§11. Сонце — найближча зоря

Сонце — центральне тіло Сонячної системи. Маса Сонця М? = 1,989-1030м кг, що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця перевищує земний у 109 разів і становить М? = 6,96 108 м. Середня густина сонячної речовини , проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі — у сотні разів більша (). Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від γ-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність випромінювання) Сонця . Щоб краще уявити цю величину, заува­жимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн. років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яка дорівнюва­ла б енергії, що її випромінює Сонце за 1 с.

Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання, сонячна поверхня, маючи температуру приблизно 6000 К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хімічних елементів. Вони є важливим джерелом інформації про склад зорі, адже кожному хімічному елементу відповідає цілком певний набір довжин електромагнітних хвиль, які він поглинає та випромінює. Виявивши у спектрі сонця чи іншої зорі лінію, притаманну, наприклад кальцію, можна стверджувати, що там є ця речовина. До речі, під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Зараз відомо понад 10 тис фраунгоферових ліній, які відповідають 72 хімічним елементам. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% — гелій, а 2% припадає на важчі елементи.

Звичайно, нема можливості зазирнути всередину Сонця, тому уявлення о його будову можна сформувати на основі теоретичного аналізу, використовуючи фізичні закони і такі характеристики, як маса, радіус, світність. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у Сонці умовно виділяють ядро, зону променистої рівноваги, конвективну зону та атмосферу (див. рис. 1).

Кожна зоря випромінює енергію, отриману при гравітаційному стиску та при термоядерних реакціях. Перший спосіб характерний для ранніх етапів ево­люції зорі. Сонце давно сформувалось і перебуває у стані гравітаційної рівнова­ги, тобто сила гравітаційного стискання урівноважується силою газового тиску.

Тому для нашої зорі основним джерелом енергії є термоядерні реакції. Ядро — центральна область Сонця, в якій за надвисокого тиску та темпера­тури 15 млн. К вони відбуваються. Є два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотний. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворю­ється одне ядро гелію і виділяється енергія. Розрахунки свідчать, що з водню масою 1 кг утворюється 0,99 кг гелію і випромінюється близько 9•1014 Дж енергії. Вчені вважають, що запасів водню, який є у сонячному ядрі, виста­лить на 10 млрд років. Реакція вуглецево-азотного циклу є неістотною для Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн. К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для протікання термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Його радіус становить близько третини радіуса Сонця. В ядрі зосереджена приблизно половина маси Сонця.

Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома пособами: променевим та конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. При термоядерних реакціях виникають γ-кванти, які одразу ж поглинаються атомами оточуючої речовини. Збуджені атоми у свою чергу випромінюють γ-кванти, які рухаються в іншому напрямі. Далі процес повторюється. Випромінювання рухається назовні не по прямій, на що пішло б кілька секунд, а по ламаній, витрачаючи приблизно 10 млн років. До того ж, на своєму довгому шляху випромінювання зазнає значних змін. Атом, поглинувши високоенергійний γ-квант, як правило, випромінює кілька квантів зі меншими енергіями. Таким чином, жорстке γ-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового перевипромінювання виходить на поверхню переважно у формі видимого світла.

Над зоною променистої рівноваги розташована конвективна зона. Температура у ній швидко зменшується з віддаленням від центра Сонця, а енергія з глибини вгору переноситься в основному за допомогою конвекції, хоча променеве перенесення теж має місце.

Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою. У ній утворюються всі йди випромінювання, які випромінює зоря. Найглибший і найщільніший шар атмосфери — фотосфера — завтовшки близько 300 км. Температура фотосфери збільшується з глибиною і в середньому дорівнює 6000 К. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називають поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце — розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від латинського granulumзернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3 млн. гранул. Середній діаметр гранули 700 км й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на цьому місці. Картина грануляції схожа на ту, що спостерігаємо на поверхні кропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають із надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки — місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від грецького cromaколір). Товщина сонячної хромосфери понад 12000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке облямовує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від латинського spiculumвістря, кінчик) — тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених знач­но гарячішаю плазмою. Одночасно є близько 30000 спікул, кожна з яких іс­нує 2-5 хв. Висота спікули може досягати 10 тис. км. Речовина спікули, під­німаючись зі швидкістю до 20 км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну ко­рону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається коро­ною. Вона простягається на величезну відстань — понад 10R? , а температу­ра в ній підвищується до 2•106К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і Місяця в повні, тому побачити її на фоні яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу — коронографа — вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, α-частинок, іонів), який називають сонячним вітром.

У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми аркоподібної чи фонтаноподібної форми — протуберанці (від латинського proturberoздуватись). Деякі з них місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. їх називають спокійними. По-іншому розвиваються еруптивні протуберанці. Раптово зі швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз. Спостерігались еруптивні протубера­нці заввишки понад 1,5•106 км. Температура речовини протуберанця в сотні разів менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж бі­льша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним по­лем.

