Основні відомості про Сонце

Сонце - звичайна зірка нашої Галактики. Тому такі проблеми, як джерела енергії Сонця, його будова, освіта спектру, є загальними для фізики Сонця і зірок. Для земного спостерігача унікальність Сонця полягає в тому, що це найближча до нас і єдина поки зірка, поверхня якої можна піддати детальному вивченню. Безпосередньо з поверхні Землі Сонце вивчають теле-та оптичними методами.

Со́нце (лат. Sol) — зоря, що є центром Сонячної системи, типова зоря головної послідовності спектрального класу G2. Воно майже ідеально сферичне і являє собою гарячу плазму, сплетену магнітними полями^[12]. При діаметрі приблизно 1.3 млн км, що в 109 разів більше, ніж земний, має масу близько 2 ×10³⁰ кг, що більше земної приблизно в 330 000 разів.

Основні відомості про Сонце
Атмосфера і «поверхня» Сонця. Спостерігачеві Сонце (мал. 18.1) здається ідеально круглим диском, яскравість якого дещо зменшується від центра до чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі — поверхні у звичному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

1. Фотосфера - сліпучо-яскрава оболонка, яку ми безпосередньо бачимо як диск Сонця і розміри якої приймаємо за розміри Сонця. Поверхня фотосфери не однорідна. На поверхні спостерігаються гранули - утворення округлої форми (як рисові зерна) більш світлі у порівнянні з фоном. Лінійні розміри 1500 км. Термін життя - декілька хвилин (2-3 хв). Виникають внаслідок конвекційних потоків.
   
   Темні плями є найпомітнішими утвореннями на фотосфері. Розвинена пляма складається з темного центрального ядра, або тіні, приблизно круглої форми і більш світлої облямівки навколо нього, так звана півтінь. Температура плям нижча від температури навколишньої фотосфери на 100⁰-1500⁰С. Тому за контрастом ядра плям здаються зовсім чорними. Плями то з'являються, то зникають, причому групами. Утворення групи починається з появи у фотосфері маленьких темних точок - "пори". З цих "пор" потім розвиваються дві великі основні плями - групи з великою кількістю дрібніших плям. Час існування плями в середньому 2-3 місяці (від 1 дня до року і більше). Розміри різноманітні: іноді 100 000 км. у поперек. Розподіл плям по поверхні: вони з'являються тільки в екваторіальній смузі між 30⁰ південної і північної широти; 30⁰-45⁰ рідко, а за 45⁰ паралеллю майже зовсім не з'являються.

2. Потемніння фотосфери в плямах обумовлено придушенням магнітним полем конвективних рухів речовини і, як наслідок, зниженням потоку перенесення теплової енергії в цих областях.

3. Кількість плям на Сонці (і пов'язане з ним число Вольфа) — один з головних показників сонячної магнітної активності.

4. Біля країв сонячного диска, де фотосфера темніша, часто видно так звані факели - області більшої яскравості, ніж навколишня поверхня фотосфери. Факели завжди оточують групи плям. Факели завжди оточують групи плям. Факели зустрічаються не лише в екваторіальних, а і в полярних областях. Т_{факелів} більша на 150⁰ ніж Т_{фотосфери}. Яскравість факелів порівняно з фоном пояснюється тим, що вони трохи підвищуються над фотосферою і в той же час температура їх вища. Над фотосферою, без відокремлення різкою межею, лежить хромосфера, тобто "забарвлена сфера". Під час повних затемнень її видно як облямівку блідо червоного кольору. Ця облямівка складається з незліченних язиків "полум'я", що постійно перебувають у русі. В окремих місцях хромосфери маси розжареної матерії піднімаються значно вище від її середнього рівня. Ці виступи називаються протуберанці. Перші спостерігачі протуберанців поділяють їх на два класи: хмароподібні і вивержені (еруптивні). Перші спокійні і мало мінливі, другі - справжні вогняні фонтани, що швидко змінюють зовнішній вигляд.

