Günəş enerjisi mənbəyi

Bilik gücdür

Karbon dövrü

Ulduzların içərisində hidrogen necə heliuma çevrilir? Bu suala ilk cavabı müstəqil olaraq ABŞ-da Hans Bethe və Karl-Fridrix fon Veyzzekker tapıblar. Almaniya. 1938-ci ildə onlar hidrogeni heliuma çevirən və ulduzları canlı saxlamaq üçün lazım olan enerjini təmin edə bilən ilk reaksiyanı kəşf etdilər. Bunun vaxtı yetişdi: 1938-ci il iyulun 11-də Weizsäcker-in əlyazması “Zeitschrift für Physik” jurnalının redaktorları tərəfindən, həmin il sentyabrın 7-də isə Bethenin əlyazması “Physical” jurnalının redaktorları tərəfindən qəbul edildi. Baxış-icmal". Hər iki sənəddə karbon dövranının kəşfi təsvir edilmişdir. Bethe və Critchfield artıq iyunun 23-də proton-proton dövrünün ən vacib hissəsini ehtiva edən bir kağız göndərdilər.

Bu proses olduqca mürəkkəbdir. Bunun baş verməsi üçün ulduzlarda hidrogenlə yanaşı, karbon kimi digər elementlərin atomlarının da olması lazımdır. Karbon atomlarının nüvələri katalizator rolunu oynayır. Biz katalizatorları kimyadan yaxşı bilirik. Protonlar karbon nüvələrinə bağlanır və orada helium atomları əmələ gəlir. Sonra karbon nüvəsi protonlardan əmələ gələn helium nüvələrini itələyir və özü də bu proses nəticəsində dəyişməz qalır.

Şəkildə qapalı dövrəyə bənzəyən bu reaksiyanın diaqramı göstərilir. Bu reaksiyanı nəzərdən keçirin, şəklin yuxarısından başlayaraq. Proses hidrogen atomunun nüvəsinin kütlə sayı 12 olan karbon nüvəsi ilə toqquşması ilə başlayır. Biz bunu C 12 kimi işarə edirik. Tunel effektinə görə bir proton karbon nüvəsinin elektrik itələmə qüvvələrinə qalib gələ və onunla birləşə bilər.

Ulduzların daxili hissəsində Bethe reaksiyalarının karbon dövrəsində hidrogenin heliuma çevrilməsi. Qırmızı dalğalı oxlar atomun bir kvant elektromaqnit şüası yaydığını göstərir.

Yeni nüvə artıq on üç ağırdan ibarətdir elementar hissəciklər. Protonun müsbət yükü sayəsində ilkin karbon nüvəsinin yükü artır. Bu zaman kütlə sayı 13 olan azot nüvəsi meydana çıxır.O, N 13 kimi təyin olunur. Azotun bu izotopu radioaktivdir və bir müddət sonra iki işıq hissəciyi buraxır: pozitron və neytrino - sonralar haqqında eşitəcəyimiz elementar hissəcik. Beləliklə, azot nüvəsi kütlə sayı 13 olan bir karbon nüvəsinə çevrilir, yəni. C 13-də. Bu nüvə yenə də dövrün əvvəlindəki karbon nüvəsi ilə eyni yükə malikdir, lakin onun kütlə sayı artıq bir böyükdür. İndi karbonun başqa bir izotopunun nüvəsinə sahibik. Bu nüvə ilə başqa bir proton toqquşarsa, o zaman yenidən azot nüvəsi meydana çıxır. Bununla belə, indi onun kütlə sayı 14-ə bərabərdir ki, bu da N 14-dür. Yeni bir azot atomu başqa bir protonla toqquşarsa, O 15-ə çevrilir, yəni. kütlə sayı 15 olan oksigen nüvəsinə. Bu nüvə də radioaktivdir, yenidən pozitron və neytrino buraxaraq N 15 - kütlə sayı 15 azotun içinə keçir. Prosesin kütləli karbonla başladığını görürük. sayı 12 və kütləvi sayı 15 olan azotun meydana gəlməsinə səbəb oldu. Beləliklə, protonların ardıcıl əlavə edilməsi getdikcə daha ağır nüvələrin meydana gəlməsinə səbəb olur. N 15 nüvəsinə başqa bir proton qoşulsun, sonra yaranan nüvədən iki proton və iki neytron uçaraq helium nüvəsini əmələ gətirir. Ağır nüvə yenidən orijinal karbon nüvəsinə çevrilir. Dairə bağlıdır.

Nəticədə dörd proton birləşərək helium nüvəsini əmələ gətirir: hidrogen heliuma çevrilir. Bu proses ulduzların milyardlarla il parıltısını saxlamaq üçün kifayət qədər enerji buraxır.

Ulduz materiyasının qızması bizim nəzərdən keçirdiyimiz reaksiya zəncirinin bütün mərhələlərində baş vermir. Ulduz maddəsi qismən enerjisini ulduz qazına ötürən elektromaqnit şüalanmasının kvantları və qismən də ulduz qazının sərbəst elektronları ilə demək olar ki, dərhal məhv olan pozitronlar hesabına qızdırılır. Pozitronların və elektronların yox olması da elektromaqnit şüalanmasının kvantlarını yaradır. Bu kvantların enerjisi ulduz materiyasına ötürülür. Sərbəst buraxılan enerjinin kiçik bir hissəsi qaçan neytrinolarla birlikdə ulduzdan uzaqlaşdırılır. Neytrinolarla bağlı bəzi aydın olmayan məsələləri daha sonra nəzərdən keçirəcəyik.

1967-ci ildə Bethe, 1938-ci ildə fon Weizsäcker ilə birlikdə etdiyi karbon dövranı kəşfinə görə fizika üzrə Nobel mükafatına layiq görüldü. Belə olan halda Nobel Komitəsi, görünür, unudub ki, bu kəşfin şərəfi təkcə Betheyə aid deyil.

Bilirik ki, siklik çevrilmə katalizator elementlərinin: karbon və azotun iştirakı ilə baş verir. Ancaq hər üç elementin ulduzların interyerində olması mütləq deyil. Onlardan biri kifayət qədərdir. Əgər dövrün ən azı bir reaksiyası başlayırsa, o zaman katalizator elementləri reaksiyaların sonrakı mərhələləri nəticəsində yaranacaq. Üstəlik, siklik reaksiyanın baş verməsi istəksiz izotoplar arasında çox müəyyən kəmiyyət əlaqəsinin yaranmasına səbəb olur. Bu kəmiyyət nisbəti dövrün baş verdiyi temperaturdan asılıdır. Astrofiziklər indi öz spektroskopik üsullarından istifadə edərək kosmik maddənin kifayət qədər dəqiq kəmiyyət təhlilini apara bilərlər. C 12, C 13, N 14 və N 15 izotoplarının miqdarları arasındakı nisbətə əsaslanaraq, tez-tez nəinki karbon dövrü vasitəsilə maddənin çevrilməsinin ulduzun daxili hissəsində, həm də hansı temperaturda baş verdiyini müəyyən etmək olar. bu reaksiyalar baş verir. Bununla belə, hidrogen təkcə karbon dövrü ilə deyil, heliuma çevrilə bilər. Karbon dövrünün reaksiyaları ilə yanaşı, başqa, daha sadə çevrilmələr də baş verir. Enerjinin sərbəst buraxılmasına əsas töhfəni (ən azı Günəşdə) edirlər. Sonra bu reaksiyaları nəzərdən keçirməyə davam edəcəyik.

Günəşdə termonüvə sintezi haqqında fikirlərin doğulması və inkişafı prosesini başa düşmək üçün bu prosesi başa düşmək haqqında insan fikirlərinin tarixini bilmək lazımdır. Termonüvə birləşməsinin idarə edilməsi prosesinin baş verdiyi idarə olunan termonüvə reaktorunun yaradılmasında çoxlu həll olunmayan nəzəri və texnoloji problemlər mövcuddur. Bir çox alimlər, xüsusən də elm xadimləri bu məsələnin tarixi ilə tanış deyillər.

Məhz bəşəriyyətin Günəşdə termonüvə birləşməsini dərk etmə tarixini bilməməsi termonüvə reaktorlarının yaradıcılarının yanlış hərəkətlərinə səbəb oldu. Bu, idarə olunan termonüvə reaktorunun yaradılması üzrə işlərin altmış illik uğursuzluğu, nəhəng enerjinin israfçılığı ilə sübut olunur. Pul bir çox inkişaf etmiş ölkələr. Ən mühüm və təkzibedilməz sübut: 60 ildir idarə olunan termonüvə reaktoru yaradılmayıb. Üstəlik, mediada tanınmış elmi qurumlar 30...40 ildən sonra idarə olunan termonüvə reaktorunun (CTR) yaradılmasını vəd edirlər.

2. Occam's Razor

"Occam's Razor" ingilis fransiskan rahib və nominalist filosof Uilyamın adını daşıyan metodoloji prinsipdir. Sadələşdirilmiş formada deyilir: "Mövcud şeyləri zərurət olmadan çoxaltmamalısınız" (və ya "Təcrübəsiz zərurət olmadıqca yeni obyektləri cəlb etməməlisiniz"). Bu prinsip metodoloji reduksionizmin əsasını təşkil edir ki, bu da parsimoniya prinsipi və ya iqtisadiyyat qanunu adlanır. Bəzən prinsip bu sözlərlə ifadə olunur: “Kiçiklə izah oluna biləni böyüklər ifadə etməməlidir”.

IN müasir elm Occam's Razor adətən daha ümumi prinsipə istinad edir ki, əgər bir fenomenin bir neçə məntiqi ardıcıl tərifi və ya izahı varsa, onda ən sadəsi düzgün hesab edilməlidir.

Prinsipin məzmunu aşağıdakı kimi sadələşdirilə bilər: əgər bu hadisə sadə qanunlarla izah oluna bilirsə, hadisəni izah etmək üçün mürəkkəb qanunlar təqdim etməyə ehtiyac yoxdur. İndi bu prinsip elmi tənqidi fikrin güclü vasitəsidir. Okkam özü bu prinsipi Tanrının varlığının təsdiqi kimi formalaşdırmışdır. Onlara, onun fikrincə, hər şeyi yeni bir şey təqdim etmədən mütləq izah etmək olar.

İnformasiya nəzəriyyəsi dilində yenidən formalaşdırılan Occam's Razor prinsipi ən dəqiq mesajın minimum uzunluqlu mesaj olduğunu bildirir.

Albert Eynşteyn Occam's Razor prinsipini belə yenidən formallaşdırdı: "Hər şey mümkün qədər sadələşdirilməlidir, amma daha çox deyil."

3. Bəşəriyyətin Günəşdə termonüvə birləşməsini başa düşməsinin və təqdimatının başlanğıcı haqqında

Uzun müddətdir ki, Yerin bütün sakinləri Günəşin Yeri qızdırdığını başa düşürdülər, lakin günəş enerjisinin mənbələri hər kəs üçün qeyri-müəyyən olaraq qaldı. 1848-ci ildə Robert Mayer meteorit fərziyyəsini irəli sürdü, buna görə Günəş meteoritlərin bombardmanı ilə qızdırılır. Bununla belə, bu qədər lazımlı sayda meteoritlə Yer də çox istiləşərdi; bundan əlavə, yerin geoloji təbəqələri əsasən meteoritlərdən ibarət olardı; nəhayət, Günəşin kütləsi artmalı idi və bu, planetlərin hərəkətinə təsir göstərəcəkdi.

Buna görə də, 19-cu əsrin ikinci yarısında bir çox tədqiqatçılar Günəşin yavaş qravitasiya sıxılması səbəbindən qızdırıldığını irəli sürən Helmholtz (1853) və Lord Kelvin tərəfindən hazırlanmış ən ağlabatan nəzəriyyə hesab etdilər (“Kelvin-Helmholtz mexanizmi”). Bu mexanizmə əsaslanan hesablamalar Günəşin maksimum yaşını 20 milyon il, ondan sonra isə Günəşin sönmə müddətini 15 milyondan çox olmayacağı təxmin edirdi.Lakin bu fərziyyə süxurların yaşı ilə bağlı geoloji məlumatlarla ziddiyyət təşkil edirdi. xeyli yüksək rəqəmlər. Məsələn, Çarlz Darvin Vendiya yataqlarının aşınmasının ən azı 300 milyon il davam etdiyini qeyd etdi. Bununla belə, Brockhaus və Efron ensiklopediyası qravitasiya modelini yeganə məqbul model hesab edir.

