Cykl życia słońca - podstawowe fazy cyklu życia Słońca

Nasza ocena:

3
Pobrań: 35
Wyświetleń: 2842
Komentarze: 0
Notatek.pl

Pobierz ten dokument za darmo

Podgląd dokumentu
Cykl życia słońca - podstawowe fazy cyklu życia Słońca - strona 1 Cykl życia słońca - podstawowe fazy cyklu życia Słońca - strona 2 Cykl życia słońca - podstawowe fazy cyklu życia Słońca - strona 3

Fragment notatki:

Cykl życia słońca Na rysunku poniżej są przedstawione podstawowe fazy cyklu życia Słońca. Uwaga na rysunku nie jest zachowana skala. Jeżeli przyjąć średnicę „naszego” Słońca za 1 to np.  średnica białego karła wynosi ~0.009, a średnica protogwiazdy jest równa około 106. Chmura Większość teorii kosmologicznych za przodka gwiazd i planet uważa gaz, którego składnikiem  był wodór. • średnica chmury - kilkadziesiąt lat świetlnych; • gęstość 

(…)

… (Słońce);
Jednak gdy energia gazu zmniejszy się przez promieniowanie elektromagnetyczne trwa dalsze
zapadanie się protogwiazdy aż do pojawienia się nowego źródła energii, które może temu
przeciwdziałać. Tym nowym źródłem są reakcje termojądrowe - powstaje Słońce.
Słońce
Nasze rozważania o Słońcu rozpocznijmy od obliczenia promienia Słońca w funkcji jego masy.
Zakładamy stałą gęstość wewnątrz Słońca (w rzeczywistości rdzeń ma większą gęstość niż warstwy
przy powierzchni). Masa Słońca MS = 2·1030 kg.
Zapadanie się tej masy gazu wodorowego zostanie zatrzymane gdy ciśnienie termiczne wywołane
ogrzewaniem gazu przez energię z reakcji termojądrowych wyrówna ciśnienie grawitacyjne.
Ciśnienie grawitacyjne wewnątrz jednorodnej kuli o promieniu R, możemy wyznaczyć z równania:
p = ρgśrh, gdzie gśr jest wartością średnią przyspieszenia równą g/2; g jest przyspieszeniem na
powierzchni kuli (w środku przyspieszenie jest równe zeru). Stąd
Pg =
1
ρ gR
2
GM S
.
R2
Ostatecznie
gdzie g =
Pg =
M
1
ρG S
2
R
Ciśnienie termiczne gazu (na podstawie równania stanu gazu doskonałego) wynosi
Pt =
ρ kT
Mp
gdzie Mp jest masą protonu (masa cząsteczki gazu = masa atomu wodoru).
Porównanie tych dwóch ciśnień daje
kT
1 GM S
=
Mp 2 R…
… się wystarczająca ilość protonów o prędkościach większych od średniej (rozkład
prędkości) aby podtrzymać reakcję.
Tak więc temperatura, dla której zaczynają zachodzić reakcje termojądrowe jest rzędu 107 K. Dla
tych danych otrzymujemy wartość promienia Słońca R=7·108 m, co jest wartością dobrze zgodną z
obserwowaną.
Można pokazać, że jeżeli masa początkowa jest większa niż 0.08 masy Słońca, to osiągnięta…
… są bardzo rzadkie ze względu na rozmiar ≈ 100·średnica układu słonecznego;
• temperatura wyższa ≈ -200° C (dalej brak promieniowania).
Dalej trwa zagęszczanie materii pod wpływem grawitacji, czemu towarzyszy wzrost temperatury aż
osiągnięte zostaje stadium protogwiazdy.
Protogwiazda
• dobrze wykształcony stabilny rdzeń;
• początkowo rozmiar dwukrotnie większy od układu słonecznego (1 milionowa początkowego…
… w neutrony według następującej
reakcji:
e- + p  n + v
Dokładne procesy przemiany materii zwykłej w materię bogatą w neutrony są skomplikowane, ale
obliczenia pokazują, że przy gęstościach 1011 g/cm3 neutrony są znacznie liczniejsze niż protony.
Stąd nazwa „gwiazda neutronowa”. Takie gęstości są osiągane gdy gwiazda kurczy się do
rozmiarów rzędu dziesiątek km.
Gwiazda neutronowa może wirować wykonując…
... zobacz całą notatkę

Komentarze użytkowników (0)

Zaloguj się, aby dodać komentarz