Rozdział I Słońce jako gwiazda/Chapter I The Sun as a Star

Krótko po tym jak zacząłem się pasjonować Słońcem, przyszło mi pisać pracę maturalną.
Shortly after I became passionate about the Sun, I came to write my senior thesis.
Awatar użytkownika
tafig
VIP
Posty: 829
Rejestracja: 7 lut 2019, o 20:36
 Polubił: 293 times
 Polubiane: 153 times

Rozdział I Słońce jako gwiazda/Chapter I The Sun as a Star

Post autor: tafig »

1. Jedna z hipotez powstania.

Historia naszego Słońca rozpoczęła się przed 6-ciu,a może 7-miu lub 8-miu miliardami lat od tego, że olbrzymi wręcz bo przekraczający wiele set razy dzisiejsze rozmiary naszego Układu Słonecznego obłok materii międzygwiazdowej, początkowo nadzwyczaj rzadki, z wolna zaczął się stopniowo kurczyć. Działo się to pod wpływem siły wzajemnego przyciągania atomów wodoru, z jakich, poza bardzo nieznacznymi śladami cięższych pierwiastków obłok ów wyłącznie się składał. W przeciągu niewyobrażalnie długiego czasu ten konwekcyjny ruch nie ustawał, a jednocześnie szybkość jego stopniowo wzrastała, w miarę jak w punkcie wspólnego środka ciężkości części obłoku tworzyło się jądro o wzrastającej gęstości i stale zwiększającej się sile przyciągania. Oprócz ruchu konwekcyjnego doszło do wzbudzenia drugiego jeszcze ruchu; w związku z tym olbrzymi ten twór w czasie konwekcji zaczął obracać się wokół siebie. Wywołane przez to siły odśrodkowe ponadto jeszcze całość spłaszczyły. A ponieważ w okresie późniejszym ze stosunkowo bardzo małych "resztek" kurczącego się w ten sposób obłoku powstały planety, które wraz z meteorami, kometami i pyłem międzyplanetarnym stanowią tylko nieco więcej jak 0,1% a na Słońce przypada 99,9% masy całego Układu Słonecznego, cały ten bieg zdarzeń wyjaśnia, dlaczego wszystkie planety naszego Układu krążą wokół Słońca w tym samym kierunku i w tej samej płaszczyźnie. W ciągu dalszego wzrostu konwekcji tej potężnej ilości materii powstały w końcu warunki fizyczne niewystępujące poza tym nigdzie w naturze i nie dające się odtworzyć nawet w przybliżeniu w ludzkich laboratoriach pomimo wszelkich osiągnięć współczesnej techniki. Właśnie te warunki pozwoliły na to, aby z tej kurczącej się z wolna pustej przestrzeni ogromnej kuli wodoru powstało przed kilku miliardami lat Słońce. Chociaż gwiazda ta jeszcze dzisiaj jest dla nauki naszej czymś osobliwym, stanowi ona nie tylko gwarancję lecz także prapoczątek naszego istnienia.

