shpory_po_astronomii

Определение температуры звезд на основе законов теплового излучения.

В соответствии с наблюдаемым распределением энергии в спектре центра солнечного диска максимум излучения имеет место при λmax = 4 300 Å. Температура, определенная по закону смещения Вина, окажется равной T(λmax) = 6 750 К.

В соответствии с законом Стефана — Больцмана эффективная температура: Tэфф 4 5779K ,

где ε солнца – полная энергия, излучаемая 1 см2 поверхности Солнца. Т.о., эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно чѐрного тела, каждый см2 которого во всем спектре излучает такой же поток энергии, как и 1см2 данного тела.

Спектр реликтового излучения.

Согласно модели горячейВселенной, реликтовоеявляется остаточнымизлучением,

формировавшимсяна самых раннихвысокотемпературных стадияхэволюции. Спектр наполняющегоВселенную реликтовогоизлучения соответствуетспектру излученияабсолютно чѐрного тела стемпературой 2.728 К. Максимум приходится начастоту 160.4 ГГц, чтосоответствует длиневолны 1.9 мм. Наряду скосмологическимкрасным смещением, реликтовое излучениерассматривается как одноиз главныхподтверждений моделигорячей Вселенной.

12. Закон Бугера. Количественный и качественный спектральный анализ.

Радиолиния водорода с длиной волны 21 см. Эффект Зеемана.Магнитограммы.

Закон Бугера.

Зако́н Бугера - закон, определяющий ослабление параллельногомонохроматическогопучкасветапри распространении его в поглощающей среде. Закон выражается следующей формулой:

I=Io*exp(-η), где —интенсивностьвходящего пучка,t=kpl, — толщина слоя вещества, через которое проходит свет,p —плотность вещества, k – коэффициент поглощения. Показатель поглощения характеризует свойства вещества и зависит отдлины волныλ поглощаемого света. Эта зависимость называетсяспектром поглощения вещества.

Поглощающие свойства среды характеризует оптическая толщина η или оптическая плотность D:

η=ln (I0/I), D=lg (I0/I).

Закон Бугера: I=Io*exp(-η). Оптическая толщина определяется с помощью коэффициента поглощения κ: η=kρl, где ρ – плотность вещества, l – толщина слоя.

Количественный и качественный спектральный анализ.

Спектральный анализ – совокупность методов определения элементного и молекулярного состава и строения веществ по их спектрам. С помощью спектрального анализа определяются как основные компоненты, составляющие 50–60% вещества анализируемых объектов, так и незначительные примеси в них (до 10–5–10–8). Спектральный анализ – наиболее распространѐнный аналитический метод, с помощью которого выполняется до 30% всех качественных и количественных анализов в физике и химии. Основа спектрального анализа – спектроскопия атомов и молекул; его классифицируют по целям анализа и типам спектров. В атомном спектральном анализе определяют элементный состав образцов по атомным (ионным) спектрам испускания и поглощения. В

молекулярном спектральном анализе – молекулярный состав вещества по молекулярным спектрам поглощения, испускания, отражения, люминесценции, рассеяния света. Эмиссионный спектральный анализ проводят по спектрам испускания возбуждѐнных атомов, ионов и молекул. Абсорбционный спектральный анализ осуществляют по спектрам поглощения анализируемых объектов.

В спектрах большинства астрономических объектов, в частности,почти у всех звѐзд, наблюдаются,

как правило, в поглощении,интенсивные линии водорода: серия Лаймена, серия Бальмера, серии Пашена и Брэкетта и другие.

Вспектрах некоторых небесных тел, особенно горячих звѐзд,наблюдаются линии гелия. В спектрах звѐзд и межзвѐздной среды часто наблюдается жѐлтыйдублет натрия и резонансные линии ионизированного кальция.

Вспектрах небесных тел встречается также множество линийдругих атомов и некоторых простейших молекулярныхсоединений

Радиолиния водорода с длиной волны 21 см.

Излучение межзвездного нейтрального водорода на волне 21 см обусловлено сверхтонким расщеплением основного состояния атома водорода 12S1/2 на два близких подуровня. Причиной

расщепления является взаимодействие спинов протона (ядра) и электрона. При спонтанном изменении ориентации спина электрона происходит испускание кванта излучения с частотой ν

=1420,40575 МГц (λ = 21,1 см). В каждом отдельном атоме переход, рождающий такой квант радиоизлучения, происходит в среднем один раз за 11 млн. лет, но благодаря высокой распространенности атомарного водорода в межзвездной среде радиолиния оказывается достаточно интенсивной. Радиолиния водорода 21 см была обнаружена в 1951 году.

