Лекция Күн жүйесі жайлы жалпы мағлұмат. Күн. Өлшемі, массасы, тығыздығы. Остік айналу. Күн энергиясының көздері. Күннің ішкі құрылымы
жүктеу/скачать 0,54 Mb.
|
6 лекция
|
6. Лекция Күн жүйесі жайлы жалпы мағлұмат. Күн. Өлшемі, массасы, тығыздығы. Остік айналу. Күн энергиясының көздері. Күннің ішкі құрылымы. Күннің сыртқы қабаты – күн атмосферасы – оны ешқандай кедергісіз бақылауға болады, сондықтанда олардың теоретикалық моделдерін әр қашан тексеруге болады. Осы жерде, Күннің ішкі аумақтарының физикалық жағдайын қарастырғаннан көрі принципиалды айырмашылығы бар. Егер неитринді астрономияның соңғы жетістіктерін ескермесе, онда Күннің ішкі құрылысының моделдері тек теорияға негізделген. Күннің ішкі қабаты туралы теоретикалық көріністер физикалық эсктраполяция жағдайлар көмегімен жасалған, олар оның бетінде көрінеді және салмағы, мөлшері, жарықтығы, айналуы мен химиялық құрамы сияқты мінездемелерге негізделген. Күннің жасы геологиялық деректерді анықтауға мүмкіншілік береді. Жердегі, қарапайым микроорганизмдер қалдықтар қазбаларының анализі, олардың жасы 3 млр.жыл екендігін көрсетеді және бұл жағдай Күн осынша мерзім бойы жарқырап тұрғандығын көрсетеді. Ежелгі қазбалар туралы деректер және ай породаларымен метеориттердің химиялық құрамының талдауы, Күн жүйесі 4,5 – 5 млрд.жыл бұрын пайда болды және оның ішінде 3 млрд.жыл бойы ол өзінің жарық қарқындылығын өзгерткен жоқ деп айтуға болады. Осы уақытты жасауға мүмкіншілік береді. Шын мәнінде 3 млрд.жылда Күн қоршаған ортаға Ео ≈ Lоt = 36 ∙ 1043 Дж энергия шығарады. Осыны Күннің толық салмағына бөлсек күн затының бір келісі 1,8 ∙ 1013 Дж энергиясын бөліп шығарғанына көз жеткізуге болады. Бұл мөлшер кн жанармайының құнарлығын көрсетеді. Бұрынғы кезде Күн энергиясының көзі химиялық энергия деген көзқарас болған. Ең құнарлы химиялық жанармай қонарғыш зат ( взрывчатка ), Оның 1 кг, шамамен 107 Дж бар. Бірақ бұл күн үшін жеткіліксіз. Егер энергия көзі қопарғыш зат болса, онда күн ол энергияны 1700 жыл ішінде шығындар еді. Өткен жүз жылдықта, энергия көзі Күннің гравитациялық энергиясы деген көзқарас айтылды. Күн сығылған сайын гравитациялық энергия жылуға ауысады, соның арқасында Күн жарқырап тұрады. Мөлшер реттігі бойынша Күннің гравитациялық энергиясы: Еg = = 4 ∙ 1041 Дж Осы жерден, соңғы 3 млрд.жылда Күн жазықтыққа 100 есе көп энергия бөліп шығарғаны көрініп тұр. Жалғыз қолайлы Күн энергиясының көзі ядер энергиясы болуы мүмкін. Мысалы, төрт протоннан құралатын гелий атомының бір ядросы пайда болғанда водород атомының ядролары - ∆E = 4 ∙ 10-12 тең энергия пайда болады, осыны байланыс энергиясы деп атайды. Байланыс энергиясы төрт протондар салмағы мен гелий ядросының салмағы араларындағы дефект салмағының, жарық жылдамдығының квадрат кезінде водород толық гелийға айналып кетсе, заттың 1 кг. 1015 Дж энергияны бөліп шығарады. Егер Күнде ядролық реакциялар жүрсе және ондағы барлық заттар басында тек водородтан құралса, Күннің ядролық энергиясы 170 млрд жылға жетер еді. Ядролық реакциялар жүрі үшін шамамен 10 млн градус температура қажет. Сонымен, Күннің миллиардтаған жылдар бойы жарқырап тұрғандығы бетіндегі қабаттағы температурадан біршама жоғардығымен түсіндіріледі. Күннің ішіндегі жоғары температураға фотосфера тереңдігіне байланысты өсу экстраполяциясы көрсетеді, ол әр 1 км тереңдікте 20 градусты құрайды.