Астрономія. Профільний рівень. 11 клас. Пришляк

Цей підручник можна завантажити у PDF форматі на сайті тут.

Тема. Сонце як зоря

1. Загальні характеристики Сонця, внутрішня будова, атмосфера. Реєстрація сонячних нейтрино

Рис. 1.1. Сонце

Загальні характеристики. Сонце — одна з мільярдів зір нашої Галактики, центральне тіло Сонячної системи, вік якого близько 5 млрд років. Воно дає Землі тепло і світло, що підтримує життя на нашій планеті. Сонце — найближча до нас зоря, віддалена від Землі лише на 150 млн км, тому ми бачимо його у формі диска (рис. 1.1). Сонце розміщене на відстані близько 10 кпк від центра Галактики, обертається навколо нього зі швидкістю 250 км/с. Вивчення Сонця має дуже важливе практичне значення для розвитку земної цивілізації.

Температура Сонця вимірюється за допомогою законів випромінювання «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 до фіолетового кольору, але Сонце випромінює найбільше енергії у жовто-зеленій частині спектра, тому астрономи називають Сонце жовтою зорею. Температура на поверхні Сонця становить 5780 К. Сонце є розжареною плазмовою кулею, яка завдяки безперервному перебігу термоядерних реакцій у його надрах зберігає високу температуру, незважаючи на потужне випромінювання з поверхні.

Світність Сонця (Ls) визначає потужність його випромінювання, тобто кількість енергії, що випромінює поверхня Сонця у всіх напрямках за одиницю часу. Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує 1 м² поверхні Землі за 1 сек за умови, що Сонце розташоване в зеніті. Для визначення світності Сонця необхідно величину сонячної сталої помножити на площу сфери з радіусом R:

Сонячна стала q — енергія, яку отримує 1 м² поверхні Землі за 1 сек, якщо сонячні промені падають перпендикулярно до поверхні. За сучасними даними, на межі верхніх шарів атмосфери Землі величина сонячної сталої дорівнює q = 1,4 кВт/м²

де R =1,5 • 10¹¹ м — відстань від Землі до Сонця.

Рис. 1.3. Внутрішня будова Сонця

Внутрішня будова, атмосфера. Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має складну будову своїх зовнішніх і внутрішніх шарів. У результаті фізичних процесів, що протікають у надрах Сонця, безперервно виділяється енергія, яка передається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу. Внаслідок цього з наближенням до поверхні температура сонячної плазми поступово знижується. Залежно від температури та характеру процесів, що визначаються цією температурою, Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона, фотосфера (рис. 1.3).

Рис. 1.4. Фотосфера — це найглибший шар атмосфери Сонця, який випромінює світло.

Рис. 1.5. Фотосферна грануляція. Гранули мають діаметр 1000 км — це прояв конвекції

Центральна область — ядро, воно займає відносно невеликий об’єм, але завдяки великій густині, 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 1/3R.

У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2/3R, енергія поширюється шляхом послідовного поглинання і наступного перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії.

У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації майже до самої видимої межі Сонця — фотосфери) енергія передається вже не випромінюванням, а за допомогою конвекції, тобто шляхом перемішування речовини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, які трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною.

Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки. Найглибший шар атмосфери Сонця, що складається з газів, — фотосфера (від грец. sphera photos — куля світла), 200-300 км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сонця (рис. 1.4). Густина газів у фотосфері в 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.

У сонячний телескоп можна спостерігати структуру фотосфери, у якій конвекційні комірки мають вигляд світлих і темних зерен — гранул (рис. 1.5). Над фотосферою розташована хромосфера (від грец. chromos sphera — кольорова сфера), де атомами різних речовин утворюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця (рис. 1.6). Загальна товщина хромосфери становить 10-15 тис. км, а температура в її верхніх шарах сягає 100 000 К.

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

Якщо порівняти світність Сонця з його масою, то ми отримаємо, що 1 кг сонячної речовини генерує мізерну потужність ≈ 0,001 Вт, у той час як середня потужність випромінювання людського тіла дорівнює приблизно 100 Вт, тобто в тисячу разів більше від потужності такої самої маси сонячної речовини. Правда, Сонце світить протягом мільярдів років, випромінюючи майже одну й ту саму енергію, надійно обігріваючи Землю та інші тіла Сонячної системи.

Рис. 1.6. Спектр Сонця. Темні лінії поглинання утворюються у хромосфері

Сонячний вітер — безперервний потік плазми сонячної атмосфери, що поширюється від Сонця у приблизно радіальних напрямах. Головними складовими компонентами сонячного вітру є протони та електрони, однак простежуються також α-частинки, високоіонізовані атоми кисню, заліза та ін.

