Тема № 9: «Основні відомості про Сонце. Будова Сонця. Джерела його енергії»

1)    Визначення основних фізичних характеристик Сонця: раді­ус та маса, температура та хімічний склад, сонячна стала та світність.

Сонце — центральне світило у Сонячній системі. Події та явища, що відбуваються на ньому, значною мірою визначають процеси, які відбува­ються на планетах, зокрема і на планеті Земля.

Сонце — одна з мі­льярдів зір нашої Галактики, центральне світило у Сонячній системі, вік якого близько 13 млрд років. Воно дає Землі тепло і світло, що підтримує життя на нашій планеті. Сонце знаходиться на близькій відста­ні від Землі — усього 150 млн км, тому ми бачимо його у формі диска. Вивчення Сонця має дуже ва­жливе практичне значення для розвитку земної циві­лізації.

Водночас Сонце — типова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших, що населяють нашу Галактику. Завдяки винятковій близькості до Землі Сонце — єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї власти­вості порівняно з іншими зорями добре вивчені.

Отже, вивчаючи Сонце, ми починаємо краще розуміти природу інших зір, недосяжних для безпосереднього дослідження через їхню відда­леність. Важливо досліджувати Сонце і з огляду на те, що воно — джерело життя на Землі.

Спостерігачеві Сонце здається ідеально круглим диском, яскравість якого де­що зменшується від центра до чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі — поверхні у звичному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

Уявлення про фотосферу, хро­мосферу і корону Сонця складались безпосередньо зі спостережень, зокрема під час повних сонячних затемнень. Але про такі параметри Сонця як
радіус, маса чи світність, можна було отримати певні дані лише після того,
як вдалося встановити відстань до нього, тобто з другої половини XVII ст.
Знаючи відстань Земля-Сонце (1 а. о. = 150 млн км) і кутовий радіус Сонця , можна знайти його лінійний радіус R = 700 000 км = 109Rз.

Маса Сонця визначається за третім узагальненим законом Кеплера: М0 = 330 000Мз = 21030 кг. Відповідно середня густина Сонця р0 = 1,4 г/см3, що в 4 рази менше від середньої густини Землі.

Світність Сонця  визначає потужність його випро­мінювання, тобто кількість енергії, що випромінює вся поверхня Сонця за одиницю часу. Для визначення світ­ності Сонця треба виміряти сонячну сталу  — енергію, яку отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 с за умови, що Сонце знаходиться в зеніті. Для визначення світності Сонця необхідно величину сонячної сталої помножити на площу сфери з радіусом R.

Вимірявши сонячну сталу — енергію, що надходить від Сонця на оди­ницю поверхні Землі за одиницю часу (з урахуванням поглинання в земній атмосфері), , можна знайти повну енергію, яка проходить через сферу радіуса а, тобто світність Сонця L0:

,

де а — відстань від Землі до Сонця.

Розрахунки показують, що Земля отримує лише одну двохмільярдну частку цієї енергії.

Температура і спектр Сонця.

Якщо радіус Сонця  і його світність  відомі, то можна знайти кількість енергії, яку Сонце випромінює з одиниці своєї поверхні за секунду:

 

Температура Сонця вимірюється за допомогою законів випромінювання абсолютно чорного тіла. Сонце випромінює електромагнітні хвилі різної довжини, які нашим оком сприймаються як біле світло. Насправді, біле світло складається з цілого спектра електромагнітних хвиль від червоного кольору до фіолетового, але Сонце випромінює найбільше енергії у жовто-зеленій частині спектра, тому астро­номи називають Сонце жовтою зорею. Температура на поверхні Сонця 5780 К.

Знаючи кількість енергії, яку випромінює тіло, і враховуючи відомі залежності між температурою і енергією, можна знайти температуру сонячної поверхні. Проте ця темпера­тура має нерівномірний розподіл по поверхні Сонця. Встановлено, що в окремих спектральних діапазонах температура сонячної поверхні до­сягає 6500 К, але в середньому її можна приймати рівною 6000К.

Неперервний спектр Сонця містить понад 10 000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими (Й. Фраунгофер, німецький фізик, першим описав ці лінії 1814 р.). Як виявилося, фраунгоферові лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атома­ми різних речовин. Загальна кількість ліній становить близько 30000. Але значна їх частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, — це лінії телуричні (від лат. «телус» — «земний»). Вони утворюються внаслі­док поглинання світла Сонця молекулами газів земної атмосфери.

Хімічний склад Сонця.

Й. Фраунгофер описав у спектрі Сонця понад 570 окремих темних ліній. Найвиразніші з них він позна­чив великими літерами латинського алфавіту (від червоного до фіолето­вого діапазону спектра) -А, В, С, D, Е, F, G, Н.

У 1857 р. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р. Бунзен порівняли довжи­ни хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабора­торіях довжинами хвиль, що їх випромінюють (і поглинають) відомі хімічні елементи. Так було ототожнено близько десяти елементів. А справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елемента — гелію. Спостерігаючи 1868 р. спектр Сонця, англійський ас­троном Джозеф Лок’єр виявив у ньому яскраву жовту лінію поблизу лінії натрію Б. Невідомий елемент, якому належала ця лінія, отримав назву гелій, тобто «сонячний». І лише у 1895 р. гелій було знайдено на Землі при дослідженнях спектрів окремих мінералів.

Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, виз­начено їхню відносну кількість. Найбільше у речовині Сонця водню, друге місце посідає гелій. Разом вони складають 98% маси Сонця. Кількість усіх інших елементів (за масою) не перевищує 2% .

Обертання Сонця.

Регулярні спостереження поверхні Сон­ця, зокрема за положенням на ній окремих деталей, привели до виснов­ку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і пла­нети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розгляда­ти цей рух з боку Північного полюса світу. Було визначено і кут нахилу осі обертання Сонця до площини екліптики: 82045′.

Виявилося також, що Сонце обертається не як тверде тіло: його кутова швидкість зменшується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а біля полюсів — 30 діб. Для спостерігача, який разом із Землею ру­хається навколо Сонця, ці періоди відповідно дорівнюють 27 і 33 доби

 

2)    Будова Сонця: фотосфера, хромосфера, корона, конвективна зона, ядро.

Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніх шарів. Зовнішні шари Сонця — це його ат­мосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має складну будову зовнішніх і внутрішніх шарів.

В результаті фізичних процесів, що протікають в над­рах Сонця, безперервно виділяється енергія, яка пере­дається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу. Внаслідок цього з наближенням до поверхні температура сонячних газів поступово знижується. За­лежно від температури та характеру процесів, що визна­чаються цією температурою, Сонце умовно розділяють на чотири області: ядро, зона радіації, конвективна зона і атмосфера.

Центральна область (ядро) займає відносно неве­ликий об’єм, але завдяки великій густині ядра, яка збільшується до центра, там зосереджена значна частина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом енергії Сонця. Радіус ядра стано­вить приблизно .

Зона променистої рівноваги, або зона радіації, що оточує ядро на відстані до , у якій енергія поши­рюється шляхом послідовного поглинання і наступного перевипромінювання речовиною квантів електромагніт­ної енергії.

Конвективна зона (від верхнього шару зони радіації, майже до самої видимої межі Сонця — фотосфери), де енергія передається вже не випромінюванням, а за до­помогою конвекції, тобто шляхом перемішування ре­човини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, що трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною. Більш гарячі комірки мають меншу густину і піднімаються вгору, а холодні шари, навпаки, опускаються вниз.

Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки.

Найглибший шар атмосфери Сонця, що складається з газів, — фотосфера (від грец. — сфера світла), 200— 300 км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сон­ця. Густина газів у фотосфері у мільйони ра­зів менша за густину повітря біля поверхні Землі, а температура фотосфери зменшується з висотою. Серед­ній шар фотосфери, випромінювання якого ми сприйма­ємо, має температуру 5780 К.

Фотосфера (з грец. — «сфера світла») — це найнижчий і найщільніший      шар      атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік соняч­ного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно на­зивають поверхнею Сонця.

Фотосфера   має   жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, ви­промінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі ато­ми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н2, ОН, СН.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими зернятками, розділеними вузькими темними доріжками. Ці зер­нятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К
вища, ніж у проміжках між ними, розміри — близько 700 км. Гранули з’яв­ляються та існують пересічно близько 7 хв, після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули — це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхні здійснюється шляхом конвекції

У сонячний телескоп можна спостерігати структуру фотосфери, в якій конвекційні комірки мають вигляд світлих та темних зерен — гранул.

Над фотосферою знаходиться хромосфера (від грец. — кольорова сфера), де атомами різних речовин утворюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця. Її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Загальна товщина хромосфери становить 10—15 тис. км, а температура у її верхніх шарах ся­гає 100 000 К.  Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум’я утворення — так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву,   що  горить.   Час  життя  окремої  спікули — до 5 хв, діаметр біля основи — від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромо­сфери в корону і розчиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Над хромосферою знаходиться найпротяжніший  зовнішній шар атмо­сфери Сонця — сонячна корона, температура якої сягає кількох мільйонів градусів. Речовина корони, яка по­стійно витікає у міжпланетний простір, називається сонячним вітром.

Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних ра­діусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні, а тому спостерігається лише під час повної фа­зи сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Коро­на не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячним тяжін­ням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середо­вище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концент­рації частинок 1-10 в 1 см3.

Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, соняч­ний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем.

 

3)    Джерело сонячної енергії — термоядерні реакції. Дефект маси.

Умова рівноваги і температура в центрі Сонця.

Сонце — велетенська газова куля. Кожен елемент її маси М, що знаходиться на відстані г від центра, притягається у напрямку до центра. Здавало­ся б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс — швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд років, і астрономи «віщують» йому ще стільки ж у майбут­ньому. Чому це можливо?