2. Narodziny Nowoczesnej Astronomii.

Od zarania życia ludzie zastanawiali się nad wieloma problemami dotyczącymi naszej dziennej gwiazdy. Obserwowane położenie i ruchy ciał niebieskich służyły do orientacji w przestrzeni i do odmierzania czasu na Ziemi; niebo było kompasem, zegarem i kalendarzem, szczególnie cennym w żegludze morskiej. Jest rzeczą znamienną, że najpoważniejszy traktat astronomiczny napisany przed Kopernikiem, Almagest Ptolemeusza /II w.n.e/ reprezentujący wysoki, jak na owe czasy poziom matematyczny, nie wychodzi z ram naiwnego geocentryzmu pomimo sprzeczności z wieloma obserwowanymi faktami. Na przełomie XV i XVI wieku zastał Kopernik w Astronomii stan głębokiego kryzysu; system Ptolemeusza, wielokrotnie poprawiany, głównie przez astronomów arabskich, nie dawał zadowalającej zgodności, choćby tylko formalnej, z obserwacjami, skutkiem czego Astronomia nie mogła należycie spełniać nawet swej roli służebnej. Wyczuwało się potrzebę gruntownej reformy, rewizji samych założeń systemu. Logika i intuicja podpowiadały Kopernikowi, że w tej machinie Słońce jest ciałem centralnym; oświetlając i ogrzewając planety, posiada ono również siłę utrzymywania ich w stałej od siebie odległości. Ziemia natomiast, pomimo, że jest mieszkaniem człowieka, ma w tym mechanizmie rolę podrzędną; podobnie jak inne planety krąży wokół Słońca, ponadto obraca się dookoła własnej osi, która jednakże nie zachowuje stałego kierunku w przestrzeni, tylko powoli / w okresie 26000 lat / zatacza stożek. Kiedy z Norymberskiej drukarni przywieziono do Fromborka pierwszy egzemplarz /De Revolutionibus Orbium Coelestium/ O obrotach sfer niebieskich, Mikołaj Kopernik kończył swój ziemski żywot. Nie mogli wówczas przeczuć nieliczni czuwający przy nim przyjaciele, ani on sam, nieobecny już umysłem, że w owej chwili rodziła się nowa epoka dziejów ludzkości. Od tego czasu Astronomia nie była nauką tylko o ruchach ciał niebieskich ale także nauką o właściwościach tych ciał.

3. Wielkoskalowe właściwości Słońca.

& Promień Słońca Ro można wyznaczyć na podstawie pomiaru rozmiarów kątowych jego tarczy – około pół stopnia, oraz znajomości jego odległości od Ziemi, czyli jednostki astronomicznej. W wyniku otrzymujemy
R ₀ = 700 000 km

& Masę Słońca Mo wyznaczamy znając przyspieszenie Ziemi w jej ruchu orbitalnym. Zgodnie z prawem Newtona przyspieszenie to zależy od masy Słońca oraz od odległości Ziemi od Słonca. W wyniku dostaje się masę Słońca około 330 000 razy większą od masy Ziemi czyli;
Mo = 2 x 10³ ³ g.

& znając masę i promień Słońca możemy określić również jego średnią gęstość , która jest równa
1,4 g/ cm³
czyli nie wiele więcej od gęstości wody.

& Innym ważnym parametrem jest ilość energii wypromieniowana przez Słońce w jednostce czasu, czyli jego jasność energetyczna. Wynosi ona
L ₀ = 4 x 10³ ³ erg/s

Czyli ponad 10² ³ kilowatów. Dzieląc L₀ przez pole powierzchni Słońca 4𝝅R₀², otrzymujemy energię wypromieniowaną w ciągu jednej sekundy przez jeden cm ² powierzchni Słońca. Zamiast tej wielkości podaje się jednak zazwyczaj tzw. Temperaturę efektywna Słońca T₀ = 6000 K . Temperatura efektywna jest bliska rzeczywistej temperatury ciała wysyłającego energię w postaci fotonów. Stwierdzenie to tylko w przybliżeniu, jednak w zupełności wystarcza dla naszych rozważań jakościowych. Wnioskujemy z tąd, że temperatura Słońca jest bliska 6000 K.

4. Przebieg temperatury i gęstości we wnętrzu Słońca.
Interesującym problemem jest określenie zmian temperatury i gęstości materii słonecznej w funkcji odległości od środka Słońca. Oczywiście w tym wypadku odwołujemy się do rozważań czysto teoretycznych. Ponieważ siła grawitacji przyciągająca materię ku środkowi rośnie z głębokością, ciśnienie również musi wzrastać w miarę zbliżania się do środka Słońca.
147549983_250909556480690_5416465068615516500_n.jpg


Na rys.1 pokazałem przebieg temperatury od środka do powierzchni Słońca a na rys 2 przebieg gęstości od środka do powierzchni Słońca. Poczynając od wartości dla środka Słońca
T =16 x 10 ⁶ K i g = 160g/cm ²
Zarówno temperatura jak i gęstość maleją bardzo szybko ku powierzchni. To tylko niektóre z właściwości jakimi odznacza się nasz Słońce, ale czy tylko Słońce? Wystarczy spojrzeć w rozgwieżdżone niebo a zobaczymy wiele słońc podobnych naszemu. Dzięki ścisłym badaniom Słońca coraz to lepiej poznajemy procesy zachodzące na innych od nas bardzo odległych gwiazdach.