Yalnız 20-ci əsrdə bu problemin “düzgün” həlli tapıldı. Ruterford əvvəlcə Günəşin daxili enerjisinin mənbəyinin radioaktiv parçalanma olduğunu fərz etdi. 1920-ci ildə Artur Eddinqton təklif etdi ki, Günəşin daxili hissəsində təzyiq və temperatur o qədər yüksəkdir ki, orada hidrogen nüvələrinin (protonların) helium-4 nüvəsinə birləşdiyi termonüvə reaksiyaları baş verə bilər. Sonuncunun kütləsi dörd sərbəst protonun kütlələrinin cəmindən az olduğundan, Eynşteynin düsturuna görə bu reaksiyada kütlənin bir hissəsidir. E = mc 2, enerjiyə çevrilir. Günəşin tərkibində hidrogenin üstünlük təşkil etməsi faktı 1925-ci ildə Sesiliya Peyn tərəfindən təsdiq edilmişdir.

Nüvə sintezi nəzəriyyəsi 1930-cu illərdə astrofiziklər Çandrasekhar və Hans Bethe tərəfindən hazırlanmışdır. Bethe günəş enerjisinin mənbəyi olan iki əsas termonüvə reaksiyasını ətraflı hesablamışdır. Nəhayət, 1957-ci ildə Marqaret Burbridgein “Ulduzlarda elementlərin sintezi” əsəri meydana çıxdı, burada Kainatdakı elementlərin əksəriyyətinin ulduzlarda baş verən nukleosintez nəticəsində yarandığı göstərildi və təklif edildi.

4. Günəşin kosmosda tədqiqi

Eddinqtonun astronom kimi ilk işləri ulduzların hərəkəti və ulduz sistemlərinin quruluşunun öyrənilməsi ilə bağlı olmuşdur. Lakin onun əsas məziyyəti ulduzların daxili quruluşu nəzəriyyəsini yaratmasıdır. Hadisələrin fiziki mahiyyətinə dərindən nüfuz etmək və mürəkkəb riyazi hesablamalar üsullarına yiyələnmək Eddinqtona ulduzların daxili quruluşu, ulduzlararası maddənin vəziyyəti, ulduzların hərəkəti və paylanması kimi astrofizikanın bir sıra fundamental nəticələrini əldə etməyə imkan verdi. Qalaktikada.

Eddinqton bəzi qırmızı nəhəng ulduzların diametrlərini hesabladı və Sirius ulduzunun cırtdan peykinin sıxlığını təyin etdi - onun qeyri-adi dərəcədə yüksək olduğu ortaya çıxdı. Eddinqtonun ulduzun sıxlığını təyin etmək işi supersıx (degenerativ) qazın fizikasının inkişafına təkan verdi. Eddinqton yaxşı tərcüməçi idi ümumi nəzəriyyə Eynşteynin nisbiliyi. O, bu nəzəriyyə ilə proqnozlaşdırılan təsirlərdən birinin ilk eksperimental sınağını həyata keçirdi: kütləvi ulduzun qravitasiya sahəsində işıq şüalarının əyilməsi. O, bunu 1919-cu ildə Günəşin tam tutulması zamanı bacarıb. Eddinqton digər alimlərlə birlikdə ulduzların quruluşu haqqında müasir biliklərin əsasını qoyub.

5. Termonüvə birləşməsi - yanma!?

Vizual olaraq termonüvə sintezi nədir? Əsasən yanmadır. Ancaq aydındır ki, bu, məkanın vahid həcminə görə çox yüksək gücün yanmasıdır. Və aydındır ki, bu oksidləşmə prosesi deyil. Burada yanma prosesində digər elementlər də iştirak edir, onlar da yanar, lakin xüsusi fiziki şəraitdə.

Yanmağı xatırlayaq.

Kimyəvi yanma, yanan qarışığın komponentlərinin istilik radiasiyasının, işıq və parlaq enerjinin ayrılması ilə yanma məhsullarına çevrilməsinin mürəkkəb fiziki-kimyəvi prosesidir.

Kimyəvi yanma bir neçə yanma növünə bölünür.

Subsonik yanma (deflagration), partlayış və detonasiyadan fərqli olaraq, aşağı sürətlə baş verir və şok dalğasının meydana gəlməsi ilə əlaqəli deyil. Səs altı yanma normal laminar və turbulent alovun yayılmasını, səsdən sürətli yanma isə detonasiyanı əhatə edir.

Yanma istilik və zəncirvari olaraq bölünür. Termal yanma, buraxılan istiliyin yığılması səbəbindən mütərəqqi öz-özünə sürətlənmə ilə davam edə bilən kimyəvi reaksiyaya əsaslanır. Zəncirvari yanma bəzi qaz fazalı reaksiyalarda aşağı təzyiqlərdə baş verir.

Kifayət qədər böyük istilik effektləri və aktivləşmə enerjiləri olan bütün reaksiyalar üçün termal öz-özünə sürətlənmə şərtləri təmin edilə bilər.

Yanma öz-özünə alovlanma nəticəsində özbaşına başlaya bilər və ya alovlanma ilə başlaya bilər. Sabit xarici şəraitdə, prosesin əsas xüsusiyyətləri - reaksiya sürəti, istilik buraxma gücü, temperatur və məhsulların tərkibi - zamanla dəyişmədikdə və ya dövri rejimdə, bu xüsusiyyətlər stasionar rejimdə baş verə bilər. onların orta qiymətləri ətrafında dalğalanır. Reaksiya sürətinin temperaturdan güclü qeyri-xətti asılılığına görə, yanma xarici şəraitə çox həssasdır. Yanmanın bu eyni xüsusiyyəti eyni şəraitdə bir neçə stasionar rejimin mövcudluğunu müəyyən edir (histerez effekti).

Həcmli yanma var, hər kəsə məlumdur və gündəlik həyatda tez-tez istifadə olunur.

Diffuziya yanması. Yanma zonasına yanacağın və oksidləşdiricinin ayrı-ayrı tədarükü ilə xarakterizə olunur. Komponentlərin qarışığı yanma zonasında baş verir. Misal: bir raket mühərrikində hidrogen və oksigenin yanması.

Əvvəlcədən qarışdırılmış mühitin yanması. Adından da göründüyü kimi, yanma həm yanacağın, həm də oksidləşdiricinin mövcud olduğu qarışıqda baş verir. Nümunə: proses qığılcımla işə salındıqdan sonra daxili yanma mühərrikinin silindrində benzin-hava qarışığının yanması.

Alovsuz yanma. Adi yanmadan fərqli olaraq, oksidləşdirici alov və azaldıcı alov zonaları müşahidə edildikdə, alovsuz yanma üçün şərait yaratmaq mümkündür. Buna misal olaraq uyğun katalizatorun səthində üzvi maddələrin katalitik oksidləşməsini göstərmək olar, məsələn, etanolun platin qara üzərində oksidləşməsi.

Yanan. Alovun əmələ gəlmədiyi və yanma zonasının yavaş-yavaş material boyunca yayıldığı bir yanma növü. Yanma adətən yüksək hava tərkibinə malik olan və ya oksidləşdirici maddələrlə hopdurulmuş məsaməli və ya lifli materiallarda baş verir.

Avtogen yanma.Özünü saxlayan yanma. Bu termin tullantıların yandırılması texnologiyalarında istifadə olunur. Tullantıların avtogen (özünü təmin edən) yanma ehtimalı balast komponentlərinin maksimum miqdarı ilə müəyyən edilir: nəm və kül.

Alov, görünən və (və ya) infraqırmızı şüalanma ilə müşayiət olunan qaz fazasında yanmanın baş verdiyi kosmos bölgəsidir.

Şam, alışqan və ya kibrit yanan zaman müşahidə etdiyimiz adi alov, Yerin cazibə qüvvəsi səbəbindən şaquli olaraq uzanan isti qazların axınıdır (isti qazlar yuxarı qalxmağa meyllidir).

6. Günəş haqqında müasir fiziki və kimyəvi təsəvvürlər

Əsas xüsusiyyətlər:

Fotosferin tərkibi:

Günəş Günəş Sistemimizin mərkəzi və yeganə ulduzudur, onun ətrafında bu sistemin digər obyektləri fırlanır: planetlər və onların peykləri, cırtdan planetlər və onların peykləri, asteroidlər, meteoroidlər, kometlər və kosmik toz. Günəşin kütləsi (nəzəri olaraq) bütün Günəş sisteminin ümumi kütləsinin 99,8%-ni təşkil edir. Günəş radiasiyası Yerdəki həyatı dəstəkləyir (fotonlar fotosintez prosesinin ilkin mərhələləri üçün lazımdır) və iqlimi müəyyənləşdirir.

Spektral təsnifata görə Günəş G2V tipinə ("sarı cırtdan") aiddir. Günəşin səthinin temperaturu 6000 K-ə çatır, buna görə də Günəş demək olar ki, ağ işıqla parlayır, lakin spektrin qısa dalğalı hissəsinin Yer atmosferi tərəfindən daha güclü səpilməsi və udulması səbəbindən Günəşin birbaşa işığının səthində planetimiz müəyyən bir sarı rəng əldə edir.

Günəş spektrində ionlaşmış və neytral metalların xətləri, həmçinin ionlaşmış hidrogen var. Süd Yolu qalaktikamızda təxminən 100 milyon G2 ulduzu var. Üstəlik, qalaktikamızdakı ulduzların 85%-i Günəşdən daha az parlaq ulduzlardır (onların əksəriyyəti təkamül dövrünün sonunda olan qırmızı cırtdanlardır). Bütün əsas ardıcıl ulduzlar kimi, Günəş də termonüvə sintezi vasitəsilə enerji istehsal edir.

Günəşdən gələn radiasiya Yerdəki əsas enerji mənbəyidir. Onun gücü günəş sabiti ilə xarakterizə olunur - günəş şüalarına perpendikulyar olan vahid sahə sahəsindən keçən enerji miqdarı. Bir astronomik vahiddən (yəni Yerin orbitində) məsafədə bu sabit təxminən 1370 Vt/m2 təşkil edir.

Yer atmosferindən keçərkən günəş radiasiyası təqribən 370 Vt/m2 enerji itirir və yalnız 1000 Vt/m2 yer səthinə çatır (aydın havada və Günəş öz zenitində olduqda). Bu enerji müxtəlif təbii və süni proseslərdə istifadə edilə bilər. Beləliklə, bitkilər fotosintezdən istifadə edərək onu kimyəvi formada (oksigen və üzvi birləşmələr) emal edirlər. Günəş şüaları ilə birbaşa isitmə və ya fotosellərdən istifadə edərək enerjinin çevrilməsi elektrik enerjisi (günəş elektrik stansiyaları) yaratmaq və ya digər faydalı işləri yerinə yetirmək üçün istifadə edilə bilər. Uzaq keçmişdə neftdə və digər qalıq yanacaq növlərində yığılan enerji də fotosintez yolu ilə əldə edilirdi.

Günəş maqnit cəhətdən aktiv ulduzdur. Zamanla gücü dəyişən, günəş maksimumu zamanı təxminən hər 11 ildən bir istiqaməti dəyişən güclü maqnit sahəsinə malikdir. Günəşin maqnit sahəsindəki dəyişikliklər müxtəlif təsirlərə səbəb olur, bunların məcmusuna günəş aktivliyi deyilir və günəş ləkələri, günəş alovları, günəş küləyinin dəyişməsi və s. rabitə vasitələrinin, elektrik enerjisinin ötürülməsi vasitələrinin işinə mənfi təsir göstərən, həmçinin canlı orqanizmlərə mənfi təsir göstərən, insanların baş ağrısına və sağlamlığının pisləşməsinə səbəb olan orta enliklər və geomaqnit qasırğaları (həssas insanlar) maqnit fırtınaları). Günəş yüksək metal tərkibli üçüncü nəsil (I populyasiya) gənc ulduzdur, yəni birinci və ikinci nəsil ulduzların qalıqlarından (müvafiq olaraq III və II populyasiyalar) əmələ gəlmişdir.

Ulduzların təkamülünün kompüter modellərindən istifadə edilməklə təxmin edilən Günəşin hazırkı yaşı (daha doğrusu, onun əsas ardıcıllıqla mövcud olma vaxtı) təxminən 4,57 milyard ildir.

Günəşin həyat dövrü. Günəşin təxminən 4,59 milyard il əvvəl, molekulyar hidrogen buludunun sürətli cazibə qüvvəsi ilə sıxılması Qalaktika bölgəmizdə 1 T tipli Tauri ulduzunun meydana gəlməsinə səbəb olduğu zaman yarandığı güman edilir.