Й.С.Шкловський, відомий астроном радянських часів, дуже об­разно висловився з цього приводу: « …Історія існування будь-якої зорі — це справді титанічна боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути, і силою газового тиску, що намагається її «розпорошити», розсіяти у навколишньому міжзоряному просторі. Мільйони і мільйони років триває ця «боротьба». Упродовж цих ди­вовижно великих строків сили рівні. Та врешті-решт перемога буде за гравітацією. Така драма еволюції кожної зорі».

Справді, якби сила тяжіння нічим не врівноважувалась, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б у центр Сонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу і випромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається станом гравітаційної рівноваги.

В умовах гравітаційної рівноваги температура Т всередині зорі радіусом К і масою М пропорційна відношенню М/R. Теоретичні розрахун­ки дають для Сонця температуру в центрі близько Т =15 000 000 К. За та­кої температури всередині тиск протистоїть силі тяжіння. Густина речови­ни в центрі Сонця р ~ 100 г/см3, тиск — близько 220 млрд атмосфер.

Джерела енергії Сонця.

За останні 150 років було вис­ловлено багато гіпотез щодо природи джерел енергії Сонця і зір. Зре­штою було з’ясовано, що реальне значення мають лише такі джерела як гравітаційне стискання і термоядерний синтез.

За сучасними уявленнями, зорі формуються з фрагментів газово-пилових хмар. У центрі такої хмари виникає зародок зорі, на який «нама­гається» впасти вся навколишня речовина. У процесі падіння потенціальна енергія перетворюється в кінетичну, а та, у свою чергу, внаслідок зіткнень окремих частинок перетворюється в теплову енергію. І якщо спочатку тем­пература у згаданому фрагменті була низькою, то зі зменшенням радіуса майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати.

З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання протозоря ви­промінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навко­лишній простір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі.

Підрахуймо, як довго вона буде світитися за рахунок своєї по­тенціальної енергії.

Отже, зоря з масою М і радіусом R характеризується потенціальною енергією W: .

Якщо прийняти, що світність зорі (протозорі) з часом не змінюється і рівна спостережуваній тепер, то час стискання зорі або час, на який ви­стачить її потенціальної енергії, дорівнює .

За сучасної світності Сонця  і значенні його по­тенціальної енергії  Дж неважко підрахувати, що Сонце висвітило б половину цієї енергії за 24 млн років, і якби не існувало інших джерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування.

Тому гравітаційне стискання може бути джерелом енергії зір лише на відносно коротких етапах їхнього розвитку.

У процесі стискання протозорі зростає температура в її центрі, і через деякий час вона може досягти величини 10 000 000 К. За такої температури починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Першою і найефективнішою з реакцій термоядерного синтезу в умовах Сонця є утворення з чотирьох протонів ядра атома гелію за схемою .

Винятково важливою обставиною є те, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ця втрата маси, що називається дефектом маси, і є причиною виділення внаслідок ядерних реакцій ве­ликої кількості енергії. її величина, згідно з формулою Ейнштейна, дорівнює . Енергія, що виділяється під час утворення одного ядра гелію, дорівнює 4,3∙10-11 Дж.

Реакції синтезу гелію і енерговиділення, яке їх супроводжує, найбільш інтенсивно відбуваються в центрі Сонця, де температура і тиск найвищі. Вони загалом можуть перебігати двома шляхами.

Найістотнішою в надрах Сонця є реакція протон-протонного (р—р) циклу. Цикл починається з украй рідкісної події — перетворення прото­на на нейтрон при його особливо тісному зближенні з іншим протоном; ця подія називається -розпадом протона, бо під час розпаду утво­рюється позитивна -частинка — позитрон.

Виникає питання: якщо у надрах Сонця відбуваються ядерні ре­акції, то що регулює їхню швидкість, чому Сонце не вибухає, як термо­ядерна бомба? Відповідь приховується у першій із трьох реакцій циклу. Ймовірність того, що при зближенні двох протонів один із них пере­твориться в нейтрон надзвичайно мала. Ця подія мо­же відбутись один раз на 14 млрд років. За такий час число протонів у певному об’ємі зменшується удвічі. І тільки тому, що число протонів у Сонці надзвичайно велике, цих реакцій відбувається достатньо для то­го, щоб підтримувати необхідну для їхнього перебігу температуру.

У другому, вуглецево-азотному циклі, також із чотирьох ядер вод­ню (протонів) утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ця реакція значно менш істотна в умо­вах Сонця, бо потребує як більшого вмісту вуглецю, так і вищої темпе­ратури в його надрах.

Маючи таке джерело енергії як термоядерний синтез, Сонце може світити близько 10 мільярдів років.

About these ads

Добавить комментарий

Заполните поля или щелкните по значку, чтобы оставить свой комментарий:

Логотип WordPress.com

Для комментария используется ваша учётная запись WordPress.com. Выход / Изменить )

Фотография Twitter

Для комментария используется ваша учётная запись Twitter. Выход / Изменить )

Фотография Facebook

Для комментария используется ваша учётная запись Facebook. Выход / Изменить )

Google+ photo

Для комментария используется ваша учётная запись Google+. Выход / Изменить )

Connecting to %s