Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
даўжынях хваль) і інтэнсіўнасцях гэтых фраўнгоферавых ліній мож-на вызначыць, якія хімічныя элементы прысутнічаюць у сонечнай
атмасферы (рыс. 19.1).
Ужо атаясамлена звыш 30 тыс. ліній для 70 хімічных элемен-
таў, якія прысутнічаюць у атмасферы Сонца. Для лепшага распа-знавання фраўнгоферавых ліній спектр Сонца максімальна «рас-цягваюць» з дапамогай аптычных прылад (рыс. 19.2). Для зручнасці
ўвесь спектр разрэзаны на часткі і кожная палоска паслядоўна
размешчана адна пад другой. Як бачым, нават на такім моцна «расцягнутым» ры-сунку спектра многія лініі зліваюцца. Фраўнгоферавы лініі па інтэнсіўнасці і шырыні вельмі разнастайныя.
Аналіз інтэнсіўнасцей спектральных ліній паказаў, што пераважным элементам на Сонцы з’яўляецца вадарод.
3. Унутраная будова. На аснове зве-стак аб радыусе, масе, свяцільнасці Сон-ца і фізічных законаў (якія з прычыны сваёй універсальнасці прыдатныя і для іншых нябесных цел) можна атрымаць інфармацыю аб ціску, шчыльнасці, тэм-пературы і хімічным саставе на розных адлегласцях ад цэнтра Сонца. Пры на-бліжэнні да цэнтра Сонца ўзрастаюць,
Рыс. 19.2. Агульны выгляд спектра Сонца
128
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКА
Табліца 19.1
МАДЭЛЬ УНУТРАНАЙ БУДОВЫ СОНЦА
Адлегласць ад цэнтра R/R Тэмпература Т, К Ціск Р, Па Шчыльнасць р, хЮ3 кг/м3
0 1,5-10' 2,2 10’6 150
0,2 1,0 10' 4,6 10,s 36
0,5 3,4-10‘ 6,1-10” 1,3
0,8 1,3-10‘ 6,2 10" 0,035
0,98 1,0-10‘ 1,0-10’ 0,001
дасягаючы максімальных значэнняў, тэмпература, ціск і шчыль-насць. Хімічны састаў Сонца на розных глыбінях таксама адроз-ніваецца: працэнтная колькасць вадароду самая малая ў цэнтры.
Высокі ціск унутры Сонца абумоўлены дзеяннем слаёў, якія ляжаць вышэй. Сілы прыцягнення імкнуцца сціснуць Сонца. Ім процідзейнічаюць пругкаснь гарачага газу і ціск выпрамянення, якія ідуць з нетраў. Гэтыя сілы імкнуцца расшырьшь Сонца. Прыцяг-ненне, з аднаго боку, а пругкасць газаў і йіск выпрамянення, з дру-гога — ураўнаважваюць адно аднаго. Раўнавага мае месца ва ўсіх слаях ад паверхні да цэнтра Сонца. Такі стан Сонца і зорак назы-ваецца гідрастатычнай раўнавагай. Гэта нростая ідэя была прапана-вана ў 1924 г. англійскім астрафізікам Артурам Эдынгтанам. Яна дала магчымасць скласці ўраўненні, па якіх разлічваюць мадэлі ўнутранай будовы Сонца, а таксама іншых зорак. Такія мадэлі ўяў-ляюць сабой сукупнасць параметраў зорнага рэчыва (тэмпература, ціск, шчыльнасць і г. д.) на розных глыбінях. У табл. 19.1 прыве-дзена так званая мадэль унутранай будовы Сонца, г. зн. залежнасйь
яго фізічных уласцівасйей ад
Рыс. 19.3. Унутраная будова Сонца
глыбіні.
Як відаць з таблійы, тэмперату-ра ў нетрах Сонца дасягае 15 млн градусаў. Менавіта ў гэтай зоне ге-нерыруецца энергія Сонца. Сонеч-нае рэчыва ў асноўным складаецца з вадароду. Пры вялізных цісках і тэмпературах пратоны (ядры ва-дароду) рухаюцца са скарасцямі ў сотні кіламетраў у секунду. Унутры Сонца (на адлегласцях да 0,3 ра-дыуса ад нэнтра; рыс. 19.3) ствара-юцца ўмовы, спрыяльныя для пра-цякання тэрмаядзерных рэакцый злучэння атамаў лёгкіх хімічных
129
элементаў у больш цяжкія атамы. 3 ядзер вадароду ўтвараецца другі з самых лёгкіх элементаў — гелій. Для ўтварэння аднаго ядра гелію патрабуецца 4 ядры вадароду. На прамежкавых стадыях утвараюцца ядры цяжкага вадароду (дэйтэрыю) і ядры ізатопа He3. Гэта рэакцыя называецца пратон-пратоннай (рыс. 19.4). Пры рэакцыі невялікая ча-стка масы ядзер вадароду губляецца і пераўтвараецца ў вялізную колькасць энергіі. Энергія, якая выдзяляецца, падтрымлівае выпра-мяненне Сонца. Праз слаі, якія абкружаюць цэнтральную частку зоркі, гэта энергія перадаецца ў вонкавую частку. У прамежку ад 0,3 да 0,7 радыуса ад цэнтра Сонца знаходзіцца зона праменнай раўнавагі энергіі, дзе энергія распаўсюджваецца праз паглынанне і выпрамяненне гама-квантаў. Тыя гама-кванты, што нараджаюцца ў цэнтры Сонца, маюць энергію ў мільёны разоў большую, чым энергія квантаў бачнага святла. Даўжыня хвалі гама-квантаў вельмі малая. У працэсе паглынання квантаў атамамі і далейшага іх пе-равыпрамянення адбываецца паступовае памяншэнне іх энергіі і павелічэнне даўжыні хвалі. Магутныя гама-кванты паступова драбняцца на менш энергетычныя: узнікаюць рэнтгенаўскія, ультра-фіялетавыя і, нарэшце, бачныя і інфрачырвоныя прамяні.
