Контрольна робота з "Астрономії"

Якби сила тяжіння  нічим не зрівноважувалась, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б  у центр Сонця. Протидіє силам  гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу і випромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається станом гравітаційної рівноваги.

В умовах гравітаційної  рівноваги температура Т всередині зорі радіусом R і масою М пропорційна відношенню M/R. Теоретичні розрахунки дають для Сонця температуру в центрі близько Т_ц = 15 000 000 К. За такої температури всередині тиск протистоїть силі тяжіння. Густина речовини в центрі Сонця =100 г/см³, тиск - близько 220 млрд атмосфер.

2) Джерела енергії Сонця.

Реальне значення мають  такі джерела як гравітаційне стискання і термоядерний синтез. 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.

Зоря з масою М і радіусом R характеризується потенціальною енергією W   W= .

Якщо прийняти, що світність зорі (протозорі) з часом не змінюється і рівна спостережуваній тепер, то час стискання зорі або час, на який вистачить її потенціальної енергії, дорівнює

t =

За сучасної світності  Сонця L₀ = 3,85 • 10²⁶ Вт/с і значенні його потенціальної енергії W_о = 5,9 • 10⁴¹ Дж 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 за схемою 4'Н ⁴Не.

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 -розпадом протона, бо під час розпаду утворюється позитивна р-частинка - позитрон. Схема цього циклу така:

р + р  D + е⁺ + +1,44 МеВ,

D + р ³Не + ,

³Не + ³Не ⁴Не + 2 р + .

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.

3) Внутрішня будова Сонця.

Від центра Сонця і  до віддалі (0,2-0,3) знаходиться його ядро- зона, де зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, що змушує його світитись. Оскільки перенос енергії в ядрі відбувається не конвекцією, а пере випромінюванням квантів, такий стан ядра називають променистим.

На віддалі понад 0,3 від центра температура і тиск стають меншими ніж 5 млн. К і 10 млрд. атмосфер. За таких умов ядерні реакції відбуватися не можуть. Енергія, утворена в ядрі, лише передається далі шляхом поглинання - квантів із більших глибин і наступного їх пере випромінювання. При цьому замість одного поглинутого - кванта великої енергії атоми, як правило, послідовно випромінюють кілька квантів з меншою енергією. Як наслідок, жорсткі - кванти дробляться на менш енергійні, і врешті-решт до фотосфери дістаються кванти видимого і теплового випромінювання, які остаточно і вивільняються назовні.

Зона, в якій енергія  переноситься шляхом поглинання випромінювання і наступного його пере випромінювання, називається зоною променистої рівноваги.

Вище цього рівня  зростає непрозорість речовини, і  випромінювання, замкнуте під її товщею, не встигає відводити все вироблене  «тепло». Тому в перенесенні енергії починає брати участь сама речовина, і безпосередньо під фотосферою вздовж останніх 0,2 утворюється конвективна зона, де енергія переноситься шляхом конвекції. Інакше кажучи, приповерхневий шар Сонця «кипить», тобто перебуває у стані конвективної рівноваги. Одним із проявів конвекції у фотосфері Сонця є грануляція

В цілому процес передачі енергії від центральних областей до фотосфери дуже повільний і  триває мільйони років.

4) Сонячна активність та її вплив на Землю

На сонячній поверхні часто спостерігаються особливі утворення: ділянки з підвищеною яскравістю - факели, ділянки із зниженою яскравістю - плями, інколи з'являються короткоживучі дуже яскраві спалахи, а на краю диска помітні протуберанці. Всі вони є активними утворами на Сонці, а їхня поява і розвиток - це прояв сонячної активності.

Місця, де спостерігаються  активні утвори, отримали назву активних зон. їхня головна характеристика - це сильні локальні магнітні поля, які виходять на поверхню Сонця і є набагато сильнішими від його регулярного магнітного поля.

1. Сонячні плями. Активні зони у фотосфері проявляють себе передовсім сонячними плямами. За контрастом із фотосферою сонячні плями мають вигляд темних утворень, тому що температура речовини в них менша, ніж у навколишніх ділянках фотосфери. Трапляються як поодинокі плями, так і їхні групи. Розміри плям в середньому рівні 40 000 км, проте бувають плями діаметром до 180 000 км.

У плямах є сильні магнітні поля, які виникають при конвективних рухах речовини у підфотосферних шарах. Сильне магнітне поле гальмує вихід гарячої сонячної речовини з його надр, і саме тому температура поверхні Сонця у цьому місці знижується.

Пляма, в якій магнітні силові лінії виходять з-під поверхні, має північну полярність N, якщо ж ці лінії йдуть під поверхню - південну S. Магнітні силові лінії, які виходять із плям, іноді простягаються далеко за поверхню Сонця.

За міру плямотворної діяльності Сонця прийнято число Вольфа

W=10g+f,

де g — кількість груп плям, f — загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця.

2. Факели. На сонячному диску спостерігаються світлі утвори - факели. Вони є повсюдними супутниками плям. Оскільки в самій плямі потік енергії менший (а з глибини Сонця він рівномірний у всіх напрямках), то ділянка поруч з плямою - факел - це місце, де її надходить більше.

3. Циклічність сонячної активності. В середині XIX ст. було виявлено, що в різні роки кількість плям на Сонці неоднакова. Є роки, коли їх багато - це максимум активності. І навпаки, бувають роки, коли їх на Сонці дуже мало - це мінімум активності.

4. Протуберанці. При спостереженнях Сонця через червоний світлофільтр на краю диска видно своєрідні світлі виступи над поверхнею, його, які можуть простягатися далеко за межі хромосфери аж у корону.

Такі викиди речовини називаються протуберанцями. Протуберанці - це речовина, яка підіймається над сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю.

Протуберанці - найграндіозніше утворення в атмосфері Сонця. Довжина деяких з них сягає 200 000 км, товщина - кілька  тисяч кілометрів. В проекції на сонячний диск вони мають вигляд вигнутих темних волокон, часто витягнутих у напрямку схід-захід уздовж паралелі.

5. Сонячні спалахи. Досить часто над сонячними плямами у хромосфері відбуваються хромосферні спалахи - найбільш вражаючий прояв сонячної активності.

Як правило, спалах починається  зі швидкого зростання температури  корони до 40 млн. К, що призводить до сплеску м'якого рентгенівського випромінювання. Потім під зоною зростання температури в короні підвищується температура хромосфери. Найпотужніші спалахи видно без допомоги фільтра. Яскравість спалахів може бути на 50% більшою за яскравість фотосфери.

За сучасними уявленнями, спалах - це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони. На певній висоті над поверхнею Сонця виникає зона, де магнітне поле на невеликому відрізку різко змінюється за величиною і напрямком. Це супроводжується прискоренням заряджених частинок і перетворенням їх на високо енергійні. При цьому речовина нагрівається, з'являється потужне електромагнітне випромінювання у рентгенівському, ультрафіолетовому та радіодіапазоні, а також у міжпланетний простір у радіальному напрямку викидається струмінь частинок високої енергії зі швидкостями 3 000-30 000 км/с. Процес розвитку невеликих спалахів триває 5-10 хв., найпотужніших - до семи годин. З усіх активних утворень спалахи вирізняються своєю особливою здатністю впливати на геофізичний стан Землі. І хоча принцип утворення спалахів вчені зрозуміли, детальної теорії поки що немає.