Тема 4.3. Сонце як зоря

1.Загальні характеристики Сонця

  Сонце - центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333 000 раз більша за масу Землі й у 750 раз перевищує масу всіх інших планет, разом узятих.

  Сонце - могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль - від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

  Водночас Сонце - найближча до нас зоря, в якої на відміну від усіх інших зір можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому невеликі деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі.

  Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється не на багато через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а. о., або приблизно 1 400 000 км, що в 109 раз перевищує діаметр Землі.

  На поверхню площею 1 м2, перпендикулярну до сонячних променів за межами земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця. Помноживши це число на площу поверхні кулі, радіус якої дорівнює відстані від Землі до Сонця, дістанемо потужність повного випромінювання Сонця (його світність), що становить близько 4 • 1023кВт. Так випромінює тіло сонячних розмірів, нагріте до температури близько 6000 К (ефективна температура Сонця). Земля дістає від Сонця приблизно 1/2000000000 частину випромінюваної ним енергії.

2.Будова Сонця

  Як і всі зорі, Сонце - розжарена газова куля. В основному воно складається з водню з домішками 10% (за кількістю атомів) гелію. Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 - 2% маси Сонця.

  На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу - плазми.

  Середня густина сонячної речовини g » 1400 кг/м3. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі - у 100 раз більша, ніж середня густина.

  Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск.

Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити. Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R¤.

  Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R¤, площа якого S, а також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R¤.

  За газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця.

  Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 • 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 2 • 1018 Па, а температура - близько 15000 000 К.

  При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню - зменшується.

  Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра.

  Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини:

· внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на відстань приблизно 1/3 /?©;/

· "промениста" зона (відстань від 1/3 до 2/3 /?0), в якій енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідовного вбирання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;

· конвективна зона - від верхньої частини "променистої" зони майже до самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого відбувається перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;

· атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо не видно, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів.

3. Сонячна атмосфера й сонячна активність

  Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів.

  Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 - 300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього виходить майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.

  У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуються внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

  На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих "зерняток" - гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, що відбувається в розміщеній під отосферою конвективній зоні Сонця.

  Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787-1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

  У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близько 0,01% атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів.

  У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. "Випаровуючись" у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

  Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

   Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягнутих фотосферних гранул.






Схема будови Сонця.

  Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб.

  Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

  Плями - нестійкі утворення. Кількість і форма їх на Сонці весь час змінюються. Звичайно сонячні плями з'являються групами.

  Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі утворення, які майже непомітні, коли плями близькі до центра сонячного диска. Ці утворення називаються факелами. Вони набагато контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню, іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотографії називаються спектрогеліограмами. За ними вивчають структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромосфери.

  Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх кількість збільшується спочатку далеко від екватора, а потім дедалі ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або, як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього - спад.

  Головною особливістю плям, а також факелів є наявність магнітних полів. У плямах індукція магнітного поля велика й досягає інколи 0,4 - 0,5 Тл, у факелах магнітне поле слабше.

  Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями - одна на західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту.

  Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфері, значно впливаючи на рух плазми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у слабкому магнітному полі й великим їх послабленням при більшій індукції магнітного поля.

Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою фотосферою. Температура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі плями є смуги поглинання найпростіших двохатомних молекул: СО, ТіО, СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми.

  Хромосфера над факелами яскравіша завдяки більшій температурі й густині. Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій ділянці інколи виникають хромосферні спалахи: раптово, за якихось 10-15 хв., яскравість хромосфери дуже збільшується, викидаються згустки газу, прискорюються потоки гарячої плазми. Інколи деякі заряджені частинки прискорюються до дуже великих значень енергії.

  Потужність сонячного радіовипромінювання при цьому звичайно збільшується в мільйони раз (сплески радіовипромінювання). У короні спостерігаються ще грандіозніші за розмірами активні утворення - протуберанці. Це надзвичайно різноманітні за формою і характером свого руху хмари густіших газів порівняно з речовиною корони. Форма протуберанців та їхній рух пов'язані з магнітними полями, що проникають з фотосфери в корону.

4. Сонячно-земні зв'язки

  Сонце дуже впливає на явища, які відбуваються на Землі. Його короткохвильове випромінювання зумовлює важливі фізико-хімічні процеси у верхніх шарах атмосфери. Видимі й інфрачервоні промені є основними "постачальниками" тепла для Землі. У різних країнах світу, в тому числі й у нас, ведуться роботи щодо ширшого використання сонячної енергії для господарських і промислових цілей (вироблення електроенергії, опалення будинків та ін.). У майбутньому використання енергії прямого сонячного випромінювання неминуче зросте.

  Сонце не лише освітлює й зігріває Землю. Вияви сонячної активності супроводяться цілим рядом геофізичних явищ. Потоки заряджених частинок, прискорені під час спалахів, впливають на магнітне поле Землі й спричиняють магнітні бурі, які сприяють проникненню заряджених частинок у нижчі шари атмосфери, від чого й виникають полярні сяйва. Короткохвильове випромінювання Сонця посилює іонізацію верхніх шарів земної атмосфери (іоносфери), що дуже впливає на умови поширення радіохвиль, іноді порушуючи радіозв'язок.

