Конвективная зона солнца


Внутреннее строение Солнца можно условно разделить на три зоны по характеру процессов, которые связаны с выделением и передачей энергии.

Внутреннее строение Солнца

Солнечное ядро

Ядро – это центральная часть звезды. Оно имеет радиус 150 – 175 тыс. км, что составляет 20 – 25% солнечного радиуса. Ядро, по сути, является термоядерным реактором, ибо реакции такого типа в нём и происходят. Плотность ядра в 150 раз превышает плотность воды, а температура центра его больше 14 000 000° К. Скорость вращения звезды вокруг своей оси в ядре заметно выше, нежели на поверхности. Каждую секунду посредством термоядерной реакции в излучение обращаются 4,26 млн. тонн вещества. Но топлива солнечной кочегарки достаточно для нескольких миллиардов лет работы

Зона лучистого переноса


В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет

Конвективная зона

Следующую, внешнюю, область Солнца занимает конвективная зона.  Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества.

Конвективная зона

С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха.


Источник: light-science.ru

В течение уже довольно длительного времени мы с вами изучаем строение нашей Солнечной системы. Мы познакомились с её 8 большими планетами, карликовыми планетами и малыми телами.

Теперь пришло время поговорить о центральном объекте Солнечной системы — о Солнце. Оно занимает исключительное положение в нашей с вами жизни. Солнце обеспечивает нас светом, теплом, а также является источником всех видов энергии, используемых человечеством.

Конвективная зона солнца

Солнце — это всего лишь одна из около 200 млрд звёзд нашей Галактики. Детально изучая его физическую природу, мы, скорее всего, получаем важнейшие сведения о природе остальных звёзд и процессах, проходящих в них.


Человечество на протяжении всей своей истории восхищалось и поклонялось Солнцу. Это было самое могущественное божество у большинства древних народов мира, а культ непобедимого Солнца был одним из самых распространённых (Ге́лиос — греческий бог Солнца, Аполлон — бог Солнца у римлян, Митра — у персов, Ярило — у славян). В честь Солнца возводились огромные храмы, о нём слагались песни и ему приносились жертвы.

Сейчас же учёные с помощью башенных солнечных телескопов и телескопов, установленных на бортах спутников, активно изучают природу Солнца и выясняют его влияние на нашу планету. А важнейшую информацию о физических процессах, происходящих на Солнце, даёт изучение его спектра. Дело в том, что химические элементы, которые присутствуют в атмосфере Солнца, поглощают из непрерывного спектра, излучаемого фотосферой, свет определённой частоты. В результате в непрерывном спектре появляются тёмные линии — линии поглощения.

Конвективная зона солнца

Впервые они были обнаружены в 1802 году английским физиком Уильямом Волластоном. Однако учёный не придал им особого значения, считая, что их появление зависит от внешних причин. Лишь в 1814 году немецкий физик Йозеф Фраунгофер, исследуя эти линии, убедился, что их причина не оптический обман, а природа солнечного света. Он также смог выделить и обозначить 576 тёмных линий, которые впоследствии были названы фраунгоферовыми линиями солнечного спектра. Сейчас же в солнечном спектре зарегистрировано более 30 тысяч фраунгоферовых линий, принадлежащих 72 химическим элементам.


Их анализ показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится примерно 73,5 % солнечной массы. Ещё почти 25 % массы Солнца приходится на гелий. Однако сразу же оговоримся, что данных о соотношении элементов в глубинных слоях Солнца очень и очень немного.

Вещество Солнца представляет собой сильно ионизированную плазму, средняя плотность которой составляет порядка 1400 кг/м3. Однако по мере приближения к центру Солнца его плотность, как и температура с давлением, достигают максимальных значений.

