Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
ё Y(%/?o)2 •
Сіла ціску на дадзенай глыбіні складаецца з сілы цяжару ўсіх слаёў, якія ляжаць вышэй. Сам жа ціск будзе (лікава) роўны сіле цяжару радыяльнага слупка рэчыва вышынёй '/2 ^q, размешчанага над 1 см2 у разглядаемым пункце. У гэтым слупку знаходзіцца маса р
Таму ціск
mg VbMq !
P = ~S =У ('/iRq)2 ‘ P2 паколькі S = 1, to
p = 6,61013 h/m2 « 6,7108 атм.
Знойдзенае значэнне ціску аказалася каласальным: амаль мільярд атмасфер!
4*
83
3 газавых законаў вядома, што ціск прапарцыянальны тэмпературы і шчыльнасці. Гэта дае магчымасць вызначыць тэмпераТУРУ Ў нетрах Сонца. Для сярэдняй шчыльнасці сонечнага рэчыва ціск у мільярд атмасфер атрымаецца пры тэмпературы парадку 5 000 000° К.
Дакладныя разлікі паказваюць, што ў цэнтры Сонца шчыльнасць газу складае каля 150 г/см3 (у 13 разоў большая, чым у свінцу!), ціск — 2000 млрд. атм, а тэмпература — каля 15 000 000° К.
Пры такой тэмпературы ядры атамаў вадароду (пратоны) маюць вельмі высокія скорасці (сотні кіламетраў у секунду) і могуць сутыкацца адно з адным, нягледзячы на дзеянне электрастатычнай сілы адштурхвання паміж імі. Некаторыя з такіх сутыкненняў завяршаюцца ядзернымі рэакцыямі, пры якіх з вадароду ўтвараецца гелій і вылучаецца вялікая колькасць цяпла. Гэтыя рэакцыі з’яўляюцца крыніцай энергіі Сонца на сучасным этапе яго эвалюцыі. У выніку колькасць гелію ў цэнтральнай вобласці Сонца паступова павялічваецца, а вадароду — памяншаецца. У самым цэнтры Сонца за 4—5 млрд. гадоў, якія прайшлі з моманту яго ўтварэння, прыкладна палавіна вадароду ператварылася ўжо ў гелій.
Паток энергіі, якая ўзнікае ў нетрах Сонца, перадаецца ў знешнія слаі і размяркоўваецца на ўсё большую і большую плошчу. 3 прычыны гэтага тэмпература сонечных газаў памяншаецца па меры аддалення ад цэнтра. Спачатку гэта памяншэнне павольнае, а ў вонкавых слаях вельмі хуткае.
У залежнасці ад значэння тэмпературы Ь характару вызначаемых ёю працэсаў усё Сонца ўмоўна можна падзяліць на 4 вобласці (рыс. 76):
1) унутраная, цэнтральная вобласць (ядро), дзе ціск і тэмпература забяспечваюць праходжанне ядзерных рэакцый, яна распасціраецца ад цэнтра да адлегласці прыкладна '/3 Rq
2) «прамяністая» зона (адлегласць ад '/з Да 2/зДд), у якой энергія перадаецца вонкі ад слоя да слоя ў выніку паслядоўнага паглынання і спрамянення квантаў электрамагнітнай энергіі; S 3) канвектыўная зона — ад верхняй часткі «прамяністай» зоны амаль да самай бачнай мяжы Сонца. Тут тэмпература хутка памяншаецца па меры набліжэння да бачнай мяжы Сонца, у выніку чаго адбываейца перамешванне рэчыва (канвекцыя/падобная кіпенню вадкасці ў пасудзіне, якая падаграваецца знізу);
4) атмасфера, якая пачынаецца адразу за канвектыўнай зонай і распасціраецца далёка за межы бачнага дыска Сонца. Ніжнія слаі атмасферы ўключаюць тонкі слой газаў, які адпавядае ўяўнай паверхні, назіраемай у бачных праменнях. Верхнія слаі атмасферы непасрэдна не бачны і могуць назірацца або ў час поўных сонечНых зацьменняў, або пры дапамозе спецыяльных прылад.
22 Якая сярэдняя малекулярная маса сумесі поўнасцю іанізаваных вадароду і 10% гелію (па ліку атамаў)?
84
2. Сонечная атмасфера і сонечная актыўнасць. Сонечную атмасферу таксама можна ўмоўна падзяліць на некалькі слаёў (рыс. 76).