Günəş kimi kütləsi olan bir ulduz ümumi ardıcıllıqla təxminən 10 milyard il mövcud olmalıdır. Beləliklə, Günəş indi təxminən öz həyat dövrünün ortasındadır. Aktiv müasir mərhələ Hidrogenin heliuma termonüvə reaksiyaları günəş nüvəsində baş verir. Günəşin nüvəsində hər saniyədə təxminən 4 milyon ton maddə şüalanma enerjisinə çevrilir, nəticədə günəş radiasiyası və günəş neytrinolarının axını əmələ gəlir.

7. Günəşin daxili və xarici quruluşu haqqında bəşəriyyətin nəzəri fikirləri

Günəşin mərkəzində günəş nüvəsi yerləşir. Fotosfer əsas şüalanma mənbəyi olan Günəşin görünən səthidir. Günəş çox yüksək temperatura malik günəş tacı ilə əhatə olunmuşdur, lakin o, olduqca nadirdir və buna görə də yalnız tam dövrlərdə çılpaq gözlə görünür. günəş tutulması.

Günəşin termonüvə reaksiyalarının baş verdiyi təqribən 150.000 kilometr radiuslu mərkəzi hissəsi günəş nüvəsi adlanır. Nüvədəki maddənin sıxlığı təqribən 150.000 kq/m3 (suyun sıxlığından 150 dəfə və Yer kürəsindəki ən ağır metal olan osmiumun sıxlığından ≈6,6 dəfə yüksəkdir) və mərkəzindəki temperaturdur. nüvə 14 milyon dərəcədən çoxdur. SOHO missiyası tərəfindən aparılan məlumatların nəzəri təhlili göstərdi ki, nüvədə Günəşin öz oxu ətrafında fırlanma sürəti səthdəkindən xeyli yüksəkdir. Nüvədə proton-proton termonüvə reaksiyası baş verir, bunun nəticəsində dörd protondan helium-4 əmələ gəlir. Eyni zamanda, hər saniyədə 4,26 milyon ton maddə enerjiyə çevrilir, lakin bu dəyər Günəşin kütləsi ilə müqayisədə əhəmiyyətsizdir - 2·10 27 ton.

Nüvədən yuxarıda, onun mərkəzindən təxminən 0,2...0,7 günəş radiusu məsafələrində makroskopik hərəkətlərin olmadığı radiasiya ötürmə zonası var, enerji fotonların “yenidən emissiyasından” istifadə etməklə ötürülür.

Günəşin konvektiv zonası. Günəşin səthinə yaxın olanda plazmanın burulğanla qarışması baş verir və enerjinin səthə ötürülməsi ilk növbədə maddənin özünün hərəkətləri ilə həyata keçirilir. Enerji ötürülməsinin bu üsulu konveksiya adlanır və Günəşin təxminən 200.000 km qalınlığında olan yeraltı təbəqəsi konvektiv zona adlanır. Müasir məlumatlara görə, günəş prosesləri fizikasında onun rolu olduqca böyükdür, çünki günəş maddəsinin və maqnit sahələrinin müxtəlif hərəkətləri burada yaranır.

Günəşin atmosferi Fotosfer (işıq yayan təbəqə) ≈320 km qalınlığa çatır və Günəşin görünən səthini əmələ gətirir. Günəşin optik (görünən) radiasiyasının əsas hissəsi fotosferdən gəlir, lakin daha dərin təbəqələrdən gələn radiasiya artıq ona çatmır. Fotosferdə temperatur orta hesabla 5800 K-ə çatır.Burada qazın orta sıxlığı yer havasının sıxlığının 1/1000-dən azdır və fotosferin xarici kənarına yaxınlaşdıqca temperatur 4800 K-ə qədər azalır.Hidrogen. belə şəraitdə demək olar ki, tamamilə neytral qalır. Fotosfer Günəşin görünən səthini təşkil edir, ondan Günəşin ölçüsü, Günəşin səthindən məsafəsi və s. Xromosfer Günəşin xarici qabığıdır, qalınlığı təxminən 10.000 km-dir və fotosferi əhatə edir. Günəş atmosferinin bu hissəsinin adının mənşəyi onun görünən spektrində hidrogen emissiyasının qırmızı H-alfa xəttinin üstünlük təşkil etməsi ilə əlaqədar onun qırmızımtıl rəngi ilə bağlıdır. Xromosferin yuxarı sərhədində aydın hamar bir səth yoxdur, ondan daim spikullar adlanan isti emissiyalar baş verir (buna görə də 19-cu əsrin sonlarında italyan astronomu Secchi teleskop vasitəsilə xromosferi müşahidə edərək, onu yanan çöllər). Xromosferin temperaturu 4000-dən 15000 dərəcəyə qədər yüksəlir.

Xromosferin sıxlığı azdır, ona görə də normal şəraitdə onun parlaqlığı onu müşahidə etmək üçün kifayət deyil. Lakin tam Günəş tutulması zamanı Ay parlaq fotosferi örtən zaman onun üstündə yerləşən xromosfer görünür və qırmızı rəngdə parlayır. O, həmçinin xüsusi dar zolaqlı optik filtrlərdən istifadə etməklə istənilən vaxt müşahidə oluna bilər.

Tac Günəşin sonuncu xarici qabığıdır. Çox yüksək temperatura, 600.000-dən 2.000.000 dərəcəyə qədər olmasına baxmayaraq, tacda maddənin sıxlığı az olduğundan və buna görə də parlaqlığı aşağı olduğundan, yalnız tam Günəş tutulması zamanı çılpaq gözlə görünür. Bu təbəqənin qeyri-adi intensiv istiləşməsi, görünür, maqnit effekti və zərbə dalğalarının təsiri ilə əlaqədardır. Tacın forması günəş aktivliyi dövrünün fazasından asılı olaraq dəyişir: maksimum aktivlik dövrlərində o, dəyirmi formaya malikdir, minimum isə günəş ekvatoru boyunca uzanır. Tacın temperaturu çox yüksək olduğundan, ultrabənövşəyi və rentgen diapazonlarında intensiv şüalanma yayır. Bu radiasiyalar yerin atmosferindən yox, onun içindən keçir Son vaxtlar kosmik aparatlardan istifadə etməklə onları öyrənmək mümkün oldu. Tacın müxtəlif sahələrində radiasiya qeyri-bərabər şəkildə baş verir. İsti aktiv və sakit bölgələr, eləcə də maqnit sahəsinin xətləri kosmosa uzanan nisbətən aşağı temperaturu 600.000 dərəcə olan tac dəlikləri var. Bu (“açıq”) maqnit konfiqurasiyası hissəciklərin Günəşdən maneəsiz çıxmasına imkan verir, buna görə də günəş küləyi “əsasən” tac dəliklərindən yayılır.

Günəş küləyi günəş tacının xarici hissəsindən - 300...1200 km/s sürətə malik ionlaşmış hissəciklər (əsasən protonlar, elektronlar və α-hissəciklər) axınından axır və onun tədricən azalması ilə yayılır. sıxlığı, heliosferin hüdudlarına qədər.

Günəş plazması kifayət qədər yüksək elektrik keçiriciliyinə malik olduğundan, elektrik cərəyanları və nəticədə onda maqnit sahələri yarana bilər.

8. Günəşdə termonüvə birləşməsinin nəzəri problemləri

Günəş neytrinoları problemi. Günəşin nüvəsində baş verən nüvə reaksiyaları çoxlu sayda elektron neytrinoların əmələ gəlməsinə səbəb olur. Eyni zamanda, 1960-cı illərin sonlarından bəri davamlı olaraq həyata keçirilən Yerdəki neytrino axınının ölçülməsi göstərdi ki, orada qeydə alınan günəş elektron neytrinolarının sayı standart günəş modeli ilə proqnozlaşdırılandan təxminən iki-üç dəfə azdır. Günəşdəki prosesləri təsvir edir. Təcrübə ilə nəzəriyyə arasındakı bu uyğunsuzluq “Günəş neytrino problemi” adlanırdı və 30 ildən çox günəş fizikasının sirlərindən biri idi. Vəziyyət neytrinoların maddə ilə son dərəcə zəif qarşılıqlı əlaqədə olması və Günəşdən gələn güclə belə neytrino axınını dəqiq ölçə bilən neytrino detektorunun yaradılması kifayət qədər çətin elmi iş olması ilə çətinləşirdi.

Günəş neytrinoları problemini həll etməyin iki əsas yolu təklif edilmişdir. Birincisi, Günəşin modelini elə dəyişdirmək mümkün oldu ki, onun nüvəsindəki təxmin edilən temperaturu və deməli, Günəşin yaydığı neytrino axını azalsın. İkincisi, güman etmək olar ki, Günəş nüvəsinin yaydığı elektron neytrinoların bir hissəsi Yerə doğru hərəkət edərkən adi detektorlar (myuon və tau neytrinoları) tərəfindən aşkar edilməyən digər nəsillərin neytrinolarına çevrilir. Bu gün elm adamları ikinci yolun çox güman ki, düzgün olduğuna inanmağa meyllidirlər. Bir növ neytrinodan digərinə - sözdə "neytrino salınımları"na keçidin olması üçün neytrino sıfırdan fərqli kütləyə malik olmalıdır. İndi bunun doğru olduğu müəyyənləşib. 2001-ci ildə hər üç növ günəş neytrinosu birbaşa Sudbury Neytrino Rəsədxanasında aşkar edildi və onların ümumi axınının standart günəş modelinə uyğun olduğu göstərildi. Eyni zamanda, Yerə çatan neytrinoların yalnız üçdə birinin elektron olduğu ortaya çıxır. Bu kəmiyyət elektron neytrinoların həm vakuumda (əslində “neytrino salınımları”), həm də günəş materiyasında (“Mixeev-Smirnov-Volfenşteyn effekti”) başqa nəslin neytrinolarına keçidini proqnozlaşdıran nəzəriyyəyə uyğundur. Beləliklə, günəş neytrinoları problemi indi yəqin ki, həll edilmişdir.

Korona isitmə problemi. Təxminən 6000 K temperatura malik Günəşin görünən səthinin (fotosfer) üstündə temperaturu 1000 000 K-dən çox olan günəş tacı yerləşir. Fotosferdən birbaşa istilik axınının olmadığını göstərmək olar. tacın belə yüksək temperaturuna səbəb olmaq üçün kifayətdir.

Tacın qızdırılması üçün enerjinin subfotosferik konvektiv zonanın turbulent hərəkətləri ilə təmin edildiyi güman edilir. Bu halda enerjinin taclara ötürülməsi üçün iki mexanizm təklif edilmişdir. Birincisi, bu dalğa istiliyidir - turbulent konvektiv zonada yaranan səs və maqnitohidrodinamik dalğalar tacda yayılır və orada dağılır, onların enerjisi tac plazmasının istilik enerjisinə çevrilir. Alternativ mexanizm maqnit isitmədir ki, bu zaman fotosferik hərəkətlər nəticəsində davamlı olaraq yaranan maqnit enerjisi böyük günəş alovları və ya çoxlu sayda kiçik alovlar şəklində maqnit sahəsinin yenidən qoşulması yolu ilə buraxılır.

Tacın qızdırılması üçün hansı növ dalğaların effektiv mexanizmi təmin etdiyi hələlik bəlli deyil. Göstərilə bilər ki, maqnitohidrodinamik Alfven dalğaları istisna olmaqla, bütün dalğalar taclara çatmazdan əvvəl səpələnir və ya əks olunur, Alfven dalğalarının tacda dağılması çətin olur. Buna görə də müasir tədqiqatçılar diqqətlərini günəş alovları vasitəsilə isitmə mexanizminə yönəldiblər. Tacın isitmə mənbələri üçün mümkün namizədlərdən biri davamlı olaraq baş verən kiçik miqyaslı alovlardır, baxmayaraq ki, bu məsələ ilə bağlı yekun aydınlıq hələ əldə edilməyib.

P.S. "Günəşdə termonüvə birləşməsinin nəzəri problemləri" haqqında oxuduqdan sonra "Occam's Razor" haqqında xatırlamaq lazımdır. Burada nəzəri problemlərin izahında uydurma, məntiqsiz nəzəri izahlardan açıq şəkildə istifadə olunur.

9. Termonüvə yanacağının növləri. Fusion yanacaq

Nəzarət olunan termonüvə sintezi (CTF) partlayıcı termonüvə birləşməsindən (termonüvə silahlarında istifadə olunan) fərqli olaraq idarə olunan xarakter daşıyan enerji əldə etmək üçün daha yüngül atom nüvələrindən daha ağır atom nüvələrinin sintezidir. Nəzarət olunan termonüvə birləşməsi ənənəvidən fərqlənir nüvə enerjisi ki, sonuncu çürümə reaksiyasından istifadə edir, bu zaman ağır nüvələrdən daha yüngül nüvələr əmələ gəlir. Nəzarət olunan termonüvə birləşməsinə nail olmaq üçün istifadə edilməsi planlaşdırılan əsas nüvə reaksiyalarında deyterium (2 H) və tritium (3 H), daha uzun müddətdə isə helium-3 (3 He) və bor-11 (11 B) istifadə ediləcək.

