АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

ТЕМА 2.2. ФІЗИКА ЗІР І МІЖЗОРЯНОГО СЕРЕДОВИЩА

§ 16. ПОНЯТТЯ ЗОРІ. НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ - СОНЦЕ

Здавна зорі були для наших пращурів таємничими незмінними небесними світилами. Водночас свою залежність від Сонця люди зрозуміли дуже давно,

адже практичний досвід свідчив - без його тепла життя неможливе. Тому не дивно, що майже всі народи світу поклонялися йому та обожнювали Сонце.

1. Зоря як небесне тіло.

Самосвітна газова куля, утримувана в стані рівноваги власною гравітацією і внутрішнім тиском, у надрах якої відбуваються (або колись відбувались) реакції термоядерного синтезу - ось що таке зоря. В надрах зір при температурах у десятки мільйонів кельвінів (10 млн - 40 млн К) і величезних густинах тиск становить мільярди атмосфер. За таких умов зоря може перебувати в стаціонарному стані лише завдяки тому, що в кожному її прошарку внутрішній тиск газу врівноважений дією гравітації. Такий стан називають гідростатичною рівновагою.

Рис. 16.1. Існування зорі можливе за умови балансу двох сил: гравітації та сили газового тиску

Для стаціонарного стану зорі властива не лише гідростатична (механічна) рівновага, але й теплова. Теплова рівновага означає, що всю енергію, яка утворюється в надрах зорі, вона випромінює в навколишній простір. Якщо тепловідведення перевищить генерацію енергії, зоря почне стискатися, а отже, розігріватися. Це прискорить термоядерні реакції в надрах, виробіток енергії збільшиться і тепловий баланс знову відновиться. Зорі є стійкими системами, що самі себе регулюють.

2. Загальна будова та фізичні параметри Сонця.

Доступна для прямих спостережень поверхня Сонця - це нижній шар сонячної атмосфери, товщина якого становить приблизно 300 км. Цей шар Сонця - фотосфера (у перекладі з грец. - «сфера світла») - у вигляді світла й тепла випромінює практично всю енергію, яку виділяє наше світило. Температура фотосфери в середньому становить 6000 градусів за шкалою Кельвіна і зростає з глибиною.

Тривалий час було незрозумілим, чому в Сонця - вогняної газової кулі - є така різка межа, адже край сонячного диска окреслений дуже чітко? Виявилось, до Землі видиме світло приходять тільки з фотосфери - з більшої глибини внаслідок непрозорості речовини верхніх шарів воно не доходить. Оскільки 300 км фотосфери майже ніщо у порівнянні з розмірами Сонця, ми й бачимо його край дуже чітким.

Фотосфера Сонця неоднорідна, вона має зернисту структуру (рис. 16.2). Ці «зерна», розділені темними вузькими проміжками, - гранули з розмірами в кілька сотень кілометрів - повсякчас виникають і розпадаються. Існують вони лише кілька хвилин, і тому складається враження, що поверхня Сонця безупинно кипить. Таке кипіння поверхні нашої зорі - наслідок конвекції сонячної речовини, а гранули є вершинами конвективних потоків. Розжарений газ, піднявшись із глибини Сонця до поверхні, охолоджується і знову опускається в надра.

Рис. 16.2. Фотосфера Сонця (знімок з високим просторовим розділенням)

Крім гранул, у фотосфері помітні утворення більших розмірів. Це - супергрануляція. Її складові, що нагадують бджолині стільникові комірки, мають розміри в тисячі кілометрів. Супергранули існують у безупинно змінній фотосфері набагато довше гранул - приблизно добу. Такої стійкості їм надає пов'язане з кожною коміркою магнітне поле.

Гранули й супергранули на поверхні Сонця - це постійні утворення, тоді як інші деталі фотосфери - плями й факели - виникають лише від час до часу (§ 18).

