Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Засєкіна

§ 50. 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 і внутрішнім тиском, у надрах якої відбуваються (або колись відбувались) реакції термоядерного синтезу.

У надрах зір за температури в десятки мільйонів кельвінів (10-40 млн К) і величезній густині панує тиск у мільярди атмосфер. 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. 208).

Мал. 208. 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 виробіток енергії, зоря почне стискатися, а отже, й розігріватися (поясніть, чому саме нагріватися, а не охолоджуватися). Це прискорить термоядерні реакції в надрах, виробіток енергії збільшиться й 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 (табл. 13), порівнюючи їх із земними.

Таблиця 13

Маса М

≈ 2 · 1030 кг

≈ 330 000 земних мас і в 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих

Радіус (екваторіальний), R

700 000 км

≈ 109 земних радіусів

Середня густина, ρ

1409 кг/м3

0,255 густини Землі

Площа поверхні

6,1 · 1018 м2

12 000 земних площ

Температура поверхні

≈ 6000 К

Температура ядра

≈ 15 · 106 К

Світність, L

3,85 · 1026 Вт

Зверніть увагу на середню густину Сонця — 1409 кг/м3. 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.

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.

У 1857 р. німецькі фізики Густав Кірхгоф і Роберт Бунзен (мал. 209) 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. 209. а — Й. Фраунгофер; б — Г. Кірхгоф і Р Бунзен

Найбільшу частку зоряної речовини становлять два елементи: Гідроген (∼73 % від маси і ∼92 % від об’єму) і Гелій (∼25 % від маси і ∼7 % від об’єму). Серед інших елементів, що виявлені на Сонці, — це Ферум, Нікель, Оксиген, Нітроген, Сіліціум, сірка, 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, але 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 про те, наскільки вистачить «пального» турбувало вчених. За підрахунками вчених, кожну секунду Сонце випромінює стільки енергії, що це в 100 000 разів більше енергії, яку людство виробило за всю свою історію. 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 вистачить 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 — приблизно 7000 км/год.

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. 210).

Мал. 210. Будова Сонця

У центрі світила міститься ядро, розмір 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 ними лежить зовнішня оболонка Сонця — атмосфера. Атмосфера, своєю чергою, поділяється на фотосферу, хромосферу й корону.

Хоча ядро Сонця прямо побачити не можна, фізичні умови в ньому відомі досить точно. У центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 · 105 кг/м3 (у 13 разів більша, ніж у свинцю!), тиск — близько 2 · 1018 Па, а температура — близько 15 000 000 К. 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 (мал. 211). Та не кожна зустріч двох протонів стає початком ядерної реакції. Протягом мільярдів років протон може раз у раз зіштовхуватися з іншими протонами, але так і не вступить у ядерні перетворення. Але якщо в момент тісного зближення двох протонів відбудеться ще одна, дуже малоймовірна подія — розпад протона на нейтрон, позитрон і нейтрино, то протон з нейтроном об’єднаються в ядро атома важкого водню — дейтерію: 11р + 11р = 21Н + 01е + v.

Мал. 211. Схеми ядерних реакцій у ядрі Сонця

Дейтерій у надрах Сонця довго існувати не може. Уже через кілька секунд, зіштовхнувшись з іще одним протоном, дейтерій приєднує його до себе, випромінює гамма-квант і стає ядром ізотопу гелію, у якого два протони зв’язані не з двома нейтронами, як у звичайного гелію, а тільки з одним: 11р + 21Н = 32He + γ.

Раз у кілька мільйонів років ядра легкого гелію наближаються одне до одного так близько, що можуть об’єднатися в ядро звичайного гелію, «відпустивши на волю» два протони: 32Не + 32Не = 42He + 211р.

Незважаючи на тривалість цих процесів, завдяки величезній кількості протонів, щосекунди на випромінювання перетворюється 4,26 млн тонн речовини (3,6 · 1038 протонів). (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: проникнути крізь величезну товщу речовини й не вступити у взаємодію з жодним атомом.

У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані від 1/3 до 2/3 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. У цілому 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 шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця (мал. 212, а).

Мал. 212. Фотосфера (а), гранули та сонячні плями (б)

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

Розглядаючи фотографії Сонця, можна побачити гранули й плями на його поверхні (мал. 212, 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 — це місця, де на поверхню Сонця піднімається гарячіша речовина, ніж в інших ділянках фотосфери.

Над фотосферою лежить 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 К на межі з фотосферою до 100 000 К 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. 213, а). Через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Мал. 213. 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. 213, б). Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К. Яскравість корони в мільйон разів менша, ніж яскравість фотосфери, і не перевищує яскравості Місяця уповні, 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 км сонячного вітру становить близько 400 км/с, 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. Зона, де частинки через взаємодію з розрідженим міжзоряним газом втрачають свою кінетичну енергію і сонячний вітер припиняється, називається 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.