Осы температура градиентін Күннің радиусына көбейтсек, оның ортасындағы температура шамамен 1,4 ∙ 106 К құрайтындығын анықтаймыз. Шынында, осындай экстраполяция толық заңды емес, өйткені тереңдікке байланысты, температура шын мәнінде қалай өзгеретіні белгісіз. Күннің ішіндегі орташа температураны гидростатикалық тепе – теңдік жағдай бойынша бағалауға болады. Күн заты идеалды газ деп қабылданады, оны Клапейрон – Менделеев теңдігімен сипаттайды. Газ қысымы Күнді кеңейтуге тырысады, сонымен қатар ауырлық күші сығуға әкеліп соқтырады. Тепе – теңдік кезінде осы күштер бір – біріне тең. Күн температурасын сапалы бағалау үшін, ол екі бөліктен құралады деп қабылдайық, әр қайсысының салмағы mо және әр бөліктің ортасы бір – бірінен Rо қашықтықта орналасқан. Осы бөліктер арасындағы тарту күші Fg = тең. Екі бөліктің шекарасындағы қысым Pg = = Бұл қысым газ қысымымен теңестіріледі Рг = ( Бұл жерде А – универсалды газ тұрақтысы ). Теңестіргеннен кейін орташа температура, салмақ және Күн радиусы аралығындағы байланысты айқындаймыз. Т ≈ Күн үшін М = 0,6 және Т ≈ 4,6 ∙ 106 К Күннің ортасындағы температура үшін Тс = Сондықтан, Күн ортасындағы температура Тс ≈ 14 ∙ 106 К, бұл орташа температурадан шамамен 3 есе жоғары. Күн ортасындағы жоғары температура, ол жерде термоядролық реакциялар жүріп тұрғандығын көрсетеді. Осы кезде бөлінетін энергия сыртқа бөлініп күн жарқырауын қамтамасыздандырады. Күннің ішкі жағын қарап көріп зерттеу мүмкін емес. Сондықтан оның құрылымы жөніндегі мәліметті физиканың неғұрлым жалпы жалпы заңдарын пайдаланып, теориялық талдау негізінде аламыз және Күннің массасы, радиусы, жарқырауы сияқты сипаттамаларын пайдалана отырып біле аламыз. Күн ұлғаймайды және сығылмайды да, ол тепе-теңдік мқалыпта болады. Өйткені Күнді сығуға тырысатын гравитациялық күшке әсер ететін газ қысымының күші кедергі келтіреді. Анық шамалау үшін, біз күнді массалар центрі Күн радиуысындай (1-сурет) қашықтықта жатқан тең екі жартыдан тұрады деп есептелік. Күн затын сипаттайтын барлық параметрлер оның әр бөлігінде бірдей деп санай келе, Менделеев- Клайперон заңын пайдаланып екі жартының шекарасындағы газ қысымын анықтауға болады: , vұндағы: R = 8.31 Дж/ (К• моль) газ тұрақтысы, - заттың мольдік массасы, - оның тығыздығы және Т – абсолют температура. Шынында, Күннің ішкі жағындағы тығыздық та, температура да оның центрден қашықтығына сәйкес өзгереді. Есептеулерде біз оларды орташа мәнге тең деп аламыз. Күн затының орташа тығыздығы = 1,4 • 10-3 кг/ км3, ал ол негізінен атом аралық сутегінен тұратындықтан = 10-3 ка/моль. (Алайда Күннің ішкі жағындағы сутегі иондалған сондықтан мольдік масса екі есе аз болады). Ньютонның тартылыс заңына сәйкес Күнді сығыға тырысатын екі жарты шар арасындағы тарту күші мынаған тең: , мұндағы G=6,7 • 1011кг-1 •м • с-2 – гравитациялық тұрақты. М0 – 2 •1030 кг – Күн массасы және R0= 7 •108 м – Күн радиусы. Өйткені екі жартыны шектеп тұрған беттің ауданы S = , ендеше, оған тарту күшінен түсетін қысым . Бірақ Күн массасы М0 = , сондықтан жоғарыдағы формуласындағы 4 бөлімді мына түрде беруге болады: 3 , сонда қысым . Мына өрнектегі параметрлердің мәнін қоя отырып, мынаны табамыз: Бұл қалыпты атмосфералық қысымнан 900 млн есе көп. Гравитациялық қысымды Күннің сығылуына кедергі келтіретін газ қысымына ең бірінші тұрған теңдеуді теңестіре тырып, мынаны аламыз: . Бұдан шығатын Күн затының орташа теипературасы Күннің орташа температурасы 8•106К-ге жақын, ал Күн бетінде 6000 К-ге тең болуы, Күн температурасытереңдікке байланысты өзгеретінін көрсетеді. Неғұрлым дәл есептеулер Күн центріндегі температура 15 млн кельвинге (Тц =1,5•107 К) мәнге жететінін көрсетеді. 0,7 R0 қашықтықта температура 106 К-ге дейін түседі. Күн центріндегі зат тығыздығы 1,5•105 кг⁄м3 ,бұл оның орташа тығыздығынан 100 еседен де көп. Термоядролық реакциялар Күннің орталық аймағында 0,3 R0 радиуста белсендірек өтіп жатады. Бұл аймақ ядро деп аталады. Сыртқарырақ жатқан қабаттардағы температура термоядролық реакция өтуге жеткіліксіз. Күн ядросынан бөлінген энергия сыртқа, бетіне қарай екі (сәулелік және конвекциялық) тәсілмен тасымалданады. Бірінші жағдайда энергия сәуле щығару арқылы, екіншісінде – заттың қызған массасының механикалық қозғалысы кезінде тасымалданады. Энергияның сәулелік тасымалдануы ядрода және одан әрі Күн центрінен (0,6-0,7) R0 қашықтыққа дейін одан әрі Күн бетіне қарай энергия конвекция арқылы тасымалданады. Сәулелік тасымалдану механизхмі де қызық. Термоядролық реакция кезінде пайда болатын гамма сәуле төңіректегі заттар атомдармен бірден жұтылады. Мұндай кезде атом өршиді, ал сонан соң өзінің алғашқы жағдайына көшіп, тез гамма квант шығарады. Атом шығарған квант енді басқа бағытпен қозғалады. Әрі қарай бұл сәуле жұтылады да, басқа атомдардың әсерінен қайта сәуле шығарады: сәуле шығару бағты ылғи өзгеріп отырады. Осыдан барып шыққан сәуле радиус бойымен түзу қозғалмай, ұзындығы Күн радиусынан едәуір үлкен сынық сызықтың бойымен қозғалады. Күн радиусын сәуле түзу жолмен 2 с ішінде жүріп өтеді. Ал шындығында сәуле жолының ұзаратыны сондай, сәуле таситын энергия сыртқа 10 млн жыл ішінде шығады. Мұнымен қатар, сыртқа қарайғы өзінің ұзақ жолында өзгеріске түсетіні сондай, Күн центрінде пайда болған гамма сәулелер сыртқа толқын ұзындығының көрінерлік диапазонындағы сәуле түрінде шығады. Әрине, астрономдар Күннің ішкі жағына үңілетін әдістерді және оның құрылымы жөніндегі теориялық