Виявилося, що активні процеси на Сонці, впливаючи на атмосферу й магнітне поле Землі, опосередковано діють і на складні процеси органічного світу - як тваринного, так і рослинного. Ці впливи та їх механізм у наш час досліджують учені.

Тема 4.2.Подвійні та нестаціонарні зорі

1.Подвійні зорі різних типів

  

  Подвійна зоря — система з двох гравітаційно пов'язаних зір, які обертаються навколо спільного центру мас по еліптичних орбітах. Інколи трапляються системи з трьох і більше зір; у такому випадку система називається кратною зорею.

Види подвійних зір та їх спостереження

Візуально-подвійні зорі

  Подвійні зорі, які можна побачити окремо одну від одної, називають візуально-подвійними. Для цих зір вдається визначити зміну з часом позиційного кута та оцінити період обертання. Такою зіркою є Сіріус, що складається з компонентів A і B, які можна розрізнити за допомогою досить потужного телескопа.

  Компоненти більшості подвійних систем занадто близькі одна до одної і дуже віддалені від Сонячної системи, через що їх неможливо розрізнити навіть за допомогою найпотужніших телескопів. У цьому випадку їх подвійність можливо виявити за деякими іншими ознаками.

Затемнювано-подвійні зорі

  У тих випадках, коли Земля розташована поблизу площини орбіти зір, можуть спостерігатися періодичні затемнення однієї зорі іншою, що виглядає як періодичні зміни блиску. Зазвичай спостерігається два зменшення яскравості протягом одного циклу. Менше зниження, коли яскравіша зоря закриває від нас більш тьмяну і сильніше падіння видимої зоряної величини, коли відбувається навпаки. Найвідомішою зорею такого типу є Алголь.

Спектрально-подвійні зорі

  Спостерігаються завдяки періодичним зсувам спектральних ліній.

  Якщо подвійна зоря має значний власний рух, то можна спостерігати періодичні відхилення траєкторії руху головної зорі від прямої лінії.

Оптично подвійні зорі

  Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між собою зорі випадково проектуються на небосхилі поряд. Такі зорі називають оптично подвійними — на противагу «справжнім», фізично подвійним. Класичним прикладом таких зір є Алькор і Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці.

 2.Пульсуючі змінні зорі

Змі́нні зо́рі — зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зорі тією чи іншою мірою змінюється з часом. Але змінними називають зорі, у яких зміна блиску була надійно зафіксована (на досягнутому рівні техніки спостереження). Для належності зірки до змінних досить, щоб її блиск зазнав змін хоча б одного разу.

Не слід плутати змінність зір з їх мерехтінням, яке відбувається через коливання земної атмосфери. Під час спостережень із космосу зорі не мерехтять.

Кількість відомих на сьогодні змінних зір дуже велика (понад 40 000[1]). Більше 15 000 зір підозрюють у змінності, але вони ще не вивчені. Близько 3000 змінних зір відкрито у найближчих галактиках — Магелланових Хмарах та близько 700 — у Туманності Андромеди.

3.Нові та над-нові зорі

Нова́ зоря (в астрономії зазвичай просто Нова, від лат. Nova) — зоря, світність якої раптово збільшується в ~103—106 разів (на 7-19 зоряних величин), а потім поступово зменшується (протягом місяців чи років). Здебільшого світність збільшується в десятки тисяч разів. Спочатку вважали, що спалахує нова (раніше не існуюча) зоря, оскільки такі зорі до спалаху не спостерігалися.

З появою нових засобів спостереження (телескопів, фотографії) з'ясувалося, ці зорі існують як до, так і після спалаху, але вони дуже слабкі, принаймні недоступні для спостереження неозброєним оком. У той же час у максимумі блиску світність нової порівняна зі світністю найяскравіших надгігантів — їх абсолютна зоряна величина становить -8m — -7m.

Тема 4.1. Узагальнені характеристики стаціонарних зір

1.Міжзоряне середовище, його густина та температура

  Міжзоряне середовище — речовина і поля, що заповнюють простір між зоряними системамивсередині галактик. Понад 90% міжзоряної речовини складає міжзоряний газ (у молекулярній, атомнійабо іонізованій формі). Близько 1% становить міжзоряний пил. Середовище пронизано магнітними полями. Деяку роль відіграють космічні промені та інші поля. Поза межами галактик міжзоряне середовище поступово переходить у міжгалактичний простір.

  Речовина міжзоряного середовища може перебувати в різних фазах, залежно від того, наскільки вона іонізована, від її молекулярного або атомного складу, густини, температури та магнітних полів. Різні термодинамічні фази перебувають у грубій рівновазі.

  У всіх фазах речовина міжзоряного середовища надзвичайно розріджена. У холодних, насичених областях концентрація атомів сягати 105—106 на см3. У гарячих розріджених областях, де речовина здебільшого іонізована, її густина може бути 10−4 см.

