Umumiy astronomiya

Yulduzlar energiyasining manbalari. Yulduz tuzilishining tenglamalari olingan paytda yulduziy energiya manbalarining tasniflari noma’lumligicha qolib ketayotgan edi. Yulduzning odatiy yorituvchanligini bilgan holda energiya manbalari davomiyligini va turlarini bilish mumkin. Masalan, normal kimyoviy yonish energiyani atigi bir necha ming yil davomida etkazib berishi mumkin. Yulduz siqilishida ajraladigan energiya biroz ko‘proq muddatga cho‘zilishi mumkin, ammo u ham bir necha million yildan so‘ng tugashi lozim.

Erdagi biologik va geologik ma’lumotlardan Quyoshning yorituvchanligi bir necha milliard yil davomida deyarli o‘zgarishsiz kelayotganligidan dalolat beradi. Erning yoshi taxminan 5 milliard yil tashkil etadi, bundan Quyosh ana shu davr ichida mavjud bo‘lishi lozim. Quyoshning yorituvchanligi 4 × 10²⁶ Vt, u 5 × 10⁹ yil davomida 6 × 10⁴³ J energiyani nurlantirgan. Quyoshning massasi 2 × 10³⁰ kg ekanligini inobatga olsak, u kamida 3 × 10¹³ J / kg ni ishlab chiqarishga qodir.

Energiya manbaidan qat’iy nazar Quyosh tubidagi sharoitlar ma’lum. Shunday qilib, 10.5 misolda Quyosh ichida radiusi yarmisiga teng masofada harorat taxminan 5 million gradus tashkil etishi hisoblangan. Markazdagi harorat taxminan o‘n million Kelvinga yaqin, bu esa, termoyadroviy sintez reaksiyalari kechishi uchun etarlicha kattadir.

Sintez reaksiyalarida engil elementlar nisbatan og‘ir elementlarga aylanadi. Reaksiyadan chiqqan mahsuli dastlabki yadrolarga nisbatan kamroq summar massaga ega. Ana shu massalar farqi Eynshteynning formulasiga binoan E = mc² miqdorida energiya ko‘rinishida ajraladi. Termoyadroviy reaksiyalarni yonish reaksiyalari deb ataladi, vaholanki, ular yoqilg‘ining oddiy kimyoviy yonishiga hech qanday aloqasi yo‘q.

Atom yadrosi proton va neytronlardan iborat, ular birgalikda nuqlonlar deb nomlanadi. Aniqlik kiritaylik:

m_p = proton massasi,

m_n = neytron massasi,

Z = yadro zaryadi = atom nomeri,

N = neytronlar soni,

A = Z + N = atom og‘irligi,

m (Z , N) = yadro massasi.

Yadro massasi uning barcha nuklonlar massalar yig‘indisidan kichik. Bu farq bog‘lanish energiyasi deb nomlanadi. Bir nuqlonga mos keluvchi bog‘lanish energiyasi

(6.35)

ga teng. Q temirga (Z = 26) qadar og‘ir elementlar tomon kattalashib boradi, undan so‘ng u yana kichraya boshlaydi.

Ma’lumki, yulduzlar asosan vodoroddan iborat. To‘rtta vodorod atomi geliy atomiga birlashishi natijasida qancha energiya ajralib chiqishini ko‘raylik. Protonning massasi 1,672 × 10^–27 kg, geliy yadrosining massasi 6.644 × 10^–27 kg. Massalarning farqi 4,6 × 10^–29 kg, undan ajraladigan energiya E = 4,1 × 10^–12 J ga teng. Shunday qilib, massaning 0,7 % i energiyaga aylanar ekan, bu esa vodorodning bir kilogrammidan 6,4 × 10¹⁴ J energiya ajralib chiqishini beradi. Avvalgi chamalashlarimizga qaraganda bu ancha katta, chunki atigi 3 × 10¹³ J / kg talab etilgandi.

6.8 rasm. Bitta nuqlonga mos keluvchi bog‘lanish energiyasi yadroning atom og‘irligiga bog‘liq. Bir xil atom og‘irligiga ega izotoplar ichida eng katta bog‘lanish energiyalilari ko‘rsatilgan. Nuqtalar juft sonli proton va neytronlarga, krestchalar toq massali sonlarga mos keladi.

1930 yillarga kelib, yulduzlar energiyasi yadroviy sintez yo‘li bilan paydo bo‘lishiga shubha qolmagandi. 1938 yilda Bete va undan mustaqil ravishda Karl Fridrix fon Veyszekker yulduzlarda energiya chiqishining batafsil mexanizmini taklif qildilar, u uglerod – azot – kislorod (carbon–nitrogen–oxygen), ya’ni CNO-sikli edi. Energiya ishlab chiqarishning proton-protonli zanjir, 3 α-reaksiyalari kabi boshqa muhim jarayonlari 1950 yilga qadar topilmagandi.