5. Число́ Во́льфа (міжнародне число сонячних плям, відносне число сонячних плям, цюрихське число) — назване на честь швейцарського астронома Рудольфа Вольфа; числовий показник кількості плям на Сонці. Є одним із найпоширеніших показників сонячної активності.

6. Число Вольфа для даного дня обчислюється за формулою

7. ,

8. де

9. — число Вольфа;

10. — число плям, що спостерігаються;

11. — число груп плям, що спостерігаються;

— нормувальний коефіцієнт.

Нормувальні коефіцієнти виводяться для кожного спостерігача і телескопу, що дає можливість спільно використовувати числа Вольфа, обчислені різними спостерігачами. За міжнародну систему прийняті числа Вольфа, які в 1849 році розпочала публікувати Цюрихська обсерваторія, і для яких коефіцієнт прийнято вважати рівним 1. В наш час^[Коли?] список всіх спостережень плям і визначення середньомісячних ^[1] і середньорічних^[2] значень чисел Вольфа відбуваються в Центрі аналізу даних щодо впливу Сонця в Бельгії^[3]. Існують також ряди чисел Вольфа, відновлені за непрямими даними для епохи, що передували 1849 року.

Солнце не бессмертно! Увы, ученые доказали, что звезда, дарующая жизнь людям, может погибнуть. Астрономы говорят о том, что продолжительность жизни светила равна примерно 13 миллиардам лет, из которых 5 миллиардов оно уже прожило. Все время, которое осталось до конца, Солнце будет разогреваться, постепенно увеличиваться в размерах, и из желтого карлика превратится в красного гиганта, который в диаметре будет в 170 раз больше. Огромное светило расплавит Венеру, поглотит Меркурий, а Землю превратит в безжизненную и безводную, раскаленную скалу. Вследствие того, что Земля будет вращаться на очень небольшом расстоянии от солнца, то фактически, она будет двигаться по спирали к нему. Возможно, планета упадет в светило, если успеет, ведь продолжительность его жизни в качестве гиганта не превысит 200 миллионов лет.

В том случае, если планете удастся пережить это, то будущее ее все равно будет очень печальным. Когда Солнце превратит в гелий весь водород, то под действием силы собственной гравитации будет сжиматься и падать внутрь себя. Этот процесс может длиться совсем немного времени. А внешняя оболочка, которая будет стремительно сжиматься, нагреется до гигантских температур. И в самом конце Солнце сожмется до размеров маленькой звездочки, белого карлика, который по размерам будет не больше Земли. Вокруг воцарится холод и мрак. Через несколько миллионов лет новая звезда остынет, и превратится из белого карлика в черный – сверхплотный мертвый объект, который по гравитационной силе и весу будет равен сегодняшнему Солнцу.

Правда, большинство астрономов говорят о том, что произойдет это не раньше, чем через 8 миллиардов лет. Хотя есть часть ученых, которые утверждают, что гибель звезды по имени Солнце может произойти значительно раньше. Причиной тому может послужить взрыв сверхновой, который происходит следующим образом: термоядерные реакции синтеза, которые происходят в ядре звезды, превращают простые вещества в более сложные, выделяя при этом большое количество энергии. Когда появляется железо, процесс превращения заканчивается. В недрах звезды тем временем начинает формироваться железное ядро, которое растет, пока не сломает структуру атомов, составляющих его. Это приведет к тому, что электроны, находящиеся в атомах, упадут с орбит, соединятся с протонами, и образуют нейтрино и нейтроны. Будет сформировано нейтронное ядро, а нейтрино понесутся в космос, и все это случится за несколько секунд. Одновременно диаметр самого ядра уменьшится в несколько миллионов раз. И между этим маленьким ядром и внешней оболочкой появится вакуумная прослойка, в которую и начнет проваливаться оболочка, постепенно нагреваясь до высоких температур. Когда оболочка упадет на нейтронное ядро, то отскочит от него, подобно каучуковому шарику. В результате этого отскока произойдут многочисленные термоядерные взрывы, подпитанные нейтринным потоком. Проще говоря, внешняя звездная оболочка взорвется и разлетится по всей Вселенной, а сама звезда ежесекундно будет выбрасывать столько энергии, сколько выбрасывает Солнце за десять тысяч лет. Сам взрыв, вполне вероятно, будет продолжаться на протяжении нескольких месяцев.