Конвективная зона солнца

Огромное давление внутри Солнца обусловлено действием вышележащих слоёв. Силы тяготения стремятся сжать Солнце. Этому препятствуют силы упругости горячего газа и давление излучения, идущие из недр и стремящиеся расширить Солнце. Тяготение с одной стороны, упругость газов и давление излучения с другой стороны, уравновешивают друг друга. Причём равновесие имеет место во всех слоях от поверхности до центра Солнца. Такое состояние Солнца и звёзд называется гидростатическим равновесием. Эта простая идея была выдвинута в 1924 г. английским астрофизиком Артуром Эддингтоном. Она позволила составить уравнения, по которым рассчитывают модели внутреннего строения «спокойного» Солнца, а также других звёзд. Такие модели показывают зависимость физических свойств звёздного вещества (и, в частности, Солнца) от глубины.


Конвективная зона солнца

Данная модель Солнца даёт основания предполагать, что в центре нашей звезды находится ядро, радиус которого может достигать примерно 150—175 тыс. километров.

Над ядром, в области 0,2—0,7 радиуса Солнца, располагается зона лучистого переноса. В ней происходит перенос энергии от ядра к более высоким слоям посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий. При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучённая нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлучается им. То есть происходит очень медленное, иногда длящееся до миллиона лет «просачивание» излучения от центра Солнца к поверхности.

В последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. В ней передача энергии осуществляется посредством конвекции (то есть перемешиванием).

Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — атмосферы (о её строении мы с вами поговорим на ближайших уроках).


Солнце — это типичный представитель звёзд, представляющий собой раскалённый плазменный шар. Его масса примерно равна 2 ∙ 1030 килограммам, что в 333 000 раз больше массы Земли, и составляет почти 99,87 % суммарной массы всех тел Солнечной системы. Средний диаметр Солнца в 109 раз превышает диаметр нашей планеты. А его объём в 1 301 019 раз больше объёма Земли.

Такой гигантский плазменный шар излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения. Однако Земля получает всего одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. При этом измерения за пределами земной атмосферы показали, что на поверхность площадью 1 м2, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает энергия, практически не меняющаяся в течение длительного промежутка времени. Эта величина была названа солнечной постоянной:

Конвективная зона солнца

Второй не менее важной характеристикой Солнца является его светимость или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям за единицу времени. Она определяется как произведение величины солнечной постоянной и площади сферы радиусом в одну астрономическую единицу:


L = E ∙ 4πR2.

Подставив в уравнение значения входящих в него величин и проведя необходимые вычисления, получаем, что светимость нашей звезды составляет примерно 3,8 ∙ 1026 Вт.

Самостоятельно подумайте, почему для вычислений радиус сферы принимается равным 149,6 миллиона километров.

С Земли мы видим диск Солнца — ослепительный жёлтый (реже белый) круг со средним угловым диаметром около 32’. Это видимый слой атмосферы Солнца — фотосфера. Она даёт основную часть излучения Солнца. При этом считается, что Солнце излучает энергию, как абсолютно чёрное тело. Тогда температура фотосферы Солнца может быть рассчитана по закону Стефана — Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры:

Е = σТ4.

В записанной формуле σ — это постоянная Стефана — Больцмана (σ = 5,67 ∙ 10–8 Вт/(м2 ∙ К4)).

Подставив это уравнение в формулу для определения светимости Солнца нетрудно выразить температуру фотосферы Солнца:

Конвективная зона солнца

После подстановки чисел получим, что температура фотосферы примерно равна 5745 К. Очевидно, что такая высока температура может поддерживаться лишь за счёт постоянного притока энергии из недр Солнца.


Конвективная зона солнца

Вы уже знаете, что наша звезда излучает свет и тепло более 4,5 миллиардов лет. Конечно же, долгое время учёные не могли найти ответ на главный вопрос о том, что является «топливом», за счёт которого Солнце вырабатывает столь огромное количество энергии в течении такого длительного промежутка времени.

Например, Уильям Гершель считал, что Солнце — это холодное и твёрдое тело, которое окружено огромным огненным океаном. Правда, в этом случае такой океан должен был полностью выгореть через несколько тысяч лет после начала горения. А Герман Гельмгольц предполагал, что увеличение внутренней энергии и как следствие увеличение температуры Солнца происходит из-за его медленного гравитационного сжатия. Чтобы компенсировать потери энергии на излучение, достаточно было бы, чтобы диаметр Солнца ежегодно уменьшался на 75 метров. Но в этом случае срок «службы» Солнца увеличивался до нескольких миллионов лет, но никак не до миллиардов.