Над фотосферою лежить хромосфера (у перекладі з грец. - «забарвлена сфера»), шар розрідженого газу, що простягається на висоту 10-14 тис. км. Свою назву вона отримала за властивий їй червоний колір (рис. 16.3 а). Хромосферу можна спостерігати на початку й наприкінці повного сонячного затемнення, коли червоно-оранжеве кільце на мить обрамляє місячний диск. Нині з допомогою спеціальних приладів є змога спостерігати й вивчати хромосферу Сонця в будь-який час, а не тільки під час затемнення.

Рис. 16.3. Хромосфера Сонця:

загальний вигляд (а) та її тонка структура (б)

Сонячна хромосфера повсякчас перебуває в русі: її можна порівняти з великою кількістю дрібних фонтанів. Окремі струмені розжареного газу, спікули, піднімаються на висоту до 10 тис. км, згинаються й нахиляються, наче язики полум'я над вогнищем (рис. 16.3 б).

Під час повних сонячних затемнень можна спостерігати не лише хромосферу, але й сонячну корону - зовнішній, найпротяжніший шар атмосфери Сонця. З допомогою спеціального телескопа - коронографа, в фокусі об'єктива якого розміщено диск («штучний місяць»), корону, як і хромосферу, можна спостерігати з поверхні Землі не лише під час затемнення.

Вигляд сонячної корони залежить від сонячної активності. В роки її максимуму корона дуже розлога й тягнеться іноді на кілька сонячних радіусів від Сонця, а в роки мінімумів вона, зазвичай, має менші розміри й витягнута вздовж сонячного екватора.

Будова корони не однорідна: в ній можна спостерігати промені, дуги, окремі згущення речовини. Вигляд корони та її деталі нерозривно пов'язані з нижніми шарами атмосфери, а також з явищами, що там відбуваються. Вивчення фотографій, одержаних під час різних затемнень, допомогло встановити, що зовнішній край корони, тягнучись на великі відстані від Сонця, наче випаровується в міжпланетний простір.

Рис. 16.4. Сонячна корона у рік максимуму (ліворуч) і мінімуму (праворуч) активності Сонця

Сонячна корона 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. Поширюючись далеко за орбіти планет-гігантів, він утворює велетенську геліосферу. Зона, де частинки через взаємодію з розрідженим міжзоряним газом втрачають свою кінетичну енергію й 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. Всі ці утворення відносять до проявів активності Сонця, що змінюється циклічно.

Внутрішня будова Сонця. В 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 оточує зона променистого переносу енергії і далі - конвективна зона. Над ними лежить зовнішня оболонка Сонця - атмосфера.

Хоча ядро Сонця прямо побачити не можна, фізичні умови в ньому відомі досить точно. Температура речовини ядра становить 15 · 10⁶ К, а густина - майже 100 г/см³. Саме такі фізичні умови потрібні для для того, щоб відбувалися термоядерні реакції.

Фізичні параметри Сонця. Сонце складається головно з водню, на частку якого припадає майже 71 % усієї маси світила. Близько 27 % маси Сонця становить гелій, а 2 % - це інші хімічні елементи, серед яких є вуглець, азот, кисень, метали.

Фізичні параметри Сонця для зручності їх сприйняття подано в таблиці 16.1.

Таблиця 16.1

Фізичні параметри Сонця

ТИПОВА ЗАДАЧА

З поверхні Землі диск Сонця видно під кутом 0,5°, а відносно велика фотосферна гранула — приблизно під кутом β = 0,6". Знайдіть розміри такої гранули в км.

Розв'язання: Візьмемо значенняR = 7 · 10⁵ км, цей радіус видно із Землі під кутом α = 15'.

Далі з прямокутних трикутників отримуємо співвідношення: β/α = l/R₀·. Звідси l = β/a · R = 467 км.

НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ

• Як зі спостережень за диском Сонця встановити, що воно обертається навколо осі?

ВИСНОВКИ

Зоря - самосвітна газова куля, що існує завдяки балансу двох сил: гравітації, яка утримує газ від розширення, а отже, й розпорошення в космічному просторі, та сили газового тиску, що протидіє гравітації й не дозволяє їй стиснути газ до надщільного стану.