Reaksiya növləri. Birləşmə reaksiyası belədir: iki və ya daha çox atom nüvəsi götürülür və müəyyən bir qüvvədən istifadə edilərək o qədər yaxınlaşdırılır ki, belə məsafələrdə hərəkət edən qüvvələr bərabər yüklü nüvələr arasında Kulon itələmə qüvvələrindən üstün olur və nəticədə atom nüvəsi əmələ gəlir. yeni nüvə. O, ilkin nüvələrin kütlələrinin cəmindən bir qədər kiçik kütləyə malik olacaq və fərq reaksiya zamanı ayrılan enerjiyə çevrilir. Buraxılan enerjinin miqdarı məlum düsturla təsvir olunur E = mc 2. Daha yüngül atom nüvələrini istənilən məsafəyə birləşdirmək daha asandır, buna görə də hidrogen - Kainatda ən bol element - birləşmə reaksiyası üçün ən yaxşı yanacaqdır.

Müəyyən edilmişdir ki, hidrogenin iki izotopunun, deyterium və tritiumun qarışığı, reaksiya zamanı ayrılan enerji ilə müqayisədə birləşmə reaksiyası üçün ən az enerji tələb edir. Bununla belə, deyterium-tritium (D-T) əksər füzyon tədqiqatlarının mövzusu olsa da, heç bir halda yeganə potensial yanacaq deyil. Digər qarışıqların istehsalı daha asan ola bilər; onların reaksiyası daha etibarlı şəkildə idarə oluna bilər və ya daha əhəmiyyətlisi daha az neytron istehsal edə bilər. “Neytronsuz” reaksiyalar xüsusi maraq doğurur, çünki belə yanacağın sənayedə uğurlu istifadəsi materialların və reaktor dizaynının uzunmüddətli radioaktiv çirklənməsinin olmaması deməkdir ki, bu da öz növbəsində müsbət təsir göstərə bilər. ictimai rəy və reaktorun istismarının ümumi dəyəri, onun istismardan çıxarılması xərclərini əhəmiyyətli dərəcədə azaldır. Problem odur ki, alternativ yanacaqlardan istifadə edən sintez reaksiyalarını saxlamaq daha çətindir, ona görə də D-T reaksiyası yalnız zəruri ilk addım hesab olunur.

Deyterium-tritium reaksiyasının sxemi.İdarə olunan füzyon istifadə edə bilər müxtəlif növlər istifadə olunan yanacağın növündən asılı olaraq termonüvə reaksiyaları.

Həyata keçirmək üçün ən asan reaksiya deuterium + tritiumdur:

2 H + 3 H = 4 He + n 17,6 MeV enerji çıxışı ilə.

Bu reaksiya müasir texnologiyalar nöqteyi-nəzərindən ən asan həyata keçirilə biləndir, əhəmiyyətli enerji məhsuldarlığı təmin edir və yanacaq komponentləri ucuzdur. Onun dezavantajı arzuolunmaz neytron radiasiyasının buraxılmasıdır.

İki nüvə: deuterium və tritium birləşərək helium nüvəsi (alfa hissəciyi) və yüksək enerjili neytron əmələ gətirir.

Reaksiya - deuterium + helium-3, mümkün olan həddə, deuterium + helium-3 reaksiyasını həyata keçirmək üçün daha çətindir:

2 H + 3 He = 4 He + səh 18,3 MeV enerji çıxışı ilə.

Buna nail olmaq üçün şərtlər daha mürəkkəbdir. Helium-3 həm də nadir və olduqca bahalı izotopdur. Hazırda sənaye miqyasında istehsal olunmur.

Deuterium nüvələri arasında reaksiya (D-D, monopropellant).

Deyterium nüvələri arasında reaksiyalar da mümkündür, onlar helium-3 ilə əlaqəli reaksiyalardan bir az daha çətindir.

Bu reaksiyalar deyterium + helium-3 reaksiyasına paralel olaraq yavaş-yavaş gedir və onlar zamanı əmələ gələn tritium və helium-3, ehtimal ki, deyterium ilə dərhal reaksiya verəcəkdir.

Digər reaksiya növləri. Bəzi digər reaksiya növləri də mümkündür. Yanacağın seçimi bir çox amillərdən asılıdır - onun mövcudluğu və aşağı qiyməti, enerji çıxışı, termonüvə birləşmə reaksiyası üçün tələb olunan şərtlərə nail olmaq asanlığı (ilk növbədə temperatur), reaktorun zəruri konstruktiv xüsusiyyətləri və s.

"Neytronsuz" reaksiyalar.Ən perspektivli sözdə olanlardır. "neytronsuz" reaksiyalar, çünki termonüvə sintezi nəticəsində yaranan neytron axını (məsələn, deyterium-tritium reaksiyasında) gücün əhəmiyyətli bir hissəsini aparır və reaktorun dizaynında induksiya edilmiş radioaktivliyi yaradır. Deyterium-helium-3 reaksiyası neytron məhsuldarlığının olmaması səbəbindən perspektivlidir.

10. Həyata keçirilmə şərtləri haqqında klassik fikirlər. termonüvə sintezi və idarə olunan füzyon reaktorları

TOKAMAK (MAQNİTİK QARŞILIQLI TORoidal KAMERA) maqnit plazmasının saxlanması üçün toroidal qurğudur. Plazma kameranın temperaturuna tab gətirə bilməyən divarları tərəfindən deyil, xüsusi yaradılmış maqnit sahəsi tərəfindən tutulur. TOKAMAK-ın xüsusi xüsusiyyəti istifadəsidir elektrik cərəyanı, plazma tarazlığı üçün zəruri olan poloidal sahəni yaratmaq üçün plazmadan axan.

İki meyar eyni vaxtda yerinə yetirildikdə TCB mümkündür:

• plazma temperaturu 100.000.000 K-dən çox olmalıdır;
• Lawson meyarına uyğunluq: n · t> 5·10 19 sm –3 s (D-T reaksiyası üçün),
  Harada n- yüksək temperaturlu plazmanın sıxlığı, t– sistemdə plazma saxlama müddəti.

Nəzəri olaraq müəyyən bir termonüvə reaksiyasının sürətinin əsasən bu iki meyarın dəyərindən asılı olduğuna inanılır.

Hazırda idarə olunan termonüvə sintezi hələ sənaye miqyasında həyata keçirilməyib. İnkişaf etmiş ölkələrdə ümumilikdə bir neçə onlarla idarə olunan termonüvə reaktorları tikilsə də, onlar idarə olunan termonüvə birləşməsini təmin edə bilmirlər. ITER beynəlxalq tədqiqat reaktorunun tikintisi ilkin mərhələdədir.

İdarə olunan termonüvə birləşməsinin həyata keçirilməsi üçün iki əsas sxem nəzərdən keçirilir.

Kvazistasionar sistemlər. Plazmanın qızdırılması və tutulması nisbətən aşağı təzyiq və yüksək temperaturda maqnit sahəsi tərəfindən həyata keçirilir. Bu məqsədlə reaktorlardan maqnit sahəsinin konfiqurasiyasına görə fərqlənən TOKAMAK, stellarator, güzgü tələləri və torsatronlar şəklində istifadə olunur. ITER reaktoru TOKAMAK konfiqurasiyasına malikdir.

Pulse sistemləri. Belə sistemlərdə CTS, tərkibində deyterium və tritium olan kiçik hədəfləri ultra güclü lazer və ya ion impulsları ilə qısa müddətə qızdırmaqla həyata keçirilir. Belə şüalanma ardıcıl olaraq termonüvə mikropartlayışlarına səbəb olur.

Birinci tip termonüvə reaktorunun tədqiqatı ikinci ilə müqayisədə xeyli inkişaf etmişdir. Nüvə fizikasında termonüvə birləşməsini öyrənərkən plazmanı müəyyən həcmdə saxlamaq üçün maqnit tələsindən istifadə edilir. Maqnit tələsi plazmanı termonüvə reaktorunun elementləri ilə təmasdan saxlamaq üçün nəzərdə tutulmuşdur, yəni. əsasən istilik izolyatoru kimi istifadə olunur. Həbs prinsipi yüklü hissəciklərin maqnit sahəsi ilə qarşılıqlı təsirinə, yəni yüklü hissəciklərin maqnit sahəsinin xətləri ətrafında fırlanmasına əsaslanır. Təəssüf ki, maqnitləşdirilmiş plazma çox qeyri-sabitdir və maqnit sahəsini tərk etməyə meyllidir. Buna görə də, təsirli bir maqnit tələsi yaratmaq üçün böyük miqdarda enerji istehlak edən ən güclü elektromaqnitlərdən istifadə olunur.

Füzyon reaktoru eyni vaxtda füzyon reaksiyası yaratmaq üçün üç üsuldan istifadə edərsə, onun ölçüsünü azaltmaq mümkündür.

İnertial sintez. 500 trilyon (5·10 14) Vt lazerlə deyterium-tritium yanacağının kiçik kapsullarını şüalandırın. Bu nəhəng, çox qısa 10-8 s lazer nəbzi yanacaq kapsullarının partlamasına səbəb olur və nəticədə bir saniyəyə mini ulduz yaranır. Lakin onun üzərində termonüvə reaksiyasına nail olmaq mümkün deyil.

Z-maşınını TOKAMAK ilə eyni vaxtda istifadə edin. Z-maşın lazerdən fərqli işləyir. Yarım trilyon vatt gücündə 5·10 11 Vt olan yanacaq kapsulunu əhatə edən kiçik naqillər şəbəkəsindən keçir.

Birinci nəsil reaktorlar çox güman ki, deuterium və tritium qarışığı ilə işləyəcək. Reaksiya zamanı meydana çıxan neytronlar reaktor sipəri tərəfindən udulacaq və yaranan istilik istilik dəyişdiricisindəki soyuducu suyun qızdırılmasına sərf olunacaq və bu enerji öz növbəsində generatorun fırlanmasına sərf olunacaq.

Nəzəri olaraq, bu çatışmazlıqları olmayan alternativ yanacaq növləri var. Lakin onların istifadəsinə əsas fiziki məhdudiyyət mane olur. Birləşmə reaksiyasından kifayət qədər enerji əldə etmək üçün müəyyən müddət ərzində ərimə temperaturunda (10 8 K) kifayət qədər sıx plazma saxlamaq lazımdır.

Füzyonun bu əsas aspekti plazma sıxlığı məhsulu ilə təsvir olunur n tarazlıq nöqtəsinə çatmaq üçün tələb olunan qızdırılan plazma məzmununun τ müddəti üçün. iş nτ yanacağın növündən asılıdır və plazma temperaturunun funksiyasıdır. Bütün növ yanacaqlardan deyterium-tritium qarışığı ən aşağı qiymət tələb edir nτ ən azı böyüklük sırası ilə və ən aşağı reaksiya temperaturu ən azı 5 dəfə. Beləliklə, D-T reaksiyası zəruri ilk addımdır, lakin digər yanacaqların istifadəsi mühüm tədqiqat məqsədi olaraq qalır.

11. Fusion reaksiyası elektrik enerjisinin sənaye mənbəyi kimi

Fusion enerjisi bir çox tədqiqatçılar tərəfindən uzunmüddətli perspektivdə “təbii” enerji mənbəyi kimi qəbul edilir. Elektrik enerjisi istehsalı üçün sintez reaktorlarının kommersiya məqsədli istifadəsinin tərəfdarları öz lehlərinə aşağıdakı arqumentləri gətirirlər:

• praktiki olaraq tükənməz yanacaq ehtiyatları (hidrogen);
• yanacaq əldə etmək olar dəniz suyu dünyanın istənilən sahilində, bu, bir və ya bir qrup ölkənin yanacağın inhisarına keçməsini qeyri-mümkün edir;
• nəzarətsiz sintez reaksiyasının mümkünsüzlüyü;
• yanma məhsullarının olmaması;
• nüvə silahı istehsal etmək üçün istifadə edilə bilən materiallardan istifadə etməyə ehtiyac yoxdur, beləliklə, təxribat və terror halları aradan qaldırılır;
• Nüvə reaktorları ilə müqayisədə yarı ömrü qısa olan az miqdarda radioaktiv tullantı istehsal olunur.

