Les scientifiques, analysant l'orbite de Mercure, ont déterminé la vitesse à laquelle le Soleil perdait sa masse. Il s’agit de la première étude observationnelle de ce type. Auparavant, les estimations du taux de perte de masse du Soleil n’étaient que théoriques.

Notre étoile d’origine perd constamment de la masse, comme beaucoup d’autres étoiles de l’Univers. Crédit : NASA/SDO.

Pour leur étude, les scientifiques ont choisi l'orbite de Mercure. Cela s'explique par le fait que l'orbite de Mercure est extrêmement sensible à de tels changements. " Mercure est un objet approprié pour évaluer la perte de masse du Soleil, car son orbite est très sensible à l’influence gravitationnelle et à l’activité de notre étoile. » — a déclaré l'auteur principal de la nouvelle étude, Antonio Genova du Goddard Space Flight Center de la NASA. De plus, depuis longtemps sur l'orbite de Mercure il y a Station interplanétaire automatique (AIS) de la NASA« Messenger », qui transmettait aux gens des données scientifiques inestimables sur la planète la plus proche du Soleil. Les données sur l'orbite de Mercure obtenues par ce vaisseau spatial ont été utilisées par les chercheurs dans leurs calculs.

L'étude est basée sur un phénomène intéressant. On sait qu’avec le temps, les orbites des planètes du système solaire s’étendent. Cela se produit parce que notre étoile perd progressivement de la masse et que son influence gravitationnelle s'affaiblit.Après avoir analysé le mouvement de Mercure et pris en compte les contributions de l'influence gravitationnelle des objets du système solaire sur ce mouvement et d'autres facteurs qui l'influencent, les scientifiques ont pu estimer l'expansion de l'orbite de la planète due à la perte de masse de Mercure. le soleil. Sur la base de ces données, il est devenu clair à quelle vitesse notre étoile perd de la masse.

Les résultats de l’étude sont très proches des calculs théoriques et ont également permis de les clarifier. Les nouvelles données se sont avérées légèrement inférieures aux calculs théoriques, mais comportent moins d'incertitude. Ainsi, le taux de perte de masse du Soleil est d’environ 1 % de sa masse d’origine sur 10 milliards d’années. Cela suffit à affaiblir l'influence gravitationnelle de notre étoile à tel point que les orbites des planètes du système solaire commencent à s'étendre au rythme de 1,5 centimètre par an et par unité astronomique. Il s’agit d’une valeur assez faible, et une telle expansion n’a quasiment aucun effet sur les conditions physiques des surfaces ou des atmosphères des planètes, par exemple.

Mais comment le Soleil perd-il sa masse ? Cela se produit principalement à l’aide de réactions thermonucléaires au cœur de l’étoile et du vent solaire. Lorsqu'une réaction thermonucléaire de fusion d'un atome d'hélium à partir de protons et d'électrons a lieu au cœur d'une étoile, la différence de masse d'hélium et de protons est convertie en énergie cinétique de l'hélium et en énergie des neutrinos électroniques. Le vent solaire est un flux de particules (principalement des ions) provenant du Soleil à une vitesse de 300 à 1 200 km/s. Mais non seulement le Soleil perd de la masse, mais d'autres étoiles de l'Univers « font également cela », et les plus grandes d'entre elles peuvent perdre en une année terrestre une masse qui dépasse la masse de la Terre plusieurs milliers de fois.

Le soleil est une pièce de monnaie », grommela l’homme avare.
Non, une poêle à frire ! - a pleuré le glouton.
"Non, c'est un pain", dit le boulanger.
Boussole », dit le marin avec conviction.
Le soleil est une étoile, annonça l'astronome.
Un bon cœur - a décidé le rêveur.

Sujet: Sources d'énergie et structure interne.

Cible: Considérez la source d'énergie du Soleil, les réactions thermonucléaires (cycle proton-proton) et la structure interne des étoiles.

Tâches :
1. Éducatif: Présenter les notions : le Soleil sous forme de boule de plasma chaud, la réaction thermonucléaire, le défaut de masse, le cycle proton-proton. Considérez la possibilité de calculer les paramètres de la structure interne du Soleil à l'aide de concepts physiques et mathématiques élémentaires. Donnez une idée de l'héliosismologie.
2. Éduquer: Promouvoir la formation d'idées sur les relations de cause à effet dans la nature (en utilisant l'exemple de la considération d'une chaîne de phénomènes - de la transformation des noyaux d'atomes d'hydrogène en noyaux d'atomes d'hélium dans les profondeurs du Soleil jusqu'au illumination et réchauffement de la Terre par la lumière et la chaleur du Soleil). Insistez sur le fait que le Soleil aura la même luminosité qu’aujourd’hui pendant des milliards d’années. À l'aide de l'exemple de la résolution du mystère des sources d'énergie solaire, démontrez la cognition du monde et de ses lois. Insister sur l'énorme importance pratique pour le progrès scientifique et technologique de la découverte de l'hélium dans le Soleil et de la source thermonucléaire de l'énergie solaire.
3. Du développement: Mettez en évidence l'essentiel du sujet de la leçon : contrairement aux planètes et à leurs satellites, astéroïdes et comètes, le Soleil est un corps céleste auto-lumineux qui émet de la lumière et de la chaleur, pour intéresser les élèves à des situations problématiques pertinentes. À l'aide de l'exemple des sources d'énergie solaire, démontrez le lien inextricable entre les phénomènes du micro et du macrocosme.