99 % речовини міжзоряного середовища перебуває в формі газу і лише 1 % складає пил. Газ міжзоряного середовища на 89 % складається з атомів Гідрогену і на 9 % — з атомів Гелію. Решта 2 % — це атоми важчих хімічних елементів, які на жаргоні астрофізиків називаються металами. За масою до 70% припадає на водень, 28% на гелій, і 1,5% на більш важкі елементи. Водень і гелій знаходяться в основному завдяки первинному нуклеосинтезу, в той час як більш важкі елементи виникли в міжзоряному середовищі завдяки процесам зоряної еволюції.

  Міжзоряне середовище відіграє вирішальну роль в астрофізиці саме через свою допоміжну роль між зірковими і галактичними масштабами. Зірки утворюються у межах щільних сфер міжзоряного середовища, молекулярних хмар і наповнюють міжзоряне середовище матерією і енергією через планетарну туманність, зоряні вітри і наднові. Така взаємодія між зірками і міжзоряним середовищем допомагає визначити швидкість, з якою галактика вичерпує об’єм газу і,внаслідок цього, активно формується життя зірок.

 2.Зароження і еволюція зір

Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом.

Протозоря

Еволюція зорі починається з гравітаційного колапсу молекулярної хмари міжзоряного газу. Типова молекулярна хмара має розмір приблизно 100 світлових років. У процесі гравітаційного колапсу хмара фрагментується на менші частки, кожна з яких стискається вже окремо. Тому зорі зазвичай народжуються групами. Під час колапсу потенційна енергія гравітаційної взаємодії молекул газу між собою перетворюється на тепло. Густина й тиск газу, що колапсує, найшвидше зростають у центрі хмари. Утворюється ядро, яке називають протозорею.

Подальший розвиток подій залежить від маси протозорі.

Коричневі карлики та субзоряні об'єкти

  Якщо протозоря має масу меншу ніж 0,08 M☉, то температура в її надрах ніколи не досягне рівня, достатнього для початку термоядерної реакції перетворення Гідрогену на Гелій, але може можуть відбуватися термоядерні реакції за участі Літію та дейтерію. Такий об'єкт називають коричневим карликом. Вони мають масу не менше 0,0125 M☉ (або 13 мас Юпітера). У менш масивних об'єктах умови для початку термоядерних реакцій не виникають.

Для протозір із масою понад 0,08 M☉ температура в ядрі врешті-решт досягне 3×106K, необхідних для початку реакцій протон-протонного циклу. Стискання зорі може тривати ще деякий час і припиняється, коли виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій повністю врівноважує її витрати на випромінювання[1]. Протозоря стає повноцінною зорею й опиняється на головній послідовності.

  Енергія, що виділяється в термоядерних реакціях, підтримує випромінювання зорі та високий тиск у її надрах, який врівноважує тяжіння. У зір із масою до   1,2 M☉ перетворення гідрогену на гелій відбувається переважно шляхом протон-протонного циклу, у масивніших зір — шляхом вуглецево-азотного циклу. Світність та ефективна температура зорі на головній послідовності змінюється дуже мало. Це найтриваліша стадія еволюції — тривалість усіх подальших стадій становить лише 10% від часу перебування на головній послідовності. 

  Перебування зорі на головній послідовності закінчується утворенням у її надрах гелієвого ядра. Подальша доля зорі залежить від її маси. З погляду еволюції зорі поділяють на такі групи:

  Межа між зорями малої маси та зорями помірної маси визначається умовами, в яких розпочинаються термоядерні реакції за участі гелію: у зорях помірної маси потрійна гелієва реакція розвивається в невиродженому ядрі й відбувається спокійно; у зорях малої маси ця реакція розпочинається у виродженомуядрі й має характер теплового вибуху.

Межа між зорями помірної маси та масивними зорями визначається аналогічно за умовами початку реакцій у вуглецевому ядрі.

Еволюція зір після головної послідовності

Зорі малої маси

  Коли майже весь гідроген в ядрі перетворюється на гелій, термоядерні реакції сповільнюються, зменшується температура та, відповідно, тиск у ядрі. Гідростатична рівновага порушується й під дією сил тяжіння відбувається стискання ядра. Це призводить до зростання його густини та температури. У цей період структура зорі змінюється. Зовнішні шари розширюються, а температура поверхні зменшується, світність зорі зростає, вона перетворюється на червоного гіганта. Термоядерне горіння гідрогену продовжується в шарі на периферії ядра, а маса гелієвого ядра поступово зростає.

  У зорях із масою меншою ніж 0,5 M☉ умови для інших термоядерних реакцій ніколи не виникають. Після припинення термоядерних реакцій протон-протонного циклу такі зорі поступово остигатимуть, хоча тривалий час іще будуть слабко випромінювати в інфрачервоному й мікрохвильовому діапазоні.

  У зорях із масою від 0,5 до 2,25 M☉ коли маса гелієвого ядра сягає 0,4—0,5 M☉, а температура в ньому становить приблизно 100 мільйонів К, починається потрійна альфа-реакція, в якій гелій перетворюється на Карбон. Оскільки реакція відбувається у виродженому ядрі, вона набуває вибухового характеру.

