken hadde et dreiemoment, det vil si at den roterte, og hang ikke urørlig. I tillegg hadde den en veldig stor masse. Som et resultat begynte stoffet å samle seg i sentrum, og ble stadig tettere og varmere. Og dette skjedde for rundt 4,6 milliarder år siden.

Prosessen med utviklingen av gass- og støvskyen endte selvfølgelig ikke der. Dens mer massive sentrale del begynte å påvirke resten av tåken med gravitasjonen. Som et resultat av rotasjon fikk denne skyen en flatere form - en protoplanetarisk skive med en diameter på 200 astronomiske enheter ble dannet. La meg minne deg på at en astronomisk enhet er avstanden fra jorden til solen, det vil si 150 millioner kilometer.

I midten av den protoplanetariske skiven ble materietettheten så høy at det ble dannet en protostjerne - en veldig tett og varm, men liten gjenstand. Denne protostjernen fortsatte å samle all stoffet rundt den, og økte konstant massen og tettheten. Dette fortsatte i omtrent 50 millioner år. Til slutt tillot tettheten av hydrogen i midten den termonukleære reaksjonen å starte. Slik lyste solen opp.

Planeter og andre objekter i solsystemet dannet seg gradvis fra restene av gass- og støvskyen. Da så selvfølgelig alt helt annerledes ut enn det gjør nå. For eksempel, rett innenfor jordens bane var det omtrent 50-100 objekter som i størrelse kan sammenlignes med planeten jordtype. De hadde svært forskjellige baner og gradvis, kolliderte med hverandre, genererte de et hav av rusk. I følge noen hypoteser ble Månen født der som et resultat av kollisjonen mellom to slike protoplaneter.

Banene til planetene var langt fra sirkulære, slik de er nå. De var langstrakte - elliptiske. I evolusjonsprosessen, under påvirkning av tyngdekraften til naboer og bremsing i gasskyen, ble planetenes bane noe jevnet ut.

I følge forskning ble hele solsystemet dannet omtrent samtidig. Dermed er de eldste prøvene funnet på jorden zirkonkrystaller. Deres alder er bestemt til å være 4,4 milliarder år. Samtidig viste analyse av meteoritter at grunnstoffene deres er 4,5 milliarder år gamle, det vil si omtrent like. Dette antyder at dannelsen av alle objekter i solsystemet skjedde samtidig. Og livet på jorden begynte bare for 570 millioner år siden...

Det er interessant å studere fortiden, men det er ikke mindre interessant å lære fremtiden til vår sol og planet. Om solen er alt mer eller mindre klart - utviklingen av stjerner har blitt studert ganske godt, men skjebnen til planetene er ikke så klar. Men i rekkefølge...

Solen er en stjerne som tilhører typen gul dverg. Over tid vil det bli varmere og om 1 milliard år vil det bli umulig å leve på jorden. Deretter vil prosessen med hydrogenforbrenning begynne i de ytre lagene av solen, siden den vil ende under. Solen vil øke i størrelse og bli en rød kjempe. Rød farge - fordi overflaten til stjernen vil være mye kaldere enn den nåværende - bare 2600 grader. Den røde kjempen vil være i sentrum av solsystemet om omtrent 5 milliarder år. Venus vil være inne i den ekspanderende solen. Men innen den tid vil jordboere måtte flytte til et annet stjernesystem - etter de samme 5 milliarder årene, skulle en kollisjon mellom vår galakse og Andromedatåken, en enda større galakse, skje...

Den røde kjempen vil da kaste halve massen, forårsake kaos blant planetene og danne en planetarisk gasståke. Og selve solen vil bli en hvit dverg - en supertett, veldig lys stjerne som vil bli svakere og svakere til den går helt ut og blir en svart dverg...