Deyteriumla doldurulmuş yüksükün 20 ton kömürə ekvivalent enerji istehsal edəcəyi təxmin edilir. Orta ölçülü göl istənilən ölkəni yüz illərlə enerji ilə təmin edə bilər. Bununla belə, qeyd etmək lazımdır ki, mövcud tədqiqat reaktorları birbaşa deyterium-tritium (DT) reaksiyasına nail olmaq üçün nəzərdə tutulmuşdur, bunun yanacaq dövrü tritium istehsal etmək üçün litiumun istifadəsini tələb edir, tükənməz enerji iddiaları isə deyterium-tritiumun istifadəsinə aiddir. ikinci nəsil reaktorlarda deyterium (DD) reaksiyası.

Parçalanma reaksiyası kimi, birləşmə reaksiyası da qlobal istiləşməyə əsas töhfə verən atmosfer karbon dioksid emissiyaları yaratmır. Bu, əhəmiyyətli bir üstünlükdür, çünki elektrik enerjisi istehsal etmək üçün qalıq yanacaqlardan istifadə o deməkdir ki, məsələn, ABŞ hər ABŞ sakini üçün gündə 29 kq CO 2 (qlobal istiləşmənin səbəbi sayıla bilən əsas qazlardan biri) istehsal edir. .

12. Artıq şübhələr var

Avropa Birliyi ölkələri tədqiqatlara hər il təxminən 200 milyon avro xərcləyir və nüvə sintezinin sənayedə istifadəsinin mümkün olması üçün daha bir neçə onilliklərin keçəcəyi proqnozlaşdırılır. Alternativ elektrik enerjisi mənbələrinin tərəfdarları hesab edirlər ki, bu vəsaitdən bərpa olunan elektrik enerjisi mənbələrini tətbiq etmək daha məqsədəuyğun olardı.

Təəssüf ki, geniş yayılmış nikbinliyə baxmayaraq (ilk tədqiqatların başladığı 1950-ci illərdən) bugünkü nüvə sintezi prosesləri, texnoloji imkanlar və nüvə sintezinin praktiki istifadəsi arasındakı əhəmiyyətli maneələr hələ də aradan qaldırılmamışdır, hətta nə dərəcədə aydın deyil. ola bilər Termonüvə sintezindən istifadə etməklə elektrik enerjisi istehsal etmək iqtisadi cəhətdən sərfəlidir. Tədqiqatda irəliləyiş daimi olsa da, tədqiqatçılar hər an yeni problemlərlə üzləşirlər. Məsələn, problem ənənəvi nüvə reaktorlarından 100 dəfə daha intensiv olduğu təxmin edilən neytron bombardmanına tab gətirə bilən material hazırlamaqdır.

13. İdarə olunan termonüvə reaktorunun yaradılmasının qarşıdakı mərhələləri haqqında klassik fikir

Tədqiqatda aşağıdakı mərhələlər fərqləndirilir.

Tarazlıq və ya “keçmə” rejimi: sintez prosesi zamanı ayrılan ümumi enerji reaksiyanın başlanması və saxlanmasına sərf olunan ümumi enerjiyə bərabər olduqda. Bu nisbət simvolu ilə qeyd olunur Q. Reaksiyanın tarazlığı 1997-ci ildə İngiltərədəki JET-də nümayiş etdirildi. Onu qızdırmaq üçün 52 MVt elektrik enerjisi sərf edən elm adamları, sərf olunandan 0,2 MVt çox enerji hasilatı əldə etdilər. (Bu məlumatları iki dəfə yoxlamaq lazımdır!)

Yanan plazma: reaksiyanın xarici isitmə ilə deyil, əsasən reaksiya zamanı əmələ gələn alfa hissəcikləri tərəfindən dəstəklənəcəyi bir ara mərhələ.

Q≈ 5. Aralıq mərhələyə hələ nail olunmayıb.

Alovlanma:özünü dəstəkləyən sabit reaksiya. -də əldə edilməlidir böyük dəyərlər Q. Hələ əldə olunmayıb.

Tədqiqatda növbəti addım Beynəlxalq Termonüvə Eksperimental Reaktoru olan ITER olmalıdır. Bu reaktorda yüksək temperaturlu plazmanın (alovlu plazma ilə) davranışının öyrənilməsi planlaşdırılır. Q≈ 30) və sənaye reaktoru üçün struktur materialları.

Tədqiqatın yekun mərhələsi DEMO olacaq: alovlanmanın əldə ediləcəyi və yeni materialların praktiki uyğunluğu nümayiş etdiriləcək sənaye reaktorunun prototipi. DEMO mərhələsinin başa çatması üçün ən optimist proqnoz: 30 il. Sənaye reaktorunun tikintisi və istismara verilməsi üçün təxmini vaxtı nəzərə alsaq, biz termonüvə enerjisinin sənaye istifadəsindən ≈40 il ayrılırıq.

14. Bütün bunları düşünmək lazımdır

Dünyada müxtəlif ölçülü onlarla, bəlkə də yüzlərlə eksperimental termonüvə reaktorları tikilmişdir. Alimlər işə gəlir, reaktoru işə salır, reaksiya tez baş verir, sanki onu söndürürlər, oturub düşünürlər. Səbəb nədir? Bundan sonra nə etməli? Və beləliklə, onilliklər heç bir nəticə vermədi.

Beləliklə, yuxarıda Günəşdə termonüvə sintezi haqqında insan anlayışının tarixi və idarə olunan termonüvə reaktorunun yaradılmasında bəşəriyyətin nailiyyətlərinin tarixi təsvir edilmişdir.

Son məqsədə çatmaq üçün uzun yol qət olunub və çox işlər görülüb. Amma təəssüf ki, nəticə mənfidir. İdarə olunan termonüvə reaktoru yaradılmayıb. Daha 30...40 il və alimlərin vədləri yerinə yetəcək. olacaq? 60 ildir nəticə yoxdur. Niyə üç ildən sonra yox, 30...40 ildən sonra baş verməlidir?

Günəşdə termonüvə sintezi haqqında başqa bir fikir də var. Məntiqlidir, sadədir və həqiqətən müsbət nəticəyə gətirib çıxarır. Bu, V.F.-nin kəşfidir. Vlasova. Bu kəşf sayəsində hətta TOKAMAK-lar da yaxın gələcəkdə fəaliyyətə başlaya bilər.

15. Günəşdə termonüvə birləşməsinin təbiətinə yeni baxış və “İdarə olunan termonüvə birləşməsinin metodu və idarə olunan termonüvə birləşməsini həyata keçirmək üçün idarə olunan termonüvə reaktoru” ixtirası

Müəllifdən. Bu kəşf və ixtiranın 20 ilə yaxın yaşı var. Mən uzun müddət şübhə edirdim ki, mən termonüvə sintezini həyata keçirmək üçün yeni üsul və onu həyata keçirmək üçün yeni termonüvə reaktoru tapmışam. Mən termonüvə sintezi sahəsində yüzlərlə əsəri araşdırmışam və tədqiq etmişəm. Zaman və işlənmiş məlumat məni doğru yolda olduğuma inandırdı.

İlk baxışdan ixtira çox sadədir və TOKAMAK tipli eksperimental termonüvə reaktoruna heç bənzəmir. TOKAMAK elm orqanlarının müasir fikirlərində bu, yeganə düzgün qərardır və müzakirə mövzusu deyil. termonüvə reaktoru ideyasının 60 ili. Amma müsbət nəticə - TOKAMAK-ın idarə olunan termonüvə sintezi ilə işləyən termonüvə reaktoru yalnız 30...40 ildən sonra vəd edilir. Yəqin ki, 60 il ərzində real müsbət nəticə yoxdursa, o zaman ideyanın texniki həllinin seçilmiş üsulu - idarə olunan termonüvə reaktorunun yaradılması, yumşaq desək, düzgün deyil, ya da kifayət qədər real deyil. Gəlin göstərməyə çalışaq ki, Günəşdə termonüvə birləşməsinin kəşfinə əsaslanan bu fikrin başqa bir həlli var və o, ümumi qəbul edilmiş fikirlərdən fərqlənir.

Açılış. Kəşfin əsas ideyası çox sadə və məntiqlidir və bundan ibarətdir Günəş tacı bölgəsində termonüvə reaksiyaları baş verir. Burada termonüvə reaksiyasının baş verməsi üçün zəruri fiziki şərait mövcuddur. Plazma temperaturunun təqribən 1.500.000 K olduğu Günəş tacından Günəşin səthi 6.000 K-a qədər qızır, buradan yanacaq qarışığı Günəşin qaynayan səthindən günəş tacına buxarlanır.6000 K temperatur kifayətdir. Günəşin cazibə qüvvəsini dəf etmək üçün buxarlanan buxarlar şəklində yanacaq qarışığı üçün. Bu, Günəşin səthini həddindən artıq istiləşmədən qoruyur və onun səthinin temperaturunu saxlayır.

Yanma zonasının - günəş tacının yaxınlığında, atomların ölçülərinin dəyişməli olduğu və eyni zamanda Coulomb qüvvələrinin əhəmiyyətli dərəcədə azaldığı fiziki şərtlər var. Təmasda yanacaq qarışığının atomları birləşir və böyük istilik buraxılması ilə yeni elementləri sintez edir. Bu yanma zonası günəş tacını yaradır, ondan radiasiya və maddə şəklində enerji kosmosa daxil olur. Deyterium və tritiumun birləşməsinə fırlanan Günəşin maqnit sahəsi kömək edir, burada onlar qarışdırılır və sürətlənir. Həmçinin günəş tacında termonüvə reaksiya zonasından sürətli elektrik yüklü hissəciklər, eləcə də fotonlar - elektromaqnit sahəsinin kvantları meydana çıxır və buxarlanan yanacağa doğru böyük enerji ilə hərəkət edir, bütün bunlar termonüvə sintezi üçün zəruri fiziki şərait yaradır.

Fiziklərin klassik anlayışlarında termonüvə sintezi nədənsə yanma prosesi kimi təsnif edilmir (burada oksidləşmə prosesini nəzərdə tutmuruq). Fizikadan olan səlahiyyətlilər Günəşdə termonüvə birləşməsinin planetdə, məsələn, Yerdə vulkanik prosesi təkrarladığı fikri ilə çıxış etdilər. Beləliklə, bütün əsaslandırma, oxşarlıq texnikasından istifadə olunur. Yer planetinin nüvəsinin ərimiş maye vəziyyətdə olduğuna dair heç bir sübut yoxdur. Hətta geofizika belə dərinliklərə çata bilməz. Vulkanların mövcud olması faktı Yerin maye nüvəsinin sübutu sayıla bilməz. Yerin dərinliklərində, xüsusən dayaz dərinliklərdə hələ də nüfuzlu fiziklərə məlum olmayan fiziki proseslər gedir. Fizikada termonüvə birləşməsinin heç bir ulduzun dərinliklərində baş verdiyinə dair bir dənə də olsun dəlil yoxdur. Bir termonüvə bombasında termonüvə sintezi Günəşin dərinliklərindəki modeli heç də təkrarlamır.

Diqqətli vizual müayinədən sonra Günəş sferik həcmli ocaq kimi görünür və yerin böyük səthində yanmağı çox xatırladır, burada səthin sərhədi ilə yanma zonası (günəş tacının prototipi) arasında boşluq var. hansı termal radiasiya yerin səthinə ötürülür, buxarlanır, məsələn, tökülən yanacaq və bu hazırlanmış buxarlar yanma zonasına daxil olur.

Aydındır ki, Günəşin səthində belə bir proses müxtəlif fiziki şəraitdə baş verir. Parametrlərə olduqca yaxın olan oxşar fiziki şərtlər idarə olunan termonüvə reaktorunun dizaynının hazırlanmasına daxil edilmişdir. Qısa Təsvir və sxematik diaqramı aşağıda göstərilən patent müraciətində göstərilmişdir.

2005123095/06(026016) nömrəli patent müraciətinin avtoreferatı.

"Nəzarət olunan termonüvə sintezi metodu və idarə olunan termonüvə birləşməsini həyata keçirmək üçün idarə olunan termonüvə reaktoru."

İdarə olunan termonüvə birləşməsini həyata keçirmək üçün iddia edilən idarə olunan termonüvə reaktorunun iş üsulunu və prinsipini izah edirəm.

düyü. 1. Sadələşdirilmiş dövrə diaqramı UTYAR

Şəkildə. Şəkil 1-də UTYAR-ın sxematik diaqramı göstərilir. Yanacaq qarışığı, 1:10 kütlə nisbətində, 3000 kq/sm 2-ə qədər sıxılmış və 3000°C-yə qədər qızdırılmış zonada 1 qarışır və burunun kritik hissəsindən genişlənmə zonasına daxil olur 2 . zonada 3 yanacaq qarışığı alovlanır.

