Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Головко

Розділ 4. Зорі та галактики

§ 36. Сонце та інші зорі

Опрацювавши цей параграф, ви зможете пояснити будову Сонця; походження плям, протуберанців, спалахів; циклічність сонячної активності; вплив сонячної активності на життя і здоров'я людей та біосферу Землі; різницю між типами зір, а також описати спектральну класифікацію зір.

СОНЦЕ. Самосвітна масивна газова куля, утримувана в стані рівноваги силами власної гравітації і внутрішнім тиском, у надрах якої відбуваються (або колись відбувались) реакції термоядерного синтезу — ось що таке зоря.

Найближча до Землі зоря — Сонце — перебуває в стані гідростатичної рівноваги, суть якої полягає в тому, що вагу кожного шару зорі в стані рівноваги точно компенсує різниця тиску між шарами, які лежать вище й нижче (рис. 36.1).

Рис. 36.1. Схема гідростатичної рівноваги Сонця

До Землі видимі промені світла надходять з дуже тонкого шару Сонця — фотосфери — у 300 км завтовшки. Оскільки 300 км майже «ніщо» у порівнянні з розмірами Сонця, ми бачимо його край дуже чітким. Фотосфера відіграє роль «поверхні» Сонця з температурою в середньому майже 6000 К, що зростає з глибиною.

Фотосфера Сонця неоднорідна і має зернисту структуру (рис. 36.2, б). Ці «зерна» — гранули розмірами близько 1000 км — упродовж кількох хвилин виникають і розпадаються. Поверхня Сонця весь час наче «кипить», що є наслідком конвекції сонячної речовини, а гранули — це вершини конвективних потоків.

Рис. 36.2. Структура хромосфери (а) та фотосфери (б) Сонця

Над фотосферою лежить хромосфера (рис. 36.2, а), яку можна спостерігати на початку й наприкінці повного сонячного затемнення, коли місячний диск на мить обрамляє сяюче червоно-оранжеве кільце. Вона безупинно рухається: окремі струмені розжареного газу, спікули, піднімаються на висоту до 10 тис. км, згинаються й нахиляються, наче язики полум'я над вогнищем.

Під час повних сонячних затемнень можна бачити сонячну корону — найпротяжніший шар атмосфери Сонця (рис. 36.3). З допомогою спеціального телескопа — коронографа, у фокусі об'єктива якого розміщено диск («штучний місяць»), корону можна спостерігати з поверхні Землі не тільки під час затемнення.

Рис. 36 3. Сонячна корона — верхній шар атмосфери Сонця

У короні є промені, дуги, окремі згущення речовини. Її зовнішній край є джерелом безупинного плазмового потоку, 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.

Сонце обертається навколо осі не як тверде тіло: кутова швидкість обертання зменшується від екватора до полюсів.

Завдяки побудові теоретичних моделей внутрішня будова Сонця й фізичні умови в його ядрі визначені досить точно (рис. 36.4). У центрі міститься ядро радіусом до 0,3 радіуса Сонця. На відстань до 0,7—0,8 радіуса Сонця від центра ядро оточене зоною променистого переносу енергії і далі — конвективною зоною. Над ними лежить атмосфера Сонця.

Рис. 36.4. Внутрішня будова Сонця: ядро, зона променистого переносу енергії та конвективна зона

Всередині ядра температура становить 15 000 000 К, а густина — майже 100 г/см3.

Сонце складається з Гідрогену (майже 71 % усієї маси світила), Гелію (27 %) та інших елементів (2 %), серед яких Карбон, Нітроген, Оксиген, метали.

Джерелом енергії Сонця є реакція термоядерного синтезу, що має назву протон-протонної. Народжені в процесі реакції позитрони й гамма-кванти передають енергію навколишньому газу, тоді як нейтрино вільно покидають Сонце.

У зоні променистого переносу енергія, утворена в ядрі Сонця, передається через поглинання жорстких гамма-квантів з наступним випромінюванням квантів менших енергій аж до видимих і теплових променів. У підсумку найбільше енергії Сонце випромінює у видимому світлі, до якого наше око найчутливіше. Щоб дістатися від сонячного ядра до поверхні, кванту енергії потрібно близько мільйона років.