На працягу апошняй трэці радыуса Сонца знаходзіцца канвек-тыўная зона. У ёй энергія перадаецца не выпрамяненнем, а за кошт канвекцыі (перамешвання). Прычына ўзнікнення канвекцыі ў вон-кавых слаях Сонца такая ж, як і ў сасудзе з кіпенем: колькасць энергіі, якая перадаецца ад награвальніка, значна большая за тую, што адводзіцца цеплаправоднасцю. Таму рэчыва вымушана пры-ходзіць у рух і само пачынае пераносіць цяпло. Канвектыўная зона распасціраецца практычна да самай бачнай паверхні Сонца (фота-сферы).
4. Крыніцы энергіі. Аналіз хімічнага саставу зямных, месяцавых парод і метэарытаў паказвае на тое, што Сонечная сістэма ўтварылася
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКД
VI
Рыс. 19.4. Схема прагон-пратоннай рэакцыі: р — пратон (Н); п — нейтрон; D — ядро дэйтэрыю; He3, He4 — ядры ізатопаў гелію; е+ — пазітрон; v — нейтрына; у — квант выпрамянення
0 $
Рыс. 19.5. Энергія ад ядра Сонца пе-радаецца выпрамя-неннем. Ля паверхні галоўным перанос-чыкам становіцца канвекцыя
130
....і.........
< каля 4,7 млрд гадоў таму. Сонца, па сучасных даных, існуе каля ° 5 млрд гадоў. За апошнія 3 млрд гадоў яго свяцільнасць амаль не 5 ; змянілася. Тады поўная энергія Сонца, выдзеленая за гэты час, роў-5 ная Е@^ L@ t = 3,5 1043 Дж. Раздзелім гэтую велічыню на поўную 4 масу Сонца і атрымаем, што кожны кілаграм сонечнага рэчыва < выдзеліў каля 1,8-10І3 Дж энергіі. Рэальна гэтая велічыня яшчэ боль-о шая, паколькі мы не ўлічылі яшчэ першыя 2 млрд гадоў. Ніводнае хімічнае паліва не можа забяспечыць такое ж выдзяленне ўнутранай энергіі, як 1 кг сонечнага рэчыва.
У сярэднім Сонца губляе прыкладна 4 млн тон вадароду ў секун-ду. На першы погляд гэта велічыня здаецца велізарнай. Але яна мізэрная ў параўнанні з поўнай масай Сонца. Разлікі паказваюць, што вадароду ў нетрах дастаткова для падтрымання свячэння Сон-ца на сучасным узроўні яшчэ на працягу 5 млрд гадоў.
Пытанні і практыкаванні
1. Як можна вылічыць масу Сонца? 2. Што такое сонечная пастаянная? Як яе вызначылі? 3. Што разумеюць пад свяцільнасцю Сонца? Чаму яна роўная? 4. Якія хімічныя элементы пераважаюць у саставе Сонца? 5. Апі-шыце ўнутраную будову Сонца. 6. На якія зоны ўмоўна падзяляюцца не-тры Сонца? Якія працэсы адбываюцца ў кожнай з гэтых зон? 7. Што з’яў-ляецца крыніцай сонечнай энергіі?
20.