Радиолиния водорода 21 см является эффективным средством исследования Вселенной. Более половины массы галактического межзвездного вещества составляет нейтральный водород в основном состоянии, и его можно исследовать только по излучению линии 21 см. Поэтому радиолиния водорода 21 см дает очень ценные, часто уникальные, сведения о распределении нейтрального водорода в космическом пространстве. Интенсивность излучения на волне 21 см содержит непосредственную информацию о числе атомов нейтрального водорода на луче зрения, а

частота и профиль линии дают возможность определить движение водорода относительно наблюдателя.

Эффект Зеемана.

Эффект Зеемана – расщепление спектральных линий атомов и ионов во внешнем магнитном поле.

Расщепление спектральных линий, в свою очередь, обусловлено снятием вырождения и расщеплением энергетических состояний (появлением дополнительной энергии у магнитного момента µ, помещѐнного в магнитное поле с индукцией B): Eдоп= -m*B.

В зависимости от кратности вырождения состояния по квантовому числу mJ и величины индукции магнитного поля может реализовываться нормальный и аномальный эффект Зеемана, а также эффект Пашена–Бака.

Эффект Зеемана широко используется в астрофизике. С помощью зеемановского расщепления спектральных линий определяют, например, величину магнитного поля в области солнечного пятна,

строят распределение магнитного поля Солнца (магнитограмму) и др.

Магнитограммы.

Магнитограмма представляет собой показания (отчет) о состоянии магнитного поля небесного тела

(Земли).

Описание.Измерения (вариации) магнитного поля небесного тела (Земли) магнитологи изучают с помощью специальных высокочувствительных приборов (вариометров). Главная деталь вариометра

— маленький магнитик в виде стрелки, снабжѐнный зеркальцем. Магнитик подвешен на тонкой кварцевой нити. На зеркальце направляют луч света, который отражается от него и падает на чувствительную фотобумагу, намотанную на вращающийся барабан. Благодаря такому устройству малейшее колебание магнитика изображается на фотобумаге в виде кривой — магнитограммы.

13.Физические принципы построения, характеристики и типы оптических

телескопов. Рефракторы и

рефлекторы. Монтировки телескопов.

Радиотелескопы. Звѐздные интерферометры. Телескопы в рентгеновском и

гамма-диапазонах. Космические телескопы.

Физические принципы построения и основные характеристики оптических телескопов

Телескоп (от греч. tele «вдаль», «далеко» и skopeo «смотрю», «наблюдаю»), — это оптический инструмент, прибор для получения увеличенных изображений отдалѐнных объектов и/или исследования электромагнитного излучения от удалѐнных источников. В земных условиях наибольшее распространение получили оптические телескопы для видимой области спектра,

поскольку атмосфера Земли непрозрачна в большей части ИК, коротковолновом УФ, рентгеновском и гамма-диапазонах. Оптический телескоп-рефрактор (зрительная труба с линзами) изобретѐн в начале XVII века. Первое свидетельство об использовании телескопа для астрономических наблюдений датируется 1609 годом (Галилео Галилей). Первый телескоп-рефлектор (зрительная труба с зеркалами) построен в 1668 году Исааком Ньютоном. В течение нескольких веков оптические телескопы были единственными инструментами в астрономии для получения информации о небесных объектах.

Характерной особенностью телескопа, как оптической системы, является параллельный ход лучей входящего излучения. Конструкция телескопа во многом определяется областью электромагнитного излучения, для которой он предназначен. Основными частями оптического телескопа являются объектив и приѐмник излучения. Объектив собирает излучение и строит в своѐм главном фокусе действительное изображение объекта. Приѐмник регистрирует изображение. Объектив и приѐмник соединены жѐсткой трубой. Для установки телескопа и наведения его в необходимую точку небесной сферы используется механическая конструкция, которая называется монтировкой.

