Розділ 4. Зорі і галактики

Якщо ви подивитесь на небо безхмарної ночі, то побачите тисячі зір. Здавна людський розум намагався проникнути в таємниці цього величезного нескінченного світу. Індійські, грецькі та римські вчені задовго до нашої ери припускали існування безлічі світів, схожих на наш. Уже тоді весь світ отримав назву «Всесвіт», або «космос». Він фантастично великий, а наша крихітна Земля і навіть зорі, які ми бачимо, становлять незначну частину космосу. Всесвіт складається з великої кількості зоряних світів — галактик. Однією з них є наша Галактика, до якої входить Сонячна система. Сонячна система розміщена на краю Галактики, тому основну частину нашої Галактики можна бачити ніби збоку як світлу смугу з безлічі зір, що проходить через усе зоряне небо. Це — Молочний Шлях. Український народ здавна називав його Чумацьким Шляхом.

У цьому розділі ви дізнаєтеся багато цікавого про зорі та галактики.

§ 18. Сонце, його фізичні характеристики, будова та джерела енергії

Сонце — центральне й наймасивніше тіло Сонячної системи, потужне джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, впливає на атмосфери планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

Маса Сонця приблизно в 333 000 разів більша за масу Землі та в 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Його діаметр дорівнює 1 млн 392 тис. км (109 діаметрів Землі). Вимірювання за межами земної атмосфери показали, що на площу 1 м², розташовану перпендикулярно до сонячних променів, щосекунди надходить 1,37 кВт енергії. Це значення практично не змінюється протягом тривалого інтервалу часу, тому воно одержало назву сонячна стала. Максимум сонячного випромінювання припадає на оптичний діапазон.

Світність Сонця або повну кількість енергії, випромінювану Сонцем в усіх напрямках за одиницю часу, визначають так: значення сонячної сталої множать на площу сфери радіуса r = 1 а. о. (1 а. о. = 149,6 · 10⁹ м). L_⊙ = 4пr² · 1370 Вт = 3,85 · 1026 Вт. На Землю потрапляє сонячна енергія, яка складає близько половини мільярдної частини її значення.

Майже всі наші знання про Сонце ґрунтуються на вивченні його спектра. Хімічні елементи, які наявні в атмосфері Сонця, поглинають із суцільного спектра, випромінюваного фотосферою, світло певної частоти. У результаті в суцільному спектрі з’являються темні лінії. Йозеф Фраунгофер уперше вивчив і змалював 576 темних ліній сонячного спектра (мал. 4.1). Учений правильно вказав, що джерело темних спектральних ліній — сонячна атмосфера. За положенням у спектрі (тобто довжинами хвиль) та інтенсивністю цих фраунгоферових ліній можна встановити, які хімічні елементи присутні в сонячній атмосфері.

Мал. 4.1

На цей час досліджено понад 30 тис. ліній для 70 хімічних елементів, що є в атмосфері Сонця. Фраунгоферові лінії за інтенсивністю та шириною надзвичайно різноманітні. Аналіз спектральних ліній показав, що переважним елементом на Сонці є Гідроген — на його частину припадає понад 70 % маси Сонця, близько 25 % припадає на Гелій і близько 2 % — на інші елементи.

Знаючи дані про радіус, масу, світність Сонця, та використовуючи фізичні закони, можна одержати дані про тиск, густину, температуру та хімічний склад на різних відстанях від центра Сонця. З наближенням до центра Сонця збільшуються, сягаючи максимальних значень, температура, тиск і густина. Хімічний склад Сонця також відрізняється: процентний вміст водню найменший у центрі.

Високий тиск усередині Сонця обумовлений дією вище розміщених шарів. Сили тяжіння прагнуть стиснути Сонце. Їм протидіє пружність гарячого газу й тиск випромінювання, що йдуть із надр. Ці сили прагнуть розширити Сонце. Тяжіння, з одного боку, а пружність газів і тиск випромінювання, з іншого боку, врівноважують одне одного. Рівновага має місце в усіх шарах від поверхні до центра Сонця. Такий стан Сонця й зір називають гідростатичною рівновагою. Цю просту ідею висунув у 1924 р. англійський астрофізик Артур Еддінгтон (1882-1944). Вона дала змогу скласти рівняння, за яким розраховують моделі внутрішньої будови Сонця, а також інших зір.

