Султонали Абдурахмонов - Все науки. №5, 2022. Международный научный журнал

Keywords:Sun, energy, physical research, cosmology, astrophysics, planets, solar system.

И перед изучением целого направления в энергетики, которая породила спустя столько времени в XX – XXI веках эта звезда, извечно согревающая все свои спутники, необходимо подробно рассмотреть со всех возможных сторон и саму эту звезду, изучить её особенности и характеристики. Само по себе Солнце – это звезда, типа жёлтый карлик или G2V. Средняя плотность самой звезды составляет 1,4 г/см 3, что в 1,4 раза больше, чем у воды. Если рассмотреть гипотетическое абсолютно чёрное тело, сопоставимое с размерами Солнца таким образом охарактеризовать его светимость, то можно получить значение эффективной температуры, которая для Солнца равняется 5780 Кельвинам, именно поэтому Солнце светит почти белым светом, а известный жёлтый оттенок приобретается в слоях атмосферы нашей планеты.

Но если зафиксировать этот же свет, но уже в полностью ясную погоду, то он вновь будет принимать ровное положение. Как известно, Солнечное излучение поддерживает наличие жизни на единственное пригодной для жизни планете в Солнечной системе, а именно на Земле, благодаря чему имеет место такое явление как фотосинтез и наличие благоприятного климата.

Обращаясь к более точным параметрам, можно указать, что Солнце в секунду генерирует столько энергии, сколько ещё не генерировало всё человечество за всё время своего существования, а именно 3,827*10 26 Вт. По своей структуре по большей мере Солнце состоит из водорода, где общее его количество порядка 73% и гелия, содержанием около 25% и других элементов с меньшей концентрацией. Здесь важно сказать, что в астрофизике все элементы тяжелее гелия называются «металлами» и их общее содержание в Солнце не превышает 2% в сумме.

Фотография Солнца

Среди них самые распространённые, это кислород, углерод, неон, азот, железо, магний, кремний, сера, аргон, алюминий, никель, натрий и кальций. Для сравнения на каждый миллион атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 атом кислорода, 123 атома неона, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия и всего по 2 атома никеля, натрия, кальция и ещё меньшее количество прочих элементов. В сумме масса Солнца является астрономической единицей и составляет 1,98847*10 30 кг, что составляет 99,866% от всей массы Солнечной системы.

Если судить по спектру Солнца, то также в нём содержатся линии излучения ионизированных и нейтральных металлов, вместе с водородом и гелием, конечно же. И если в Млечном пути насчитывает от 200 до 400 миллиардов звёзд, то целых 85% всех этих звёзд – менее яркие чем Солнце, это в большинстве красные карлики. Разумеется, что Солнце, как и все звёзды использует в процессе своей жизнедеятельности, весьма активно, термоядерный синтез добычи гелия из водорода, путём слияния двух ядер водорода, с образованием дополнительных нейтронов.

Энергия, выделяемая при этом в 99% случаев, генерируется именно благодаря протон-протонного цикла. Данный цикл состоит из нескольких этапов, а именно изначально сталкиваются ядра двух атомов водорода, после чего образуется один позитрон и нейтрино, после чего энергии становится достаточно для образования одного нейтрона, после чего образуется дейтрон – ядро, состоящее из протона и нейтрона, которое после слияния с одним протоном выделив гамма-квант образует гелий-3 – довольно быстро распадающийся изотоп гелия. Но если этот изотоп успеет слиться с таким же изотопом, образованный уже в другой идентичной цепочке, то выделив два протона образуется одно ядро стабильного гелия-4.

Хотя для более массивных звёзд более преимущественным и чаще используемым является CNO-цикл. Этот совокупность 3 циклов образования гелия, которые сцеплены между собой. Поскольку он происходит в более массивных звёздах в них имеются ядра углерода, азота и кислорода. Первый этап, именуемый CN, начинается бомбардировкой стабильного ядра углерода протоном с образованием изотопа азота-13 с генерацией гамма-кванта и общей энергией 1,94 МэВ. Эта реакция протекает довольно долго, становясь почти источником, а именно около 13 миллионов лет.

Тем временем, образованный азот-13 начинает распадаться на углерод-13, позитрон, электронное нейтрино и выделяя дополнительно 2,22 МэВ энергии, либо 1,2 МэВ без учёта аннигиляции позитрона. При этом нужно указать, что период полураспада азота-13 составляет всего 9,96 минут. Хотя вся реакция распада происходит за меньшее время, а именно за 7 минут, далее при столкновении углерода-13 с протоном образуется азот-14 с выделением гамма-кванта и энергии, соответственно, которая равна 7,55 МэВ, при этом реакция длится 2,6 миллиона лет.