Давно з'ясовано, що від часу до часу в атмосфері Сонця виникають активні утворення, які контрастують із загальним виглядом його поверхні: плями й факели у фотосфері, протуберанці в короні, а також найграндіозніші явища, що зароджуються в хромосфері, а потім охоплюють усі шари сонячної атмосфери — сонячні спалахи. Виникнення й розвиток активних утворень називають проявами сонячної активності. Причиною їх появи є різка зміна в деяких ділянках поверхні Сонця напруженості магнітного поля.

Рис. 36.5. Схема перебігу протон-протонної реакції в ядрі Сонця

Кількість усіх проявів сонячної активності поступово збільшується, а потім поступово спадає з періодом у середньому 11 років. Астроном Р. Вольф запропонував для кількісної оцінки активності Сонця використовувати умовну величину, названу пізніше числом Вольфа: це сума двох доданків — загальної кількості плям та їх груп (W = 10g + f, де g — число груп плям, f — повна кількість плям на видимій півкулі Сонця).

Рис. 36.6. Графік чисел Вольфа — наочне відображення циклічності сонячної активності

Найпотужнішим проявом сонячної активності є спалахи — нестаціонарні процеси, спричинені швидкими змінами в сильних магнітних полях активних зон на поверхні Сонця. Найслабкіші спалахи тривають 5—10 хв, а найпотужніші — упродовж кількох годин.

Сонячний спалах призводить до викиду в міжпланетний простір підсиленого потоку заряджених частинок, які через 10—12 год досягають орбіти Землі, спричиняючи магнітну бурю, яка може тривати від кількох годин до кількох діб.

Під час магнітної бурі зазнають змін параметри шарів іоносфери. В околі магнітних полюсів планети заряджені частинки проникають на малі висоти, збуджують атоми й молекули повітряної оболонки, спричиняючи появу полярних сяйв. Світяться переважно атомарний Оксиген і молекулярний Нітроген, створюючи на висоті близько 100 км червоно-зелену гаму (рис. 36.7).

Рис. 36.7. Структура магнітосфери Землі (а) та полярне сяйво (б) — свідчення взаємодій Сонця та атмосфери Землі

Негативного впливу часом зазнають техносфера й біосфера планети. Трапляються аварії космічних апаратів, перегорають електротрансформатори тощо. Медична статистика показує, що в дні, коли відбуваються потужні спалахи, збільшується кількість загострень в осіб із хворобами серцево-судинної системи та розладами нервової системи. Відомо також про кореляцію між появою спалахів і зростанням кількості транспортних пригод тощо.

ДІАГРАМА СПЕКТР — СВІТНІСТЬ. До головних параметрів зір належать їхні маса, радіус і світність. Маси відомих нині зір лежать у межах від 0,01—0,03 до 60—70, а то й 100 чи 200 сонячних мас. Наше Сонце — це звичайна зоря середніх розмірів і маси.

Запам'ятаймо: маса зорі визначає усі інші її параметри — від температури на поверхні й у надрах до часу життя. Маса визначає й те, як зоря завершить своє існування.

Поперечники зір різноманітніші, ніж маса: від 20 км (нейтронні зорі) до кількох тисяч радіусів Сонця (зорі червоні надгіганти) (рис. 36.9).

Ще більшу розбіжність мають світності зір L. Для нормальних зір вони лежать у межах від 0,00001 до 1 000 000 світностей Сонця L.

За фізичними властивостями речовини в надрах всі відомі зорі поділяють на три основні групи: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі. Разом з тим нормальні зорі можуть бути й червоними карликами, і такими, як наше Сонце, і блакитними гігантами й надгігантами.

До нормальних належить абсолютна більшість усіх зір у Всесвіті. Речовина нормальних зір — це іонізований газ (плазма), який підкоряється відомим з курсу фізики законам ідеального газу. Тиск такого газу тим більший, що вища його температура і менший об'єм, в якому він міститься. Середня густина нормальних зір порівнянна з густиною води.