Hva med planetene? Deres skjebne over en slik tidsperiode er vanskelig å forutsi. Solsystemet er stabilt i den forstand at planetene ikke vil gå noen steder, men her er deres skjebne... Planetenes bane er nå umulig å beregne for en periode større enn flere millioner eller milliarder av år. For eksempel er det en mulighet for at Merkurs bane vil bli mer langstrakt og til slutt vil Venus kaste den ut av solsystemet. Den kan også kollidere med Venus eller endre bane under dens påvirkning slik at den når jorden. Situasjonen er den samme med Mars - dens elliptiske bane over tid kan passere farlig nær jorden, og resultatene kan være svært forskjellige - fra gjensidige endringer i baner til en kollisjon. Og dette kan skje med hvilken som helst planet - deres gjensidige innflytelse er for mangfoldig.

Det antas at solens alder er minst lik jordens alder. Den betydelig større kilden til solstrålingsenergi er kjernekraft, ikke gravitasjonsenergi.  

Jordens geologiske alder nærmer seg fem milliarder år; Dette er eller er litt høyere enn solens alder, og de eldste stjernene i galaksen er mer enn 10 milliarder år gamle. Historien til universet som helhet er 15 - 18 milliarder år, og før dannelsen moderne planeter, stjerner og galakser, all dens materie var tilsynelatende et nesten homogent medium. Kunnskapen akkumulert over mange tiår om strukturen og utviklingen av himmellegemer, observasjonsfunnene i det siste halve århundre, og spesielt oppdagelsen av universets utvidelse og eksistensen av isotropisk kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling i det, tillater oss nå å danne seg en viss idé om egenskapene til det kosmiske miljøet i den prestellære, pre-galaktiske epoken, ca. fysiske prosesser, som førte til dannelsen av de observerbare strukturene i universet fra homogen materie. Dette er innholdet i moderne kosmogoni.  

Thomson la frem en hypotese om at strålingen fra solen støttes av gravitasjonsenergi som frigjøres under komprimeringen. Estimer solens alder / bruk denne hypotesen, forutsatt at i den opprinnelige tilstanden var solens materie jevnt fordelt over hele det uendelige rommet, og i den endelige tilstanden er tettheten til solstoffet den samme gjennom hele volumet av solen. solen.  

Vi kjenner ikke solens evolusjonsalder med tilstrekkelig sikkerhet, siden vi ikke kjenner heliuminnholdet i den. Det antas at solens evolusjonsalder ligger et sted i den betraktede regionen.  

Verdien (1.2.33) stemmer godt overens med data om stjerners og galaksers alder (12 milliarder år), innhentet på grunnlag av helt andre betraktninger. Det stemmer også overens med jordens geologiske alder (4 - 5 milliarder år), som fungerer som en nedre grense for solens alder.  

Brenselet som genererer solvarme er altså hydrogen, og produktet av forbrenningen er helium. Det kan lett beregnes at, med en konstant frigjøring av energi, vil hydrogenet i solen vare i omtrent 1011 år. Solens alder bør antas å være omtrent 5 milliarder år. Følgelig har bare omtrent en tjuendedel av den opprinnelige drivstofftilførselen blitt forbrukt i den.  

Heltrukne linjer viser data for støvpartikler bestående av ildfaste stoffer, stiplede linjer - for støvpartikler bestående av flyktige stoffer. Til sammenligning angir pilene solens alder (høyre pil) og rotasjonsperioden til galaksen i en avstand som tilsvarer avstanden til solen fra det galaktiske sentrum.  

Energien som ble frigjort i dette tilfellet viste seg å være for stor, og derfor skjedde det etter en tid en eksplosjon i form av en Supernova, hvor kjernene til de tyngste elementene ble dannet; massen til stjernen minket på grunn av utstøting av materie. Hele denne prosessen kunne gjentas gjentatte ganger til massen til den sentrale massive stjernen falt under en kritisk grense. Et slikt system bør ha en levetid på rundt 5 milliarder år, som tilsvarer solens alder og gir et tidsintervall som er tilstrekkelig til at kjemisk, geologisk og biologisk evolusjon når moderne nivåer.  

Sider:      1