АСТРОНОМИЯ

 

Внутреннее строение Солнца.    

 

 

Одновременно с ростом температуры в более глубоких слоях Солнца должно

возрастать давление, определяемое весом всех вышележащих слоев. Следовательно,

плотность также будет увеличиваться. В каждой внутренней точке Солнца должно

выполняться так называемое условие гидростатического равнове сия, означающее,

что разность давлений, испытываемых каким-либо элементарным слоем (например, АВ

на 129, а),

 

должна уравновешиваться гравитационным    притяжением всех более глубоких слоев.

Если давление на верхней границе слоя (A) обозначить через P1 , а на нижней -

через Р2  , то равновесие будет иметь место при условии, что

      P2 ¾  P1 = r gH,(9.1)

 

где r   - средняя плотность слоя АВ, H - его толщина, a g  - соответствующее

значение ускорения силы тяжести. Среднюю плотность r   можно положить равной

среднему арифметическому от значений плотности r 1  и r 2  на верхней и нижней

границах слоя АВ:

      (9.2)

 

Используя уравнение газового состояния (7.9), получим

      (9.3)

 

Подставляя это значение в формулу (9.1), имеем

      (9.4)

 


 

Выражение  имеет размерность длины и обладает важным физическим смыслом: если

температура слоя постоянна, а толщина его составляет

      (9.5)

 

то давление и плотность в пределах этого слоя меняется приблизительно в три

раза. Действительно, подставляя (9.5) в (9.4), получаем

      Р2 = 3P1 .(9.6)

 

Величина Н называется шкалой высоты, так как она показывает, на каком расстоянии

происходит заметное изменение плотности. При T = 10 000ё (m  = 1/2 (ионизованный

водород) и g  = 2,7×104 см/сек2, что примерно соответствует условиям в наружных

слоях Солнца, Н = 6×107 см, т.е. рост плотности в три раза происходит при

продвижении вглубь на расстояние 600 км. Глубже температура растет, и

возрастание плотности замедляется.

Некоторое представление об условиях в недрах Солнца можно получить, если

предположить что вещество в нем распределено равномерно. Очевидно, что свойства

такого "однородного" Солнца должны быть близки к реальному случаю в средней

точке, на глубине половины радиуса. При равномерном распределении масс плотность

всюду равна уже известному нам среднему значению  Давление в средней точке равно

весу радиального столбика вещества сечением 1 см2 и высотой RЅ/2 (см. 129,

6), т.е.

      (9.7)

 

В средней точке ускорение силы тяжести g, очевидно, равно

      (9.8)

 

так как в сфере радиусом RЅ/2 при однородном распределении масс заключена 1/8

часть массы всего Солнца. Следовательно, давление в средней точке Солнца равно

      (9.9)

 

Зная давление и плотность, легко найти температуру Т из уравнения газового

состояния:

      (9.10)

 

Таким образом, мы получили следующие значения характеристик физических свойств

"однородного Солнца" на глубине, равной половине радиуса RЅ/2:

r   = 1,4 г/см2 (1,3 г/см2),

Р = 6,6×1014 дин/см2 (6,1×1014 дин/см2),

T = 2 800 000ё (3 400 000ё).

В скобках приведены те же величины, рассчитанные точными методами, учитывающими

неоднородное распределение масс в Солнце. Таким образом, для средней точки

предположение о равномерном распределении масс приводит к правдоподобным

результатам.

 

В центре Солнца давление, плотность и температура должны быть еще больше. В

табл.5 приведена так называемая модель внутреннего строения Солнца, т.е.

зависимость его физических свойств от глубины.

Таблица 5

Модель внутреннего строения Солнца

      Расстоя­ние от центраТемпе­ратураДавление

 

      Плот­ность

      R/RQT(ёK)P(дин/см2)r(г/см3)

      01,5 є1072,2є1017150

      0,21074,6є101636

      0,53,4 є1066,1є10141,3

      0,81,3 є1066,2є10120,035

      0,9810510100,001

 

Из табл. 5 видно, что в недрах Солнца температура превышает 10 миллионов

градусов, а давление - сотни миллиардов  атмосфер  (1 атм = 103 дин/см2). В этих

условиях отдельные атомы движутся с огромными скоростями, достигающими,

например, для водорода, сотен километров в секунду. Поскольку при этом плотность

вещества очень велика, весьма часто происходят атомные столкновения. Некоторые

из таких столкновений приводят к тесным сближениям атомных ядер, необходимым для

возникновения ядерных реакций.

В недрах Солнца существенную роль играют две ядерные реакции. В результате одной

из них, схематически изображенной на 130, из четырех атомов водорода

образуется один атом гелия. На промежуточных стадиях реакции образуются ядра

тяжелого водорода (дейтерия) и ядра изотопа Не3. Эта реакция называется

протон-протонной.

Другая реакция в условиях Солнца играет значительно меньшую роль. В конечном

счете она также приводит к образованию ядра гелия из четырех протонов. Процесс

сложнее и может протекать только при наличии углерода, ядра которого вступают в

реакцию на первых ее этапах и выделяются на последних. Таким образом, углерод

является катализатором, почему и вся реакция носит названия углеродного цикла.