Докладніше: Спалах гелієвого ядра

Внаслідок спалаху зоря втрачає оболонку, що складається переважно з Гідрогену, і, таким чином, позбувається можливих джерел термоядерної енергії та врешті-решт перетворюється на білого карлика.

Зорі помірної маси

  У зір помірної маси після вичерпання Гідрогену в ядрі також розпочинається потрійна гелієва реакція, але на відміну від зір малої маси вона перебігає спокійно. Гелій в ядрі перетворюється на Карбон, водночас (завдяки реакціям вуглецево-азотного циклу) утворюється також деяка кількість Оксигену та Нітрогену. Ці елементи накопичуються у виродженому ядрі зорі, яке поступово зростає. Врешті-решт температура та густина в такому ядрі досягають величин, коли розпочинаються реакції між ядрами карбону. Оскільки ці реакції розпочинаються у виродженому стані ядра, початок реакції матиме характер теплового вибуху.

Бурхливий початок реакції призводить до скидання оболонки, яка, крім Гідрогену й Гелію, містить значну кількість інших елементів (зокрема, Карбону, Нітрогену та Оксигену).

Після скидання оболонки зоря залишається без джерел термоядерної енергії й перетворюється на білого карлика.

Масивні зорі

Оболонкова структура масивної зорі на пізніх стадіях еволюції (зображення не в масштабі).

Оболонкова структура масивної зорі на пізніх стадіях еволюції (зображення не в масштабі).

Зорі з масою понад 8 M☉ після спалювання гелію залишаються досить масивними для початку в їх надрах подальших реакцій нуклеосинтезу, спочатку  — за участі карбону. Якщо зоря дуже масивна, далі можуть відбуватися реакції за участі силі́цію, магнію і так далі, до заліза. Кожна нова реакція розпочинається в центрі зорі, а всі попередні продовжуються в зовнішній частині ядра, таким чином структура зорі стає багатошаровою (подібною до цибулини). Основна частина хімічних елементів до феруму, з яких складається Всесвіт, утворилися саме в результаті нуклеосинтезу в надрах зір. Залізо не може бути паливом для подальших ядерних реакцій (як синтезу, так і розпаду), оскільки ядро заліза має найбільшу енергію зв'язку на один нуклон. Усі ядерні реакції за участі заліза відбуваються з поглинанням енергії. Внаслідок цього масивна зоря накопичує залізне ядро. Щоправда, завдяки s- та p-процесам у невеликій кількості утворюються також ядра хімічних елементів, важчих заліза.

Температура й тиск усередині ядра продовжують збільшуватися й досягають рівня, коли енергія Фермівиродженого електронного газу сягає різниці мас між нейтроном та протоном з електроном (близько 0,78 МеВ). Тоді розпад нейтрона стає забороненим і він, фактично, перетворюється на стабільну частку. Вільні високоенергетичні електрони починають взаємодіяти з протонами (з утворенням нейтронів). Починається нейтронізація речовини в ядрі зорі. Тиск виродженого електронного газу далі вже не зростати не може. Це створює умови для гравітаційного колапсу ядра, після чого оболонка зорі просто падає на ядро. Енергія, що вивільняється внаслідок падіння зовнішньої оболонки на нейтронізоване ядро настільки велика, що зоря буквально вибухає. Такі події називають спалахом наднової. Протягом короткого часу спалаху наднова випромінює стільки ж енергії, скільки всі зорі галактики разом узяті

  Зоряні залишки

  Гравітаційний колапс зір масою 10-30 сонячних мас зупиняється, коли дається взнаки тиск вироджених нейтронів. Після спалаху наднової й розльоту оболонки від зорі залишається дуже щільний об'єкт розміром близько 15 км у діаметрі, який називають нейтронною зорею. Нейтронна зоря швидко обертається і має потужне магнітне поле, наслідок чого випромінює електромагнітні імпульси з частотою обертання; такі об'єкти спостерігають як пульсари. Якщо ж маса ядра зорі перевищує 30 сонячних мас, тиск вироджених нейтронів не в змозі зупинити гравітаційний колапс, що може призвести до утворення гіпотетичного об'єкта, якому дали назву чорна діра.

Тема 3.4. Космогонія Сонячної сис-теми та відкриття екзопланет

  Розділ астрономії, в якому вивчаються походження і розвиток небесних тіл, називається космогонією.

  Розв'язання питання про походження Землі і Сонячної системи в цілому значною мірою ускладнюється тим, що інших подібних систем ми не спостерігаємо. Нашу Сонячну систему поки що ні з чим порівняти, хоч системи подібні до неї, мають бути досить поширені і їх виникнення повинно бути не випадковим, а закономірним явищем.

  У наш час, перевіряючи ту чи іншу гіпотезу про походження Сонячної системи, великою мірою виходять із даних про хімічний склад і вік порід Землі та інших тіл Сонячної системи. Найточніший метод визначення віку порід полягає в обчисленні відношення кількості радіоактивного урану до кількості свинцю, що містяться в розглядуваній породі.

Справа в тому, що свинець є кінцевим продуктом самодовільного розпаду урану. Швидкість цього процесу відома точно, і змінити її не можна жодним способом. Чим менше урану лишилось і чим більше свинцю стало в породі, тим більший її вік. Найдавніші гірські породи земної кори мають вік кілька мільярдів років. Земля в цілому виникла, очевидно, дещо раніше, ніж земна кора.

