Шпаргалки ао "Астрономии"

Температура внешних слоев Солнца

 

В § 108 было показано, что по интенсивности излучения тела можно судить о

температуре внешних его слоев. Рассмотренные  методы определения температуры  были

проиллюстрированы на примере Солнца (см.рис. 91).

Проанализируем  результаты применения этих методов. Определяемая полным потоком

излучения эффективная температура Солнца оказалась равной 5760°, в то время  как

положение максимума излучения в спектре  Солнца соответствует температуре,

определенной  по закону Вина, около 6750°. Относительное  распределение энергии в

различных участках спектра позволяет найти цветовые температуры, значение

которых весьма сильно меняется даже в пределах одной только видимой области.

Так, например, в интервале длин волн 4700-5400 Å цветовая температура составляет

6500°,  а рядом в области длин волн 4300-4700 Å - около 8000°. В еще более

широких пределах меняется по спектру яркостная температура, которая на участке

спектра 1000-2500 Å возрастает от 4500° до 5000°, в зеленых лучах (5500 Å)

близка к 6400°, а в радиодиапазоне метровых волн достигает миллиона градусов!

Для наглядности  все перечисленные результаты сведены  в табл. 4.

Различие  между данными, приведенными в табл. 4, имеет принципиальное значение и

приводит  к следующим важным выводам:

 

1. Излучение  Солнца отличается от излучения  абсолютно черного тела. В противном

случае все значения температур, приведенные в табл. 4, были бы одинаковыми.

2. Температура  солнечного вещества меняется  с глубиной. Действительно,

непрозрачность  сильно нагретых газов неодинакова  для различных длин волн. В

ультрафиолетовых  лучах поглощение больше, чем в видимых. Вместе с тем сильнее

всего такие  газы поглощают радиоволны. Поэтому  радио-, ультрафиолетовое и

видимое излучения соответственно относятся  ко все более и более глубоким слоям

Солнца. Учитывая наблюдаемую зависимость  яркостной температуры от длины  волны,

получаем, что где-то вблизи видимой поверхности  Солнца расположен слой,

обладающий минимальной температурой (около 4500°), который можно наблюдать в

далеких ультрафиолетовых лучах. Выше и ниже этого слоя температура быстро

растет.

3. Из  предыдущего следует, что большая  часть солнечного вещества должна  быть

весьма  сильно ионизована. Уже при температуре 5-6 тысяч градусов ионизуются

атомы многих металлов, а при температуре выше 10-15 тысяч градусов ионизуется

наиболее  обильный на Солнце элемент - водород. Следовательно, солнечное вещество

представляет  собой плазму, т.е. газ, большинство  атомов которого ионизовано.

Лишь  в тонком слое вблизи видимого края ионизация слабая и преобладает

нейтральный водород.

 

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 рис. 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 -  P1 = r gH,(9.1)

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

значение  ускорения силы тяжести.

 

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

происходит  заметное изменение плотности. При T = 10 000° (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 R¤/2 (см. рис. 129,

 

Таким образом, мы получили следующие значения характеристик  физических свойств

“однородного  Солнца” на глубине, равной  половине радиуса R¤/2:

ρ   = 1,4 г/см2 (1,3 г/см2),

Р = 6,6*;1014 Па (6,1×1014 дин/см2),

T = 2 800 000°  (3 400 000°).К

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

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 рис. 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 = m с ²

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 r¤ 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 рис. 131.