Alovlanma qığılcımının temperaturu istilik prosesinin başlaması üçün nə lazımdırsa ola bilər - 109...108 K və daha aşağı, bu, yaradılmış zəruri fiziki şəraitdən asılıdır.

Yüksək temperatur zonasında 4 Yanma prosesi birbaşa baş verir. Yanma məhsulları istilik mübadiləsi sisteminə radiasiya və konveksiya şəklində istilik ötürür 5 və gələn yanacaq qarışığına doğru. Başlığın kritik hissəsindən yanma zonasının sonuna qədər reaktorun aktiv hissəsindəki cihaz 6 Kulon qüvvələrinin böyüklüyünü dəyişdirməyə kömək edir və yanacaq qarışığı nüvələrinin effektiv kəsişməsini artırır (lazımi fiziki şərait yaradır) .

Diaqram reaktorun oxşar olduğunu göstərir qaz ocağı. Amma termonüvə reaktoru belə olmalıdır və təbii ki, fiziki parametrlər, məsələn, qaz ocağının fiziki parametrlərindən yüzlərlə dəfə fərqlənəcək.

Yer şəraitində Günəşdə termonüvə birləşməsinin fiziki şərtlərinin təkrarlanması ixtiranın mahiyyətini təşkil edir.

Yanmağı istifadə edən hər hansı istilik yaradan cihaz aşağıdakı şərtləri yaratmalıdır - dövrlər: yanacağın hazırlanması, qarışdırılması, iş sahəsinə (yanma zonasına) tədarükü, alovlanma, yanma (kimyəvi və ya nüvə çevrilməsi), isti qazlardan istiliyin çıxarılması radiasiya və konveksiya və yanma məhsullarının çıxarılması. Təhlükəli tullantılar olduqda – onların atılması. İddia edilən patent bütün bunları nəzərdə tutur.

Fiziklərin Lowsen meyarının yerinə yetirilməsi ilə bağlı əsas arqumenti yerinə yetirilir - elektrik qığılcımı və ya lazer şüası ilə alovlanma zamanı, həmçinin buxarlanan yanacaq, həmçinin fotonlar - elektromaqnit sahəsi ilə yanma zonasından əks olunan sürətli elektrik yüklü hissəciklər. yüksək sıxlıqlı enerjilərə malik kvant, 109 temperatura çatır..108 K yanacağın müəyyən minimum sahəsi üçün, əlavə olaraq, yanacağın sıxlığı 10 14 sm -3 olacaqdır. Lavsenin kriteriyasını yerinə yetirməyin yolu və üsulu bu deyilmi? Ancaq bütün bu fiziki parametrlər xarici amillər bəzi digər fiziki parametrlərə təsir etdikdə dəyişə bilər. Bu hələ nou-haudur.

Məlum termonüvə reaktorlarında termonüvə birləşməsinin həyata keçirilməsinin mümkünsüzlüyünün səbəblərini nəzərdən keçirək.

16. Günəşdə termonüvə reaksiyası haqqında fizikada ümumi qəbul edilmiş fikirlərin çatışmazlıqları və problemləri.

1. Məlumdur. Günəşin görünən səthinin - fotosferin temperaturu 5800 K-dir. Fotosferdə qazın sıxlığı Yer səthinə yaxın olan havanın sıxlığından minlərlə dəfə azdır. Ümumiyyətlə qəbul edilir ki, Günəşin daxilində temperatur, sıxlıq və təzyiq dərinlik artdıqca, mərkəzdə 16 milyon K (bəziləri 100 milyon K), 160 q/sm 3 və 3,5 10 11 bara çatır. Günəşin nüvəsində yüksək temperaturun təsiri altında hidrogen heliuma çevrilir və çoxlu miqdarda istilik buraxır. Beləliklə, Günəşin daxilindəki temperaturun 16-100 milyon dərəcə, səthdə 5800 dərəcə, günəş tacında isə 1-2 milyon dərəcə olduğu güman edilir? Niyə belə cəfəngiyyat? Bunu heç kim aydın və başa düşülən şəkildə izah edə bilməz. Məlum ümumi qəbul edilmiş izahatların çatışmazlıqları var və Günəşdə termodinamika qanunlarının pozulmasının səbəbləri haqqında aydın və kifayət qədər fikir vermir.

2. Bir termonüvə bombası və termonüvə reaktoru müxtəlif texnoloji prinsiplər üzərində işləyir, yəni. eyni görünmür. Müasir eksperimental termonüvə reaktorlarının inkişafı zamanı əldən buraxılan termonüvə bombasının işinə bənzər bir şəkildə termonüvə reaktoru yaratmaq mümkün deyil.

3. 1920-ci ildə nüfuzlu fizik Eddinqton ehtiyatla Günəşdəki termonüvə reaksiyasının təbiətini təklif etdi ki, Günəşin daxili hissəsində təzyiq və temperatur o qədər yüksəkdir ki, orada hidrogen nüvələrinin (protonların) birləşdiyi termonüvə reaksiyaları baş verə bilər. helium-4 nüvəsi. Bu, hazırda ümumi qəbul edilən fikirdir. Lakin o vaxtdan bəri Günəşin nüvəsində termonüvə reaksiyalarının 16 milyon K (bəzi fiziklər 100 milyon K olduğuna inanırlar), sıxlığı 160 q/sm3 və təzyiq 3,5 x 1011 bar səviyyəsində baş verdiyinə dair heç bir sübut yoxdur, yalnız nəzəri fərziyyələr var. Günəş tacında termonüvə reaksiyaları göz qabağındadır. Bunu aşkar etmək və ölçmək çətin deyil.

4. Günəş neytrinoları problemi. Günəşin nüvəsində baş verən nüvə reaksiyaları çoxlu sayda elektron neytrinoların əmələ gəlməsinə səbəb olur. Köhnə anlayışlara görə, günəş neytrinolarının əmələ gəlməsi, çevrilməsi və sayı bir neçə onilliklər ərzində aydın və kifayət qədər izah olunmur. Günəşdə termonüvə sintezi ilə bağlı yeni fikirlər bu nəzəri çətinliklərə malik deyil.

5. Korona isitmə problemi. Təxminən 6000 K temperatura malik Günəşin görünən səthinin (fotosfer) üstündə temperaturu 1500 000 K-dən çox olan günəş tacı yerləşir. Fotosferdən birbaşa istilik axınının olmadığını göstərmək olar. tacın belə yüksək temperaturuna səbəb olmaq üçün kifayətdir. Günəşdə termonüvə birləşməsinin yeni anlayışı günəş tacının bu temperaturunun təbiətini izah edir. Burada termonüvə reaksiyaları baş verir.

6. Fiziklər unudurlar ki, TOKAMAK-lar əsasən yüksək temperaturlu plazma ehtiva etmək üçün lazımdır və başqa heç nə yoxdur. Mövcud və yeni TOKAMAK-lar termonüvə sintezi üçün zəruri, xüsusi, fiziki şəraitin yaradılmasını nəzərdə tutmur. Bunu nədənsə heç kim başa düşmür. Hər kəs inadla inanır ki, milyonlarla temperaturda deuterium və tritium yaxşı yanmalıdır. Niyə birdən? Nüvə hədəfi yanmaqdansa, sadəcə tez partlayır. TOKAMAK-da nüvə yanmasının necə baş verdiyinə diqqətlə baxın. Belə bir nüvə partlayışını ancaq reaktorun güclü maqnit sahəsi saxlaya bilər. böyük ölçülər(asanlıqla hesablanır), lakin sonra səmərəlilik belə bir reaktor üçün qəbuledilməz olacaq texniki tətbiq. İddia edilən patentdə termonüvə plazmasının məhdudlaşdırılması problemi asanlıqla həll edilir.

Alimlərin Günəşin dərinliklərində baş verən proseslərlə bağlı izahları dərinliklərdəki termonüvə birləşməsini anlamaq üçün yetərli deyil. Heç kim dərinlikdə, çox çətin kritik şəraitdə yanacağın hazırlanması proseslərini, istilik və kütlə ötürmə proseslərini kifayət qədər tədqiq etməyib. Məsələn, termonüvə birləşməsinin baş verdiyi dərinlikdə plazma necə və hansı şəraitdə əmələ gəlir? Onun özünü necə aparması və s. Axı, TOKAMAK-ların texniki cəhətdən dizaynı məhz belədir.

Deməli, yeni termonüvə sintezi konsepsiyası bu sahədə mövcud olan bütün texniki və nəzəri problemləri həll edir.

P.S. Təklif etmək çətindir sadə həqiqətlər onilliklər ərzində elmi orqanların rəylərinə (fərziyyələrinə) inanan insanlar. Yeni kəşfin nədən ibarət olduğunu başa düşmək üçün uzun illər doqma olan şeyləri müstəqil şəkildə yenidən nəzərdən keçirmək kifayətdir. Fiziki təsirin təbiəti ilə bağlı yeni bir təklif köhnə fərziyyələrin doğruluğuna şübhə yaradırsa, ilk növbədə həqiqəti özünüzə sübut edin. Hər bir həqiqi alim bunu etməlidir. Günəş tacında termonüvə birləşməsinin kəşfi ilk növbədə vizual olaraq sübut edilir. Termonüvə yanması Günəşin dərinliklərində deyil, səthində baş verir. Bu xüsusi bir yanmadır. Günəşin bir çox fotoşəkilləri və şəkilləri yanma prosesinin necə getdiyini, plazma əmələ gəlməsi prosesinin necə getdiyini göstərir.

1. İdarə olunan termonüvə sintezi. Vikipediya.

2. Velihov E.P., Mirnov S.V. Nəzarət olunan termonüvə birləşməsi ev zolağına daxil olur. Trinity İnnovasiya və Termonüvə Tədqiqatları İnstitutu. rus elm mərkəzi"Kurçatov İnstitutu", 2006.

3. Llevelin-Smit K. Termonüvə enerjisinə gedən yolda. 17 may 2009-cu ildə FIAN-da oxunan mühazirə materialları.

4. Günəş ensiklopediyası. Tesis, 2006.

5. Günəş. Astronet.

6. Günəş və Yerin həyatı. Radio rabitəsi və radio dalğaları.

7. Günəş və Yer. Tək vibrasiya.

8. Günəş. günəş sistemi. Ümumi astronomiya. "Astroqalaktika" layihəsi.

9. Günəşin mərkəzindən səyahət. Populyar Mexanika, 2008.

10. Günəş. Fiziki ensiklopediya.

11. Günün Astronomiya Şəkili.

12. Yanma. Vikipediya.

"Elm və Texnologiya"

>Günəş nədən ibarətdir?

Öyrənmək, günəş nədən ibarətdir: ulduzun quruluşu və tərkibinin təsviri, kimyəvi elementlərin siyahısı, təbəqələrin sayı və xüsusiyyətləri fotoşəkillərlə, diaqram.

Yerdən Günəş hamar bir atəş topu kimi görünür və Galileo kosmik gəmisi günəş ləkələrini kəşf etməzdən əvvəl bir çox astronomlar onun qüsursuz mükəmməl formada olduğuna inanırdılar. İndi biz bunu bilirik Günəşdən ibarətdir Yer kimi hər biri öz funksiyasını yerinə yetirən bir neçə təbəqədən. Günəşin sobaya bənzər bu nəhəng quruluşu yer üzündəki həyat üçün lazım olan bütün enerjinin tədarükçüsüdür.

Günəş hansı elementlərdən ibarətdir?

Əgər ulduzu bir-birindən ayırıb onun tərkib elementlərini müqayisə etsəniz, onun tərkibinin 74% hidrogen və 24% helium olduğunu başa düşərdiniz. Həmçinin, Günəş 1% oksigendən ibarətdir, qalan 1% isə dövri cədvəlin xrom, kalsium, neon, karbon, maqnezium, kükürd, silisium, nikel, dəmir kimi kimyəvi elementləridir. Astronomlar heliumdan daha ağır elementin metal olduğuna inanırlar.

Günəşin bütün bu elementləri necə yaranıb? Big Bang hidrogen və helium istehsal etdi. Kainatın yaranmasının başlanğıcında elementar hissəciklərdən ilk element olan hidrogen meydana gəldi. Yüksək temperatur və təzyiqə görə Kainatdakı şərait ulduzun nüvəsindəki şəraitə bənzəyirdi. Daha sonra, hidrogen heliuma birləşdirildi və kainatda birləşmə reaksiyasının baş verməsi üçün tələb olunan yüksək temperatur var idi. Kainatda mövcud olan hidrogen və helium nisbətləri Böyük Partlayışdan sonra inkişaf edib və dəyişməyib.

