Storonni avtor on 11th Сентябрь 2011

Сонце — джерело тепла й світла, без якого було б неможливо виникнення й існування життя на нашій планеті. Навіть наші давні предки розуміли, наскільки сильно їхнє існування залежить від Сонця й ставилися до нього із шанобливим благоговінням, поклоняючись йому й обожнюючи його образ.

Радіус Сонця становить 696 тис. км, що в 109 разів перевищує радіус Землі, причому полярний і екваторіальний діаметри розрізняються не більш, ніж на 10 км. Відповідно, об’єм Сонця перевищує земний в 1,3 мільйони разів. Маса Сонця в 330 000 разів більше маси Землі. Середня щільність Сонця невелика — усього 1,4 г/см3, хоча в центрі вона досягає 150 г/см3. Щомиті Сонце випромінює 3,84 × 10^26 Дж енергії, що в мас-енергетичному еквіваленті відповідає втраті маси 4,26 мільйонів тонн у секунду.

В 1610 році Галілео Галілей першим у Європі почав спостереження Сонця за допомогою свого нового телескопа й тим самим поклав початок регулярним дослідженням сонячних плям, які, таким чином, тривають уже майже 400 років. Кількість сонячних плям на поверхні Сонця визначається спеціальним індексом (числом Вольфа).

Сонце усередині можна умовно розділити на чотири зони, у яких відбуваються різні фізичні процеси. Енергія випромінювання й теплова енергія Сонця виробляється в сонячному ядрі, і потім передається зовнішнім шарам за допомогою випромінювання. Відповідна внутрішня зона Сонця називається променистою зоною. Ближче до поверхні в передачі тепла починають брати участь конвективні потоки плазми. Цей шар називається конвективною зоною. Між конвективною і радіаційною зонами розташовується дуже тонка границя розподілу, яку називають тахокліном. Тут, як припускають, формуються сонячні магнітні поля.

Фотосфера — це видима поверхня Сонця, що знайома нам найкраще. Навіть у самий звичайний телескоп на ній можна побачити безліч цікавих деталей. У їхнє число входять сонячні плями, яскраві факели й гранули. Завдяки дослідженням у фотосфері були виявлені гігантські турбулентні рухи плазми, названі супергрануляцією, а також осциляції сонячної поверхні.

Хромосфера — це неоднорідний за структурою шар, розташований безпосередньо над фотосферою. Температура хромосфери росте з висотою від 6000° C до приблизно 20,000° C. При такій температурі формується інтенсивне випромінювання в лініях атома водню, зокрема в лінії H-Альфа.

Корона — це сама зовнішня й протяжна частина сонячної атмосфери. Її видно із Землі під час повних сонячних затемнень — як променистий ореол, що оточує сонячний диск. Як і інші шари атмосфери корона сильно неоднорідна й містить безліч особливостей, таких як стрімери, корональні діри й петлі. Структура й розмір багатьох з них, як і форма самої корони, змінюється із сонячним циклом.

Сонячний вітер — це потік іонізованих часток, які викидаються із Сонця у всіх напрямках зі швидкістю близько 400 км у секунду. Джерелом сонячного вітру є гаряча корона. Температура сонячної корони настільки висока, що сила гравітації не здатна утримати її речовину поблизу поверхні, і частина цієї речовини безупинно тікає в міжпланетний простір.

Перехідний шар — це дуже тонкий шар сонячної атмосфери, що відокремлює гарячу корону Сонця від набагато більшої холодної хромосфери. Температура на його нижній границі становить усього близько 20 000 C і надзвичайно швидко росте з висотою, досягаючи на верхній границі близько 1 000 000 градусів.

Сонячні спалахи — це унікальні за своєю потужностю процеси виділення енергії (світлової, теплової і кінетичної), в атмосфері Сонця. Спалахи так чи інакше охоплюють всі шари сонячної атмосфери: фотосферу, хромосферу й корону Сонця. Їхня тривалість часто не перевищує декількох хвилин, а кількість енергії, що вивільняється за цей час, може досягати більйонів мегатон у тротиловому еквіваленті.

Корональні викиди маси являють собою гігантські обсяги сонячної речовини, що викидаються в міжпланетний простір з атмосфери Сонця в результаті активних процесів, що відбуваються в ній. Природа цих процесів і причини, по яких вони приводять до викидів маси зрозуміла поки не до кінця. Спостереження показують, що корональні викиди маси часто (можливо завжди) пов’язані із сонячними спалахами, хоча механізм цього зв’язку в цей час не встановлений. Не відомо навіть, чи передує викид спалаху або, навпаки, є її наслідком.

Під час спалахів у короні Сонця часто формуються великомасштабні петлі гарячої речовини, які потім можуть існувати над поверхнею Сонця протягом декількох годин після закінчення спалаху. Це так звані постспалахові петлі, утворені внаслідок взаємодії магнітних полів під час спалаху. За своєю природою вони схожі на звичайні корональні магнітні петлі, але мають помітно меншу тривалість життя.