БУДОВА СОНЕЧНАЙ АТМАСФЕРЫ
1. Фотасфера. Дыск Сонца мае выразны абрыс. Гэта адбываец-ца таму, што практычна ўсё бачнае выпрамяненне Сонца выдзяля-
Рыс. 20.1. Адна з сонечных плям і фотасферная грануляцыя
ецца з вельмі тонкага слоя — фота-сферы. Таўшчыня фотасферы не перавышае 300 км. Самыя прыкмет-ныя аб’екты на Сонцы — гэта цём-ныя плямы (гл. рыс. 19.3), адна з якіх у павялічаным выглядзе паказана на рыс. 20.1. Дыяметры плям часам да-сягаюць 200 тыс. км. Зусім маленькія плямы называюць сітавінамі. Уся фо-тасфера Сонца выглядае як сукуп-насць яркіх плям — гранул, падзеленых паміж сабой вузкімі і менш яркімі прамежкамі. Памер кожнай з гра-
131
нул — каля 700 км. Рысунак, які ўтвараюць гранулы, пастаянна мя-няецца (літаральна за 5—10 мін яны паспяваюць з’явіцца і знікнуць). Плазма ў гранулах падымаецца ўгару, а ў міжгранульных прамежках апускаецца ўніз. Таму розніца тэмператур гранул і цёмных прамеж-каў дасягае 600 К. Працэс пастаяннага ўзнікнення і знікнення гра-нул у фотасферы называецца грануляцыяй.
Карціна сонечных плям, хоць і крыху павольней, таксама па-стаянна мяняецца: плямы з’яўляюцца, растуць і распадаюцца (рыс. 20.2). Час жыцця груп плям складае два ці тры абароты Сон-ца вакол сваёй восі. Плямы больш халодныя, чым навакольнае рэ-
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКА
чыва, і таму на агульным фоне сонечнага дыска выглядаюць больш цёмнымі. Сонечныя плямы звычайна з’яўляюцца групамі ў межах невялікага ўчастка, выцягнутага паралельна экватару. У групе па
памерах вылучаюцца дзве плямы: галоўная (заходняя) пляма, якая ідзе ўперадзе па вярчэнні Сонца, і хваставая.
Сістэматычныя назіранні сонечных плям паказваюць, што Сон-
ца верціцца ў напрамку руху планет і плоскасць сонечнага эквата-
ра нахілена да плоскасці экліптыкі пад вуглом лена, што вуглавая скорасць вярчэння Сонца памяншаецца ад экватара да полюсаў. Перы-яд вярчэння Сонца змяняецца ад 25 сутак на экватары да 30 сутак каля полюсаў.
Шматгадовыя назіранні ўтварэння плям на Сонцы паказалі, што маюць месца цы-клічныя ваганні колькасці плям. Часам іх не бывае зусім, аднак іншы раз адначасова ўзнікаюць дзесяткі буйных плям. Сярэдняя працягласць такога цыкла складае прыблізна 11 гадоў.
Акрамя плям, у фотасферы назіраюцца факелы — яркія ўтварэнні, бачныя ў белым святле пераважна паблізу ад краю дыска Сонца. Факелы маюць складаную валакні-стую структуру, іх тэмпература на некалькі соцень градусаў перавышае тэмпературу фо-тасферы.
Звычайна факелы з’яўляюцца раней плям і існуюць некаторы час пасля іх знікнення. Плошча факельных пляцовак у некалькі разоў перавышае плошчу адпаведнай групы плям. У цэнтры дыска Сонца факелы прак-тычна не бачныя, таму што іх кантрастнасць вельмі малая. Сярэдняя працягласць іх існа-
7° 15'. Таксама выяў-
Рыс. 20.2. Дынаміка змены групы сонечных плям (фатаграфіі зроб-лены з інтэрвалам 2 гадз 40 мін)
132
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКА
Рыс. 20.3. Храмасфера Сонца, якая назіраецца ў час поўнага сонечнага зацьмення
вання — 15 сутак, але можа дася-гаць амаль 3 месяцаў.
Утварэнне плям і факелаў звя-зана з магнітным полем Сонца. Як паказваюць даследаванні, індукцыя магнітнага поля Сонца ў сярэднім у два разы большая, чым на па-верхні Зямлі, але ў месцах з’яўлен-ня сонечных плям яна павялічва-ецца ў тысячы разоў.
2. Знешнія слаі атмасферы: храмасфера і карона. Над фота-сферай распасціраецца храмасфера Сонца (рыс. 20.3). Агульная яе пра-цягласць дасягае 10—15 тыс. км.
VI
Тэмпература ў храмасферы з вышынёй не памяншаецца, а павяліч-ваецца ад 4500 К да некалькіх дзесяткаў тысяч. Выпрамяненне хра-масферы ў сотні разоў меншае за фотасфернае, таму для яе назіран-ня карыстаюцца спецыяльнымі метадамі, якія даюць магчымасць вылучыць слабае выпрамяненне. Храмасфера вельмі неаднародная і ўяўляецца назіральніку ў выглядзе прадаўгаватых выцягнутых языч-коў ці зубчыкаў — спікул — даўжынёй каля 10 тыс. км, якія надаюць ёй выгляд травы, што гарыць (рыс. 20.4). Спікулы выкідваюцца з ніжняй храмасферы са скорасцю да 30 км/с; час іх жыцця складае некалькі мінут. Адначасова на Сонцы існуе да 250 тыс. спікул.
КНІГІ ОНЛАЙН