У 1814 р. Й. Фраунгофер спостерігав спектр Сонця і звернув увагу на темні лінії в ньому. Пізніше відомий фізик Г. Кірхгоф встановив, що темні лінії (лінії поглинання, або фраунгоферові лінії) у спектрі Сонця пов'язані з атомами хімічних елементів, які є в його атмосфері. З допомогою фотографії в другій половині ХІХ ст. і на початку ХХ ст. було отримано кілька сотень тисяч таких спектрів інших зір. Як і спектр Сонця, майже всі вони були спектрами поглинання. Саме тоді в Гарвардській обсерваторії (США) всі спектри розмістили в один ряд Отже, що два сусідні спектри були мало відмінні між собою, проте на кінцях ряду вони були разюче несхожими (рис. 36.8). Цей ряд поділили на сім окремих класів, і кожен з них позначили літерою в послідовності: О—В—A—F—G—K—M. Такий поділ спектрів на класи з невеликими змінами й доповненнями використовують дотепер і називають гарвардською класифікацією зоряних спектрів. Пізніше запровадили додаткові класи R, N і S, які відображають особливості хімічного складу червоних зір-гігантів. А з відкриттям коричневих карликів з температурами поверхонь до 2500 К, що випромінюють переважно в інфрачервоному діапазоні, довелося ввести спектральні класи L, T, Y.

Рис. 36.8. Типи зоряних спектрів із зазначенням температури зір

Зовнішній вигляд спектра зорі залежить від температури на її поверхні. Тому послідовність спектральних класів Гарвардської класифікації відображає перебіг температур зоряних фотосфер.

На початку ХХ ст. Е. Герцшпрунг і дещо пізніше Г. Рассел виявили залежність між виглядом спектра і світністю зір. Цю залежність вони проілюстрували графіком (рис. 36.9), на якому вздовж однієї осі відкладено світність зорі (абсолютну зоряну величину), а вздовж другої — спектральний клас (температуру).

Рис. 36.9. Діаграма спектр — світність. Значна частина зір на ній розміщена вздовж діагональної смуги, що простягається з верхнього лівого кута в нижній правий. Її названо «головною послідовністю», а зорі, що лежать на цій смузі, — зорями головної послідовності. Сонце є зорею головної послідовності й міститься в тій її частині, що відповідає жовтим зорям

Графік, що показує зв'язок двох зоряних параметрів — спектрального класу і світності, або інакше — температури й абсолютної зоряної величини — називають діаграмою спектр — світність, або (на честь обох учених) діаграмою Герцшпрунга — Рассела (Г — Р).

Місце зорі на діаграмі Г — Р залежить від її фізичних параметрів та стадії еволюції. Зорі головної послідовності — це зорі, що перебувають у найстабільнішій фазі свого життя, коли в їхніх ядрах відбувається синтез ядер Гелію з протонів. Ця фаза становить майже 90 % життя будь-якої зорі. Саме тому більшість зір належать до головної послідовності.

Дуже важливим у діаграмі Г — Р є те, що вона відображає й унаочнює еволюційний шлях зір, протягом якого вони повсякчас змінюються й іноді дуже суттєво.

Оскільки ми згадали про абсолютну зоряну величину, знову постає питання визначення відстаней до зір. Спектральні дослідження дають змогу визначати відстані до зір, але вже методом спектральних паралаксів. Особливості спектрів, що покладені в основі поділу зір на класи світності, використовують для визначення абсолютних зоряних величин, а отже, й відстаней до цих об'єктів.

! Головне в цьому параграфі

Сонце — найближча зоря до Землі — самосвітна газова куля, що перебуває у стані гідростатичної рівноваги, суть якої полягає в тому, що в кожному його прошарку внутрішній тиск газу врівноважений силами тяжіння. Головним «паливом» на Сонці є Гідроген, з якого в результаті перебігу термоядерних реакцій у ядрі утворюється Гелій. З періодом близько 11 років на поверхні Сонця змінюється кількість плям, сонячних спалахів, а також інших активних утворень, що дає змогу говорити про максимуми й мінімуми його активності. Сонячна активність, зокрема сонячні спалахи, впливає й на живу, і неживу природу нашої планети.

До головних параметрів зір належать їхні маса, радіус і світність. За фізичними властивостями речовини в надрах усі відомі зорі поділяють на три основні групи: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі. Тільки аналізуючи спектри, можна дізнатися про хімічний склад та фізичні властивості речовини зір, дослідити їхні рухи у просторі тощо.

? Запитання для самоперевірки

  • 1. Поясніть, чому диск Сонця має чітко окреслений край.
  • 2. Поясніть, як забезпечується стан гідростатичної рівноваги Сонця.
  • 3. Що спричиняє виділення великої кількості енергії в надрах Сонця?
  • 4. Як сонячна активність впливає на біосферу? Наведіть приклади.
  • 5. Дві зорі мають однакову абсолютну зоряну величину, але різні температури поверхонь. Зробіть якісне порівняння розмірів цих зір.