Реферат Енергія Сонця

    Чому Сонце світить і вистигає вже мільярди? Яке "паливо" дає їй енергію? Відповіді ці запитання вчені шукали століттями, і лише на початку XX в. знайшли правильне рішення. Тепер відомо, що Сонце, як та інші зірки, світить завдяки протекающим у надрах термоядерних реакцій. Що таке за реакції? <

    Якщо ядра атомів легких елементів зіллються в ядро атома тяжчого елемента, то маса нового ядра виявиться менше, ніж сумарна чимало тих ядер, у тому числі воно утворилося. Залишок маси перетворюється на енергію, яку несуть частки, звільнені під час реакції. Ця енергія майже зовсім перетворюється на тепло. Така реакція синтезу атомних ядер може відбуватися лише за дуже високому тиску і температурі понад 10 млн градусів. Тому він і називається термоядерної.

    Основне речовина, що становить Сонце, - водень, йому припадає близько 71% всієї маси світила. Майже 27% належить гелію, інші ж 2% - важчим елементам, таких як вуглець, азот, кисень і метали. Головним "паливом" на Сонце служить саме водень. З чотирьох атомів водню внаслідок ланцюжка перетворень утворюється один атом гелію. А з кожного грама водню, що у реакції, виділяється 6*10 Дж енергії! На Землі такої кількості енергії вистачило для здобуття права нагріти від температури 0 З до точки кипіння 1000 м води!

    Розглянемо механізм термоядерної реакції перетворення водню в гелій, яка, очевидно, найважливіша більшість зірок. Називається вона протон-протонной, оскільки починається з тісного зближення двох ядер атомів водню - протонів. Протоны заряджені позитивно, тому взаємно відштовхуються, причому, згідно із законом Кулона, сила цього відштовхування зворотно пропорційна квадрату відстані і за тісних зближеннях повинна стрімко зростати. Проте за дуже високих певній температурі й тиску теплового руху частинок такі великі, а частинкам настільки тісно, що швидкі їх все-таки зближуються друг з одним й відомства виявляються у сфері впливу ядерних сил. Через війну може відбутися ланцюжок перетворень, яка завершиться виникненням нового ядра, що складається з двох протонів і двох нейтронів, - ядра гелію.

    Не кожне зіткнення двох протонів призводить до ядерної реакції. Протягом мільярдів років протон може постійно мати справу з іншими протонами, не дочекавшись ядерного перетворення. Але тоді як момент тісного зближення двох протонів станеться що й інше малоймовірне для ядра подія - розпад протона на нейтрон, позитрон і нейтрино (такий процес називається бета-распадом), то протон з нейтроном об'єднаються у стале ядро атома важкого водню - дейтерію.

    Ядро дейтерію (дейтон) за своїми властивостями схоже ядро водню, лише важчий. Але на відміну від останнього у надрах зірки ядро дейтерію довго існувати неспроможна. Вже за лічені секунди, у зв'язку ще з однією протоном, воно приєднує його себе, випускає потужний гамма-квант уже й стає ядром ізотопу гелію, яка має два протона пов'язані ні з двома нейтронами, як в звичайного гелію, лише з однією. Разів у кілька років такі ядра легкого гелію зближуються настільки, що може об'єднатись у ядро звичайного гелію, "відпустивши волю" два протона.

    Отже, у результаті послідовних ядерних перетворень утворюється ядро звичайного гелію. Порожденные під час реакції позитроны і гамма-кванти передають енергію навколишнього газу, а нейтрино зовсім йдуть із зірки, оскільки мають дивовижною здатністю проникати через величезні товщі речовини, не зачепивши жодного атома.

    Реакція перетворення водню в гелій відповідальна через те, що в Сонця зараз вулицю значно більше гелію, ніж на поверхні. Природно, виникає запитання: що ж з Сонцем, коли все водень у його ядрі вигорить і перетвориться на гелій, і як швидко це буде? Виявляється, приблизно 5 млрд років зміст водню в ядрі Сонця настільки зменшиться, що його "горіння" розпочнеться о шарі навколо ядра. Це спричинить різке до "роздуванню" сонячної атмосфери, збільшення розмірів Сонця, падіння температури лежить на поверхні та підвищення їх у ядрі. Поступово Сонце перетвориться на червоний гігант - порівняно холодну зірку надто велика з атмосферою, яка перевершує кордону орбіти Землі. Життя Сонця у цьому не закінчиться, він буде перетерплювати ще чимало змін, поки результаті розширення зрештою стане холодним і щільним газовим кулею, у якому не відбувається жодних термоядерних реакцій.