И даже несмотря на то, что большая часть астрофизиков уверена в том, что участь сверхновой Солнцу не грозит из-за небольших размеров, некоторые с этим утверждением не согласны.

Сонячна активність — це складний комплекс різноманітних утворень на сонячній поверхні: факелів (ділянок з підвищеною яскравістю), плям (ділянок із зниженою яскравістю), протуберанців (підняття речовини над сонячною поверхнею) хромамосферних спалахів (короткочасних яскравих спалахів). Сонячна активність змінюється циклічно. Існує 11-річний цикл активності Сонця. Під час цих явищ відбувається вихід на поверхню Сонця сильних локальних магнітних потоківЗгодом цей індекс стали називати числом Вольфа. Виявилося, що чергування максимумів і мінімумів ряду чисел Вольфа відбувається не строго періодично, а через інтервали часу, що коливаються в межах від восьми до п'ятнадцяти років. Однак у різні епохи інтервал виявлявся однаковим, в середньому - близько одинадцяти років. Тому явище стали називати 11-річним циклом сонячної активності.

На початку циклу плям на Сонці майже зовсім немає. Потім за кілька років їх кількість збільшується до деякого максимуму, після чого трохи повільніше вона знову зменшується до мінімуму. З урахуванням чергування магнітної полярності плям біполярних груп і всього Сонця в сусідніх циклах фізично більш обґрунтований 22-річний цикл сонячної активності. Є дані про існування більш тривалих циклів: 35-річного (цикл Брюкнера), вікового (80-130 років) і деяких інших.

За останні 150 років було висловлено багато гіпотез щодо природи джерел енергії Сонця і зір. Зрештою було з'ясовано, що реальне значення мають лише такі джерела як гравітаційне стискання і термоядерний синтез.

За сучасними уявленнями, зорі формуються з фрагментів газово-пилових хмар. У центрі такої хмари виникає зародок зорі, на який «намагається» впасти вся навколишня речовина. У процесі падіння потенціальна енергія перетворюється в кінетичну, а та, у свою чергу, внаслідок зіткнень окремих частинок перетворюється в теплову енергію. І якщо спочатку температура у згаданому фрагменті була низькою, то зі зменшенням радіуса майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати.

З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання протозоря випромінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навколишній простір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі.

За сучасної світності Сонця і значенні його потенціальної енергії  неважко підрахувати, що Сонце висвітило б половину цієї енергії за 24 млн років, і якби не існувало інших джерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування. Тому гравітаційне стискання може бути джерелом енергії зір лише на відносно коротких етапах їхнього розвитку.

У процесі стискання протозорі зростає температура в її центрі, і через деякий час вона може досягти величини 10 000 000 К. За такої температури починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Першою і найефективнішою з реакцій термоядерного синтезу в умовах Сонця є утворення з чотирьох протонів ядра атома гелію.

Винятково важливою обставиною є те, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ця втрата маси, що називається дефектом маси, і є причиною виділення внаслідок ядерних реакцій великої кількості енергії.

Реакції синтезу гелію і енерговиділення, яке їх супроводжує, найбільш інтенсивно відбуваються в центрі Сонця, де температура і тиск найвищі. Вони загалом можуть перебігати двома шляхами.

Найістотнішою в надрах Сонця є реакція протон-протонного (р-р) циклу. Цикл починається з украй рідкісної події - перетворення протона на нейтрон при його особливо тісному зближенні з іншим протоном; ця подія називається B-розпадом протона, бо під час розпаду утворюється позитивна B-частинка — позитрон.

