Фізика і астрономія. Профільний рівень. 11 клас. Засєкіна

Розділ 4

АСТРОНОМІЯ

§ 50. Поняття зорі. Найближча зоря — Сонце

Зоря як небесне тіло. Залежно від об'єму, маси, температури, віку та інших параметрів розрізняють різні типи зір. Попри велике їхнє розмаїття, загальні властивості в більшості з них однакові.

Зоря — це багатошарова розжарена плазмо-газова куля, утримувана в стані рівноваги силами власної гравітації та внутрішнім тиском, у надрах якої відбуваються (або колись відбувались) реакції термоядерного синтезу.

У надрах зір температура досягає значень 10-40 млн K, величезна густина, а тиск у мільярди разів більший за атмосферний тиск на Землі. За таких умов зоря може перебувати у стаціонарному стані лише завдяки тому, що в кожному її прошарку внутрішній тиск газу врівноважений дією сил гравітації. Такий стан називають гідростатичною рівновагою (мал. 206).

Мал. 206. Гідростатична рівновага зорі

Для стаціонарного стану зорі властива не лише гідростатична (механічна) рівновага, а й теплова. Теплова рівновага означає, що всю енергію, яка утворюється в надрах зорі, вона випромінює своєю поверхнею в навколишній простір. Якщо тепловідведення перевищить продукування енергії, зоря почне стискатися, а отже, й розігріватися (поясніть, чому саме нагріватися, а не охолоджуватися). Це прискорить термоядерні реакції в надрах, виробіток енергії збільшиться, і тепловий баланс відновиться знову. У цьому сенсі зорі є стійкими системами, що саморегулюються.

Фізичні параметри Сонця. Вивчаючи Сонце — найближчу до нас, і тому найдоступнішу для дослідження, зорю, можна дізнатися багато чого про зорі загалом. Розглянемо фізичні параметри Сонця, порівнюючи їх із земними (табл. 10).

Зверніть увагу на середню густину Сонця — Таке середнє значення обумовлено тим, що в зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі — у 100 раз більша, ніж середня густина. Речовина Сонця дуже йонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками йонізованого газу — плазми.

Таблиця 10

Хімічний склад Сонця визначено з аналізу його спектра. Перші ґрунтовні дослідження спектра Сонця здійснював у 1815 р. Йозеф фон Фраунгофер, який описав у спектрі Сонця понад 570 окремих темних ліній (мал. 207, а).

У 1857 р. німецькі фізики Густав Кірхгоф і Роберт Бунзен (мал. 207, б) 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.

Мал 207. а — Й. Фраунгофер, б — Г. Кірхгоф і Р Бунзен

Найбільшу частку зоряної речовини становлять два елементи: Гідроген (~ 73 % від маси й ~ 92 % від об'єму), Гелій (~ 25% від маси й ~ 7% від об'єму). Серед інших елементів, що виявлені на Сонці, такі — Ферум, Нікель, Оксиген, Нітроген, Сіліціум, Сульфур, Магній, Карбон, Неон, Кальцій та Хром. Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, визначено їхню відносну кількість.

Світність Сонця визначає потужність його випромінювання, тобто кількість енергії, що випромінює поверхня Сонця в усіх напрямках за одиницю часу: — сонячна стала, що показує, яку енергію отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 с за умови, що Сонце розташоване в зеніті, R — відстань від Земля до Сонця. За підрахунками, світність Сонця — близько 3,85 · 1026 Вт.

Сонце випромінює ультрафіолетові, видимі, інфрачервоні, рентгенівські та гамма-хвилі, які вже через 8 хв досягають орбіти Землі, віддаленої від Сонця на 1,5 · 108 км. Хоча верхніх шарів атмосфери Землі дістається лише мала частка сонячної енергії, проте її достатньо, щоб десятки тисяч разів забезпечити наявну енергетичну потребу всієї земної кулі. Із Сонця весь час витікає плазма зі швидкістю 300-400 км/с — сонячний вітер, який теж досягає Землі.

Як бачимо, наше світило випромінює просто колосальну кількість світлової і теплової енергії. І питання, на скільки вистачить цього «пального», турбувало вчених. За їхніми підрахунками, кожну секунду Сонце випромінює стільки енергії, що це в 100 000 разів більше за енергію, яку людство виробило протягом усієї своєї історії. Водночас маса Сонця щосекунди зменшується на 4,26 млн тонн! Цифри приголомшливі. Але якщо порівняти це значення із загальною масою Сонця, то все не так страшно, оскільки загальна маса Сонця — 2 · 1030 кг, і цього має вистачити на мільярди років.

Як кожне тіло, що складається з газів, наша зоря обертається нерівномірно: швидше у близьких до екватора зонах (період обертання становить 25 діб), ніж у полярних (майже 34 доби). Швидкість обертання на екваторі — близько

Будова Сонця. Залежно від температури та характеру процесів, що визначаються цією температурою, у будові Сонця умовно виділяють області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії (мал. 208).

Мал. 208. Будова Сонця

У центрі світила міститься ядро, радіус якого становить 0,3 від радіуса Сонця і в якому відбуваються ланцюгові термоядерні реакції. На відстані до 0,7-0,8 радіуса Сонця ядро оточене зоною променистого переносу енергії і далі — конвективною зоною. Над конвективною зоною простягається зовнішня оболонка Сонця — атмосфера. Атмосфера, своєю чергою, поділяється на фотосферу, хромосферу та корону.