Günəşin qalan elementləri başqa ulduzlarda yaradılmışdır. Ulduzların nüvələrində hidrogenin heliuma sintezi prosesi daim baş verir. Nüvədəki bütün oksigeni istehsal etdikdən sonra litium, oksigen, helium kimi daha ağır elementlərin nüvə birləşməsinə keçirlər. Çox ağır metallar Günəşdə olan , ömürlərinin sonunda başqa ulduzlarda da əmələ gəlmişdir.

Ən ağır elementlər, qızıl və uran Günəşimizdən qat-qat böyük olan ulduzların partlaması nəticəsində əmələ gəlmişdir. Qara dəliyin əmələ gəlməsinin iki saniyəsində elementlər yüksək sürətlə toqquşub və ən ağır elementlər əmələ gəlib. Partlayış bu elementləri Kainata səpələdi və burada yeni ulduzların yaranmasına kömək etdi.

Günəşimiz Böyük Partlayışın yaratdığı elementləri, ölən ulduzların elementlərini və yeni ulduz partlamaları nəticəsində yaranan hissəcikləri toplayıb.

Günəş hansı təbəqələrdən ibarətdir?

İlk baxışdan Günəş sadəcə helium və hidrogendən ibarət bir topdur, lakin daha dərindən araşdırıldıqda onun müxtəlif təbəqələrdən ibarət olduğu aydın olur. Nüvəyə doğru hərəkət edərkən, temperatur və təzyiq artır, bunun nəticəsində təbəqələr yaranır, çünki müxtəlif şəraitdə hidrogen və helium fərqli xüsusiyyətlərə malikdir.

günəş nüvəsi

Günəşin tərkibinin nüvəsindən xarici təbəqəsinə qədər təbəqələr vasitəsilə hərəkətimizə başlayaq. Günəşin daxili təbəqəsində - nüvədə temperatur və təzyiq çox yüksəkdir, nüvə birləşməsinə şərait yaradır. Günəş hidrogendən helium atomları yaradır, bu reaksiya nəticəsində işıq və istilik əmələ gəlir ki, bunlara çatır. Günəşdəki temperaturun təxminən 13.600.000 Kelvin dərəcəsində olduğu və nüvənin sıxlığının suyun sıxlığından 150 dəfə yüksək olduğu ümumiyyətlə qəbul edilir.

Alimlər və astronomlar hesab edirlər ki, Günəşin nüvəsi günəş radiusunun uzunluğunun təxminən 20%-nə çatır. Və nüvənin içərisində yüksək temperatur və təzyiq hidrogen atomlarının protonlara, neytronlara və elektronlara parçalanmasına səbəb olur. Günəş onları sərbəst üzən vəziyyətinə baxmayaraq, helium atomlarına çevirir.

Bu reaksiya ekzotermik adlanır. Bu reaksiya baş verdikdə, 389 x 10 31 J-ə bərabər olan böyük miqdarda istilik ayrılır. saniyədə.

Günəşin radiasiya zonası

Bu zona nüvə sərhədindən (günəş radiusunun 20%-i) yaranır və günəş radiusunun 70%-ə qədər uzunluğuna çatır. Bu zonanın içərisində tərkibində kifayət qədər sıx və isti olan günəş maddəsi var, buna görə də istilik radiasiyası istilik itirmədən oradan keçir.

Nüvə birləşmə reaksiyası günəş nüvəsinin daxilində baş verir - protonların birləşməsi nəticəsində helium atomlarının yaradılması. Bu reaksiya böyük miqdarda qamma şüalanması yaradır. Bu prosesdə enerji fotonları buraxılır, sonra radiasiya zonasında udulur və müxtəlif hissəciklər tərəfindən yenidən buraxılır.

Fotonun trayektoriyası adətən “təsadüfi gediş” adlanır. Foton Günəşin səthinə düz bir yolda hərəkət etmək əvəzinə, ziqzaq şəklində hərəkət edir. Nəticədə, hər bir foton Günəşin radiasiya zonasını aşmaq üçün təxminən 200.000 il çəkir. Bir hissəcikdən digər hissəcikə keçərkən foton enerji itirir. Bu, Yer üçün yaxşıdır, çünki biz ancaq Günəşdən gələn qamma radiasiyasını qəbul edə bilirdik. Kosmosa daxil olan bir fotonun Yerə getməsi üçün 8 dəqiqə lazımdır.

Çox sayda ulduzun radiasiya zonaları var və onların ölçüləri birbaşa ulduzun miqyasından asılıdır. Ulduz nə qədər kiçik olsa, zonalar bir o qədər kiçik olacaq, onların əksəriyyətini konvektiv zona tutacaq. Ən kiçik ulduzlarda radiasiya zonaları olmaya bilər və konvektiv zona nüvəyə qədər olan məsafəyə çatacaq. Ən böyük ulduzlar üçün vəziyyət əksinədir, radiasiya zonası səthə qədər uzanır.

Konvektiv zona

Konvektiv zona günəşin daxili istiliyinin isti qaz sütunlarından keçdiyi radiasiya zonasından kənardadır.

Demək olar ki, bütün ulduzların belə zonası var. Günəşimiz üçün o, Günəşin radiusunun 70%-dən səthə (fotosferə) qədər uzanır. Ulduzun dərinliklərində, nüvəsinə yaxın olan qaz lampadakı mum baloncukları kimi qızır və səthə qalxır. Ulduzun səthinə çatdıqda istilik itkisi baş verir; soyuduqca qaz yenidən mərkəzə doğru batır və istilik enerjisini bərpa edir. Nümunə olaraq, bir qab qaynar su gətirə bilərsiniz.

Günəşin səthi boş torpaq kimidir. Bu nizamsızlıqlar istiliyi Günəşin səthinə daşıyan isti qaz sütunlarıdır. Onların eni 1000 km-ə çatır, dağılma müddəti isə 8-20 dəqiqəyə çatır.

Astronomlar hesab edirlər ki, qırmızı cırtdanlar kimi kiçik kütləli ulduzların yalnız nüvəyə qədər uzanan konvektiv zonası var. Onların Günəş haqqında demək mümkün olmayan radiasiya zonası yoxdur.

Fotosfer

Günəşin Yerdən görünən yeganə təbəqəsi . Bu təbəqənin altında Günəş qeyri-şəffaf olur və astronomlar ulduzumuzun içini öyrənmək üçün başqa üsullardan istifadə edirlər. Səthin temperaturu 6000 Kelvinə çatır və Yerdən görünən sarı-ağ rəngdə parlayır.

Günəşin atmosferi fotosferin arxasında yerləşir. Günəş tutulması zamanı Günəşin görünən hissəsinə deyilir.

Diaqramda Günəşin quruluşu

NASA xüsusi olaraq təhsil ehtiyacları üçün Günəşin strukturu və tərkibinin sxematik təsvirini işləyib hazırlayıb, hər bir təbəqə üçün temperaturu göstərir:

• (Görünən, IR və UV radiasiya) - bunlar görünən radiasiya, infraqırmızı şüalanma və ultrabənövşəyi şüalanmadır. Görünən radiasiya Günəşdən gəldiyini gördüyümüz işıqdır. İnfraqırmızı şüalanma hiss etdiyimiz istilikdir. Ultrabənövşəyi radiasiya bizə qaralmış radiasiyadır. Günəş bu şüaları eyni vaxtda istehsal edir.
• (Fotosfer 6000 K) – Fotosfer Günəşin yuxarı təbəqəsidir, onun səthidir. 6000 Kelvin temperaturu 5700 dərəcə Selsiyə bərabərdir.
• Radio emissiyaları - Günəş görünən radiasiya, infraqırmızı radiasiya və ultrabənövşəyi radiasiya ilə yanaşı, astronomların radio teleskopundan istifadə edərək aşkar etdiyi radio emissiyaları da yayır. Günəş ləkələrinin sayından asılı olaraq bu emissiya artır və azalır.
• Coronal Hole (trans. Coronal hole) - Bunlar Günəşdə tacın olmadığı yerlərdir daha yüksək sıxlıq plazma, nəticədə daha qaranlıq və soyuq olur.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) – Günəşin şüalanma zonası bu temperatura malikdir.
• Konvektiv zona/Turbulent konveksiya (trans. Konvektiv zona/Turbulent konveksiya) – Bunlar Günəşdə nüvənin istilik enerjisinin konveksiya ilə ötürüldüyü yerlərdir. Plazma sütunları səthə çatır, istiliyindən imtina edir və yenidən qızdırmaq üçün yenidən aşağı enir.
• Koronal ilmələr (trans. Coronal loops) günəş atmosferində plazmadan ibarət olan, maqnit xətləri boyunca hərəkət edən ilmələrdir. Onlar səthdən on minlərlə kilometrə uzanan nəhəng tağlara bənzəyirlər.
• Core (trans. Core) yüksək temperatur və təzyiqdən istifadə edərək nüvə birləşməsinin baş verdiyi günəş ürəyidir. Bütün günəş enerjisi nüvədən gəlir.
• 14.500.000 K (14.500.000 Kelvin üçün) – Günəş nüvəsinin temperaturu.
• Radiasiya zonası (trans. Radiasiya zonası) - Günəşin radiasiyadan istifadə edərək enerjinin ötürüldüyü təbəqəsi. Foton 200.000-dən yuxarı radiasiya zonasını aşır və kosmosa çıxır.
• Neytrinolar (trans. Neutrino) nüvə birləşmə reaksiyası nəticəsində Günəşdən çıxan əhəmiyyətsiz dərəcədə kiçik hissəciklərdir. İnsan bədənindən hər saniyə yüz minlərlə neytrino keçir, lakin onlar bizə heç bir zərər vermir, biz onları hiss etmirik.
• Xromosfer alovu (xromosfer məşəli kimi tərcümə olunur) - Ulduzun maqnit sahəsi bükülə və sonra qəfildən müxtəlif formalara girə bilər. Maqnit sahələrindəki qırılmalar nəticəsində Günəşin səthindən güclü rentgen şüaları yaranır.
• Magnetic Field Loop - Günəşin maqnit sahəsi fotosferin üstündə yerləşir və isti plazma Günəş atmosferində maqnit xətləri boyunca hərəkət edərkən görünür.
• Ləkə – Günəş ləkəsi (trans. Günəş ləkələri) – Günəşin səthində maqnit sahələrinin Günəşin səthindən keçdiyi və temperaturun daha aşağı olduğu, çox vaxt halqa şəklində olan yerlərdir.
• Enerjili hissəciklər (trans. Energetik hissəciklər) - Günəşin səthindən gəlirlər, nəticədə günəş küləyinin yaranmasına səbəb olurlar. Günəş fırtınalarında onların sürəti işıq sürətinə çatır.
• X-şüaları (rentgen şüaları kimi tərcümə olunur) günəş alovları zamanı əmələ gələn insan gözünə görünməyən şüalardır.
• Parlaq ləkələr və qısamüddətli maqnit bölgələri (trans. Parlaq ləkələr və qısamüddətli maqnit bölgələri) - Temperatur fərqləri səbəbindən Günəşin səthində parlaq və tutqun ləkələr görünür.

30-cu illərdən bəri astrofiziklərin işıq elementlərindəki nüvə reaksiyalarından heç bir şübhəsi yox idi ki, spektr-parlaqlıq diaqramında əsas ardıcıllıq ulduzlarının radiasiyasını kifayət qədər uzun müddət və enerji ilə saxlaya bilən yeganə şey hidrogendən heliumun əmələ gəlməsidir. . Digər reaksiyalar ya çox qısa müddət davam edir (təbii ki, kosmik miqyasda!) və ya çox az enerji hasilatı yaradır.

Bununla belə, dörd hidrogen nüvəsini birbaşa helium nüvəsinə birləşdirmək yolu qeyri-mümkün oldu: ulduzların dərinliklərində hidrogeni heliuma çevirmək reaksiyası “dairəvi yol” tutmalıdır.

Birinci yol, ilk iki hidrogen atomunun ardıcıl bağlanmasından, sonra onlara üçüncünün əlavə edilməsindən və s.

İkinci yol azotun və xüsusilə karbon atomlarının “köməyi” ilə hidrogeni heliuma çevirməkdir.

Birinci yol daha sadə görünsə də, kifayət qədər uzun müddət "lazımi hörmət" görmədi və astrofiziklər ulduzları enerji ilə qidalandıran əsas reaksiyanın ikinci yol - "karbon dövrü" olduğuna inanırdılar.