Ядро — центральні області Сонця, де протікають термоядерні реакції

Зона радіації — зона, де енергія переноситься шляхом перевипромінювання окремих квантів

Конвективна зона — зона, де здійснюється передача енергії шляхом перемішування — більш гарячі комірки спливають угору, а холодні опускаються донизу

Параметри Сонця

Середня відстань до Землі	1,5 • 10¹¹ м
Радіус	109 R_⊙
Середній діаметр	1,39 • 10⁹ м
Маса	1,99 • 10³⁰ м (33 0000 М_⊙)
Середня густина	1,4 г/см³
Прискорення вільного падіння на екваторі	274 м/с²
Температура ядра	1,4 • 107К
Температура корони	1,5 • 106К
Температура фотосфери	5780К
Світність	4 • 10²⁶Вт
Хімічний склад за масою, %	Н₂ — 71, Не — 27

Реєстрація сонячних нейтрино. Інформацію про внутрішню будову Сонця отримують унаслідок теоретичних розрахунків. Ці висновки вчені перевіряють за допомогою метода, який пов’язаний зі спостереженням сонячних нейтрино. Отже, сонячний нейтрино є видом випромінювання, який приходить до земного спостерігача з найглибших надр Сонця і несе в собі інформацію про процеси, що там відбуваються.

Нейтрино — «невловима» частинка, яка бере безпосередню участь у термоядерних реакціях. Зокрема нейтрино утворюються в процесі термоядерних перетворень водню на гелій, які, згідно з сучасними уявленнями, служать джерелами внутрішньозоревої енергії. Енергія цих частинок і величина їхнього потоку залежать від температури і характеру ядерних реакцій. Крім цього сонячні нейтрино, що володіють величезною проникаючою здатністю, проходять через всю сонячну товщу практично безперешкодно і досягають Землі. Тому сонячні нейтрино дають інформацію про стан Сонця практично в момент спостереження.

Якби нам вдалося «зловити» сонячні нейтрино, ми в певному сенсі «побачили б», що відбувається в центрі Сонця. Але спостерігати їх можна тільки непрямим шляхом (рис. 1.7), змушуючи взаємодіяти з іншими частинками і реєструючи результати подібних взаємодій.

Підходящою ядерною реакцією може служити взаємодія нейтрино з ядром одного з ізотопів хлору з атомною вагою 37. Вловивши сонячні нейтрино, таке ядро перетворюється на ядро ізотопу аргону-37, який є радіоактивним, а отже, через певні проміжки часу можна вимірювати, скільки його накопичилося.

Але інші космічні випромінювання також можуть викликати ядерну реакцію перетворення хлору на аргон. Щоб позбутися таких перешкод, вимірювання треба проводити глибоко під землею, куди звичайні космічні частинки проникнути не можуть.

Рис. 1.7. Зовнішня сонячна активність

Рис. 1.8. Підземний детектор нейтрино

Рис. 2.1. Сонячна пляма — це область фотосфери, де знижується температура, адже сильне магнітне поле у плямі зупиняє конвекцію

Ідея такого «детектора» для реєстрації сонячних нейтрино була запропонована Б. Понтекорво і здійснена Р. Девісом. Нейтрино-телескопом служила величезна цистерна, наповнена 600 тоннами перхлоретилену. Апаратура була встановлена в покинутому руднику в штаті Південна Дакота, США (рис. 1.8). Сонячні нейтрино спостерігали протягом тривалого часу кількома серіями. Виявилося, що число зареєстрованих актів взаємодії набагато менше передбаченого теорією.

Для пояснення цього деякі вчені припустили, що сонячний термоядерний реактор працює в «імпульсному режимі». Тобто в надрах Сонця термоядерна реакція час від часу припиняється, і тоді Сонце світить за рахунок запасів енергії, накопичених в попередньому циклі.

Контрольні запитання

1. Чи є Сонце центральним світилом у Сонячній системі?
2. Чи має Сонце атмосферу?
3. Скільки часу існує Сонце?
4. Про що свідчить наявність гранул у фотосфері Сонця?
5. Що формує речовина корони, витікаючи у міжпланетне середовище?
6. Що вам відомо про регулярність сонячних спалахів?
7. Чи відбувається обмін речовиною між хромосферою і короною?
8. Поясніть, чому плями на диску від Сонця здаються чорного кольору, адже температура в них сягає 4500 К?
9. Сонце не може вибухнути як термоядерна бомба. Доведіть або спростуйте це твердження.
10. Запропонуйте свій метод реєстрації сонячних нейтрино.

2. Прояви сонячної активності та їхній вплив на Землю

Прояви сонячної активності. Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою загальною площею. Дослідження показали, що температура всередині плями досить висока і сягає 4500 К, але пляма здається темною на фоні більш гарячої фотосфери з температурою 5780 К (рис. 2.1, 2.2). Виникає питання: що знижує температуру всередині плями? Плями на Сонці можуть існувати протягом кількох місяців, тому виникла гіпотеза, що якийсь процес гальмує конвекцію плазми в сонячній плямі та підтримує різницю температур. Зараз доведено, що таким «ізолятором» є сильне магнітне поле, яке взаємодіє з електрично зарядженими частинками плазми і гальмує конвекційні процеси всередині плями.