  Вивчення скам'янілих решток тварин і рослин показує, що за останні сотні мільйонів років випромінювання Сонця істотно не змінилося. За сучасними оцінками, вік Сонця становить близько 5 млрд. років. Сонце лише ненабагато старше від Землі.

  У розвитку матеріалістичного світогляду величезну роль відіграли вже перші наукові припущення про походження Сонячної системи. Такою була гіпотеза німецького філософа І. Канта, розроблена на основі закону всесвітнього тяжіння. У середині XVIII ст. він висловив ідею про виникнення Сонячної системи з хмари холодних пилинок, що перебували в хаотичному русі.

  У 1796 р. французький учений П. Лаплас докладно описав гіпотезу про утворення Сонця і планет з газової туманності, яка вже оберталась. Лаплас врахував основні характерні риси Сонячної системи, що їх повинна пояснити будь-яка гіпотеза про її походження:

основна маса системи зосереджена в Сонці;

орбіти планет і супутників майже колові й лежать майже в одній площині;

відстані між ними зростають за певним законом;

майже всі планети обертаються не тільки навколо Сонця, а й навколо своїх осей в одному напрямі.

  Свою гіпотезу він будував на основі уявлень про те, що й планети, і речовина, з якої вони утворились, первісно були в гарячому, розплавленому стані.

Нині вчені дійшли висновку, що Земля ніколи не була ні газовою, ні вогняно-рідкою. На сьогодні найдокладніше розроблено гіпотезу, основи якої закладені працями радянського академіка О. Ю. Шмідта (1891-1956) в середині нашого століття.

За гіпотезою Шмідта, планети виникли з речовини величезної холодної газопилової хмари, частинки якої по найрізноманітніших орбітах оберталися навколо Сонця, що незадовго до цього сформувалось. З часом форма цієї хмари змінювалась. Зіткнення частинок та обмін енергією між ними призводили до того, що хмара поступово сплющувалася, а орбіти частинок ставали коловими.

  Більші частинки приєднували до себе менші. Став переважати рух в одному напрямі. Виникали згустки речовини, яка тепер розподілялась у вигляді диска, що мав товщину, в тисячу разів меншу від його діаметра. Найшвидше зростала маса найбільших згустків. Потім з великої кількості "розсипчастих" грудок речовини, що утворилися спочатку,

виникло кілька великих тіл – планет.

  За розрахунками, Земля виросла до її сучасної маси за кілька сотень мільйонів років. Холодна на поверхні, вона почала розігріватися всередині внаслідок розпаду радіоактивних елементів. Це зумовило розплавлення земних надр. Важкі елементи утворили ядро, а легкі спливли й утворили кору. У рої частинок, що оточував зародки планет, теж відбувався процес злипання частинок, і виникли супутники планет.

  Частинки і тіла різного розміру (діаметром до кількох кілометрів) продовжували падати на планети і їхні супутники й після утворення їх кори. Ударившись об поверхню планет і супутників з космічною швидкістю, вони вибухали й утворювали численні кратери.

Гіпотеза про походження Сонячної системи з газопилової хмари дає змогу пояснити відмінності фізичних характеристик планет земної групи і планет-гігантів.

Внаслідок сильного нагрівання хмари поблизу Сонця водень і гелій звітрювались на її окраїни і в планетах земної групи вони майже не збереглись. У віддалених від Сонця частинах газопилової хмари панувала низька температура, тому гази тут намерзали на тверді частинки. З цієї речовини, що містила велику кількість водню й гелію, утворилися планети-гіганти. Об'єм і маса цієї віддаленої від Сонця частини хмари були значно більші, ніж тієї, де утворилися планети типу Землі. Тому планети-гіганти мають більшу масу.

   Про походження малих тіл Сонячної системи (астероїдів і комет) існує кілька різних гіпотез. Так, понад сто років тому було висловлено припущення, що астероїди - це осколки планети, яка існувала між Марсом і Юпітером, але з якоїсь причини зруйнувалась. Б. О. Воронцов-Вельямінов (автор підручника) вважає, що всі малі тіла Сонячної системи мають спільне походження.

  Вони могли утворитися з різних частин цієї колись великої і неоднорідної планети внаслідок її вибуху. Гази, пара і дрібні частинки, які після вибуху змерзалися у космічному просторі, стали ядрами комет, а уламки більшої густини - астероїдами, що, як показують спостереження, мають явно форму уламків.

Численні кометні ядра, як дрібніші й легші, при своєму утворенні дістали великі й по-різному напрямлені швидкості й відійшли дуже далеко від Сонця (або назавжди покинули Сонячну систему).

  Інше можливе пояснення походження малих тіл враховує, що далеко не всі зародки виросли в планети. Багато з них залишилися в Сонячній системі як астероїди і метеоритні тіла. На великих відстанях від Сонця ці зародки існують досі у вигляді окремих льодяних брил з домішкою твердих частинок речовини. Це ядра комет, які утворюють величезну хмару, що простягається далеко за межі орбіти Плутона.