Helium nüvəsinin qurulması dörd proton tələb edir, əgər karbon onlara kömək etməsəydi, özbaşına alfa hissəciyinə çevrilmək istəməzdi.

Bu reaksiyalar zəncirində karbon zəruri ortaq və sanki təşkilatçı rolunu oynayır. IN kimyəvi reaksiyalar Katalizator adlanan belə ortaqlar da var.

Helium qurarkən enerji nəinki boşa getmir, əksinə, sərbəst buraxılır. Həqiqətən də transformasiyalar zənciri üç γ-kvanta və iki pozitronun buraxılması ilə müşayiət olundu ki, bu da γ-şüalanmaya çevrildi. Balans: 10 -5 (4·1,00758-4,00390) =0,02642·10 -5 atom kütlə vahididir.

Bu kütlə ilə əlaqəli enerji ulduzun bağırsaqlarında sərbəst buraxılır, yavaş-yavaş səthə sızır və sonra kosmosa yayılır. Helium fabriki, xammalın, yəni hidrogenin tədarükü bitənə qədər ulduzlarda davamlı olaraq işləyir. Bundan sonra nə olacağını sizə xəbər verəcəyik.

Karbon, katalizator olaraq, sonsuza qədər davam edəcək.

20 milyon dərəcə temperaturda karbon dövrü reaksiyalarının hərəkəti temperaturun 17-ci gücünə mütənasibdir! Temperaturun cəmi 10% aşağı olduğu ulduzun mərkəzindən müəyyən məsafədə enerji istehsalı 5 dəfə, bir yarım dəfə aşağı olduğu yerdə isə 800 dəfə azalır! Buna görə də, mərkəzi, ən isti bölgədən çox uzaqda, hidrogen hesabına helium əmələ gəlməsi baş vermir. Hidrogenin qalan hissəsi qazların qarışması onu "zavod" ərazisinə - ulduzun mərkəzinə gətirdikdən sonra heliuma çevriləcək.

50-ci illərin əvvəllərində məlum oldu ki, 20 milyon dərəcə temperaturda və hətta daha aşağı temperaturda proton-proton reaksiyası daha da təsirli olur və bu da hidrogenin itirilməsinə və heliumun əmələ gəlməsinə səbəb olur. Çox güman ki, belə bir çevrilmə zəncirində baş verir.

İki proton toqquşaraq bir pozitron və bir kvant işıq saçır, nisbi atom kütləsi 2 olan ağır hidrogen izotopuna çevrilir. nisbi atom kütləsi 2. Sonuncu, başqa bir protonla birləşdikdən sonra nisbi atom kütləsi 3 olan heliumun izotopunu yüngül atoma çevirir və artıq kütləni şüalanma şəklində buraxır. Əgər kifayət qədər yüngül helium atomları yığılıbsa, onların nüvələri toqquşma zamanı nisbi atom kütləsi 4 olan normal helium atomu və əlavə olaraq enerji kvantına malik iki proton əmələ gətirir. Beləliklə, bu prosesdə üç proton itirildi və ikisi yaradıldı - bir proton itirildi, lakin üç dəfə enerji buraxıldı.

Göründüyü kimi, parlaqlıq spektri diaqramındakı Günəş və daha soyuq əsas ardıcıllıq ulduzları bu mənbədən enerji çəkir.

Bütün hidrogen heliuma çevrildikdən sonra, heliumu daha ağır elementlərə çevirərək ulduz hələ də mövcud ola bilər. Məsələn, aşağıdakı proseslər mümkündür:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + şüalanma,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + şüalanma.

Bir helium hissəciyi yuxarıda təsvir edilən karbon dövrəsində eyni hissəciyin verdiyindən 8 dəfə az enerji çıxışı verir.

Bu yaxınlarda fiziklər müəyyən etdilər ki, bəzi ulduzlarda fiziki şərait daha da ağır elementlərin, məsələn, dəmirin yaranmasına imkan verir və onlar təbiətdə tapdığımız elementlərin bolluğuna uyğun olaraq yaranan elementlərin nisbətini hesablayırlar.

Nəhəng ulduzların kütlə vahidinə düşən orta enerji çıxışı Günəşinkindən çox böyükdür. Bununla belə, qırmızı nəhəng ulduzlardakı enerji mənbələrinə dair ümumi qəbul edilmiş bir fikir hələ də yoxdur. Onlardakı enerji mənbələri və quruluşu hələ bizə aydın deyil, amma görünür, tezliklə məlum olacaq. V.V.-nin hesablamalarına görə. Sobolev qırmızı nəhəngləri isti nəhənglərlə eyni quruluşa və eyni enerji mənbələrinə malik ola bilər. Ancaq onları "soyuq nəhənglər" kimi göstərən geniş, nazik və soyuq atmosferlər əhatə edir.

Bəzi ağır atomların nüvələri ulduzların daxili hissəsində daha yüngül atomları birləşdirərək, bəzi şərtlərdə isə hətta onların atmosferlərində də əmələ gələ bilər.

Günəş enerjisinin mənbəyi nədir? Böyük miqdarda enerji istehsal edən proseslərin təbiəti nədir? Günəş nə vaxta qədər parlamağa davam edəcək?

Bu suallara cavab vermək üçün ilk cəhdlər astronomlar tərəfindən 19-cu əsrin ortalarında, fiziklər enerjinin saxlanması qanununu tərtib etdikdən sonra edildi.

Robert Mayer Günəşin meteoritlər və meteor hissəcikləri tərəfindən səthin davamlı bombardmanı nəticəsində parladığını irəli sürdü. Bu fərziyyə rədd edildi, çünki sadə hesablama göstərir ki, Günəşin parlaqlığını indiki səviyyədə saxlamaq üçün onun üzərinə hər saniyə 2 * 1015 kq meteorik maddə düşməsi lazımdır. Bir il ərzində bu, 6*1022 kq, Günəşin ömrü boyu isə 5 milyard il ərzində isə 3*1032 kq təşkil edəcək. Günəşin kütləsi M = 2 * 1030 kq-dır, buna görə də beş milyard il ərzində maddə Günəşin üzərinə düşməli olan kütlədən 150 dəfə çoxdur.

İkinci fərziyyə 19-cu əsrin ortalarında Helmholtz və Kelvin tərəfindən də ifadə edilmişdir. Onlar Günəşin sıxılma nəticəsində hər il 60-70 metr şüalandığını irəli sürdülər. Sıxılmanın səbəbi günəş hissəciklərinin qarşılıqlı cazibəsidir, buna görə də bu fərziyyə büzülmə adlanır. Bu fərziyyəyə əsasən hesablama aparsaq, o zaman Günəşin yaşı 20 milyon ildən çox olmayacaq ki, bu da Yer kürəsinin və torpaqların geoloji nümunələrində elementlərin radioaktiv parçalanmasının təhlilindən əldə edilən müasir məlumatlarla ziddiyyət təşkil edir. ay.

Günəş enerjisinin mümkün mənbələri haqqında üçüncü fərziyyə XX əsrin əvvəllərində James Jeans tərəfindən ifadə edilmişdir. O, Günəşin dərinliklərində kortəbii parçalanan və enerji yayan ağır radioaktiv elementlərin olduğunu irəli sürdü. Məsələn, uranın toriuma, sonra isə qurğuşuna çevrilməsi enerjinin ayrılması ilə müşayiət olunur. Bu fərziyyənin sonrakı təhlili də onun uyğunsuzluğunu göstərdi; yalnız urandan ibarət bir ulduz Günəşin müşahidə olunan parlaqlığını yaratmaq üçün kifayət qədər enerji buraxmazdı. Bundan başqa, elə ulduzlar var ki, onların parlaqlığı bizim ulduzdan qat-qat böyükdür. Çətin ki, həmin ulduzların da daha böyük radioaktiv material ehtiyatı olsun.

Ən çox ehtimal olunan fərziyyə ulduzların bağırsaqlarında nüvə reaksiyaları nəticəsində elementlərin sintezi fərziyyəsi oldu.

1935-ci ildə Hans Bethe günəş enerjisinin mənbəyinin hidrogenin heliuma çevrilməsinin termonüvə reaksiyası ola biləcəyini fərz etdi. Bunun üçün Bethe aldı Nobel mükafatı 1967-ci ildə.

Günəşin kimyəvi tərkibi digər ulduzların əksəriyyəti ilə təxminən eynidir. Təxminən 75% hidrogen, 25% helium və 1% -dən az hissəsi bütün digər kimyəvi elementlərdir (əsasən karbon, oksigen, azot və s.). Kainatın yaranmasından dərhal sonra "ağır" elementlər ümumiyyətlə yox idi. Onların hamısı, yəni. heliumdan daha ağır elementlər və hətta bir çox alfa hissəcikləri termonüvə sintezi zamanı ulduzlarda hidrogenin “yanması” zamanı əmələ gəlmişdir. Günəş kimi bir ulduzun xarakterik ömrü on milyard ildir.

Enerjinin əsas mənbəyi proton-proton dövrüdür - zəif qarşılıqlı təsirdən qaynaqlandığı üçün çox yavaş bir reaksiya (xarakterik vaxt 7,9 * 109 il). Onun mahiyyəti ondan ibarətdir ki, dörd protondan helium nüvəsi əmələ gəlir. Bu zaman bir cüt pozitron və bir cüt neytrino, həmçinin 26,7 MeV enerji ayrılır. Günəşin saniyədə buraxdığı neytrinoların sayı yalnız Günəşin parlaqlığı ilə müəyyən edilir. 26,7 MeV buraxıldıqda 2 neytrino doğulduğu üçün neytrino emissiya dərəcəsi: 1,8*1038 neytrino/s təşkil edir.

Bu nəzəriyyənin birbaşa sınağı günəş neytrinolarının müşahidəsidir. Yüksək enerjili (bor) neytrinolar xlor-arqon təcrübələrində (Devis təcrübələri) aşkar edilir və Günəşin standart modeli üçün nəzəri dəyərlə müqayisədə ardıcıl olaraq neytrinoların çatışmazlığını göstərir. Birbaşa pp reaksiyasında yaranan aşağı enerjili neytrinolar qallium-germanium təcrübələrində (Qran Sassoda GALLEX (İtaliya - Almaniya) və Baksanda SAGE (Rusiya - ABŞ)) qeydə alınır; onlar da “itkin”dirlər.

Bəzi fərziyyələrə görə, neytrinoların sıfırdan fərqli istirahət kütləsi varsa, müxtəlif növ neytrinoların rəqsləri (çevrilmələri) mümkündür (Mixeev – Smirnov – Volfenşteyn effekti) (üç növ neytrino var: elektron, muon və tauon neytrinoları). . Çünki Digər neytrinolar elektronlarla müqayisədə maddə ilə qarşılıqlı əlaqə üçün daha kiçik kəsişmələrə malik olduğundan, müşahidə edilən kəsiri bütün astronomik məlumatlar toplusu əsasında qurulmuş Günəşin standart modelini dəyişdirmədən izah etmək olar.

Hər saniyədə Günəş təxminən 600 milyon ton hidrogen emal edir. Nüvə yanacağı ehtiyatları daha beş milyard il davam edəcək, bundan sonra o, tədricən ağ cırtdana çevriləcək.

Günəşin mərkəzi hissələri büzüləcək, qızacaq və xarici qabığa ötürülən istilik onun müasir olanlarla müqayisədə dəhşətli ölçülərə qədər genişlənməsinə səbəb olacaq: Günəş o qədər genişlənəcək ki, Merkuriyi, Veneranı udacaq və istehlak edəcəkdir. yanacaq” indikindən yüz dəfə tezdir. Bu, Günəşin ölçüsünün artmasına səbəb olacaq; ulduzumuz qırmızı nəhəngə çevriləcək, ölçüsü Yerdən Günəşə qədər olan məsafə ilə müqayisə edilə bilər! Yerdəki həyat yox olacaq və ya xarici planetlərə sığınacaq tapacaq.

Təbii ki, belə bir hadisədən əvvəlcədən xəbərdar olacağıq, çünki yeni mərhələyə keçid təxminən 100-200 milyon il çəkəcək. Günəşin mərkəzi hissəsinin temperaturu 100.000.000 K-ə çatdıqda, helium da ağır elementlərə çevrilərək yanmağa başlayacaq və Günəş mürəkkəb sıxılma və genişlənmə dövrləri mərhələsinə daxil olacaqdır. Son mərhələdə ulduzumuz öz xarici qabığını itirəcək, mərkəzi nüvəsi Yerdəki kimi inanılmaz dərəcədə yüksək sıxlığa və ölçüyə malik olacaq. Daha bir neçə milyard il keçəcək və Günəş soyuyaraq ağ cırtdana çevriləcək.