Рис. 2.2. Плями з'єднані між собою попарно, як полюси в магніті, кожна пляма має свою магнітну полярність

Рис. 2.4. Зміна сонячної активності визначається кількістю плям та їхньою площею

Ще одна загадка активності Сонця захована в її періодичності — цикл зміни кількості плям повторюється приблизно через кожні 11 років (рис. 2.4, 2.5).

Число Вольфа. Професор астрономії та директор Цюріхської обсерваторії Р. Вольф протягом півстоліття спостерігав Сонце з метою вивчення статистики сонячних плям. Він з’ясував середню періодичність їхньої найбільшої кількості на Сонці та наявність зв’язку між цією періодичністю і коливаннями магнітного поля Землі. Учений увів в астрономічну практику числа, що характеризують активність плямоутворення на Сонці, — числа Вольфа.

Число Вольфа — один з індексів сонячної активності, який описує потужність процесу плямоутворення на Сонці. Цей індекс описують за формулою:

де g — кількість груп плям на сонячному диску; f — загальна кількість плям в усіх групах: k — близький до одиниці коефіцієнт, який залежить від умов спостереження. Із циклом сонячної активності число Вольфа змінюється.

Рис. 2.5. Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою загальною площею

Для допитливих

Плями поєднані між собою магнітними силовими лініями подібно до полюсів магніту — кожна пляма має свою полярність. Так само, як неможливо розділити північний та південний полюси магніту, так і сонячні плями існують тільки парами, які мають різні магнітні полярності. Якщо врахувати полярність плям, то цикл сонячної активності триває приблизно 22 роки.

Вплив сонячної активності на Землю. Досліджуючи Сонце за допомогою супутників та АМС, астрономи виявили його сильне корпускулярне випромінювання — потік елементарних частинок (протонів, нейтронів, електронів). Наприклад, під час хромосферних спалахів, які вибухають поблизу плям, виділяється така величезна енергія, яку можна порівняти з випромінюванням всієї фотосфери Сонця (рис. 2.7). Не слід плутати спалахи з протуберанцями. Протуберанці (від лат. protubero — здуваюсь) існують постійно — це щільні холодні хмари водню, які піднімаються в корону і рухаються вздовж магнітних силових ліній. Завдяки протуберанцям відбувається обмін речовиною між хромосферою і короною.

Протуберанці — утвори в сонячній короні, які відрізняються від навколишнього середовища підвищеною густиною та зниженою температурою

Рис. 2.7. Хромосферний спалах на Сонці

Спалах виникає між двома плямами з протилежною полярністю, коли протягом кількох годин температура в цій зоні зростає до 5 • 10⁶К і виділяється енергія 10²¹-10²⁵ Дж, що майже сумісне зі світністю Сонця у видимій частині спектра. Під час спалаху енергія випромінюється в основному в невидимій частині спектра (радіо-, ультрафіолетовому та рентгенівському діапазонах). Також у міжпланетний простір викидаються потоки заряджених частинок, які летять зі швидкістю до 20000 км/с. Через кілька годин після спалаху корпускулярні потоки можуть долетіти до Землі й викликати збурення її магнітного поля та світіння іоносфери, що проявляється у вигляді інтенсивних полярних сяйв.

Контрольні запитання

1. Яке явище астрономи називають сонячною активністю?
2. Назвіть кілька активних утворень на поверхні Сонця.
3. Проявом яких процесів на Сонці є полярні сяйва в атмосфері Землі?
4. Чи впливає сонячна активність на клімат Землі?
5. Поясніть, чим відрізняються між собою мінімум і максимум активності Сонця.
6. Що вам відомо про регулярність сонячних спалахів?
7. Поясніть, чи схожі вода, що кипить, та сонячні гранули.
8. Що таке активна зона на поверхні Сонця?
9. Як сонячна активність впливає на людину? Поясніть.
10. Опишіть механізм впливу сонячного спалаху на атмосферу і магнітосферу Землі.
11. Закінчіть речення: «До зниження температури в сонячних плямах у порівнянні з температурою оточуючої фотосфери призводить...»

Тема для дискусії

Які екологічно чисті джерела енергії можна запропонувати для використання в населеному пункті, де розташована ваша школа?

Завдання для спостереження

Підрахуйте загальну кількість сонячних плям та намалюйте їхнє розташування на диску Сонця. Зверніть увагу, що плями часто з’являються парами. Через кілька днів повторіть спостереження, і ви помітите обертання Сонця навколо осі — плями змістилися. Кількість плям за цей час теж може змінитися.

Увага! Під час спостережень не можна дивитися на диск Сонця як неозброєним оком, так і в телескоп без спеціального світлофільтра!

Практичні роботи