Параметрами телескопа являются: диаметр объектива (апертура), разрешающая способность

(угловое разрешение), поле зрения, фокусное расстояние, относительное отверстие, проницающая сила. 1° небесной сферы изображается в фокальной плоскости телескопа отрезком, равным приблизительно 10/573 доле фокусного расстояния F объектива или зеркала. Увеличение, даваемое телескопом, равно отношению фокусного расстояния F объектива или зеркала к фокусному расстоянию окуляра f: W = F/f, а оптическая длина трубы равна F + f. Разрешающая сила (угловое разрешение) Δθ телескопа характеризуется предельным угловым расстоянием между двумя звѐздами, которые видны в этот телескоп, не вполне сливаясь одна с другой. Теоретическое угловое разрешение определяется явлением дифракции электромагнитного излучения на объективе телескопа диаметром D: Δθ ≈ λ/D, где λ – рабочая длина волны. Для практических расчетов можно использовать формулу Δθ ≈ 11",6/D, в которой D – диаметр объектива в сантиметрах, а результат – в

угловых секундах, для длиннофокусных объективов с соотношением диаметра и фокусного расстояния D/F < 1/12. Для других видов объективов можно использовать другую аналогичную

формулу: Δθ ≈ 13",8/D. Проницающая сила телескопа характеризуется предельной величиной звѐзд,

ещѐ видимых в данный телескоп в совершенно ясную тѐмную ночь. Она приближѐнно выражается формулой m ≈ 7,5 + 5 lg D, где D выражено в сантиметрах. Объектив телескопа характеризуется также светосилой (относительным отверстием), т.е. отношением A = D/F, которое принято выражать дробью с двоеточием, например, 1:2, 1:7, 1:20 и т. п.

Приѐмником излучения в оптическом телескопе может служить глаз наблюдателя (в этом случае также необходим окуляр, через который рассматривается изображение), фотопластинка,

фотоэлемент. В настоящее время в качестве приѐмника используются приборы с зарядовой связью

(ПЗС-матрицы). Приѐмник устанавливается, как правило, непосредственно в фокальной плоскости объектива. Телескопы, работающие в других областях спектра, имеют свои особенности фокусировки и регистрации излучения.

Рефракторы и рефлекторы

В оптических телескопах в качестве объективов используются линзы (телескопы-рефракторы),

зеркала (телескопы-рефлекторы) или сочетания линз и зеркал.

Основной недостаток телескопов-рефракторов — хроматическая аберрация (следствие дисперсии),

из-за которой излучение с различными длинами волн фокусируется в разных точках, в результате чего изображение размывается и окрашивается. Хроматическая аберрация в значительной степени устраняется комбинированием двух линз (телескопы-ахроматы).

Телескопы-рефлекторы свободны от хроматической аберрации, хотя сферические зеркала, как и линзы, подвержены сферической аберрации, которая также может быть устранена, если отражающая поверхность зеркала имеет форму параболоида вращения. К тому же, изготовление зеркал много проще по сравнению с изготовлением обладающими теми же техническими характеристиками линз.

Разработано несколько систем телескопов-рефлекторов: Ньютона, Ричи – Кретьена и др. В

настоящее время для любительских астрономических наблюдений используются рефракторы,

рефлекторы и комбинированные системы, в профессиональной астрономии, как правило, —

рефлекторы с большими параболическими или гиперболическими зеркалами (например, диаметр зеркала у "Очень большого телескопа" Европейской южной обсерватории в Чили равен 8,2 м).

Современные телескопы снабжены адаптивной оптикой, что позволяет преодолевать влияние турбулентности атмосферы Земли, из-за которого звѐзды кажутся мерцающими. Их зеркала состоят из сегментов, управление которыми корректирует форму отражающей поверхности. Большие обсерватории построены в высокогорьях для того, чтобы минимизировать влияние атмосферы на результаты измерений.

Монтировка телескопа.

Монтировка телескопа имеет две взаимно перпендикулярные оси, повороты относительно которых осуществляют наводку телескопа, а также привод, управляемый часовым механизмом или персональным компьютером.

Существует две основные разновидности монтировок: экваториальная и вертикально-азимутальная

(или альт-азимутальная). В экваториальной монтировке одна из осей направлена в полюс мира, а

вторая лежит в плоскости небесного экватора. В альт-азимутальной монтировке одна из осей направлена в зенит, а вторая лежит в горизонтальной плоскости.

Радиотелескопы.