& 5 Źródła energii Słońca.
Nad pochodzeniem energii promieniowanej przez Słońce zastanawiano się już w ubiegłym wieku. Sądzono wówczas, że źródłem tak wielkich ilości energii może być tylko kontrakcja /kurczenie się/ grawitacyjna. Dopiero później gdy fizyka jądrowa osiągnęła już swój dzisiejszy poziom stwierdzono, że energia promieniowana z powierzchni Słońca jest produkowana w jego jądrze, tj. w obszarach centralnych., w wyniku zamiany czterech jąder wodoru w jedno jądro helu. Cztery jądra wodoru są nieco cięższe od jednego jądra helu; różnica mas jest wydzielana w postaci energii. Masa m może zamienić się w energię,
E = m x c ²
gdzie c jest prędkością światła. Różnica między masą czterech jąder wodoru i masą jednego jądra helu odpowiada energii około 27 MeV, czyli 4,3 x 10 ⁻⁵ ergów. Proces o takiej wydajności może podtrzymywać promieniowanie Słońca przez odpowiednio długi czas a straty promieniste są uzupełniane przez procesy jądrowe, a zwłaszcza przez reakcję zamiany wodoru w hel zwaną również łańcuchem proton- proton. Pierwszym ogniwem owej reakcji jest połączenie ze sobą dwóch jąder wodoru /protonów/. Oba takie protony są oczywiście naładowane dodatnio i odpychają się zgodnie z prawem elektrostatyki. Nie mniej jednak, jeżeli odległość między nimi stanie się bardzo mała, to dominującą rolę zaczną odgrywać siły jądrowe, które są siłami przyciągającymi. Aby jednak zbliżyć się do siebie na bardzo małą odległość protony muszą w jakiś sposób przezwyciężyć siły odpychania elektrostatycznego, czyli tzw. barierę kulombowską. Protony muszą mieć pewną energię kinetyczną pozwalającą im pokonać barierę kulombowską i zbliżyć się do siebie na odległość, w której zaczną działać przyciągające siły jądrowe. Obdarzenie przynajmniej części protonów odpowiednio dużymi energiami kinetycznymi wymaga ogrzania gazu , w skład którego one wchodzą, do temperatury 10⁷ K. Im wyższa jest temperatura tym większa jest średnia energia kinetyczna cząstek i tym więcej protonów ma energię wystarczającą do zapoczątkowania łańcucha p – p. Dwa protony działające na siebie siłami jądrowymi tworzą jedno jądro złożone. By jądro to mogło być trwałe, jeden z ładunków dodatnich musi być usunięty, czyli innymi słowy, jeden z dodatnio naładowanych protonów musi ulec przemianie w obojętnie elektrycznie neutron. Może to nastąpić wskutek emisji pozytonu /cząstki β ⁺/, który ma taką samą masę jak elektron, a więc znacznie mniejszą od masy protonu, ale obdarzony jest ładunkiem dodatnim. Równocześnie z pozytonem nowe jądro wysyła również neutrino, cząstkę pozbawioną masy spoczynkowej, nie mniej jednak unoszącą pewną energię kinetyczną. Ponieważ neutrino prawie nie oddziałuje z materią, unosi ono tę energię ze Słońca. Wysyłanie dodatnio naładowanego pozytonu nie jest jedynym sposobem, który może spowodować zamianę protonu w neutron, jest to jednak jedyny sposób dostępny dla cząstek wewnątrz Słońca. Energia kinetyczna odpowiadająca temperaturze wnętrza Słońca jest niewystarczająca do powstania cząstek innych niż pozytony. W warunkach panujących w jądrze Słońca przeciętny proton ma szansę wejść w opisaną wyżej reakcję z drugim protonem po upływie 10 ¹⁰ lat. Znaczy to, że przeciętny proton znajdujący się we wnętrzu Słońca i zderzający się ustawicznie z innymi jądrami po upływie 10¹⁰ lat zbliży się do drugiego protonu na tak małą odległość, że złamana zostanie bariera kulombowska i powstanie jądro złożone. Reakcje takie zachodzą więc stosunkowo rzadko. Niemniej jednak we wnętrzu słońca jest wystarczająco dużo protonów, by pomimo niewielkiego prawdopodobieństwa zachodzenia poszczególnych reakcji, łączna ich liczba była wystarczająca do uzupełnienia promienistych strat Słońca. W każdym razie wynikiem połączenia się dwóch protonów jest wysłanie jednego pozytonu, jednego neutrina oraz utworzenie jądra ciężkiego wodoru ²H, czyli izotopu wodoru, którego jądro składa się z jednego protonu i jednego neutronu. Jądro ciężkiego wodoru może przyłączyć jeszcze jeden proton, przy czy prawdopodobieństwo tej reakcji jest znacznie większe niż pierwotnej reakcji proton-proton. W wyniku przyłączenia tego protonu powstaje jądro izotopu helu ³He. Zbudowane jest ono z dwóch protonów i jednego neutronu. Różnica między sumą mas wyjściowego jądra ciężkiego wodoru plus protonu oraz masą ³He zamienia się wewnątrz jądra w energię wydzielaną w postaci fotonów, czyli fotonów o bardzo dużej energii. Powszechniej występujące trwałe jądro helu He⁴ zawiera dwa protony i dwa neutrony. Budowa tej cząstki jest ostatnim ogniwem omawianego łańcucha przemian. Możliwe jest tutaj kilka reakcji choć najbardziej prawdopodobne jest oddziaływanie między dwoma jądrami ³He. Wobec 10 ¹ ⁰ lat charakteryzujących tempo przebiegu pierwszej reakcji łańcucha, ostatnia reakcja przebiega niemal „natychmiast”- średnio po 10⁶ latach. Wynikiem oddziaływania dwóch jąder ³He jest pojawienie się dwóch protonów oraz jądra ⁴He. Opisane trzy etapy można przedstawić za pomocą następujących równań:

