|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://crydee.sai.msu.ru/~maria/astron/referatTheSUN/referat.htm
Дата изменения: Tue Jun 28 20:45:15 2011 Дата индексирования: Tue Oct 2 12:58:32 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п |
|
Солнце - обычная звезда спектрального класса G2, одна из 100 миллиардов звезд нашей Галактики.
Основные характеристики Солнца диаметр: масса: температура: 5800 K (поверхности) 15,600,000 K (центра) Солнце - самый большой объект в солнечной системе, оно содержит более чем 99.8% массы всей солнечной системы (остаток массы принадлежит практически только одному Юпитеру, массы остальных планет несущественны). В настоящее время Солнце состоит примерно из 75% водорода и 25% гелия по массе (92.1% водорода и 7.8% гелия по числу атомов); все остальные химические элементы (так называемые "металлы") содержат только 0.2% общей массы. Это соотношение медленно меняется со временем, по мере того как в ядре Солнца водород превращается в гелий. Внешние слои Солнца испытывают дифференциальное вращение: на экваторе поверхность вращается со скоростью один оборот за 25.4 дня; а около полюсов скорость вращения медленнее и составляет примерно 36 дней. Такое поведение объясняется тем, что Солнце не является твердым телом, как Земля. Сходное вращение наблюдается у газовых планет гигантов (Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна). Дифференциальное вращение распространяется и вглубь Солнца, однако его ядро вращается, по-видимому, как твердое тело. Условия в солнечном ядре (которое занимает примерно 25% от его радиуса) чрезвычайно экстремальные. Температура достигает 15.6 миллионов градусов Кельвина, а давление - 250 миллиардов атмосфер. Газ в ядре более чем в 150 раз плотнее воды. Излучаемая Солнцем энергия вырабатывается
в ядерных реакциях ( Видимая поверхность Солнца называется фотосферой, ее температура порядка 5800 К. На поверхности Солнца хорошо видны темные области, называемые солнечными пятнами. Солнечные пятна - это "холодные" области, с температурой около 3800К (они выглядят темными только по сравнению с окружающими областями). Пятна могут достигать очень больших размеров, до 50,000 км в диаметре (для сравнения диаметр - Земли 12,760 км.). Пятна (рис. 1) - это проявление чрезвычайно сложного магнитного поля Солнца, и их природа не до конца понятна (см. также раздел Солнечный цикл).
Над фотосферой лежит небольшая область, называемая хромосферой. Сильно разряженная область лежащая над хромосферой, называется короной. Она простирается на миллионы километров в космос, но бывает видна только во время затмений (рис.2). Температура короны порядка 1,000,000 К. Магнитное поле Солнца очень сильное (по земным меркам) и очень сложное. Магнитосфера Солнца (другое название - гелиосфера) простирается вплоть до орбиты Плутона. В дополнение к теплу и свету Солнце также излучает поток заряженных частиц малой плотности (в основном электроны и протоны). Этот поток называют солнечным ветром, и он пронизывает солнечную систему со скоростью 450 км/час. Для изучения солнечного ветра был запущен спутник "Улисс", имеющий уникальную орбиту, проходящую через солнечные полюса. Данные, полученные со спутника "Улисс" показывают, что солнечный ветер крайне нерегулярен и уходит от полярных областей Солнца со скоростью в 750 км/сек вдвое большей, чем на низких широтах. Эффектные петли и протуберанцы часто видны на лимбе Солнца (см. заставку и обложку). Их существование также обязано магнитному полю Солнца.