Радиотелескопом называют направленную радиоантенну, которая используется в радиоастрономии для приѐма собственного электромагнитного излучения небесных объектов в радиодиапазоне и исследования их характеристик: координат, пространственной структуры, интенсивности излучения,

спектрального состава, поляризации и др. Радиотелескопы также используются для наблюдений за спутниками и автоматическими межпланетными станциями и сбора с них информации. В целях минимизации помех искусственного происхождения (радиоизлучение населѐнных пунктов, военных баз и т.п.) радиообсерватории обычно размещают в отдалѐнности от густонаселѐнных территорий.

Радиотелескоп состоит из двух основных элементов: антенного устройства и радиометра.

Поскольку длины волн радиоизлучения лежат в широком диапазоне (от 0,1 мм до 1 км), то конструкции антенн радиотелескопов отличаются большим разнообразием. Антенны радиотелескопов, которые принимают излучение с длинами волн менее метра, чаще всего представляют собой параболические отражатели. Радиоастрономические зеркала не требуют такой высокой точности изготовления, как оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной параболической формы не должно превышать λ/8. Поскольку длины волн в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом, то, например, для волны с λ = 10 см достаточно иметь точность изготовления зеркала около 1 см. Кроме этого, зеркало радиотелескопа (антенну)

можно не изготавливать сплошным.

В фокусе параболоида устанавливается облучатель – устройство, которое собирает радиоизлучение,

направляемое зеркалом. Далее облучатель передаѐт сигнал на вход радиометра. Радиометр усиливает принятый антенной сигнал и преобразует его в форму, удобную для обработки и регистрации. В

современных радиотелескопах аналоговый сигнал после выхода радиометра переводится в цифровую форму и записывается в памяти компьютера.

На волнах длиной от нескольких метров и более параболические антенны не применяются. Здесь используются системы, состоящие из большого количества дипольных антенн.

Принцип работы радиотелескопа более напоминает принцип работы фотометра, чем оптического телескопа. Дело в том, что радиотелескоп не может создавать «изображение» объекта непосредственно, а только измеряет интенсивность, спектральный состав и др. характеристики излучения, приходящего в направлении ориентации антенны. Таким образом, чтобы сформировать изображение протяжѐнного источника излучения с помощью радиотелескопа, необходимо измерить характеристики объекта в каждой его точке.

Радиотелескопы могут быть использованы как по отдельности, так и в качестве частей звѐздных интерферометров.

Некоторые телескопы состоят из нескольких отдельных телескопов, объединѐнных в когерентный звѐздный интерферометр. Это позволяет значительно увеличить разрешение объектов наблюдения. С

помощью интерферометрии измеряются угловые диаметры звѐзд, а также угловые расстояния между компонентами кратных (в т.ч. и тесных) звѐздных систем.

В звѐздном (перископическом) интерферометре Альберта Майкельсона (1890) перед объективом телескопа установлена оптическая система, состоящая из двух пар плоскопараллельных зеркал,

которая позволяет свести в одну точку два пространственно разделѐнных световых луча, исходящих из различных точек одного источника. Излучение, проходящее через два отверстия, находящиеся на фиксированном расстоянии друг от друга, фокусируется линзой. Экран с отверстиями находится в фокальной плоскости телескопа, направленного на исследуемую звезду. При этом свет перед падением на экран проходит через светофильтр, в котором выделяется спектральная компонента излучения источника с длиной волны λ.

Поскольку собственная разность хода между лучами, приходящими на внешние зеркала, очень мала,

то на экране они создают чѐткую интерференционную картину, первый минимум которой наблюдается при выполнении условия ζ = λ/(2d), где ζ – угловое расстояние между источниками световых лучей, d – расстояние между внешними зеркалами. Сдвигая эти зеркала, можно добиться наблюдения первого минимума и, зная λ и d, определить ζ.

Современный звѐздный интерферометр представляет собой набор телескопов (или сегментов зеркала), которые работают в соответствии со схемой Майкельсона. В таких системах каждый их телескопов регистрирует сигнал независимо от других, а затем, при помощи апертурного синтеза

(последовательного или параллельного), создаются комбинированные изображения высокого разрешения.

Телескопы в рентгеновском и гамма-диапазонах.