Хоча ядро Сонця безпосередньо спостерігати не можна, фізичні умови в ньому відомі досить точно. У центрі Сонця густина газу становить близько (у 13 разів більша, ніж у свинцю!), тиск — близько 2 · 1018 Па, а температура — близько 15 000 000 K. За такої температури й тиску ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, у результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Нижче подано схему ланцюгової протон-протонної реакції.

Незважаючи на тривалість цих процесів, завдяки величезній кількості протонів, щосекунди на випромінювання перетворюється 4,26 млн тонн речовини (3,6 · 1038протонів). (На Землі ланцюгові термоядерні реакції з виділенням великої енергії здійснювались протягом дуже короткого часу (10-7-10-6 секунди) під час вибухів водневих бомб.)

Ядро — єдине місце на Сонці, де енергія й тепло утворюються від термоядерної реакції, інша частина зорі нагріта цією енергією. Уся енергія ядра послідовно проходить крізь шари, аж до фотосфери, з якої випромінюється у вигляді сонячного світла. Без перешкод покидають Сонце нейтрино, бо мають дивовижну здатність: проникати крізь величезну товщу речовини й не вступити у взаємодію із жодним атомом.

У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані від радіуса Сонця, енергія поширюється шляхом послідовного поглинання і наступного перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії. При цьому замість одного поглинутого гамма-кванта великої енергії атоми, як правило, послідовно випромінюють кілька квантів з меншою енергією. Як наслідок, жорсткі γ-кванти дробляться на менш енергійні, і врешті-решт до фотосфери дістаються кванти видимого і теплового випромінювання, які зрештою вивільняються назовні. Загалом процес передачі енергії від центральних областей до фотосфери дуже повільний і триває мільйони років.

У конвективній зоні енергія передається вже не випромінюванням, а за допомогою конвекції, тобто завдяки перемішуванню гігантських бурхливих областей газу, які трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною.

Відразу за конвективною зоною починається сонячна атмосфера, що простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери (фотосфера) містить тонкий прошарок газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця (мал. 209, а).

Мал. 209. Фотосфера (а), гранули та сонячні плями (б)

Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, випромінювання якого людське око сприймає як поверхню Сонця, має температуру близько 6000 K.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна побачити гранули й плями на його поверхні (мал. 209, б). Дослідження показали, що гранули — це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається донизу. Гранули свідчать про те, що під фотосферою в глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхні здійснюється завдяки конвекції. Сонячні плями — це темні утворення на Сонці, вони є областями виходу у фотосферу сильних магнітних полів. Супутниками плям є факели — місця, де на поверхню Сонця піднімається гарячіша речовина, ніж в інших ділянках фотосфери.

Над фотосферою простягається хромосфера (у перекладі з грец. — «забарвлена сфера»), шар розрідженого газу, який можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця. Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає від 4500 K на межі з фотосферою до 100 000 K у її верхніх шарах. Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: у ній є довгасті, схожі на язики полум'я утворення — так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву, що горить (мал. 210, а). Через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Мал. 210. Хромосфера (а) і корона (б) Сонця

Корона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних радіусів, поступово переходячи в міжпланетний простір (мал. 210, б). Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 K, а далі зростає до 2 000 000 K. Яскравість корони в мільйон разів менша, ніж яскравість фотосфери, і не перевищує яскравості Місяця вповні, а тому спостерігається лише під час повної фази сонячного затемнення або за допомогою спеціальних телескопів. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Будова корони неоднорідна: у ній можна спостерігати промені, дуги, окремі згущення речовини. Сонячна корона є джерелом безупинного потоку плазми, що рухається аж до околиць нашої планетної системи. Цей потік, який складається з великої кількості протонів, електронів, ядер гелію та інших хімічних елементів, називають сонячним вітром. Поблизу Землі швидкість сонячного вітру становить близько а густина — 10 частинок на 1 см3, тобто в мільярд мільярдів разів менша від густини земної атмосфери. Поширюючись далеко за орбіти планет-гігантів, сонячний вітер утворює велетенську геліосферу. Зону, де частинки через взаємодію з розрідженим міжзоряним газом втрачають свою кінетичну енергію і сонячний вітер припиняється, називають геліопаузою, і саме нею зазвичай позначають межу сфери впливу Сонця.

В атмосфері Сонця, крім плям і грануляції, часто можна спостерігати факели (ділянки з підвищеною температурою), протуберанці (пасма сонячної речовини), а також спалахи — доволі швидкі й енергетично дуже потужні явища. Усі ці утворення належать до проявів активності Сонця, що змінюється циклічно.

ЗНАЮ, ВМІЮ, РОЗУМІЮ

1. «Боротьба» яких сил забезпечує тривале існування зорі? Що б відбулося, якби на Сонці раптово зникла сила тяжіння? 2. Про що свідчить наявність гранул у фотосфері Сонця? 3. Що зумовлює термоядерні реакції, які відбуваються в ядрі Сонця? 4. Назвіть відмінності в переносі енергії від ядра до поверхні Сонця в різних його шарах.