И лишь в 30-х годах ХХ в. американский астрофизик Ханс Альбрехт Бетэ высказал предположение о том, что энергию Солнце получает за счёт термоядерных реакций, происходящих в его недрах.


Конвективная зона солнца

Им же был открыт водородный (или протон-протонный) цикл — цепочка из трёх термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода:

Конвективная зона солнца

Конвективная зона солнца

Конвективная зона солнца

Обратите внимание на то, что для образования двух ядер Конвективная зона солнца, необходимых для третьей реакции, первые две должны произойти дважды.


Чтобы представить, какое огромное количество энергии выделяется Солнцем в результате превращения водорода в гелий, достаточно знать, что в среднем оно теряет примерно 4 миллиона тонн водорода в секунду! На первый взгляд, эта величина может показаться огромной. Однако она ничтожна, по сравнению с полной массой Солнца. А расчёты специалистов показывают, что «топлива» в его недрах достаточно для поддержания термоядерных реакций ещё в течение примерно 5 миллиардов лет. После этого в недрах Солнца начнутся необратимые реакции, которые приведут к его гибели.

Источник: videouroki.net

Состав Солнца

Солнце содержит приблизительно 75 % водорода и 25 % гелия по массе (92,1 % водорода и 7,8 % гелия по количеству атомов). Другие элементы (кремний, кислород, азот, сера, магний, кальций, хром, железо, никель, углерод и неон) составляют лишь 0,1 % от общей массы.

Ученые долго пытались составить представление о составе и внутреннем строении Солнца, используя такие методы астрономии, как наблюдение, спектроскопия, теоретический анализ и т.д. В результате они пришли к заключению, что благодаря взрыву родилась звезда, состоящая преимущественно из гелия и водорода. Их соотношение изменчиво, потому что в глубине Солнца водород преобразуется в гелий из-за постоянного процесса ядерного синтеза. Запуск этого процесса невозможен без крайне высокой температуры и большой массы небесного тела.

Внутреннее строение Солнца

Солнце является сферическим телом, находящимся в равновесии. На равных расстояниях от центра физические показатели везде одинаковы, но они неуклонно меняются, если двигаться от центра к условной поверхности. Солнце имеет несколько слоев, и их температура тем выше, чем они ближе к середине. Нельзя не упомянуть, что гелий и водород в разных слоях имеет разные характеристики.

Солнечное ядро

Ядро — центральная часть Солнца. Экспериментальным путем установлено, что солнечное ядро по размеру составляет примерно 25 % от всего радиуса Солнца и состоит из сильно сжатого вещества. Масса ядра — почти половина от общей массы Солнца. Условия в сердцевине нашего светила экстремальные. Температура и давление достигают там максимальных показателей: температура ядра составляет примерно 14 млн К, а давление в нем достигает 250 млрд атм. Газ в солнечном ядре более чем в 150 раз плотнее воды. Это именно то место, где протекает термоядерная реакция, сопровождаемая выделением энергии. Водород превращается в гелий, а вместе с ним появляются свет и тепло, которые затем доходят до нашей планеты и дают ей жизнь.

На расстоянии от ядра более 30 % радиуса температура становится менее 5 млн градусов, поэтому ядерные реакции там уже почти не происходят.

Зона лучистого переноса

Зона лучистого переноса расположена у границы ядра. Предположительно она занимает около 70 % всего радиуса звезды и состоит из горячего вещества, через которое тепловая энергия передается от ядра к внешнему слою.

В результате термоядерной реакции, протекающей в солнечном ядре, образуются различные радиационные фотоны. Пройдя сквозь зону лучистого переноса и все последующие слои, они выбрасываются в космос и блуждают по там вместе с солнечным ветром, доходящим от Солнца до Земли всего за 8 минут. Ученым удалось установить, что на преодоление этой зоны фотонам требуется приблизительно 200 000 лет.