У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити темні плями, які виникають у фотосфері. Коли ж світило низько над горизонтом, то крізь імлу на сонячному диску неозброєним оком іноді можна помітити темні плями. Згадки про такі спостереження є в літописах та історичних хроніках багатьох народів. У Західній Європі сонячні плями уперше були виявлені при телеско­пічних спостереженнях Сонця Г. Галілеєм.у грудні 1610 р. У той час помил­ково вважали, що сонячні плями— це вершини сонячних гір, які прогляда­ють поміж хмар. За рухом сонячних плям встановлено не тільки обертання Сонця навколо осі, але й зональний характер цього обертання. Сонце оберта­ється в тому ж напрямі, що й планети навколо нього. Площина екватора утворює із площиною екліптики кут 7°15'. Сидеричний період обертання то­чок на екваторі Сонця дорівнює 25 діб, а біля полюсів — 30 діб.

Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніша частина — тінь, або ядро, — оточена півтінню. Розміри плям різноманітні і можуть сягати 200 000 км. На фоні яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір — червонуватий. Осо­бливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індукти­вністю до 0,5 Тл (у середньому в фотосфері індукція магнітного поля 0,0001-0,001 Тл). Магнітне поле перешкоджає рухові плазми, сповільнює конвекцію і у такий спосіб послаблює доступ енергії з надр Сонця. Тому температура у плямах на 1000-1500 К нижча ніж у фотосфері. Зазвичай плями з'являються групами. У групах вирізняються дві найбільші плями — ведуча та хвостова, які мають протилежну полярність магнітного поля. Сонячні плями — нестій­кі утворення. їхня форма та кількість постійно змінюється. Найчастіше плями виникають в екваторіальній зоні Сонця.

Поряд із плямами у фотосфері часто видно факели — світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200-300 К вища. Деякі факели існують тижнями.

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. Її проявами є плями, факели, проту­беранці, спалахи. Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спо­стереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.

Одним із найважливіших її проявів є спалахи — різкі збільшення яск­равості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Трива­лість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи три­вають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 год. При цьому вивільняється значна кі­лькість енергії — до 1025 Дж — і в міжпланетний простір зі швидкістю 30000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах ча­стинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються спри­ятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Свідченням цьо­го є значна кількість ядер дейтерію та тритію, виявлених у потоках викинутої при спалаху сонячної речовини. Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.

Існує чимало зручних способів кількісно оцінити рівень сонячної ак­тивності. Найпростіший і найраніше запроваджений індекс сонячної актив­ності — число Вольфа (Р. Вольф (1816-1893) — швейцарський астроном):

W=10 • g + f , де g – кількість груп плям, f – загальна кількість плям.

Наприклад, якщо плям нема, то W = 0; якщо є одна пляма (відповідно одна група), то W=11; якщо є 4 групи, у яких загалом 15 плям, W= 10•4 + 15 = 55.

У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям (числа Вольфа більші від 100), факелів та потужних протуберанців, часто відбуваються сильні спалахи. Виявляється, що загальна форма корони змінюється: в роки максимуму сонячної активності корона майже сферична, а в роки мінімуму вона сильно витягнута уздовж екватора.

У 1844 році Г. Швабе (1789-1875) виявив 11-річний цикл сонячної ак­тивності. Мріючи відкрити невідому внутрішню планету, він сподівався по­бачити її проходження по диску Сонця. (Яка це була б планетна конфігура­ція?) Для цього протягом 25 років ретельно фіксував появу і кількість соняч­них плям. Планету Швабе, звичайно, не відкрив, зате виявив 11-річний пері­од зміни кількості сонячних плям. Пізніше Р.Вольф, використовуючи дані телескопічних спостережень за Сонцем протягом тривалого часу, уточнив цю закономірність. У кожному циклі активність Сонця зростає близько 4 років, а потім 7 років затухає. Вчені ведуть умовну нумерацію циклів. Першим вва­жають той, що розпочався в 1755 р. З 1996 року триває 23-й цикл.

Коли сонячна активність досягає свого піку, щодоби може ставатися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8 хв 20 с після спалаху потужній потік жорс­ткого електромагнітного випромінювання сягає Землі, створюючи додаткову іонізацію повітря. Внаслідок цього погіршується короткохвильовий радіо­зв'язок. Згодом орбіти нашої планети досягають підсилені спалахом потоки сонячного вітру і значно деформують магнітосферу Землі. Виникають маг­нітні бурі — сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля. Під час магнітних бур з'являються полярні сяйва, виникають порушення телеграфно-телефонного зв'язку, погіршується сон та самопочуття людей, збільшується кількість інсультів та інфарктів. Сильні магніті бурі можуть навіть провоку­вати землетруси в сейсмічно активних районах Землі. Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки ма­ксимуму активності світила швидше ростуть дерева, підвищується розмно­ження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).

Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сон­ця — так звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а також значна кіль­кість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне за­вдання служби Сонця — реєстрація центрів сонячної активності та всіх соня­чних спалахів.




© 2008-2012 Лекції по астрономії | Povered by Nano-CMS | Бесплатный хостинг