Savoir:
Niveau I(standard) - avoir une idée de la source d'énergie inépuisable du Soleil, de la structure interne.
Niveau II- avoir une idée de la source de l'énergie inépuisable du Soleil, de la structure interne et des méthodes de transfert d'énergie des profondeurs vers la surface.
Être capable de:
Niveau I(standard) - effectuez des calculs d'énergie en utilisant la formule d'Einstein.
Niveau II- faire des calculs d'énergie à l'aide de la formule d'Einstein, approximer les paramètres de pression et de température avec la profondeur.

Équipement: Tableaux : Le Soleil, la structure du Soleil. Schéma d'une réaction thermonucléaire. CD-"Red Shift 5.1". PKZN. graphiques de TsOR (ci-dessous) pour avoir une idée de la source d'énergie inépuisable du Soleil, structure interne. avoir une idée de la source de l'énergie inépuisable du Soleil, de la structure interne et des méthodes de transfert d'énergie de l'intérieur vers la surface.

Liens interdisciplinaires : physique (réactions thermonucléaires, particules élémentaires, défaut de masse, rôle de l'hélium dans la physique atomique, ionisation des atomes, etc.), chimie (éléments du tableau périodique de Mendeleïev - hydrogène et hélium, a.m.u.), mathématiques (calculs nécessaires à la résolution des tâches ).

Pendant les cours :

je Enquête auprès des étudiants.

II Nouveau matériel

1. Source d'énergie solaire.
Émet du L? =3,876 . 10 26 J/s - pertes d'énergie énormes. Loi de conservation →d'où l'énergie est reconstituée, se transformant en rayonnement.
En 1931 Hans Albrecht Bethe indique que la source d’énergie des étoiles est la fusion nucléaire. En 1937, il découvre la réaction thermonucléaire et en 1939, dans son ouvrage « Génération d'énergie dans les étoiles », il construit une théorie quantitative des processus nucléaires à l'intérieur des étoiles, après avoir découvert une chaîne (cycle) de réactions nucléaires conduisant à la synthèse d'hélium. (Nob. Lauréat).
À l’intérieur du Soleil (étoiles), H est ionisé – c’est-à-dire sous forme de noyaux de protons 1 1 N. Se déplaçant à des vitesses très élevées (à T>10 millions de K), les protons se rapprochent un peu, surmontant les forces électriques répulsives, de sorte que les forces nucléaires entrent en jeu et qu'une réaction (thermonucléaire) commence avec la libération d'énergie. Il existe deux groupes possibles de réactions thermonucléaires de ce type sur le Soleil : le cycle proton-proton (hydrogène) et le cycle du carbone (cycle de Béthé). Il est très probable que le cycle proton-proton prédomine sur le Soleil : 1 H+ 1 H→ 2 D+é + +ν (positron + neutrino + deutérium +).
2 2,2 MeV D+ 1 H> 3 He+γ (gamma quantique+tritium+).
3 5,5 MeV Il+ 3 Hé→ 4 Hé+ 1 H+ 1 H
(hélium + proton + proton + 12,8 MeV) et tout encore, c'est-à-dire À l'intérieur du Soleil (étoiles), l'hydrogène brûle et se transforme en hélium (à partir de noyaux 4 1 H, le noyau 4 He est formé).

Cela libère une énergie énorme. Par exemple, calculons la libération d’énergie lors de la « combustion » de 1 g d’hydrogène.

Parce que M? =2. 10 30 kg, alors H brûlera encore 150 milliards d'années, mais seulement 0,1 M brûlera au centre ? , par conséquent, le Soleil brûlera encore pendant environ 5 à 7 milliards d'années. Tous les types de rayonnements entraînent environ 4 millions de tonnes chaque seconde. L’énergie libérée dépasse la production hebdomadaire d’électricité de la planète entière et est comparable à l’énergie des tremblements de terre et des ouragans. - une particule élémentaire apparaissant lors d'une réaction thermonucléaire pénètre librement à travers les étoiles et les planètes. En les enregistrant à l’aide de télescopes à neutrinos (en profondeur, au-dessus de l’eau), vous pouvez « regarder » l’intérieur du Soleil. Des télescopes à neutrinos sont disponibles dans la mine de Homestake (Dakota du Sud, USA), au Japon (système Kamiokande), sur le lac Baïkal et ailleurs. En 2001, l'Observatoire des neutrinos de Sudbury a détecté directement les trois types de neutrinos solaires et a montré que leur flux total était conforme au modèle solaire standard. Dans le même temps, seulement un tiers environ des neutrinos atteignant la Terre se révèlent être des électrons. Cette quantité est cohérente avec la théorie qui prédit la transition des neutrinos électroniques en neutrinos d'une autre génération à la fois dans le vide (en fait « oscillations des neutrinos ») et dans la matière solaire (« effet Mikheev-Smirnov-Wolfenstein »). Ainsi, le problème des neutrinos solaires est désormais apparemment résolu.

