Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

Розділ 4. СОНЦЕ — НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ

Наше світило, зігріваючи своїми променями Землю ось уже 4,59 млрд років, є справжньою супердержавою Сонячної системи, яка живе за законами фізики і підпорядкована власному еволюційному розвитку. Це термоядерна піч гігантських розмірів, регулярно здригається потужними вибухами, кожен з яких здатний розпорошити на субатомні частинки наш блакитний оазис. Перебуваючи на відстані 150 млн км від поверхні Сонця, ми начебто захищені від його спопеляючої люті. Проте чи це так насправді? Щоб відчувати себе хоча б у відносній безпеці, людству сьогодні життєво необхідно знати всі таємниці Сонця.

§ 19. ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОНЦЯ. БУДОВА СОНЦЯ ТА ДЖЕРЕЛА ЙОГО ЕНЕРГІЇ

1. Загальні відомості. Сонце - центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Сонце - 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. Сонце - одна зі ста мільярдів зір нашої Галактики. Детально вивчаючи фізичну природу Сонця, ми одержуємо найважливіші відомості про природу інших зір. Диск Сонця видимий із Землі із середнім кутовим діаметром 32'. Світло від Сонця до Землі доходить за 8 хв і 20 с.

Маса Сонця приблизно в 333 000 разів більша за масу Землі та у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Діаметр Сонця 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 у всіх напрямках за одиницю часу, визначають так: значення сонячної сталої множать на площу сфери радіусом r в одну астрономічну одиницю (1 а. о. = 149,6 • 109 м): Lʘ = 4πr2 • 1370 Вт = 3,85 • 1026Вт.

На Землю потрапляє незначна сонячна енергія, яка складає близько половини мільярдної частини її значення.

2. Спектр і хімічний склад. Майже всі наші знання про Сонце ґрунтуються на вивченні його спектра. Хімічні елементи, які наявні в атмосфері Сонця, поглинають з неперервного спектра, випромінюваного фотосферою, світло певної частоти. У результаті в неперервному спектрі з’являються темні лінії. Йозеф Фраунгофер уперше вивчив і замалював 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) й інтенсивністю цих ліній можна встановити, які хімічні елементи присутні в сонячній атмосфері.

Мал. 4.1. Відповідність між положенням фраунгоферових ліній сонячного спектра і ліній хімічних елементів

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 на Сонці переважає Гідроген - на його частину припадає понад 70 % маси Сонця, близько 25 % припадає на Гелій і близько 2 % - на інші елементи.

3. Внутрішня будова. Знаючи дані про радіус, масу, світність Сонця та використовуючи фізичні закони, можна одержати дані про тиск, густину, температуру і хімічний склад на різних відстанях від центра Сонця (мал. 4.2). 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 з надр. Ці сили прагнуть розширити Сонце. Тяжіння, з одного боку, а пружність газів і тиск випромінювання, з іншого боку, урівноважують одне одного. Рівновага має місце в усіх шарах від поверхні до центра Сонця. Такий стан Сонця і 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.

Мал. 4.2. Будова Сонця

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, що становлять 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 в більш важкі атоми (мал. 4.3). З ядер Гідрогену утворюється другий з легких елементів - Гелій. Для утворення одного ядра Гелію потрібно 4 ядра Гідрогену. На проміжних стадіях утворюються ядра Дейтерію і ядра Тритію. Цю реакцію називають протон-протонною. Під час реакції невелика кількість маси реагуючих ядер Гідрогену 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 перебуває зона променистої рівноваги енергії, де енергія поширюється через поглинання та випромінювання γ-квантів.

Мал. 4.3. Схема протон-протонної реакції: р - протон; n - нейтрон; D - ядро Дейтерію; Не3, Не4 - ядра ізотопів Гелію; е+ - позитрон; ν - нейтрино, γ-кванти

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 (змішування, мал. 4.4). Причина виникнення конвекції у 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. 4.4. Енергія передається випромінюванням від ядра Сонця. Головним переносником енергії біля поверхні є конвекція

4. Джерела енергії. 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 Eʘ ≈ Lʘt = 3,5 • 1043 Дж. Поділивши це значення на повну масу Сонця, одержимо, що кожен кілограм сонячної речовини виділив близько 1,8 • 1013 Дж 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.

5. Реєстрація сонячних нейтрино. Нейтрино є єдиним видом випромінювання, яке надходить до земного спостерігача з найглибших надр Сонця та зір і несе в собі інформацію про їхню внутрішню структуру та про процеси, що відбуваються там. Сучасні засоби реєстрації нейтрино дають можливість виявляти випромінювання нейтрино лише Сонця і найновіших зір нашої Галактики.

Нейтрино є одним із продуктів протон-протонного циклу. Ці частинки майже без взаємодії здатні проникати крізь товщу зорі, несучи частину енергії безпосередньо з її центральних областей. Нейтрино мають величезну проникаючу здатність, і тому їх важко зареєстувати. Але існують спеціальні нейтринні обсерваторії, які фіксують потоки сонячних нейтрино.

Реєстрація нейтрино має вкрай важливе значення, оскільки саме нейтрино несе інформацію про процеси, що відбуваються в надрах Сонця і подібних до нього зір. Ґрунтуючись на даних про масу, світність і радіус Сонця, можна отримати дані про тиск, густину, температуру та хімічний склад на різних відстанях від центра Сонця. Ці результати дуже важливі для космології. Підтвердження коливань нейтрино разом з попередніми дослідженнями дає змогу фізикам встановити верхню межу на передбачувану масу нейтрино. Об’єднуючи це з очікуваним числом нейтрино у Всесвіті, фізики оцінили, що загальна маса нейтрино приблизно дорівнює загальній масі всіх видимих зір у Всесвіті.

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. Опишіть внутрішню будову Сонця. На які зони умовно ділять надра Сонця? Які процеси відбуваються в кожній із цих зон?
  • 5. За рахунок яких джерел енергії випромінює Сонце? Які при цьому відбуваються зміни з його речовиною?
  • 6. Рівність яких сил підтримує рівновагу Сонця як розпеченої плазмової кулі?
  • 7. Якими способами здійснюється перенесення енергії з надр Сонця до поверхневих шарів?