түсініктерді тексеруді іздестіруде. Бұл жолда оларға элементар бөлшектерді зерттейтін физиктер көмекке келді. Мәселе мынада: сутегінен гелийді синтездеудің термоядролық реакциясында энергия бөлінумен қатар, элементар бөлшектер – нейтрино пайда болып жатады. Нейтриноның сәуле шығарудан айырмашылығы іс жүзінде оған басқа заттар тосқауыл болмайды. Күн қойнауында пайда болып және жарық жылдамдығындай шапшаңдықпен тарай отырып, олар екі секунд ішінде Күн бетіне ұшып шығады және сегіз минуттан соң жерге келіп жетеді. Егер Күннен шығатын осы нейтрино ағынын өлшеуге мүмкіндік болса, онда біз күн ішінде өтіп жататын физикалық процестер жөнінде тікелей біле алар едік. Күн нейтриносын бақылау үшін аквдемик Б. Понтекорво хлордың нейтриномен өзара әрекеттесуі кезінде пайда болатын аргон атомдарының ядроларын бақылау арқылы табуды ұсынды.Бұл үшін құрамында хлор атомдары бар сұйық затпен толтырылған көлемі 400 м3 үлкен ыдыс дайындалған. Ғарыш кеңістігінен келіп енетін шапшаң бөлшектермен хлор атомдары өзара әрекеттескенде одан аргон атомдары түзілетіндіктен, оны болдрмау мақсатымен ыдысты терең шахта ішіне орналастырған:нейтрино үшін Жердің қалың қабаты кедергі емес,ал ғарыштық бөлшектерді олар жұтып қояды. Мұндай экспериментті жасай отырып астрономдарнеге арқа сүйеді?Жерге келіп түсетін күн нейтриносы ағынын Күннің жарқырауы бойыншаоңай білуге болады.Өйткені,гелий атомының бір ядросының пайда болуы кезінде Е=4,3*10-12Дж байланыс энергиясы бөлінеді де екі нейтрино шығады, ендеше Күн қойнауында әрбір секундта пайда болатын гелий атомдары ядроларының санын есептеп шығару қиын емес. Бұл үшін Күннің жарқырау шамасы I0=4*1026Вт-ты байланыс энергиясына бөлу жеткілікті. Шыққан бөліндіні екіге көбейте отырып, Күн бетінен секунд сайын шығатын нейтрино санын табамыз: нейтрино/с Бұл нейтринолар Күннен шартарапқа тарайды. Ал Жерден Күнге дейінгі қашықтық а0=1 а.б.=1,5*1011м болғандықтан, ауданы 1м2 жер бетіне әрбір секунд сайын келіп түсетін нейтрино саны мынадай болуы тиіс: Нейтриноның бұл ағының ыдыстағы хлормен өзара әрекеттесуі нәтижесінде химиялық жолмен анықталатын, бар болғаны бірнеше ондаған аргон атомдары түзілуі тиіс. Ыдыстағы қисапсыз көп атомның арасынан аргонның осы ондаган атомдарын «ұстап алудың» қаншалықты қиын екені түсінікті. Соңғы жылдардағы зерттеулер байқалып анықталған Күн нейтриносының ағымы күткенімізден екі үш есе аз екендігін көрсетті, бірақ бұл әзірше Күннің ішкі құрылымы жөніндегі біздің негізгі көзқарасымызды жоққа шығармайды. Көп жағдайда бұл айырмашылықтар,шамасы,нейтрино құрылымының жеткіліксіз зерттелгенінен болар. Мысалы,соңғы жылдары нейтриноның тыныштық массасының нөлден өзгеше екенін көрсететін теориялық және эксперименттік нұсқаулар пайда болды.Сондай-ақ Күн ядросында болып жататын физикалық процестердің ұңғыл-шұңғылын жете білмейтіндіктен болса керек. жүктеу/скачать 0,54 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|