Такі моделі є сукупністю параметрів зоряної речовини (температура, тиск, густина тощо) на різних глибинах. За обчисленнями та розрахунком моделі випливає, що температура в центрі Сонця сягає 15 млн градусів. Саме в цій частині й генерується енергія Сонця.

Ми вже знаємо, що сонячна речовина в основному складається з водню. За величезних тисків і температур протони (ядра Гідрогену) рухаються зі швидкостями сотні кілометрів за секунду. Усередині Сонця (на відстанях до 0,3 радіуса від центра) створюються умови, сприятливі для термоядерних реакцій перетворення атомів легких хімічних елементів у більш важкі атоми. З ядер Гідрогену утворюється другий з легких елементів — Гелій. Для утворення одного ядра Гелію потрібно 4 ядра Гідрогену. На проміжних стадіях утворюються ядра важкого Гідрогену (Дейтерію) і ядра ізотопу Не³. Цю реакцію називають протон-протонною (мал. 4.2). Під час реакції невелика кількість маси реагуючих ядер водню втрачається, перетворюючись у величезну кількість енергії, яка й підтримує випромінювання Сонця. Через шари, що оточують центральну частину зорі, ця енергія передається назовні. Усередині від 0,3 до 0,7 радіуса від центра Сонця є зона променистої рівноваги енергії, де енергія поширюється через поглинання й випромінювання γ-квантів.

Мал. 4.2

Народжені в центрі Сонця γ-кванти мають енергію в мільйони разів більшу, ніж енергія квантів видимого світла. Довжина хвилі γ-квантів дуже мала. У процесі поглинання квантів атомами й подальшого їхнього перевипромінювання відбувається поступове зменшення їхньої енергії та збільшення довжини хвилі. Кількість квантів під час цього процесу збільшується. Потужні γ-кванти поступово діляться на кванти з меншою енергією: виникають рентгенівські, ультрафіолетові, видимі й інфрачервоні промені.

У частині останньої третини радіуса Сонця є конвективна зона. Тут енергія передається не випромінюванням, а за допомогою конвекції (будова Сонця, мал. 4.3). Причина виникнення конвекції в зовнішніх шарах Сонця та сама, що й у посудині з водою, що кипить: кількість енергії, що надходить від нагрівача, набагато більша від тієї, що передається теплопровідністю. Тому речовина починає рухатися і сама починає переносити тепло. Конвективна зона практично проходить до видимої поверхні Сонця (фотосфери).

Мал. 4.3

Аналіз хімічного складу земних, місячних порід і метеоритів указує на те, що Сонячна система утворилася близько 4,7 млрд років тому. Сонце, за сучасними даними, існує близько 5 млрд років. За останні 3 млрд років світність його майже не змінилася. Повна енергія Сонця, виділена за цей час, дорівнює E_⊙ ≈ L_⊙t = 3,5 · 10⁴³ Дж. Поділивши це значення на повну масу Сонця, одержимо, що кожен кілограм сонячної речовини виділив близько 1,8 · 10¹³Дж енергії. Реально це значення ще більше, тому що ми не врахували ще перші 2 млрд років. Жодне хімічне паливо не може забезпечити таке значення внутрішньої енергії, яку виділяє 1 кг сонячної речовини.

У середньому Сонце втрачає приблизно 4 млн тонн водню за секунду. На перший погляд це значення може здатися величезним. Однак воно незначне порівняно з повною масою Сонця. Розрахунки показують, що водню в надрах досить для підтримки світіння на сучасному рівні ще протягом 5 млрд років.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

1. Що таке сонячна стала? Як її визначили?
2. Що розуміють під світністю Сонця? Чому вона дорівнює?
3. Які хімічні елементи є переважними для Сонця?
4. За рахунок яких джерел енергії випромінює Сонце? Які при цьому відбуваються зміни з його речовиною?
5. Якими способами здійснюється перенесення енергії з надр Сонця до поверхневих шарів?

Зміст