08.12.2020
Урок 52
Тема. Сонце, його фізичні характеристики. Будова та джерела енергії.
Завдання:
- Вивчити теорію
- Записати конспект в зошит
- Переглянути відео (нище, за посиланням)
- Відповісти на контрольні запитання
Сонце — одна з мільярдів зір нашої Галактики, центральне світило в Сонячній системі, вік якого близько 5 млрд років. Воно дає Землі тепло і світло, що підтримує життя на нашій планеті. Сонце (рис. 1.1) розташовується на близькій відстані від Землі — усього 150 млн км, тому ми бачимо його у формі диска. Вивчення Сонця має дуже важливе практичне значення для розвитку земної цивілізації.
Рис. 1.1. Сонце
Температура Сонця вимірюється за допомогою законів випромінювання «чорного тіла». Сонце випромінює електромагнітні хвилі різної довжини, які нашим оком сприймаються як біле світло. Насправді біле світло складається з цілого спектра електромагнітних хвиль від червоного до фіолетового кольору, але Сонце випромінює найбільше енергії у жовто-зеленій частині спектра, тому астрономи називають Сонце жовтою зорею. Температура на поверхні Сонця становить 5780 K.
Світність Сонця (Ls) визначає потужність його випромінювання, тобто кількість енергії, що випромінює поверхня Сонця у всіх напрямках за одиницю часу. Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, якДля визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 сек за умови, що Сонце розташоване в зеніті. Для визначення світності Сонця необхідно величину сонячної сталої помножити на площу сфери з радіусом R:
Ls = 4πR2 · q = 4 · 1026Вт, (1.2)
де R =1,5 · 1011 м — відстань від Землі до Сонця.
Сонячна стала q — енергія, яку отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 сек, якщо сонячні промені падають перпендикулярно до поверхні. За сучасними даними, на межі верхніх шарів атмосфери Землі величина сонячної сталої дорівнює q = 1,4 кВт/м2
Ядро — центральні області Сонця, де протікають термоядерні реакції
Будова Сонця. Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має складну будову своїх зовнішніх і внутрішніх шарів. У результаті фізичних процесів, що протікають в надрах Сонця, безперервно виділяється енергія, яка передається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу. Внаслідок цього з наближенням до поверхні температура сонячної плазми поступово знижується. Залежно від температури та характеру процесів, що визначаються цією температурою, Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона та фотосфера.
Внутрішня будова Сонця
Зона радіації — зона, де енергія переноситься шляхом перевипромінювання окремих квантів
Конвективна зона — зона, де здійснюється передача енергії шляхом перемішування — більш гарячі комірки спливають угору, а холодні опускаються донизу
Центральна область (ядро) займає відносно невеликий об'єм, але завдяки великій густині, яка збільшується до центру, там зосереджена значна частина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом енергії Сонця. Радіус ядра становить приблизно 1/3R.
У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2/3R, енергія поширюється шляхом послідовного поглинання і наступного перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії.
У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації, майже до самої видимої межі Сонця — фотосфери) енергія передається вже не випромінюванням, а за допомогою конвекції, тобто шляхом перемішування речовини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, які трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною.
Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки. Найглибший шар атмосфери Сонця, що складається з газів, — фотосфера (від грец. sphera photos — куля світла), 200-300 км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сонця (рис. 1.3). Густина газів у фотосфері в мільйони разів менша за густину повітря біля поверхні Землі, а температура фотосфери зменшується з висотою. Середній шар фотосфери, випромінювання якого ми сприймаємо, має температуру 5780 К.
Рис. 1.3. Фотосфера — найглибший шар атмосфери Сонця
У сонячний телескоп можна спостерігати структуру фотосфери, у якій конвекційні комірки мають вигляд світлих і темних зерен — гранул (рис. 1.4). Над фотосферою розташована хромосфера (від грец. chromos sphera — кольорова сфера), де атомами різних речовин утворюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця (рис. 1.5). Загальна товщина хромосфери становить 10-15 тис. км, а температура у її верхніх шарах сягає 100 000 K.