Поверхня Сонця перебуває в постійному русі. По-перше, Сонце обертається, причому з різною швидкістю на різних широтах. По-друге, на поверхні Сонця відбувається конвекція плазми з амплітудою близько 300 м/сек і, нарешті, спостерігаються меридіональні плини речовини. Незалежно від швидкості, всі ці компоненти відіграють роль у фізиці фотосферних процесів і, можливо, здійснюють вплив на 11-річний цикл сонячної активності.

Сонячні плями спостерігаються — як області зниженого світіння на поверхні Сонця. Температура плазми в центрі сонячної плями знижена до приблизно 3700 K у порівнянні з температурою 5700 K у навколишній фотосфері. Хоча окремі сонячні плями живуть звичайно не більше декількох днів, самі більші з них можуть існувати на поверхні Сонця протягом декількох тижнів.

Протуберанці — це щільні конденсації холодної речовини, підняті над поверхнею лініями магнітного поля. І волокна й протуберанці можуть перебувати в спокійному або близькому до спокійного стані протягом днів або тижнів. Однак потім вони можуть зненацька виходити зі стану рівноваги, після чого руйнуються або викидаються від поверхні Сонця за час від декількох хвилин до годин.

Сонячна корона є місцем активної взаємодії сонячних магнітних полів. Магнітне поле в короні домінує над плазмою й утворює безліч різноманітних структур, видимих у рентгенівській і ультрафіолетовій областях спектру: стрімери, корональні петлі, корональні діри, тощо. Час життя цих структур становить від десятків хвилин до декількох тижнів.

Потік сонячного вітру не є однорідним. У ньому спостерігаються магнітні хмари (області з підвищеною величиною магнітного поля), плину плазми з різними швидкостями, ударні хвилі й інші особливості. Багато з них пов’язані з ерупцією протуберанців і спалахами. Причина виникнення деяких інших поки не має загальноприйнятого пояснення.

Геліосфера — це область простору навколо Сонця, заповнена сонячним вітром і сонячними магнітними полями. Зовнішня поверхня геліосфери, на якій відбувається взаємодія сонячної речовини з міжзоряним середовищем, називається геліопаузой. Точна відстань до геліопаузи і її форма в цей час не відомі.

Приблизно кожні 11 років число сонячних плям, видимих на поверхні Сонця, збільшується від нуля (або дуже малого значення) до 100 і більше, а потім знову зменшується до нуля на початку наступного циклу Природа й причини цього сонячного циклу є, можливо, найбільшою загадкою сучасної фізики Сонця.

Магнітне поле, за сучасними уявленнями, формується усередині Сонця в його конвективній зоні, розташованій безпосередньо під сонячною поверхнею (фотосферою). Роль магнітного поля в динаміці процесів, що відбуваються на Сонце, — величезна. Зважаючи на все, воно є ключем до всіх активних явищ, що відбувають у сонячній атмосфері. Можна сказати, що якби Сонце не мало магнітного поля, то воно було б украй нудною зіркою.

З погляду будови Сонце можна умовно розділити на чотири зони, у яких відбуваються різні фізичні процеси. Енергія випромінювання й теплова енергія Сонця виникають глибоко всередині нього, у сонячному ядрі, і потім передається зовнішнім шарам за допомогою випромінювання (переважно в гама й рентгенівський діапазон). Ближче до поверхні в передачі тепла починають брати участь конвективні потоки плазми (сонячна речовина починає «кипіти»). Шар, у якому це відбувається, називається конвективною зоною. Він починається на глибині приблизно 0.7 радіуса Сонця. Тут між конвективною і радіаційною зонами розташовується дуже тонка границя розподілу, яку, як вже зазначалося, називають тахокліном (від англійського tachocline). Передбачається, що на ній формуються сонячні магнітні поля.

Центральна область внутрішньої будови Сонця — це його ядро, де відбувається ядерна реакція перетворення водню в гелій. У ході цих реакцій вивільняється енергія, що у підсумку висвітлюється з поверхні Сонця у видимій області спектру. Для того, щоб два ядра водню зштовхнулися один з одним і вступили в реакцію, їхня енергія повинна бути достатньою для подолання електричних сил відштовхування, що діють між всіма однаково зарядженими частками. Із цієї причини реакція перетворення водню в гелій може протікати тільки за дуже високої температури, коли всі частки мають дуже велику кінетичну енергію. Температура в самому центрі Сонця становить порядку 15 мільйонів градусів, а щільність плазми дорівнює 150 г/см3. Це приблизно в 10 разів вище, ніж щільність золота або свинцю. У міру віддалення від центра Сонця щільність і температура речовини зменшуються. Із цієї причини ядерні реакції майже повністю припиняються за зовнішньою границею ядра (приблизно 175 000 км від центру, що становить 1/4 сонячного радіуса). Температура сонячної речовини на зовнішній границі ядра становить тільки половину від значення температури в центрі, а щільність плазми падає до 20 г/см3.