Більша частина комет рухається по своїх орбітах на периферії Сонячної системи. Притягання Юпітера може перетворити орбіти деяких з них на дуже витягнуті еліпси, рухаючись по яких комети потрапляють усередину планетної системи. Вони несуть у собі речовину, що збереглася в "космічному холодильнику" з часу їх формування мільярди років тому. На планетах, де за цей час відбувалися розплавлення, кристалізація та інші фізико-хімічні процеси, первісний склад і будова речовини дуже змінилися.

  Сучасні дані про вік і хімічний склад порід на різних тілах Сонячної системи цілком узгоджуються з гіпотезою Шмідта, розвинутою в працях інших учених.

  Розрахунки, що проведені за допомогою комп'ютерів і враховують наявність магнітного поля та ряд інших факторів, дають змогу пояснити походження планетної системи з газопилової хмари, яка оточувала близько 5 млрд. років тому молоде Сонце. Проте деякі аспекти цього тривалого складного процесу продовжують вивчати й уточнювати.

Тема 3.3. Малі тіла Сонячної систе-ми

1 .Астероїди. Комети. Тіла з поясу Койпера.\

Астеро́їд, або мала́ плане́та, — тверде небесне тіло діаметром від 1 до приблизно 1000 км, що рухаються орбітами у Сонячній системі

Астероїди вважають залишками протопланетного диска, що залишилися після формування Сонячної системи. Загальна їх кількість — більше 575 тис., а їх загальну масу оцінюють у 4,2 × 1021 кг, що становить менше одного відсотка від маси Землі. Орбіти більшості відомих астероїдів розташовані між орбітами Марса й Юпітера (так званий головний пояс астероїдів).

Найвідоміші астероїди: Паллада, Юнона, Веста, Ерос, Амур, Гідальго, Ікар.

Розмір є одним із основних параметрів, за якими класифікують астероїди. Можна вважати, що всі астероїди, розміром понад 100 км, вже відкрито. Наразі відомо 26 астероїдів діаметром понад 200 км.

Більші небесні тіла (понад 800 км у діаметрі), що обертаються навколо Сонця, під дією власних гравітаційних сил набувають сферичної форми, і такі тіла класифікують як планети або карликові планети.

Чинна класифікація визначає астероїдами об'єкти з діаметром понад 50 м, відрізняючи їх від метеороїдів, які теж подібні до уламків скелі, але менші за розміром. Класифікація спирається на міркування, що в результаті входження до атмосфери Землі астероїди можуть уціліти й досягти її поверхні незруйнованими, у той час як метеори, здебільшого, згорають в атмосфері повністю.

Комета  — це тіла Сонячної системи,  що рухаються по витягнутих орбітах. При наближенні до Сонця комети утворять хвіст із газу та пилу, що іноді досягає в довжину мільйонів кілометрів. Назва "Комета" походить від давньогрецького слова "kometes" – довговолосий

   Вважається, що джерелом багатьох комет (довгоперіодичних) є хмара Оорта, у якій перебувають мільйони кометних ядер. Походження даної хмари пов'язане, очевидно, із гравітаційним викидом крижаних тіл із зони планет-гігантів під час їхнього утворення. Хмара Оорта містить ~ 1011кометних ядер.

       

  У комет, що наближаються до периферії хмари Оорта (їхня відстань до Сонця може досягати 105 а. о., а періоди обертання навколо нашого світила - 106-107 років), орбіти змінюються під дією сили тяжіння найближчих зірок. При цьому деякі комети набувають параболічної швидкості відносно Сонця і назавжди покидають Сонячну систему.

  На даний момент також виявлено більше 400 короткоперіодичних комет. Так, приблизно 50 самих короткоперіодичних комет (їхній повний оборот навколо Сонця триває 3—10 років) утворять сімейство Юпітера. Також існують сімейства Сатурна, Урана та Нептуна (до останнього, зокрема, відноситься комета Галлея).

  Яскравість комет дуже сильно залежить від їхньої відстані до Сонця. Із всіх комет тільки дуже мала частина наближається до Сонця й Землі настільки, щоб їх можна було побачити неозброєним оком.

 

Тема 3.2. Планети Сонячної системи.

1.Планети Сонячної системи.  

Спочатку Сонячна система являла собою хмару з газу і частинок пилу, які в русі і під впливом своєї маси утворили диск, в якому виникла нова зірка Сонце і вся наша Сонячна система.

У центрі Сонячної системи знаходиться Сонце, навколо якого по орбітах обертаються дев'ять великих планет. Так як Сонце зміщене від центру планетарних орбіт, то за цикл обороту навколо Сонця планети то наближаються, то віддаляються по своїх орбітах.

Розрізняють дві групи планет:

Планети земної групи: Меркурій, Венера, Земля і Марс. Ці планети невеликого розміру з кам'янистою поверхнею, вони знаходяться найближче до Сонця.

 

Планети гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Це великі планети, що складаються в основному з газу і їм характерна наявність кілець, що складаються з крижаного пилу і безлічі кам'янистих шматків.