Самы глыбокі слой атмасферы, таўшчынёй 200—300 км, называецца ф о та с ф ej а й (сфера святла). 3 яго зыходзіць амаль уся тая цеплавая і прамяністая энергія Сонца, якая назіраецца ў бачнай частцы спектра і па магутнасці пераважае над спрамяненнем ва ўсіх іншых яго дыяпазонах.
У фотасферы, як і ў больш глыбокіх слаях Сонца, тэмпература памяншаецца па меры аддалення ад цэнтра, змяняючыся прыкладна ад 8000 да 4000° К: моцнае ахаладжэнне вонкавых слаёў фотасферы адбываецца зза выхаду з іх спрамянення ў міжпланетную прастору.
На фатаграфіях фотасферы (рыс. 77) добра прыкметна тонкая яе структура ў выглядзе яркіх «зярнятак» — гранул размерамі ў сярэднім каля 1000 км, падзеленых вузкімі цёмнымі прамежкамі. Гэта структура называецца грануляцыяй. Яна з’яўляецца вынікам перамяшчэння газаў, якое адбываецца ў размешчанай пад фотасферай канвектыўнай зоне.
Памяншэнне тэмпературы ў вонкавых слаях фотасферы прыводзіць да таго, што ў бачным спектры Сонца, амаль цалкам узнікаючым у фотасферы, назіраюцца цёмныя лініі паглынання. Яны называюппа фраунгоферавымі, у гонар нямецкага оптыка
76. Схема будовы Сонца.
77. Фотасфера з грануляцыяй і плямамі.
Фраунгофера, упершыню ў 1814 г. зарысаваўшага некалькі соцень такіх ліній. 3 гэтай жа прычыны (падзенне тэмпературы ад цэнтра Сонца) сонечны дыск да краю здаецца больш цёмным.
У самых верхніх слаях фотасферы тэмпература дасягае значэння, блізкага да 4000° К. Пры такой тэмпературы і шчыльнасці 10“6—10~7 г/см3 вадарод аказваецца практычна нейтральным. Іанізавана толькі каля 0,01% атамаў, якія належаць галоўным чынам металам. Аднак вышэй у атмасферы тэмпература, а разам з ёю і іанізацыя зноў пачынаюць расці, спачатку павольна, а затым вельмі хутка. Вобласць сонечнай атмасферы, у якой тэмпература расце ўверх і адбываецца паслядоўная іанізацыя вадароду, гелію і іншых элементаў, называецца^фх р а м а с ф е р а й. Яе тэмпература складае дзесяткі і сотні тысяч градусаў. Яна ў выглядзе бліскучага ружовага шлячка бачна вакол цёмнага дыска Месяца ў рэдкія моманты поўных сонечных зацьменняў. Вышэй храмасферы тэмпература сонечных газаў дасягае 1—2106°К і далей на працягу многіх радыусаў Сонца амаль не змяняецца. Тэта разрэджаная і гарачая абалонка называеццаконечнай каронай (рыс. 78). У выглядзе прамяністага жамчужнага'ззяння яе можна ўбачыць пры поўнай фазе зацьмення Сонца, тады яна ўяўляе сабой надзвычайна прыгожае відовішча. «Выпараючыся» ў міжпланетную прастору, газ кароны ўтварае пастаянна цякучы ад Сонца паток гарачай разрэджанай плазмы, які называецца с онечным ветрам.
Прычынай нагрэву верхніх слаёў сонечнай атмасферы з’яўляюцца хвалевыя рухі рэчыва, што ўзнікаюць у канвектыўнай зоне. Гэтыя хвалі праходзяць праз фотасферу і пераносяць у храмасферу і карону невялікую частку той механічнай энергіі, якой валодаюць газы ў канвектыўнай зоне.
Лепш за ўсё храмасферу і карону назіраць са спадарожнікаў арбітальных касмічных станцый у ультрафіялетавых і рэнтгенаўскіх праменнях.
86
Часамі ў асобных абласцях фотасферы цемныя прамежкі паміж грануламі павялічваюцца, утвараючы невялікія круглявыя поры, некаторыя з іх развіваюцца ў вялікія цёмныя плямы, акружаныя п а ў ц е н е м, які складаецца з прадаўгаватых, радыяльна выцягнутых фотасферных гранул.
Упершыню сонечныя плямы назіраў у тэлескоп Галілей і заўважыў, што яны перамяшчаюцца па бачнаму дыску Сонца. На гэтай аснове ён даказаў, што Сонца верціцца вакол сваёй восі. Вуглавая скорасць вярчэння Сонца памяншаецца ад экватара да полюсаў, пункты на экватары робяць поўны абарот за 25 сут, а паблізу полюсаў зоркавы перыяд вярчэння Сонца павялічваецца да 30 сут. За 25 сут Зямля праходзіць дугу сваёй арбіты каля 25° у тым жа напрамку, у якім адбываецца вярчэнне Сонца. Таму адносна зямнога назіральніка перыяд вярчэння Сонца амаль на двое сутак большы і пляма, якая знаходзіцца ў цэнтры сонечнага дыска, зноў пройдзе праз цэнтральны мерыдыян Сонца праз 27 сут.