Коливання Сонця. Гелиосейсмология

    Земне сейсмологія полягає в особливостях поширення звуку під землею. Проте за Сонце сейсмограф поставити не можна. Тому коливання Сонця вимірюють зовсім іншими методами. Головний із них грунтується на ефект Доплера. Оскільки сонячна поверхню ритмічно опускається й порушується (коливається), що його приближение-удаление б'є по спектрі випромінюваного світла. Досліджуючи спектри різних ділянок сонячного диска, отримують картину розподілу швидкостей; ясна річ, згодом змінюється - хвилі біжать. Періоди цих хвиль лежать у діапазоні приблизно від 3 до 10 хв. Коли вони вперше відкриті, знайдене значення періоду становило приблизно 5 хв. З відтоді всі ці коливання називають "пятиминутными".

    Швидкості коливання сонячної поверхні дуже малі - десятки сантиметрів в секунду, і виміряти їх надзвичайно складно. Однак найчастіше цікаво саме значення швидкості, бо, як він змінюється з часом (як хвилі проходять поверхнею). Припустимо, людина міститься у приміщенні з щільно заштореними вікнами; надворі сонячно, але у кімнаті напівтемрява. І раптом ледь помітне рух повітря трохи зрушує штору, навіч вдаряє сліпучий сонячний промінь. Легкий вітерець викликає настільки сильний ефект! Приблизно так само ж вимірюють вчені найменші виміру променевої швидкості сонячної поверхні. Роль штори грають лінії поглинання в спектрі Сонця. Прилад, які вимірюють яскравість сонячного світла, налаштовується так, что-бы він пропускав лише світ із довгою хвилі точно у центрі будь-якої вузької лінії поглинання. Тоді від найменшого зміні довжини хвилі на вхід приладу потрапить не темна лінія, а яскравий сусідній ділянку безперервного спектра. Але це ще все.

    Щоб виміряти період хвилі з точністю, її потрібно спостерігати якомога довше, причому безперервно, інакше потім не можна влаштувати, яка це хвиля - те ж саме або вже інша. А Сонце щовечора приховується за обрієм, ще й хмари раз у раз набігають...

    Перше розв'язання проблеми полягала у спостереженнях за Південним полярним колом - там Сонце влітку не заходить за обрій тижнями і при цьому більше ясних днів, ніж у Заполяр'я. Проте налагоджувати роботу астрономів у Антарктиді складно і дорого. Інший запропонований шлях очевидніший, але ще більше доріг: спостереження з космосу. Такі спостереження іноді проводяться як побічні дослідження (наприклад, на вітчизняних "Фобосах", коли вони летіли до Марса. Наприкінці 1995 р. запущено міжнародний супутник SOНО (Solar and Heliospheric Obsеrvatory), у якому встановлено безліч приладів, розроблених вченими різних країн.

    Але більшу частину спостережень як і проводять із Землі. Щоб уникнути перерв, що з ночами і поганий погодою, Сонце спостерігають із різних континентів. Адже коли Східному півкулі ніч, у Західному - що і навпаки. Сучасні методи дозволяють уявити такі спостереження одностайно безперервний ряд. Важливе умова при цьому - щоб телескопи і прилади були однакові. Такі спостереження проводять у рамках великих міжнародних проектів.

    Що ж вдалося дізнатися про Сонце, вивчаючи ці незвичні, беззвучні звукові хвилі? Спочатку уявлення про їхню природу теж не надто відрізнялися від цього, що знали про коливаннях земної кори. Вчені усвідомлювали, як процеси на Сонце збуджують ці хвилі, і вони біжать поверхнею нашого світила, як морські хвилі по водної гладіні. Але потім виявився дуже цікавий факт: виявилося, деякі хвилі у різних частинах сонячного диска пов'язані між собою (фізики кажуть: мають одну фазу). Це можна уявити так, ніби вся поверхню покрита рівномірної сіткою хвиль, але у певних місцях вона невидна, а інших чітко виявляється. Виходить, що різні ділянки мають тим щонайменше узгоджену картину осциляций. Дослідники дійшли висновку, що сонячні коливання носять глобального характеру: хвилі пробігають дуже великі відстані в різних місцях сонячного диска видно прояв тих одному й тому ж хвилі. Отже, можна сказати, що Сонце "звучить, як дзвін", тобто. як одне.

    Як у випадку з Землею, коливання поверхні Сонця - лише відзвук тих хвиль, які поширюються у його глибинах. Одні хвилі сягають центру Сонця, інші загасають напівдорозі. І це допомагає досліджувати властивості різних частин сонячних надр. Вивчаючи хвилі з різною глибиною проникнення, вдалося навіть побудувати залежність швидкості звуку від глибини! Оскільки ж із теорії відомо, що у нижній межі зони конвекції має бути різку зміну швидкості звуку, вдалося визначити, де починається сонячна конвективная зона. Це сьогодні одне з найважливіших досягнень гелиосейсмологии.