А ось Плутон не потрапляє ні в одну групу, тому що, незважаючи на своє перебування в Сонячній системі, занадто далеко розташований від Сонця і має зовсім невеликий діаметр, всього 2320 км, що в два рази менше діаметра Меркурія.

2.Фізичні характеристики Землі. 

  Земля, як і інші планети Сонячної системи, має форму кулі, але не точно геометричної, а дещо сплющеної у напрямку полюсів. Таку форму називають сфероїдом, а оскільки поверхня Землі не є рівною (морські западини, гірські хребти), то таку неправильну геометричну форму називають геоїдом.

  Перші спроби визначити форму Землі та її будову відносяться до VІ-ІV ст. до н. е.

Перше наукове обґрунтування кулястості Землі зробив грецький філософ Аристотель (384-322 p.p. до н.е.). Він указував, що якби Земля не мала форми кулі, то тінь, яку вона відкидає на поверхню Місяця при його затемненні, не була б обмежена дугою кола. Виходячи з цього, послідовник Аристотеля грецький учений Ератосфен Кіренський (276 - 194 р.р. до н.е.), який мешкав в Олександрії, вперше досить точно визначив радіус земної кулі. Зробив він це надто оригінально, не покидаючи подвір'я Олександрійської бібліотеки, де працював бібліотекарем.

Одного разу він почув від приїжджих торговців, що опівдні у  найдовший день року (22 червня) у м. Сієни (нині Асуан), що знаходиться поблизу екватора, сонячна тінь зникає зовсім. Це повідомлення дуже зацікавило Ератосфена. За Аристотелем, міркував учений, Земля має кулясту форму і отже, сонячні промені падають на її поверхню під різними кутами у різних її точках. Знаючи ці кути падіння, можна обчислити відстань між ними, а якщо відстань відома, то не важко розв'язати і зворотну задачу.

Учений сконструював велику півкулю, поставив її на подвір'ї бібліотеки, увіткнув у півкулю вертикальну жердину. Опівдні 22 червня він виміряв довжину тіні, яка падала від жердини. Вона виявилась в 1/50 довжини кола кулі. В Асуані в той же час тіні знайти було неможливо: сонячні промені там падають вертикально. Знаючи відстань між Асуаном і Олександрією (вона становить 5000 єгипетських стадій; 1 стадія дорівнює 158,25 м), Ератосфен, використовуючи найпростіші тригонометричні співвідношення, визначив радіус Землі розміром 6300 км. Неточність такого розрахунку складає декілька десятків кілометрів. Нижче приводяться основні геометричні та фізичні характеристики Землі, відомі в даний час.

Екваторіальний радіус .................................................... 6378 км.

Поверхня .......................................................................... 510 млн. км2.

Водна поверхня ............................................................... 361 млн. км2.

Суша ................................................................................. 149 млн. км2.

Об'єм ................................................................................. 1,08 * 10^12 км3.

Маса ............................. ..................................................... 5976 * 10^24  кг.

Середня щільність ........................................................... 5520 кг/м3.

Середня щільність поверхневих порід  ..................... 2700-2800 кг/м3.

  Сучасними дослідженнями встановлено, що земна куля складається з ряду концентричних оболонок, які називаються геосферами. Чотири з них - атмосфера, гідросфера, біосфера та частина літосфери доступні для безпосередніх спостережень, а внутрішні геосфери вивчаються тільки за допомогою геофізичних методів - різкими змінами швидкості розповсюдження пружних хвиль.

  Атмосфера - газова оболонка Землі, точна межа якої не визначена і знаходиться приблизно на висоті біля 3 тис. км, де щільність атмосфери майже зрівнюється з щільністю міжпланетного простору.

  B атмосфері виділяють три концентричні оболонки. Перша з них від поверхні Землі - тропосфера, яка охоплює понад 80% загальної маси атмосфери і розповсюджується до висоти 8 - 15 км. Далі йдуть: стратосфера - від 8 - 15 км до 100 км та іоносфера.

Найбільше впливає на змінення поверхні Землі атмосфера, її агенти - сонячні промені, електричні розряди, температурні коливання, вітер, водяна пара - виконують велику геологічну роботу в процесах руйнування, перенесення продуктів руйнування та їх накопичення.

  Гідросфера - водна не суцільна оболонка, яка містить воду океанів, морів, озер, річок, льодовиків, підземну та атмосферну воду. Гідросфера не утворює суцільного шару і покриває земну поверхню на 70,8%.

  Гідросфера - надзвичайно важливий геологічний фактор в історії Землі і особливо земної кори. З одного боку, під впливом гідросфери відбувається інтенсивне руйнування гірських порід, з другого - вона є потужним утворюючим фактором, завдяки якому в межах водоймищ накопичується значна товща різноманітних осадів. У водоймищах утворилось багато мінералів та осадових гірських порід (фосфорит, галіт, глауконіт, вапняк, крейда та ін.)

Біосфера - зона життєдіяльності організмів - тварин та рослин. У тій чи іншій мірі вона має місце в атмосфері та земній корі.

  Нижня та верхня межі існування живих організмів визначаються температурою та тиском. На суші нижня межа існування живих організмів 2-3 км (окремі бактерії), у морських басейнах - до 11 км.