¹H + ¹H  ²H + B ⁺ + v
²H + ¹H ³He + γ
³He + ³He ⁴He + ¹H + ¹H

gdzie B ⁺ oznacza emisję pozytonu, v – emisję neutrino/ cząstki o masie zerowej unoszącej energię/ γ - kwant promieniowania. W tym miejscu łańcuch urywa się, ponieważ jądro ⁴He jest trwałe, przynajmniej w warunkach panujących we wnętrzu Słońca. Pozostałe dwa protony mogą uczestniczyć w następnych reakcjach proton-proton. Energia 27MeV, o której wspomniałem na początku unoszona jest przede wszystkim przez dwie cząstki β ⁺, dwa neutrina produkowane w dwóch rozgałęzieniach łańcucha prowadzących do powstania cząstki ³He, oraz przez fotony. Neutrina praktycznie nie oddziałują z materią słoneczną. Cząstki β ⁺ spotykają się z elektronami obficie występującymi we wnętrzu Słońca ulegają anihilacji / - termin fizyczny określający zjawisko znikania cząstki i antycząstki/ przy ich spotkaniu się. W miejsce anihilujących cząstek powstaje promieniowanie elektromagnetyczne zwane promieniowaniem gamma, przy czym łączna masa i energia kinetyczna obu cząstek /elektronu i pozytonu /ulega zamianie w fotony gamma. Ostatecznie, po uwzględnieniu strat energii unoszonej przez neutrina 25 MeV energii ulega zamianie w fotony gamma we wnętrzu Słońca, tj. w tych obszarach, w których zachodzą reakcje jądrowe. Wszystkie opisane dotychczas procesy były procesami zachodzącymi we wnętrzu Słońca. Jak już zdążyliśmy zauważyć, energia jest produkowana w jądrze Słońca przede wszystkim w postaci fotonów gamma. Jednak większość energii opuszczająca powierzchnię Słońca zawarta jest w obszarze widzialnym widma. Przypuszczamy, że sytuacja ta jest stacjonarna w tym sensie, że w każdej jednostce czasu tyle samo energii jest produkowane we wnętrzu Słońca, ile opuszcza jego powierzchnię.