У зірках, подібних до Сонця, ядерні реакції відбуваються шляхом триступінчастого процесу, що називається протон-протонним або pp циклом. На першому кроці два протони зіштовхуються й виробляють дейтерій, позитрон і нейтрино. На другому кроці протон зіштовхується з дейтерієм щоб зробити ядро ізотопу гелію-3 і гама квант. Нарешті на кроці три два ядра гелію-3 зливаються й роблять звичайне ядро гелію-4 і два вільних протони.

Під час цього процесу горіння водню й виробництва гелію ядерні реакції виробляють елементарні частки, що називаються нейтрино. Ці ефемерні частки проходять крізь всі шари Сонця й міжпланетний простір і можуть бути зареєстровані на Землі. Число нейтрино, які реєструються таким способом, виявляється меншим, ніж число, яке можна чекати з теоретичних уявлень. Проблема недорахунку сонячних нейтрино — одна із самих великих загадок фізики Сонця, що можливо буде вирішена невдовзі — після відкриття маси нейтрино.

Промениста зона (або зона променистого переносу) — це частина будови Сонця, що простирається від зовнішньої границі сонячного ядра до тонкого прикордонного шару (тахокліну) на нижній границі конвективної зони й займає, таким чином, простір приблизно від 0.25 до 0.70 часток сонячного радіусу. Свою назву ця зона одержала від способу, яким здійснюється тут перенос енергії Сонця від ядра до поверхні — через випромінювання. Вироблені в ядрі фотони рухаються в променистій зоні, зіштовхуючись із частками плазми. У результаті, хоча швидкість фотонів дорівнює швидкості світла, вони зіштовхуються й перевипромінюються так багато разів, що потрібно біля мільйону років, перш ніж окремий фотон зможе досягти верхньої границі променистої зони й залишити її. Щільність плазми при переході від внутрішньої до зовнішньої границі променистої зони різко зменшується від 20 г/см3, що приблизно дорівнює щільності золота, до всього лише 0.2 г/см3, що менше, ніж щільність води. Температура на тій самій відстані падає від 7 мільйонів градусів до приблизно 2 мільйонів.

Сонячна будова включає тонкий прикордонний шар, що перебуває між променистою зоною й конвективною зоною й, що вочевидь грає надзвичайно важливу роль у формуванні сонячного магнітного поля. Є підстави вважати, що саме тут найбільш ефективно працює, так званий, механізм магнітного динамо. Суть цього механізму в тім, що потоки плазми витягають силові лінії магнітного поля й тим самим збільшують його напруженість. Схоже також, що в цій області відбувається різка зміна хімічного складу плазми.

Конвективна зона — це самий зовнішній із шарів, що складають внутрішню будову Сонця. Він починається на глибині близько 200 000 км і простирається аж до сонячної поверхні. Температура плазми в основі конвективної зони ще досить висока — вона становить близько 2 000 000° C. Але проте, цього вже недостатньо для повної іонізації важких атомів (таких як вуглець, азот, кисень, кальцій і залізо). Ці іони з електронами на орбіті ефективно поглинають випромінювання, що надходить із глибини Сонця й роблять середовище менш прозорим. Поглинаючи випромінювання, речовина внизу конвективної зони нагрівається, і починається процес його «кипіння» (або конвекції). Конвекція починається, коли градієнт температури (темп із яким температура падає з висотою) стає більше, ніж так званий адіабатичний градієнт (швидкість зменшення температури елемента речовини при переміщенні цього елементу нагору без додаткового нагрівання). Там, де виконується ця умова, обсяги плазми, переміщені нагору, виявляться тепліше, ніж навколишнє середовище й із цієї причини продовжать свій підйом далі вже без додатку зовнішніх сил. Ці конвективні рухи плазми дуже швидко переносять тепло із глибини Сонця до його поверхні. При цьому речовина, що піднімається, розширюється й прохолоджується. При наближенні до видимої поверхні Сонця температура плазми падає до 5,700° K, а її щільність стає дорівнює тільки 0.0000002 г/см3 (біля однієї десятитисячної від щільності повітря на рівні моря). Конвективні рухи плазми видно на її поверхні як гранули й супергранули.

4 жовтня 1957 року в СРСР був запущений перший у світі штучний супутник Землі (ШСЗ). Супутник мав форму кулі діаметром 58 см і важив 83,6 кг. За час свого існування з 4 жовтня 1957 р. до 4 січня 1958 р., перший ШСЗ зробив близько 1400 оборотів навколо Землі. 31 січня 1958 року був запущений перший у США штучний супутник Землі — «Дослідник I» («Експлорер I»). Запуск був здійснений за допомогою експериментальної ракети середньої дальності «Юпітер-З». Супутник не відділявся від останнього щабля ракети й разом з нею мав довжину близько 2 м, діаметр 15 см і вагу 14 кг.

За матеріалами проекту ТЕСІС (TESIS)

Мітки: , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,

Залишити коментар