Поняття сонячної активності та її прояви в атмосфері Сонця. Плями, факели, протуберанці, сонячні спалахи називають активними утвореннями на Сонці (мал. 214), а їх появу й розвиток — проявами сонячної активності. Багаторічні спостереження Сонця показали, що в середньому впродовж кожних майже 11-ти років кількість проявів сонячної активності поступово збільшується, а потім поступово спадає. Цей період назвали 11-річним циклом сонячної активності.

Мал. 214. Активні утворення на Сонці

Поява цих утворень має спільну причину — різку зміну в деяких ділянках на поверхні Сонці напруженості магнітного поля.

На краю сонячного диска у спеціальний телескоп можна побачити протуберанці (від лат. «здуваюся») — гігантські вогняні струмені, що виникають у сонячній короні або проникають у неї із хромосфери.

Одним з найцікавіших і найпотужніших проявів сонячної активності є спалахи — нестаціонарні процеси, що охоплюють усі шари атмосфери Сонця. Найслабкіші спалахи тривають 5-10 хв, а найпотужніші бушують упродовж кількох годин. Під час хромосферного спалаху на Сонці відбувається викид у міжпланетний простір підсиленого потоку заряджених частинок, які вже через 10-12 год досягають орбіти Землі. Під тиском магнітного поля, створеного таким потоком, на денному боці Землі магнітосфера стискається ще більше, унаслідок чого напруженість геомагнітного поля збільшується. Потім магнітосфера розширюється, і напруженість геомагнітного поля зменшується. Так виникає одноразовий сплеск геомагнітного збурення, який триває близько години.

Якщо спалах на Сонці потужний і тривалий, то й підсилений потік частинок у сонячному вітрі довго не вичерпується. У магнітосферу один за одним надходять імпульси, напруженість геомагнітного поля багато разів різко й неправильно змінюється, і, замість одного короткого сплеску, відбувається їх серія. Таку швидку й неправильну зміну напруженості магнітного поля Землі називають магнітною бурею (мал. 215). Магнітні бурі можуть тривати від кількох годин до кількох діб. Найчастіше вони трапляються поблизу максимуму 11-річного циклу сонячної активності.

Мал. 215. Утворення магнітної бурі

Уплив сонячної активності відчуває техносфера й біосфера планети, і часом вона спричиняє дуже негативні наслідки. Зазнають аварій космічні апарати; виходить з ладу електроніка авіалайнерів, що здійснюють польоти поблизу полюсів; перегорають електротрансформатори, що призводить до аварій у лініях електропередач; посилюється корозія металевих труб магістральних нафто- й газоводів тощо.

Потужні сонячні спалахи та спричинені ними магнітні бурі можуть змінювати циркуляцію земної тропосфери, а також впливати на поведінку живих організмів, зокрема людини. Медична статистика показує, що в дні, коли відбуваються сильні спалахи, у півтора-два рази збільшується кількість загострень захворювань серцево-судинної системи (інфаркт міокарда, інсульт тощо) і кількість смертей із цієї причини.

Щоб завчасно передбачити вплив сонячної активності на біосферу та соціально-економічну систему, необхідно проводити моделювання «космічної погоди», яке неможливе без моніторингу глобальних змін Сонця на тривалих відрізках часу. Феномен «космічної погоди» нині визнано одним з важливих завдань, що вимагає докладного вивчення.

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 перенесенні енергії від ядра до поверхні Сонця в різних його шарах. 5. Що є причиною сонячної активності? 6. Як сонячна активність впливає на біосферу? Наведіть приклади.

Експериментуємо

Спостереження за Сонцем онлайн

http://spacegid.com/izobrazheniya-solntsa-so-sputnika-soho.html

Вправа 36

1. Перед вами спектр, подібний до сонячного, тільки всі лінії поглинання замінено лініями випромінювання й відсутній неперервний спектр. Якій частині атмосфери Сонця належить цей спектр?

2. З яких шарів атмосфери Сонця в основному надходять до Землі радіовипромінювання та переважна кількість рентгенівського випромінювання? Чому саме звідти?

3. Визначте прискорення вільного падіння тіл на поверхні Сонця. Обертання Сонця навколо осі до уваги не беріть.

4. На скільки тонн щосекундно зменшується маса Сонця, якщо у світовий простір випромінюється Е = 3,88 · 1026 Дж світлової енергії?

5. Яка маса водню в ядрі Сонця повинна перетворюватись на гелій, щоб забезпечити сталу світність L = 3,88 · 1026 Вт? Вважайте, що під час утворення одного ядра гелію виділяється 4,3 · 10-12 Дж.