& 6 Transport energii z jądra Słońca na powierzchnię. Cdn.

Englisch Version
The history of our Sun began six, or perhaps seven or eight billion years ago, when a huge cloud of interstellar matter, initially extremely rare, which exceeds the present dimensions of our Solar System many hundreds of times, slowly began to shrink. This happened under the influence of the mutual attraction of hydrogen atoms, of which, apart from very slight traces of heavier elements, this cloud was composed exclusively. During an inconceivably long period of time this convective motion did not cease, and at the same time its velocity gradually increased, as at the point of the common center of gravity of the parts of the cloud a nucleus of increasing density and constantly increasing attraction was formed. In addition to the convective motion, a second still motion was excited; consequently this giant formation in convection began to revolve around itself. The centrifugal forces caused by this, furthermore, flattened the whole. And since in the later period from relatively very small "remnants" of the thus shrinking cloud the planets were formed, which together with meteors, comets and interplanetary dust make up only a little more than 0.1% and the Sun accounts for 99.9% of the mass of the entire Solar System, this whole course of events explains why all the planets of our system revolve around the Sun in the same direction and in the same plane. In the course of the further growth of the convection of this massive amount of matter, physical conditions were finally created that are otherwise not found anywhere in nature and cannot be reproduced even approximately in human laboratories despite all the achievements of modern technology. It was these conditions that allowed the Sun to emerge from this slowly shrinking empty space as a huge ball of hydrogen several billion years ago. Although this star is still peculiar to our science, it is not only the guarantee but also the beginning of our existence.

The Birth of Modern Astronomy.

Since the dawn of time, people have pondered many questions about our daily star. The observed position and motions of celestial bodies were used to orient themselves in space and to measure time on Earth; the sky was a compass, a clock, and a calendar, especially valuable for sea navigation. It is remarkable that the most serious astronomical treatise written before Copernicus, Ptolemy's Almagest (2nd c. AD), representing a high mathematical level for those times, does not leave the framework of naive geocentrism despite its contradictions with many observed facts. At the turn of the fifteenth and sixteenth centuries Copernicus found Astronomy in a state of deep crisis; Ptolemy's system, repeatedly corrected, mainly by Arab astronomers, did not provide a satisfactory correspondence, even if only in form, with the observations, with the result that Astronomy could not adequately fulfil even its subservient role. The need was felt for a thorough reform, a revision of the very assumptions of the system. Logic and intuition told Copernicus that in this machine the Sun is the central body; by illuminating and heating the planets, it also has the power to keep them at a fixed distance from each other. The Earth, on the other hand, despite being the home of man, has a subordinate role in this mechanism; like the other planets it revolves around the Sun, moreover, it revolves around its own axis, which, however, does not maintain a constant direction in space, but slowly / over a period of 26000 years / turns a cone. When the first copy of De Revolutionibus Orbium Coelestium / On the Revolutions of the Celestial Spheres was brought to Frombork from the Nuremberg printing press, Nicolaus Copernicus was at the end of his earthly life. Neither the few friends who were watching over him nor Copernicus himself, his mind already absent, could have foreseen that at that moment a new epoch in the history of mankind was being born. From that time on astronomy was not only the science of movements of celestial bodies but also the science of properties of these bodies.

3. large-scale properties of the Sun.

& The radius of the Sun Ro can be determined by measuring the angular size of its disk - about half a degree, and knowing its distance from Earth, an astronomical unit. The result is
R ₀ = 700 000 km

& We determine the mass of the Sun Mo by knowing the acceleration of the Earth in its orbital motion. According to Newton's law, this acceleration depends on the mass of the Sun and the distance of the Earth from the Sun. The result is the mass of the Sun about 330 000 times the mass of the Earth i.e;
Mo = 2 x 10³ ³ g.