Виникає питання: якщо у надрах Сонця відбуваються ядерні реакції, то що регулює їхню швидкість, чому Сонце не вибухає, як термоядерна бомба? Відповідь приховується у першій із трьох реакцій циклу. Ймовірність того, що при зближенні двох протонів один із них перетвориться в нейтрон , надзвичайно мала. Ця подія може відбутись один раз на 14 млрд років. За такий час число протонів у певному об'ємі зменшується удвічі. І тільки тому, що число протонів у Сонці надзвичайно велике, цих реакцій відбувається достатньо для того, щоб підтримувати необхідну для їхнього перебігу температуру.

У другому, вуглецево-азотному циклі, також із чотирьох ядер водню (протонів) утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ця реакція значно менш істотна в умовах Сонця, бо потребує як більшого вмісту вуглецю, так і вищої температури в його надрах.

Маючи таке джерело енергії як термоядерний синтез, Сонце може світити близько 10 мільярдів років.

Продукты протон-протонного цикла[править | править вики-текст]

Конечным продуктом цепочки ppI, доминирующей при температурах от 10 до 14 миллионов градусов, является ядро атома гелия, возникшее в результате слияния четырёх протонов с выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Цикл включает в себя три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро ³He; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождаются два протона.

• p + p → ²H + e⁺ + ν_e + 0,42 МэВ^[4]

• ²H + p → ³He + γ + 5,49 МэВ.^[5]

• ³He + ³He → ⁴He + 2p + 12,85 МэВ.^[6]

• 1 эВ = 1,602 176 6208(98)·10⁻¹⁹ Дж

Вуглецево-азотний цикл (також цикл Бете-Вейцзекера або CNO-цикл) — ланцюжок термоядерних реакцій, внаслідок яких водень перетворюється на гелій та виділяється енергія^[1][2][3]. Запропонований 1938 року Гансом Бете ^[4] (та незалежно від нього — Карлом Вейцзекером^[5]) як джерело енергії звичайних зір із температурою в центральній частині близько 20 млн K.

Розгалужений процес, що складається з чотирьох основних гілок. Головну роль у виділенні енергії відіграє найвідоміша перша гілка^[2]. Вона складається з таких реакцій:

• ¹²C + ¹H → ¹³N + γ + 1,95 МеВ (1,3·10⁷ років^{[Джерело?]})

• ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e + 1,37 МеВ (7 хвилин)

• ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ + 7,54 МеВ (2,7·10⁶ років^{[Джерело?]})

• ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7,29 МеВ (3,2·10⁸ років)

• ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e + 2,76 МеВ (82 секунди)

• ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He + 4,96 МеВ (1,12·10⁵ років)

Кількість ядер вуглецю й азоту в реакціях циклу не змінюється: вони є лише каталізаторами в перетворенні чотирьох протонів на α-частинку та γ-кванти.

Ланцюжок кожної гілки вуглецево-азотного циклу містить дві реакції бета-розпаду, швидкість яких не залежить від зовнішніх умов. У надрах зір головної послідовності ці реакції є найшвидшими й загальна швидкість енерговиділення визначається перебігом реакцій за участю протонів.
Водночас протони беруть участь у реакціях водневого циклу, але швидкість протонних реакцій вуглецево-азотного циклу залежить від температури набагато сильніше, ніж відповідних реакцій водневого циклу. Тому вуглецево-азотний цикл є переважним джерелом енергії для зір, температура в ядрі яких перевищує 15 млн K. Це зорі з масою більше 1,2М_☉^[2].

Під час спалахів наднових реакції вуглецево-азотного циклу відбуваються за температур близько 80 млн K і бета-розпад стає, навпаки, найповільнішою ланкою циклу. Нестійкі ядра не встигають розпадатися й беруть участь у нових ядерних реакціях за участю протонів та альфа-частинок. У цьому випадку кількість гілок циклу значно збільшується й він набуває заплутаного характеру. Такий вуглецево-азотний цикл називають гарячим^[2].