Плямы — непастаянныя ўтварэнні. бесперапынна змяняюцца (рыс. 79) з’яўляюцца групамі.
Каля краю сонечнага дыска вакол плям бачны светлыя ўтварэнні, амаль непрыкметныя, калі плямы блізкія да цэнтра сонечнага дыска. Гэтыя яркія ўтварэнні называюцца факеламі. Яны больш кантрастныя і бачны па ўсяму дыску, калі Сонца фатаграфаваць не ў белых праменнях, а ў спектральных лініях, асабліва вадароду, іанізаванага кальцыю і некаторых іншых элементаў. Такія фатаграфіі называюцца спектрагеліяграмамі. Па іх вывучаецца структура больш высокіх слаёў сонечнай атмасферы і часцей за ўсё — храмасферы.
КоЛькасць актыўных абласцей і груп плям на Сонцы перыядычна мяняецца з часам у сярэднім на працягу прыкладна 11 гадоў. Гэта з’ява называецца цыклам сонечнай актыўнасці. У пачатку цыкла плям амаль няма, затым іх колькасць павялічваецца спачатку ўдалечыні ад экватара, а затым усё бліжэй і бліжэй да яве.
Праз некалькі гадоў надыходзіць максімум колькасці плям, ці, як кажуць, максімум сонечнай актыўнасці, а пасля яго яе спад.
Лік і форма плям на Сонцы Звычайна сонечныя плямы
78. Сонечная карона:
/ — калі плям на Сонцы многа; 2 — у прамежкавую эпоху; 3 — калі плям мала.
87
Галоўнай асаблівасцю плям, а таксама факелаў з’яўляецца прысутнасць магнітных палёў. У плямах напружанасць поля вялікая і дасягае часам 4000—5000 э, а ў факелах поле слабейшае.
Як правіла, у групе плям прысутнічаюць дзве асабліва буйныя плямы — адна на заходнім, а другая на ўсходнім баку групы, якія маюць процілеглую магнітную палярнасць, падобна двум полюсам падковападобнага магніта. На працягу дадзенага цыкла ў кожным з паўшар’яў (паўночным і паўднёвым) палярнасці ўсіх вядучых плям, як правіла, аднолькавыя, але ў розных паўшар’ях яны процілеглыя. Праз кожныя 11 гадоў усе палярнасці ў парах плям мяняюцца на процілеглыя.
Магнітныя палі адыгрываюць вельмі важную ролю ў сонечнай атмасферы, аказваючы моцны ўплыў на рух плазмы, яе шчыльнасць і тэмпературу. У прыватнасці, павелічэнне яркасці фотасферы ў факелах і значнае яе памяншэнне (да 10 разоў) у вобласці плям выклікана адпаведна ўзмацненнем канвектыўных рухаЎ У слабым магнітным полі і моцным іх задушэннем пры вялікай напружанасці магнітнага поля.
.Чорнымі плямы здаюцца
79. Змяненні бачнага становішча плям на Сонцы пры яго вярчэнні.
толькі па кантрасту з больш гарачай і таму больш яркай фотасферай. Тэмпература плям складае каля 3700° К, таму ў спектры плямы ёсць палосы паглынання найпрасцейшых двухатамных малекул: CO, ТіО, СН, CN і інш., якія ў больш гарачай фотасферы распадаюцца на атамы.
Храмасфера над факеламі ярчэйшая дзякуючы вялікай тэмпературы і шчыльнасці. У час значных змяненняў, якія адбываюцца ў групах плям, у невялікай вобласці часам узнікаюць храмасферныя ўспышкі: „ раптам, за якіянебудзь 10—15 мін яркасць храмасферы моцна павялічваецца, адбываюцца выкіды магутных згусткаў газу, паскараюцца патокі гарачай плазмы. У некаторых выпадках асобныя зараджаныя частачкі паскараюцца да вельмі высокіх значэнняў энергіі, якая набліжаецца да энергіі касмічных праменняў. Магутнасць сонечнага радыёспрамянення пры гэтым звычайна павялічваецца ў мільёны разоў (усплескі радыёспрамянення).
КНІГІ ОНЛАЙН