& knowing the mass and the radius of the Sun we can also determine its average density, which is
1.4 g/cm³
which is not much more than the density of water.

& Another important parameter is the amount of energy radiated by the Sun per unit time, or its energetic luminosity. It is
L ₀ = 4 x 10³ ³ erg/s

That is, over 10² ³ kilowatts. Dividing L₀ by the Sun's surface area of 4𝝅R₀², we obtain the energy radiated in one second by one cm ² of the Sun's surface.
Instead of this quantity, however, the so-called effective temperature of the Sun T₀ = 6000 K is usually given. The effective temperature is close to the real temperature of the body that emits energy in the form of photons. This statement is only approximate, but it is sufficient for our qualitative considerations. We conclude from this that the temperature of the Sun is close to 6000 K.

4. the course of temperature and density in the interior of the Sun.
An interesting problem is to determine the variation of the temperature and density of solar matter as a function of the distance from the center of the Sun. Of course in this case we refer to purely theoretical considerations. Since the gravitational force pulling matter toward the center increases with depth, the pressure must also increase as one approaches the center of the Sun.
147549983_250909556480690_5416465068615516500_n.jpg


In Fig.1 I have shown the course of temperature from the center to the surface of the Sun and in Fig.2 the course of density from the center to the surface of the Sun. Starting from the value for the center of the Sun
T =16 x 10 ⁶ K and g = 160g/cm ²
Both temperature and density decrease very rapidly towards the surface. These are just some of the properties of our Sun, but is it only the Sun? Just look up in the starry sky and you will see many suns similar to ours. Through close study of the Sun, we are gaining more and more insight into the processes occurring on other stars far away from us.

& 5 Sources of energy from the Sun.
The origin of the energy radiated by the Sun was discussed already in the last century. It was thought then that the source of such large amounts of energy can only be gravitational contraction. Only later, when nuclear physics reached its present level, it was found that the energy radiated from the surface of the Sun is produced in its nucleus, i.e. the central regions, as a result of the conversion of four hydrogen nuclei into one helium nucleus. Four hydrogen nuclei are slightly heavier than one helium nucleus; the difference in masses is released as energy. The mass m can be converted into energy,
E = m x c ²
where c is the speed of light. The difference between the mass of four hydrogen nuclei and the mass of one helium nucleus corresponds to an energy of about 27 MeV, or 4.3 x 10 -⁵ ergs. A process of such efficiency can sustain the radiation of the Sun for a sufficiently long time and the radiative losses are compensated by nuclear processes, in particular by the reaction of conversion of hydrogen into helium also called the proton-proton chain. The first link in this reaction is the fusion of two hydrogen nuclei /protones/. Both such protons are positively charged and repel each other according to the law of electrostatics. However, if the distance between them becomes very small, nuclear forces, which are attractive forces, start to play a dominant role. However, to approach each other over a very short distance, the protons must somehow overcome the forces of electrostatic repulsion, the so-called Coulomb barrier. Protons must have some kinetic energy that allows them to overcome the Coulomb barrier and approach each other at a distance where the attractive nuclear forces begin to act. To endow at least some of the protons with sufficiently high kinetic energies requires heating the gas they are part of to a temperature of 10⁷ K. The higher the temperature the higher the average kinetic energy of the particles and the more protons have sufficient energy to initiate the p - p chain. Two protons acting on each other with nuclear forces form a single complex nucleus. For this nucleus to be stable, one of the positive charges must be removed, in other words, one of the positively charged protons must be transformed into an electrically inert neutron. This can occur through the emission of a positron / β ⁺ particle/, which has the same mass as an electron, thus much less than that of a proton, but is endowed with a positive charge. At the same time as the positron, the new nucleus also sends out a neutrino, a particle that has no rest mass but nevertheless carries some kinetic energy. Since the neutrino has almost no interaction with matter, it carries this energy away from the Sun. Sending a positively charged positron is not the only way that a proton can be converted into a neutron, but it is the only way available to particles inside the Sun. The kinetic energy corresponding to the temperature of the Sun's interior is insufficient to produce particles other than positrons. Under the conditions in the Sun's core, an average proton has a chance to enter into the reaction described above with a second proton after 10 ¹⁰ years. This means that an average proton in the interior of the Sun and constantly colliding with other nuclei will approach the second proton after 10¹⁰ years at such a small distance that the coulomb barrier will be broken and a complex nucleus will be formed. Such reactions therefore occur relatively rarely. However there are enough protons in the interior of the sun that despite the small probability of individual.
Nevertheless, there are enough protons in the sun's interior that, despite the low probability of individual reactions, the total number of protons is sufficient to make up for the sun's radiative losses. In any case, the result of the fusion of two protons is the emission of one positron, one neutrino, and the formation of a nucleus of heavy hydrogen ²H, an isotope of hydrogen whose nucleus consists of one proton and one neutron. The heavy hydrogen nucleus can attach one more proton, with the probability of this reaction being much higher than the original proton-proton reaction. As a result of the attachment of this proton, the nucleus of the helium isotope ³He is formed. It is composed of two protons and one neutron. The difference between the sum of the masses of the initial nucleus of heavy hydrogen plus a proton and the mass of ³He is converted inside the nucleus into energy released in the form of photons, i.e., photons of very high energy. The more common permanent helium nucleus He⁴ contains two protons and two neutrons. The construction of this particle is the last link in the discussed chain of transformations. Several reactions are possible here although the most probable is the interaction between two ³He nuclei. In view of the 10 ¹ ⁰ years characterizing the rate of the first reaction of the chain, the last reaction proceeds almost "instantaneously" - on average after 10⁶ years. The result of the interaction of two ³He nuclei is the appearance of two protons and a ⁴He nucleus. The three stages described can be represented by the following equations:

¹H + ¹H ²H + B ⁺ + v
²H + ¹H ³He + γ
³He + ³He ⁴He + ¹H + ¹H

where B ⁺ stands for positron emission, v for neutrino emission/energy-harboring zero mass particle/ γ for radiation quantum. At this point the chain breaks because the nucleus ⁴He is permanent, at least under the conditions inside the Sun. The remaining two protons can participate in subsequent proton-proton reactions. The energy of 27MeV that I mentioned at the beginning is carried primarily by two β ⁺ particles, two neutrinos produced in the two branches of the chain leading to the ³He particle, and by photons. Neutrinos have virtually no interaction with solar matter. The β ⁺ particles meet the electrons which are abundant in the interior of the Sun and are annihilated (a physical term for the disappearance of a particle and an antiparticle) when they meet. The annihilating particles are replaced by electromagnetic radiation called gamma radiation, where the combined mass and kinetic energy of both particles /electron and positron/ are converted into gamma photons. Eventually, after taking into account the losses of energy carried by neutrinos, 25 MeV of energy is converted into gamma photons in the interior of the Sun, i.e. in those areas where nuclear reactions take place. All the processes described so far have been processes occurring in the interior of the Sun. As we have already noted, energy is produced in the Sun's core primarily in the form of gamma photons. However, most of the energy leaving the Sun's surface is contained in the visible region of the spectrum. We suppose that this situation is stationary in the sense that in each unit of time as much energy is produced inside the Sun as leaves its surface.

& 6 Transport of energy from the Sun's core to the surface. Cdn.
https://www.deepl.com/pl/translator
Właściciel i administrator forum i strony SOS PTMA.
Koordynator Sekcji Obserwacji Słońca PTMA do końca 2023 roku
TN 114 x 900 z wytrawionymi lustrami okular UWA 9mm
TN 200 x 1000
annarosedec
Społeczność SOS
Posty: 1
Rejestracja: 23 lip 2022, o 20:12

Re: Rozdział I Słońce jako gwiazda/Chapter I The Sun as a Star

Post autor: annarosedec »

Ciekawe! :lol :lol

Do tekstów w języku niemieckim polecam: tłumacz niemiecki https://skrivanek.pl/tlumaczenia-niemiecki/
ODPOWIEDZ

Wróć do „Słońce i Metody Badań- praca maturalna 1979/1980/Sun and Research Methods. Baccalaureate Thesis 1979/1980”