Зона лучистого переноса есть не только у Солнца, но и у других звезд. Ее величина и сила зависят от размера звезды.

Конвективная зона

Зона конвекции — последняя во внутреннем строении Солнца и других подобных ему звезд. Она расположена снаружи зоны лучистого переноса и занимает последние 20 % от радиуса Солнца (около трети от объема звезды). Энергия в ней передается конвекцией. Конвекция — это передача тепла струями и потоками, посредством активного перемешивания. Этот процесс напоминает кипение воды. Потоки горячего газа перемещаются к поверхности и отдают тепло наружу, а остывший газ устремляется обратно, вглубь Солнца, благодаря чему реакция ядерного синтеза продолжается. По мере приближения к поверхности температура вещества в конвективной зоне падает до 5800 К. Конвективная зона, как и зона лучистого переноса, есть почти у всех звезд.

Все вышеперечисленные слои Солнца не наблюдаемы.

Атмосфера Солнца

Над конвективной зоной расположено несколько наблюдаемых слоев Солнца — атмосфера. Ее химический состав определяется методом спектрального анализа. Внутреннее строение атмосферы Солнца включает три слоя: фотосферы (в переводе с греческого — «световой сферы»), хромосферы («окрашенной сферы») и короны. Именно в последних двух слоях возникают магнитные вспышки.

Фотосфера

Фотосфера — единственный видимый с нашей планеты слой Солнца. Температура фотосферы — 6000 К. Она светится бело-желтым светом. Именно середина этого слоя и считается условной поверхностью Солнца и используется для расчета расстояний, то есть отсчета высоты и глубины.

Толщина фотосферы — около 700 км, она состоит из газа и испускает доходящее до Земли солнечное излучение. Верхние слои фотосферы более холодные и разряженные, чем нижние. Волны, возникающие в конвективной зоне и фотосфере, передают механическую энергию вышележащим областям и нагревают их. Вследствие этого верхняя часть фотосферы является самой холодной — около 4500 К. С обеих сторон от них температура быстро повышается.

Хромосфера

Хромосфера — следующая за фотосферой, сильно разреженная воздушная оболочка Солнца, состоящая преимущественно из водорода. В связи с ее необычайной яркостью ее можно увидеть лишь при полном солнечном затмении. Слово «хромосфера» в переводе с греческого означает «окрашенная сфера». Когда Луна заслоняет Солнце, хромосфера благодаря присутствию водорода становится розоватой. Этот слой холоднее предыдущего, поскольку его плотность ниже. Температура газов в верхних слоях хромосферы составляет 50 000 К.

На высоте 12 000 км над фотосферой линия спектра водорода становится неразличимой. Немного выше зафиксированы следы кальция. Его линия спектра кончается еще через 2 000 км. Чем дальше от поверхности Солнца, тем газ горячее и более разряжен.

Корона

Над высотой в 14 000 км над фотосферой начинается корона — третья внешняя оболочка Солнца. Корона состоит из энергетических извержений и протуберанцев — особых плазменных образований. Ее температура варьируется от 1 до 20 млн К, имеются также корональные дыры с температурой 600 тыс. К, откуда исходит солнечный ветер. Начиная от нижней части, температура растет, а на высоте 70 000 км от поверхности Солнца начинает снижаться.

Верхняя граница короны пока не установлена, как и точная причина необычно высокой температуры. Как и хромосфера, солнечная корона тоже видна только во время затмений или при использовании специального оборудования. Солнечная корона является мощным источником постоянного рентгеновского и ультрафиолетового излучения.

На сегодняшний день человечеству довольно много известно о внутреннем строении Солнца и о процессах, происходящих в нем. Прояснению их природы во многом способствовал технический прогресс. Благодаря получению знаний о Солнце можно составить представление и о других звездах. Но поскольку наблюдать за Солнцем можно только издалека, у него осталось еще немало неразгаданных тайн.

Источник: www.syl.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.