Исключительно важным является то обстоятельство, что масса ядра гелия почти на

1% меньше массы четырех протонов. Эта кажущаяся потеря массы называется дефектом

массы и является причиной выделения в результате ядерных реакций большого

количества энергии, так как согласно формуле Эйнштейна энергия, которая связана

с массой т, равна

Е = т× с2

Описанные ядерные реакции являются источником энергии, излучаемой Солнцем в

мировое пространство.

Так как наибольшие температуры и давление создаются в самых глубоких слоях

Солнца, ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно

происходит в самом центре Солнца. Только здесь наряду с протон-протонной

реакцией большую роль играет углеродный цикл. По мере удаления от центра Солнца

температура и давление становятся меньше, выделение энергии за счет углеродного

цикла быстро прекращается и вплоть до расстояния около 0,2-0,3 радиуса от центра

существенной остается только протон-протонная реакция. На расстоянии от центра

больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 миллионов градусов, а

давление ниже 10 миллиардов атмосфер. В этих условиях ядерные реакции

происходить совсем не могут. Эти слои только передают наружу излучение,

выделившееся на большей глубине в виде гамма-квантов, которые поглощаются и

переизлучаются отдельными атомами. Существенно, что вместо каждого поглощенного

кванта большой энергии атомы, как правило, излучают несколько квантов меньших

энергий. Происходит это по следующей причине. Поглощая, атом ионизуется или

сильно возбуждается и приобретает способность излучать. Однако возвращение

электрона на исходный энергетический уровень происходит не сразу, а через

промежуточные состояния, при переходах между которыми выделяются кванты меньших

энергий. В результате этого происходит как бы "дробление" жестких квантов на

менее энергичные. Поэтому вместо гамма-лучей излучаются рентгеновские, вместо

рентгеновских - ультрафиолетовые, которые в свою очередь уже в наружных слоях

дробятся на кванты видимых и тепловых лучей, окончательно излучаемых Солнцем.

Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакций

несущественно и происходит процесс переноса энергии путем поглощения излучения и

последующего переизлучения, называется зоной лучистого равновесия. Она занимает

область примерно от 0,3 до 0,7 rЅ от центра Солнца. Выше этого уровня в переносе

энергии начинает принимать участие само вещество, и непосредственно под

наблюдаемыми внешними слоями Солнца, на протяжении около 0,3 его радиуса,

образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией.

Наконец, самые внешние слои Солнца, излучение которых можно наблюдать,

называются солнечной атмосферой; в основном она состоит из трех слоев,

называемых фотосферой, хромосферой и короной. Они будут рассмотрены в следующих

параграфах. В целом описанная структура Солнца изображена на 131.

 

131. Схематический разрез Солнца и его атмосферы

 

 Курс общей астрономии >>> 

 

Смотрите также:

 

Физико-математические науки. Астрономия

Астрономия. Для развития астрономии этого периода характерно возникновение особой отрасли, пограничной с физикой,—астрофизики. В астрономии использовались ...
www.bibliotekar.ru/istoria-tehniki/15.htm

 

 Астрономия. Самые-самые... Звезды, кометы, метеориты, галактики ...

Лекселя. Наименьшее расстояние до Земли было достигнуто 1 июля 1770 г. и составило 0015 астрономических единицы (т.е. 2244 миллиона километров или около 3 ...
bibliotekar.ru/kkSamye.htm

 

 Астрономия. Вселенная, Галактика, Звёзды, планеты, астероиды ...

Таковы, например, природа атома и элементарных частиц, генетика, астрономия. Здесь мы хотим рассказать об одной "безумной" попытке объяснить, как произошла ...
bibliotekar.ru/ne_odinoka.htm

 

 БРОКГАУЗ И ЕФРОН. Полярная звезда. Астрономия

Прецессия. П. звезда играет большую роль в практической астрономии (см.), где пользуются ее близостью к полюсу и медленностью суточного движения для ...
bibliotekar.ru/bep/259.htm

 

 Астрономия. Свинцовые звёзды

Новые наблюдения сообщены группой Бельгийских и Французских астрономов, использующих спектрометр Coude Echelle на 3.6-метровом телескопе ESO в обсерватории ...
bibliotekar.ru/iiSvinc.htm

 

 Неизвестная Вселенная

Древние астрономы пытались (в основном безуспешно) определить (но еще не доказать! .... Радиоастрономия и внеатмосферная рентгеновская астрономия приоткрыли ...
bibliotekar.ru/kkNeizVselennaya.htm

 

 Майя - одинокие гении. Календарь и астрономия индейцев майя

Астрономы майя проводили наблюдения за небесными светилами из каменных обсерваторий, которые были во многих городах — Тикале, Копане, Паленке, Чичен-Ице.. ...
www.bibliotekar.ru/1kalmaya.htm

 

 Древний Рим. МАТЕМАТИКА, АСТРОНОМИЯ, ГЕОГРАФИЯ И ДЕЯТЕЛЬНОСТЬ ...

Основные астрономические и метеорологические представления Рать ней империи изложил римский автор времени Августа Манилий в дидактической поэме ...
bibliotekar.ru/polk-20/15.htm

 

 астрономия индейцев майя

АСТРОНОМИЯ МАЙЯ. Но майя занимались не только счетом дней и созданием концепции времени. Они также были опытными астрономами. ...
bibliotekar.ru/maya/t9.htm