Рис. 1.4. Гранули у фотосфері мають діаметр 1000 км — це прояв конвекції
Рис. 1.5. Спектр Сонця. Темні лінії поглинання утворюються у хромосфері
Над хромосферою розміщений зовнішній шар атмосфери Сонця — сонячна корона, температура якої сягає кількох мільйонів градусів. Речовина корони, яка постійно витікає у міжпланетний простір, називається сонячним вітром.
Якщо порівняти світність Сонця з його масою, то ми отримаємо, що 1 кг сонячної речовини генерує мізерну потужність ≈0,001 Вт, у той час як середня потужність випромінювання людського тіла дорівнює приблизно 100 Вт, тобто в тисячу разів більше від потужності такої самої маси сонячної речовини. Правда, Сонце світить протягом мільярдів років, випромінюючи майже одну й ту саму енергію, надійно обігріваючи Землю та інші тіла Сонячної системи.
Контрольні запитання
- 1. Що таке сонячна стала?
- 2. Що розуміють під світністю Сонця? Чому вона дорівнює?
- 3. Опишіть внутрішню будову Сонця.
- 4. На які зони умовно поділені надра Сонця? Які процеси відбуваються в кожній із них?
Сонячний нейтрино є видом випромінювання, який приходить до земного спостерігача з найглибших надр Сонця і несе в собі інформацію про процеси, що там відбуваються.
Нейтрино — «невловима» частинка, яка бере безпосередню участь у термоядерних реакціях. Зокрема, нейтрино утворюються в процесі термоядерних перетворень водню в гелій, які, згідно з сучасними уявленнями, служать джерелами внутрішньозіркової енергії. Енергія цих частинок і величина їхнього потоку залежать від температури і характеру ядерних реакцій. Крім цього сонячні нейтрино, що володіють величезною проникаючою здатністю, проходять через всю сонячну товщу практично безперешкодно і досягають Землі. Тому сонячні нейтрино дають інформацію про стан Сонця практично в момент спостереження.
Якби нам вдалося «зловити» сонячні нейтрино, ми в певному сенсі «побачили б», що відбувається в центрі Сонця. Але спостерігати їх можна тільки непрямим шляхом (рис. 2.1), змушуючи взаємодіяти з іншими частинками і реєструючи результати подібних взаємодій.
Рис. 2.1. Зовнішня сонячна активність
Підходящою ядерною реакцією може служити взаємодія нейтрино з ядром одного з ізотопів хлору з атомною вагою 37. Вловивши сонячні нейтрино, таке ядро перетворюється в ядро ізотопу аргону-37, який є радіоактивним, а отже, через певні проміжки часу можна вимірювати, скільки його накопичилося.
Але інші космічні випромінювання також можуть викликати ядерну реакцію перетворення хлору в аргон. Щоб позбутися таких перешкод, вимірювання треба проводити глибоко під землею, куди звичайні космічні частинки проникнути не можуть.
Ідея такого «детектора» для реєстрації сонячних нейтрино була запропонована Б. Понтекорво і здійснена Р. Девісом. Нейтрино телескопом служила величезна цистерна, наповнена 600 тоннами перхлоретилену. Апаратура була встановлена в покинутому руднику в штаті Південна Дакота, США (рис. 2.2). Сонячні нейтрино спостерігали протягом тривалого часу кількома серіями. Виявилося, що число зареєстрованих актів взаємодії набагато менше передбаченого теорією.
Рис. 2.2. Підземний детектор нейтрино
Для пояснення цього деякі вчені припустили, що сонячний термоядерний реактор працює в «імпульсному режимі». Тобто в надрах Сонця термоядерна реакція час від часу припиняється, і тоді Сонце світить за рахунок запасів енергії, накопичених в попередньому циклі.
Контрольні запитання
- 1. Що таке сонячний нейтрино?
- 2. Як можна зареєструвати сонячний нейтрино?
Немає коментарів:
Дописати коментар