2. Structure interne du Soleil.

En plus: Quelle quantité d’énergie serait libérée si le Soleil était entièrement composé d’hydrogène et que tout l’hydrogène était transformé en hélium ? Combien d’années y aurait-il suffisamment d’hydrogène pour maintenir la luminosité actuelle du Soleil ? (Solution. Lors de la « combustion » de 1 kg d'hydrogène, environ 6,3 10 14 J sont libérés. La masse du Soleil est de 2 10 30 kg. Si l'on suppose que le Soleil est entièrement constitué d'hydrogène, alors la combustion de cette quantité d'hydrogène libérerait 12,6 10 44 J. Chaque année, le Soleil émet environ 12,6 10 33 J. Par conséquent, pour maintenir la luminosité actuelle du Soleil, l'hydrogène serait suffisant pendant 10 11 ans (évidemment, le temps réel pour maintenir la luminosité actuelle du Soleil doit être inférieure à la valeur obtenue).

Modifié 10.01.2010 de l'année

Leçon 3/20

présentation en détail

Sujet: Sources d'énergie et structure interne du Soleil.

Pendant les cours :

je Enquête auprès des étudiants.

II Nouveau matériel.

1. Source d'énergie solaire.

Émet Lʘ=3,876 . 1026 J/s représente une énorme perte d’énergie. Loi sur la conservation → D'où l'énergie est-elle reconstituée et transformée en rayonnement ?.

En 1931 Hans Albrecht Bethe indique que la source d’énergie des étoiles est la fusion nucléaire. En 1937, il découvre la réaction thermonucléaire et en 1939, dans son ouvrage « Energy Generation in Stars », il construit une théorie quantitative des processus nucléaires à l'intérieur des étoiles, après avoir découvert une chaîne (cycle) de réactions nucléaires conduisant à la synthèse de l'hélium.

Chaîne (cycle) proton-proton (bien qu'il existe d'autres cycles) :

1 Н+1Н→2D+é++ν 1 H+ 1 H→ 2 D+é + +ν (positron + neutrino + deutérium +).

2 D+1H>3He+γ D+ 1 H> 3 He+γ (gamma quantique+tritium+).

3 Il+3He→4He+1H+1H(hélium+proton+proton+ 12,8 MeV)

Cela libère une énergie énorme. Il est possible de calculer l'énergie dégagée lors de la « combustion » de l'hydrogène à l'aide de formules.

Puisque Mʘ = 2,1030 kg, alors H brûlera pendant encore 150 milliards d'années, mais seulement 0,1 Mʘ brûle au centre, donc le Soleil brûlera encore pendant environ 5 à 7 milliards d'années. Tous les types de rayonnements entraînent environ 4 millions de tonnes chaque seconde.

Parce que M? =2. 10 30 kg, alors H brûlera encore 150 milliards d'années, mais seulement 0,1 M brûlera au centre ? , par conséquent, le Soleil brûlera encore pendant environ 5 à 7 milliards d'années. Tous les types de rayonnements entraînent environ 4 millions de tonnes chaque seconde. L’énergie libérée dépasse la production hebdomadaire d’électricité de la planète entière et est comparable à l’énergie des tremblements de terre et des ouragans. - une particule élémentaire apparaissant lors d'une réaction thermonucléaire pénètre librement à travers les étoiles et les planètes. En les enregistrant à l’aide de télescopes à neutrinos (en profondeur, au-dessus de l’eau), vous pouvez « regarder » à l’intérieur du Soleil.

2. Structure interne du Soleil.

3. Fixation du matériel

1. Tâche : Combien de poids le Soleil perd-il en 1 minute ?

2. Tâche : Quelle énergie pénètre dans le lac ? Sandy, d'une superficie de 1,2 mètre carré. km, pendant 1 minute par temps clair, si la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon est de 45o, et que 80 % de l'énergie solaire traverse l'atmosphère ? Quand le Soleil est-il à cette altitude ?

3. Tâche : Comparez la quantité d'énergie libérée lors d'une éruption avec la quantité d'énergie libérée lors de l'explosion d'une bombe mégatonne (410 J).

III. Conclusion

1. Où le Soleil puise-t-il sa source inépuisable d’énergie ?

2. Qu'est-ce que le cycle proton-proton ?

3. Comment calculer l'énergie émise par le Soleil, le défaut de masse ?

4.Quelle est la structure interne du Soleil ?

5. Comment se produit le transfert d’énergie de l’intérieur vers la surface ?

6. Notes.

À la maison : §20, questions p. 122, PR n°6

En plus: Quelle quantité d’énergie serait libérée si le Soleil était entièrement composé d’hydrogène et que tout l’hydrogène était transformé en hélium ? Combien d’années y aurait-il suffisamment d’hydrogène pour maintenir la luminosité actuelle du Soleil ?