1. Запропонуйте спосіб спостережень сонячної корони не під час затемнення Сонця. Відповідь. Під час сонячного затемнення диск Місяця перекриває яскравий диск Сонця, що й дозволяє спостерігати корону. Отже, щоб спостерігати корону Сонця не під час затем­нення, необхідно перекрити сонячний диск, наприклад, «штучним» Місяцем — спеціальною пластинкою в телескопі, за допомогою якого спостерігають Сонце.

Зовнішні шари Сонця — це його атмосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Фотосфера (з грец. — «сфера світла») — це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно на-зивають поверхнею Сонця.

Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, випромінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н₂, ОН, СН.

Над фотосферою лежить наступний шар атмосфери Сонця — хромосфера (з грец. — «забарвлена сфера», мал. 18.3). її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 К у її верхніх шарах.

Над хромосферою знаходиться найпро-тяжніший шар сонячної атмосфери — сонячна корона. Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних радіусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні, а тому спостерігається лише під час повної фази сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячним тяжінням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середовище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концентрації частинок 1-10 в 1 см3.

Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, сонячний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем.

Безпосередньо спостерігати рух Сонця відносно зір неможливо, так як вдень не видно зір. Але переміщення Сонця можна помітити, спостерігаючи на протязі достатньо довгого часу розміщення сузір’їв в один і той же час після заходу Сонця (наприклад, опівнічі). Опівнічі в верхній кульмінації завжди знаходяться ті зорі, пряме сходження яких майже на 180^о відрізняється від прямого сходження Сонця. Спостереження показують, що в кожну наступну північ кульмінують зорі, пряме сходження яких приблизно на 4^m(1^о) більше прямого сходження зір, що кульмінували в попередню північ. Отже і пряме сходження α Сонця щодобово зростає ≈ на 4^m.

Це означає, що крім добового руху з сходу на захід (зумовленого обертанням Землі навколо своєї осі) Сонце помалу переміщується на фоні зір із заходу на схід (назустріч добовому обертанню неба). А за рік здійснює по небесній сфері один оберт (360^о).

Площина в якій рухається Земля навколо Сонця, співпадає з площиною видимого річного руху Сонця відносно зір, називається площиною екліптики. Перетин цієї площини з небесною сферою називається екліптикою.

Причиною видимого руху Сонця серед зір є дійсний рух Землі навколо Сонця. За рік наша планета робить повний оберт навколо Сонця, а воно, відповідно, за цей час проходить через ряд сузір’їв небесної сфери. Видимий рух Сонця

Сонце

Мінімум/максимум активності Сонця. Число Вольфа .

Сонячна активність — це складний комплекс різноманітних утворень на сонячній поверхні: факелів, плям, протуберанців хромамосферних спалахів.

Чому Сонце гріє або термоядерні реакціі в світилі

Гравітаційне стиснення зорі

Термоядерний синтез

Протон-протонний цикл

Вуглецево-азотний цикл

У центрі такої хмари виникає зародок зорі, на який «намагається» впасти вся навколишня речовина.

Реакції протон-протонного циклу

Рекції вуглецево-азотного циклу

12 C + 1 H → 13 N + γ + 1,95 МеВ (1,3·10 7 років)

13 N → 13 C + e + + ν e + 1,37 МеВ (7 хвилин)

13 C + 1 H → 14 N + γ + 7,54 МеВ (2,7·10 6 років)

14 N + 1 H → 15 O + γ + 7,29 МеВ (3,2·10 8 років)

15 O → 15 N + e + + ν e + 2,76 МеВ (82 секунди)

15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 4,96 МеВ (1,12·10 5 років)

p + p → 2 H + e + + ν e + 0,42 МэВ

2 H + p → 3 He + γ + 5,49 МэВ.

3 He + 3 He → 4 He + 2p + 12,85 МэВ.

Аби уявити

1 эВ = 1,602 176 6208(98)·10 −19 Дж

Чому Сонце не вибухає?

Видимий рух Сонця