В рентгеновском диапазоне схемы работы обычных телескопов оказываются не подходящими,

поскольку рентгеновское излучение проходит, частично рассеиваясь, сквозь зеркала практически без отражения и также практически не преломляется в линзах. Тем не менее, зеркальное отражение можно получить и в рентгеновском диапазоне, если излучение падает под большими («косыми»)

углами (≥ 80° к нормали). Такой эффект используют в телескопах косого падения (или телескопах Вольтера). В частности, в космической обсерватории Chandra использовался телескоп именно такого типа.

В качестве приѐмников излучения в мягком рентгеновском диапазоне (< 1 кэВ) используются, как правило, полупроводниковые матричные детекторы. В жѐстком рентгеновском диапазоне (> 1 кэВ)

применяются сцинтилляционные детекторы, состоящие из кристалла, за которым находятся фотоумножители. Когда в кристалл попадает рентгеновский фотон, возникает световая вспышка,

которая регистрируется при помощи фотоумножителя.

В качестве приѐмников в мягком гамма-диапазоне (100 кэВ – 8 МэВ) также используются сцинтилляционные счѐтчики. Жѐсткое гамма-излучение (50 МэВ – 10 ГэВ) регистрируется трековыми детекторами или на основе эффекта Комптона.

Космические телескопы.

Кардинальное улучшение разрешающей способности и проницающей силы получается, если оптический телескоп работает в космосе (на околоземной орбите). Другое преимущество космических телескопов перед наземными – возможность наблюдения в тех областях спектра, где атмосфера непрозрачна – в УФ с длинами волн меньше 300 нм, в большей части ИК, в

рентгеновском и гамма диапазоне. Наиболее крупные и успешные проекты последних лет:

Космический телескоп им. Спитцера: Запущен 25 августа 2003, Орбита – гелиоцентрическая,период

– 1 год, Рабочий диапазон – 3–180 мкм (ИК область), Диаметр – 0,85 м, Предназначен для исследования ИК излучения слабосветящегося вещества Вселенной (остывших звѐзд, молекулярных облаков и др.)

Космический телескоп им. Хаббла: Запущен 24 апреля 1990, Орбита - геоцентрическая, близкая к круговой, высота орбиты – 559 км, период – 96-97 мин. Рабочий диапазон – ИК, видимая, УФ области. Диаметр – 2,4 м. За время работы на околоземной орбите «Хаббл» получил более 700 тысяч изображений около 25 тысяч небесных объектов — звѐзд, туманностей, галактик, планет.

(Наиболее значимые достижения:

•Было уточнено значение постоянной Хаббла. До наблюдений орбитального телескопа погрешность определения постоянной оценивалась в 50%, наблюдения позволили уменьшить погрешность до 10%.

•«Хаббл» предоставил высококачественные изображения столкновения кометы Шумейкеров – Леви 9 с

Юпитером в 1994.

•Впервые наблюдались ультрафиолетовые полярные сияния на Сатурне, Юпитере и Ганимеде.

•Получены данные (в том числе спектрометрические) о планетах вне Солнечной системы.

•Найдено большое количество протопланетных дисков вокруг звѐзд в Туманности Ориона. Доказано, что процесс формирования планет происходит у большинства звѐзд нашей Галактики.

Частично подтверждена теория о сверхмассивных чѐрных дырах в центрах галактик, на основе наблюдений

выдвинута гипотеза, связывающая массу чѐрных дыр и свойства галактики.

•По результатам наблюдений квазаров построена современная космологическая модель, представляющая собой Вселенную, расширяющуюся с ускорением, заполненную тѐмной энергией, и уточнѐн возраст Вселенной — 13,7 млрд лет.

•В 1995 «Хаббл» провѐл исследования участка неба (Hubble Deep Field), содержащего несколько тысяч тусклых галактик. Сравнение этого участка сдругим, расположенным в другой части неба (Hubble Deep Field South), подтвердило гипотезу об изотропности Вселенной.

•В 2004 был сфотографирован участок неба (Hubble Ultra Deep Field), что позволило продолжить изучение отдалѐнных галактик вплоть до эпохи образования первых звѐзд. Впервые были получены изображения протогалактик, первых сгустков материи, которые сформировались менее чем через миллиард лет после Большого взрыва.)

Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра»: Запущена 23 июля 1999, Орбита – геоцентрическая, высота орбиты – 586 км, период – 64,2 часа, Рабочий диапазон – 0,1 – 10 кэВ

(рентгеновская область), Диаметр – 1,25 м. Предназначена для наблюдения рентгеновского излучения из высокоэнергичных областей Вселенной, например, от остатков взрывов звѐзд.