Термоядерные реакции в недрах Солнца. Физические условия во внутренних слоях Солнца определяются с помощью теоретических расчетов и проверяются на основании изучения распространения волн в недрах Солнца, а также путем регистрации солнечных нейтрино, возникающих в результате ядерных реакций в центральных его слоях. При температурах существующих в центре Солнца атомы движутся с огромными скоростями, достигающими, например, для протонов, сотен километров в секунду. Поскольку плотность вещества очень велика, весьма часто происходят взаимодействия частиц с квантами (фотонами), а также и между собою. В результате этих процессов внешние электронные оболочки атомов полностью разрушаются, от атомов остаются лишь "голые" атомные ядра. Иными словами, все атомы находятся в состоянии очень высокой степени ионизации. Это означает, что размеры частиц уменьшаются от обычных (порядка 10-10 м) до ядерных (порядка 10-15 м). Поэтому сильно ионизованный газ остается газом даже при очень высоких плотностях порядка 1,5· 105 кг/м3 (150 г/см3). Вследствие частых и сильных столкновений и сближений между частицами в "горячей" и плотной плазме, в ней возрастает вероятность взаимодействия между элементарными частицами и атомными ядрами, и происходят ядерные реакции. При обычных столкновениях сближению одинаково заряженных частиц препятствует электростатическое отталкивание, происходящее по закону Кулона (кулоновский барьер). Именно для его преодоления частицы должны иметь огромные энергии, т.е. температура плазмы
должна быть очень высокой. Возникающие
при этом ядерные реакции называют термоядерными. Взаимные столкновения протонов
обладают наименьшим кулоновским барьером, поэтому в первую очередь в недрах
звезд возникают реакции синтеза легких ядер, а эволюция звезд начинается с выгорания
водорода и других наиболее легких химических элементов. В недрах Солнца каждый
протон ежесекундно испытывает миллионы столкновений, но только малое их число
заканчивается его объединением с другим протоном. Однако, благодаря огромному
общему числу протонов, "выгорание" водорода оказывается длительно эффективным.
Во время ядерных реакций синтеза выделяются огромные энергии (несколько МэВ
в расчете на один нуклон 1Мэв Основным источником энергии в недрах Солнца является последовательность реакций с участием протонов - водородный цикл, или протон - протонная цепочка термоядерных реакций. В конечном счете, она приводит к превращению водорода в гелий. Примерно в 70 % случаев она состоит из трех основных реакций. Первая из них начинается с распада протона 1H, который в свободном состоянии необычайно устойчив. Распад может произойти в краткий миг исключительно тесного сближения (столкновения) двух протонов. Тогда возможно превращение одного из них в нейтрон с испусканием позитрона e+ и нейтрино n . Объединяясь со вторым протоном, этот нейтрон образует ядро тяжелого водорода -- дейтерия 2D. На языке ядерных реакций это выглядит так: 1H + 1H ® 2D + e+ + n + 1,442 Мэв В конце этой строки указаны выделяющаяся при этом энергия. Нейтрино, движущееся со скоростью света, крайне слабо взаимодействует с веществом и практически беспрепятственно проходит через все Солнце, покидая его. Позитрон же, возникший при распаде протона, немедленно аннигилирует с первым встречным электроном, испуская пару гамма-квантов. Поскольку для каждой пары протонов первый этап водородной реакции осуществляется за 14 млрд. лет, она и определяет медленность термоядерных реакций на Солнце и общее время его эволюции. Во второй реакции дейтроны, возникшие в результате первой реакции, за считанные секунды захватывают новые протоны, испуская g кванты и образуя ядра изотопа 3He: 2D + 1H ® 3 He + g + 5,494 Мэв Благодаря третьей реакции, в течение времени порядка миллиона лет ядра изотопа 3He могут слиться и, высвободив два протона, образовать ядро обычного гелия 4He (a - частицу):