  У склад організмів входять більше 60 хімічних елементів. Це в основному кисень, водень, вуглець, натрій, кальцій, магній, калій та ін. Надзвичайно велике значення організмів як концентраторів деяких хімічних елементів: вуглецю у торфі, вугіллі, нафті, кальцію та вуглецю у вапняках, крейді, фосфору у фосфоритах. Дуже велика роль організмів в утворенні гірських порід та корисних копалин.

                   

Тема 3.1. Будова Сонячної системи

1. Склад і будова Сонячної системи (Дана тема містить в собі додаток у вигляді інтерактивної моделі сонячної системи, яку ви можете знайти у нашому офіційному додатку).

  Со́нячна систе́ма — планетна система, що включає в себе центральну зорю — Сонце, і всі природні космічні об'єкти, що обертаються навколо нього.

                Сонячна система складається з гравітаційнопов'язаних небесних тіл: масивного центрального тіла — Сонця — та численних об'єктів, що обертаються навколо нього. Це вісім великих планет (Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун), понад 100 їх супутників, пояс астероїдів та пояс Койпера, комети, метеороїди та космічний пил. Пояс Койпера, який містить близько 70-100 тис. об'єктів ~100 км у діаметрі, виявлено у 1992—2000 рр. завдальшки 30—50 а.о. від Сонця. До нього належить, зокрема, Плутон, який 26 Генеральна асамблея Міжнародного астрономічного союзу 2006 р. виключила зі складу планет.

Головна роль у Сонячній системі належить Сонцю. Його маса приблизно в 750 разів перевищує масу всіх інших тіл, що входять до системи. Гравітаційне тяжіння Сонця є визначальною силою для руху всіх тіл Сонячної системи. Середня відстань від Сонця до найдальшої від нього планети Нептун становить 30 а.о., тобто 4,5 млрд км, що дуже мало в порівнянні з відстанями до найближчих зір. Тільки деякі кометивіддаляються від Сонця на 1015 а.о. і можуть відчувати істотний вплив тяжіння інших зір.

За сучасними уявленнями Сонце й Сонячна система утворилися близько 4,6 млрд років тому внаслідок гравітаційного стискання хмари міжзоряного газу й пилу.

Більша частина маси об'єктів, пов'язаних із Сонцем гравітацією, міститься у восьми відносно відокремлених планетах, що мають майже кругові орбіти й розташовані в межах майже плоского диска — площині екліптики. Чотири менші внутрішні планети: Меркурій, Венера, Земля та Марс, звані також планетами земної групи, складаються в основному з силікатів та металів. Чотири зовнішні планети: Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун, звані також газовими гігантами, значною мірою складаються з водню та гелію та набагато масивніші, ніж планети земної групи.

У Сонячній системі є дві ділянки, заповнені малими тілами. Пояс астероїдів, що розташований між Марсом і Юпітером, за складом подібний до планет земної групи, оскільки складається переважно з силікатів і металів. Найбільшими об'єктами поясу астероїдів є Церера, Паллада та Веста. За орбітою Нептуна розташовано транснептунові об'єкти, що містять багато замерзлої води, аміаку та метану. Найбільшими з них є Плутон, Седна, Гаумеа, Макемаке та Ерида. Додатково до тисяч малих тіл у цих двох ділянках є інші популяції різноманітних дрібних тіл, таких як комети, метеороїди та космічний пил, що рухаються навколо Сонця.

Шість із восьми планет та три карликові планети мають природні супутники. Кожна з зовнішніх планет оточена кільцями пилу та інших частинок.

Сонячний вітер (потік плазми від Сонця) утворює в міжзоряному середовищі «міхур», який називається геліосферою і простягається до краю розсіяного диска. Гіпотетична хмара Оорта, що служить джерелом довгоперіодичних комет, може сягати приблизно в тисячу разів більшої відстані.

Сонячна система входить до складу Чумацького Шляху.

Під час руху в Галактиці Сонячна система час від часу потрапляє до міжзоряних газопилових хмар. Внаслідок високої розрідженості речовини цих хмар занурення Сонячної системи в хмару може виявитися лише в невеликому поглинанні й розсіюванні сонячних променів. Вплив цього ефекту в історії Землі наразі не встановлено.

Сонячна система, як і будь-яка система, що обертається, має момент кількості руху (МКР). Головна частина його (близько 90%) пов'язана з орбітальним рухом навколо Сонця масивних Юпітера й Сатурна. Осьове обертання Сонця становить лише 2% МКР усієї Сонячної системи, хоча маса Сонця становить понад 99,8% загальної маси. Такий розподіл МКР між Сонцем і планетами пов'язано з повільним обертанням Сонця й величезними розмірами планетної системи — її поперечник у кілька тисяч разів більший поперечника Сонця. Планети набули МКР в процесі утворення системи: він перейшов до них від тієї речовини, з якої вони утворилися

Усі великі планети — Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун — обертаються навколо Сонця в одному напрямку (у напрямку осьового обертання самого Сонця), майже круговими орбітами, площини яких мають невеликий нахил одна до одної (і до площини сонячного екватора).