    Є в гелиосейсмологии і свої проблеми. Наприклад, поки що не з'ясувати причину коливань сонячної поверхні. Вважається, що ймовірний джерело коливань - грануляція: виходять на поверхню потоки розпеченій плазми, подібно потужним фонтанах, викликають разбегающиеся в різні боки хвилі. Проте насправді не все так усе просто, і теоретики доки змогли задовільно описати ці процеси. Зокрема, неясно, чому хвилі настільки стійкі, що може обежать все Сонце, не затухаючи?

    З допомогою методів гелиосейсмологии встановили, що внутрішня частина Сонця (ядро) обертається помітно швидше, ніж зовнішні верстви. Нерівномірний обертання Сонця надає з його осциляції таку ж вплив, як тріщина на дзвін. Через війну "звук" стає дуже чистим - змінюються існуючі періоди коливань і нові. Це дає можливість досліджувати обертання внутрішніх верств, яке іншими методами поки вивчати не можна. Вважається, саме нерівномірному обертанню Сонце має магнітне полі.

    Ось така несподівана і бурхливо розвивається зараз область науки виникла з, начебто, нічим не примітних вимірів рухів сонячної поверхні.

Сонячні інструменти

    Основним інструментом астронома, що він і вивчав на небі, є телескоп. І хоча принцип дії всіх телескопів загальний, кожної області астрономії розроблено свої модифікації цього приладу.

    Яркость Сонця велика, отже, светосила оптичної системи сонячного телескопа то, можливо невеличкий. Значно цікавіше отримати як і більших масштабів зображення. Тому в сонячних телескопів дуже серйозні фокусні відстані. Найбільший із них має фокусне відстань 90 метрів і дає зображення Сонця діаметром близько 80 див. Вращать таку конструкцію було б нелегко. На щастя, і потрібно. Сонце рухається на небосхилі лише обмеженою нього, всередині смуги шириною 47°. Тому сонячному телескопу непотрібна монтування задля наведення до будь-якої точки неба. Його встановлюють нерухомо, сонячний промені направляються рухомий системою дзеркал - целостатом.

    Бувають горизонтальні і вертикальні сонячні телескопи. Горизонтальный телескоп побудувати легше, бо всі його деталі перебувають у горизонтальній осі. за таким і легше. Однак він є одна істотна недолік. Сонце дає багато тепла, й повітря всередині телескопа сильно нагрівається. Нагретый повітря рухається вгору, більш холодний - вниз. Ці зустрічні потоки роблять зображення тремтячим і нерізким. Тож у останнім часом будують у основному вертикальні сонячні телескопи. Вони потоки повітря рухаються майже паралельно променям світла, і менше псують зображення.

    Найкращі фотографії Сонця, отримані з найбільших інструментах, дозволяють побачити деталі близько 200 км. Звичайні сонячні телескопи призначені переважно для спостереження фотосфери. Щоб спостерігати самі зовнішні і дуже зріджені, тому слабко світні верстви сонячної атмосфери - сонячну корону, користуються коронографом. Винайшов його французький астроном Бернард Лио в 1930 р.

    У умовах сонячну корону побачити не можна, тому що світло від неї у 10 тис. разів слабкіша за світла денного неба поблизу Сонця. Можна скористатися моментами повних сонячних затемнень, коли диск Сонця закритий Місяцем. Але затемнення бувають рідко й часом у важкодоступних районах земної кулі. Та й погода який завжди сприятлива. А тривалість повної фази затемнення вбирається у 7 хв. Коронограф ж дозволяє спостерігати корону поза затемнення.

    Щоб видалити світ сонячного диска, в фокусі об'єктива коронографа встановлено штучна "місяць". З іншого боку, необхідно прибрати розсіяне світло в телескопі. Найважливіше - це добре відполіровану об'єктив без дефектів всередині скла. Коронографы зазвичай встановлюють високо серед стосів, де повітря прозорішим і небо темнішою. Але й там сонячна корона все-таки слабше, ніж ореол неба навколо Сонця. Тому яку можна спостерігати лише у вузькому діапазоні спектра, в спектральних лініях випромінювання корони. І тому використовують спеціальний фільтр чи спектрограф.

    Спектрографф - найважливіший допоміжний прилад для астрофізичних досліджень. Багато сонячні телескопи слугують лише у тому, щоб спрямовувати пучек сонячного світла спектрограф. Основна характеристика спектрографа - його спектральне дозвіл. Що дозвіл, тим паче близькі спектральні лінії помітні роздільно. Дозвіл залежить і від кількох параметрів. Одне з них - порядок спектра. Дифракционная решітка дає багато спектрів, видимих під різними кутами. Кажуть, що вона не має багато порядків спектра.

Схожі реферати:

Навігація