3He + 3He ® 4He + 21H + 12,860 Мэв Очевидно, что для полного завершения описанной цепочки реакций первые две из них должны произойти дважды. С учетом этого можно подсчитать, что слияние четырех протонов в одну a-частицу сопровождается выделением энергии 26,732 МэВ, из которой около 0,5 МэВ уносится двумя нейтрино, свободно покидающими Солнце, а остальная часть переходит в g кванты и тепловую энергию газа. Источником этой энергии является энергия связи ядра 4He, соответствующая дефекту массы, равному 0,73 % массы четырех свободных протонов. Общая структура Солнца. В центре Солнца температура и плотность достигают наибольших значений. Ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят близ самого центра Солнца. Только здесь наряду с протон-протонной реакцией заметную роль играет углеродный цикл. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счет углеродного цикла быстро прекращается и вплоть до расстояния 0,2--0,3 радиуса от центра существенной остается одна протон-протонная цепочка. На расстоянии от центра больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 млн. К, существенно падает и плотность. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине, поглощаемое и переизлучаемое вышележащими слоями. По мере удаления от центра общий поток излучения распределяется на большую площадь, пропорциональную квадрату радиуса. Поэтому поток на единицу площади убывает. На рис. 3 схематично изображено внутреннее строение Солнца. Солнечные нейтрино. Помимо энергии, выделяющейся во время термоядерных реакций в форме g квантов, а также и непосредственно в виде кинетической энергии возникающих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых должен буквально пронизывать всю Землю. Нейтрино - частицы, чрезвычайно слабо взаимодействующие с веществом. Поэтому они свободно выходят из недр Солнца и со скоростью, очень близкой к световой, распространяются в космическом пространстве, почти не поглощаясь веществом на их пути. Возникновение на Солнце каждой a-частицы связано с выделением по крайней мере 26,7 МэВ энергии, поддерживающей наблюдаемую светимость Солнца. Каждый такой акт сопровождается излучением двух нейтрино. Отсюда можно подсчитать, что полная нейтринная "светимость" Солнца, независимо от деталей термоядерных процессов, состовляет 1038 нейтрино за 1 секунду, а поток солнечных нейтрино на Земле порядка 1011 нейтрино за секунду через площадку в 1 см2. Важно, что нейтрино от разных реакций обладают неодинаковыми энергиями. Скорости отдельных ядерных реакций и тем самым величина соответствующих потоков нейтрино сильно зависят от температуры и параметров химического состава и, в первую очередь, от содержания гелия. Поэтому, регистрируя потоки солнечных нейтрино различных энергий, можно получить прямые экспериментальные данные об условиях в недрах Солнца. В настоящее время в различных лабораториях мира проводятся сложные эксперименты по регистрации солнечных нейтрино. Они основаны на относительно большой вероятности захвата нейтрино некоторыми атомными ядрами (Cl, Ga, Li, Br, I и т.д.), а также на регистрации специального вида излучения (называемого черенковским), возникающего при рассеянии нейтрино на электронах. В конце столетия наиболее успешными оказались три важных эксперимента. Хлор-аргонный эксперимент был предложен Бруно Понтекорво в 1946 г. и впервые осуществлен в 1967 г. Раймондом Дэвисом в Южной Дакоте (США). Он основан на реакции поглощения нейтрино изотопом хлора с атомным весом 37: 37Cl + n = e- + 37Ar. Рабочим веществом в этом процессе является богатый хлором перхлорэтилен C2 Cl4. Ядра хлора этого вещества способны поглощать нейтрино с энергиями больше 0,814 МэВ, испуская электрон и образуя радиоактивный изотоп 37Ar с периодом полураспада 35 дней. Поэтому достаточно долго (в течение трех-четырех месяцев) можно накапливать продукт реакции и применять физико-химические методы его извлечения. Сосуд с 615 тоннами жидкого перхлорэтилена был установлен на дне шахты глубиной 1455 м, куда почти не достигают космические лучи, которые могут порождать нейтрино при столкновениях с ядрами различных атомов. Результаты двадцатилетних наблюдений Р.Дэвиса, показывают, что наблюдаемый поток солнечных нейтрино с энергиями более 0,814 МэВ в среднем соответствует 0,420± 0,045 захватов в сутки или 2,55± 0,25 специальных "солнечных нейтринных единиц" вместо теоретически ожидаемых 8,0± 1,0 SNU. Солнечная нейтринная единица (SNU = Solar Neutrino Units): 1 SNU соответствует потоку нейтрино, при котором в детекторе с 1036 ядерами 37Cl за 1 с образуется одно ядро 37Ar. Таким образом, в эксперименте Дэвиса фактически (после учета фона, создаваемого космическими лучами) регистрируется одна солнечная частица нейтрино в течение 2 -- 3 дней. Теоретически ожидаемый поток солнечных нейтрино в хлорном эксперименте соответствует 8,0± 1,0 SNU, а для галлиевого детектора он составляет 132± 7 SNU.