Космическая гамма-обсерватория им. Комптона: Время работы: 5 апреля 1991 – 4 июня 2000, Орбита

– геоцентрическая, высота орбиты – 450 км, период – 90 мин. Рабочий диапазон – 20 кэВ – 30 ГэВ

(гамма диапазон).

Космический телескоп им. Кеплера: Запущен 6 марта 2009, Орбита – гелиоцентрическая, период –

372,5 суток, Рабочий диапазон – 400–865 нм (видимая область), Диаметр – 0,95 м, Предназначен для поиска планет, подобных Земле, На середину 2012 года обнаружено более 2300 кандидатов в экзопланеты, из них 68 – землеподобных и 54 в т.н. «обитаемой зоне».12 мая 2013 года «Кеплер» вышел из строя и далее для поиска экзопланет не использовался.

В 2018-м году NASA совместно сЕвропейским и Канадским космическими агентствами планирует запустить в точку Лагранжа L2 системы Солнце–Земля космический телескоп им. Джеймса Вебба

(James Webb Space Telescope, JWST). Этот космический телескоп будет работать в ИК-диапазоне и придѐт на смену телескопу им. Хаббла. Диаметр составного зеркала JWST будет равен 6,5 метров.

Среди задач JWST: обнаружение света первых звѐзд и галактик, сформированных после Большого взрыва, обнаружение «холодных» экзопланет (с температурой поверхности до 300 К) и др.

14. Термоядерные реакции. Протон-протонная реакция. Углеродный цикл.

Тройной альфа-процесс. Космические нейтрино и методы их регистрации.

Проблема солнечных нейтрино. Осцилляции нейтрино.

Термоядерные реакции.

При температурах и давлениях, характерных для центра звѐзд, вещество находится в состоянии высокой степени ионизации – «горячей» и плотной плазмы. Вследствие частых и сильных столкновений между частицами такой плазмы в ней возрастает вероятность взаимодействия между элементарными частицами и атомными ядрами, и происходят ядерные реакции. При обычных столкновениях сближению одинаково заряженных частиц препятствует электростатическое отталкивание (кулоновский барьер). Именно для его преодоления частицы должны иметь очень большие энергии, т.е. температура плазмы должна быть очень высокой. Возникающие при этом ядерные реакции называются термоядерными. Взаимные столкновения протонов обладают наименьшим кулоновским барьером, поэтому в первую очередь в недрах звѐзд возникают реакции синтеза лѐгких ядер, а эволюция звѐзд начинается с выгорания водорода и других наиболее лѐгких химических элементов. Вероятность распада одного из протонов (ядра атома водорода) в момент их тесного столкновения очень мала: в недрах Солнца каждый протон ежесекундно испытывает миллионы столкновений, но только одно из 1037 заканчивается его распадом и объединением с другим протоном. Однако, благодаря огромному общему числу протонов, «выгорание» водорода оказывается эффективным в течение очень длительного времени.

Протон-протонная реакция.

Основным источником энергии в недрах Солнца и подобных ему звѐзд является водородный цикл,

или протон – протонная цепочка термоядерных реакций (рр-реакция), приводящая к превращению водорода в гелий. В большинстве случаев (≈ 70%) она состоит из трѐх следующих реакций:

1. Позитронный распад протона:

1H + 1H → 2D + e+ + ν.

Поскольку в свободном состоянии протон очень устойчив (время жизни оценивается от 1025 до 1031

лет), то распад может произойти только в момент столкновения двух протонов. Тогда возможно превращение одного из протонов в нейтрон и его объединение с другим протоном в ядро тяжѐлого водорода – дейтерия 2D.

Реакция происходит с испусканием позитрона (e+) и нейтрино (ν). Позитрон немедленно аннигилирует с каким-либо электроном, испуская два γ-кванта. Нейтрино, обладая практически нулевым эффективным сечением, проходит через всѐ Солнце и покидает его.

Для каждой пары протонов первый этап осуществляется в среднем за 14 млрд. лет, что и определяет медленность термоядерных реакций на Солнце и время его эволюции. В результате каждого единичного акта термоядерной реакции первого этапа выделяется 1,442 МэВ энергии.

2. Синтез Не-3:

2D + 1H → 3He + γ.