Галлиевый эксперимент был предложен в 1964 г. российским астрофизиком В.А.Кузьминым. В его основе лежит возможность взаимодействия нейтрино с ядром изотопа галлия 71Ga с образованием радиоактивного изотопа германия 71Ge: 71Ga + n = e- + 71Ge. Важным преимуществом этого метода является относительно большая вероятность взаимодействия нейтрино с галлием и и низкий порог энергии (0,233 МэВ), позволяющий регистрировать нейтрино от основной реакции позитронного распада протона. Период полураспада радиоактивного германия 11,4 дня. Для регистрации одного захвата нейтрино в сутки достаточно 20 т галлия. В 1990 г. начал функционировать российский детектор SAGE (Soviet-American Gallium Experiment), использующий 57 т галлия в Баксанском ущелье на Северном Кавказе, а в следующем году -- в Итальянских Альпах (GALLEX, 30 т галлия). Предварительные результаты SAGE дали скорость счета 73± 19 SNU, а GALLEX дал 79± 12 SNU при теоретически ожидаемом значении 132± 7 SNU. Результаты экспериментов по регистрации солнечных нейтрино приводят к значениям меньше ожидаемых в несколько раз. Особенно велико различие в 4 раза для хлорного детектора, для которого имеются наиболее длительные ряды наблюдений. Основная трудность интерпретации этих расхождений связана с тем, что между данными различных экспериментов нет внутреннего согласия. Последние два десятилетия велась упорная работа, как по совершенствованию методики самого эксперимента, так и по уточнению стандартных теоретических моделей внутреннего строения Солнца. Несмотря на эти усилия, расхождения остаются почти на прежнем уровне. Это наводит на мысль о том, что истинная причина расхождений связана с недостаточностью наших знаний о самой физической природе нейтрино. Одна из гипотез (возможно, подтверждаемая некоторыми опытами) предполагает наличие у нейтрино способности самопроизвольно переходить в нейтрино других видов, в то время как все эксперименты регистрируют лишь электронные нейтрино, возникающие при бета распадах. Эволюция Солнца и солнечной системы Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда лет. С момента своего рождения оно израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но увы приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности). На рис. 4 изображена диаграмма температура-светимость для нашего Солнца, иначе ее еще называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела, по именам двух астрономов, которые построили ее. На этой диаграмме можно видеть изменение температуры и светимости (это количество излученного света) за время жизни Солнца.
Что случится после этого в настоящее время неизвестно. Солнце станет ярче, и все внешние слои будут унесены в космос очень сильным солнечным ветром. Это явление называют образованием планетарной туманности; примеры таких объектов часто наблюдаются в космосе (внутри планетарной туманности всегда есть звезда, ее породившая) рис. 5.
После этого останется практически только ядро бывшего Солнца, так называемый белый карлик, имеющий массу в два раза меньшую, чем масса современного Солнца, но с ненормально высокой плотностью вещества: 2 тонны на кубический сантиметр. Этот белый карлик будет медленно остывать, превращаться в черный карлик и это будет конец Солнца.
Солнечный цикл Количество пятен на Солнце не является постоянной величиной. В дополнению к вполне очевидным вариациям, связанным с вращением Солнца (пятна появляются в поле зрения и исчезают за краем), в течение времени новые группы пятен
формируются, а старые исчезают. При наблюдении в течении короткого периода времени (несколько недель или месяцев) эта вариация в числе пятен выглядит случайной. Однако наблюдения за много лет привели к открытию значительной особенности Солнца: количество пятен меняется периодически, что обычно описывается как 11 - летний цикл (в действительности период меняется и находится
ближе к 10.5 годичному циклу в нашем столетии). В 1848 году Иоган Рудольф Вольф изобрел методику подсчета солнечных пятен на диске, получаемое число называют числом Вольфа: W=k(f+10g), где f - число всех отдельных пятен, в данный момент наблюдаемых на солнечном диске, а g - число образованных ими групп. Этот индекс очень удачно отражает вклад в солнечную активность не только от самих пятен, но и от всей активной области, в основном занятой факелами. Поэтому числа W очень хорошо согласуются с более современным и точнее определяемым индексом, обозначаемым F10.7 - величиной потока радиоизлучения от всего Солнца на волне 10,7 см. Сегодня числа Вольфа (осредненные по многим наблюдениям) используют для характеристики солнечной активности. На рис. 6 |
км
кг
эрг/сек или 386 миллиардов миллиардов мегаватт). Каждую секунду около 700,000,000
тонн водорода превращается в 695,000,000 тон гелия и 5,000,000 тонн (=
эрг),
что значительно превосходит энерговыделение, обусловленное другими известными
механизмами (например, химическим горением). При этом масса образующихся ядер
не равна сумме масс входящих в них нуклонов, но несколько меньше нее на величину
так называемого дефекта массы. Это объясняется наличием сильной связи между
нуклонами в ядре, так что для их освобождения необходимо затратить энергию,
равную энергии этой связи. При обратном процессе синтеза ядер из свободных нуклонов
в центре Солнца выделяется такая же энергия. Ее величина, согласно известному
соотношению Эйнштейна, равна дефекту массы, умноженному на квадрат огромной
величины - скорости света! 
