Зірки.
Що таке зірка.
Вони зійшли над динозаврами, над Великого заледеніння, над споруджуванимиєгипетськими пірамідами. Одні і ті ж зірки вказували шлях фінікійськиммореплавцям і каравела Колумба, споглядали з висоти Столітню війну івибух ядерної бомби в Хіросімі. Одним людям бачилися в них очі богів ісамі боги, іншим - срібні цвяхи, вбиті в кришталевий купол небес,третя - отвори, через які струмує небесне світло.
Сталість і непізнаваність зірок наші предки вважали неодміннимумовою існування світу. Стародавні єгиптяни вважали, що, коли людирозгадають природу зірок, настане кінець світу. Інші народи вірили, щожиття на Землі припиниться, як тільки сузір'я Гончих псів наздожене
Велику Ведмедицю. Напевно, для них дуже важливо було усвідомлювати, що вце невічно і мінливому світі залишається щось не підвладне часу.
Не дивно, що будь-які зміни у світі зірок здавна вважалисяпровісниками значних подій. Згідно з Біблією, раптово спалахнулазірка сповістила світові про народження Ісуса Христа, а інша зірка - Полин --буде знаком кінця світу.
Протягом багатьох тисячоліть астрологи звіряли по зірках життя окремихлюдей і цілих держав, хоча й попереджали при цьому, що роль зірок уобіг долі велика, але не абсолютна. Зірки радять, а непророкують, говорили вони.
Але минав час, і люди стали все частіше дивитися на зірки з іншого, меншромантичної точки зору, зірки стали розглядатися як фізичніоб'єкти, для опису яких цілком достатньо відомих законів природи,а винахід нових астрономічних приладів дозволило відповісти на питання
«Що таке зірка?».
На початку ХХ століття, в основному завдяки працям астрофізика Артура
Еддінгтона, остаточно сформувалося уявлення про зірок як пророзпечених газових кулях, що містять в своїх надрах джерела енергії --термоядерний синтез ядер гелію з ядер водню. Згодом з'ясувалося,що в зірках можуть синтезуватися і більш важкі хімічні елементи. Засучасними уявленнями, життєвий шлях одиночної зірки визначається їїпочатковою масою і хімічним складом. У тілах масою менше, ніж 7-8сотих часток маси Сонця довготривалі термоядерні реакції йти не можуть.
Ця величина близька до мінімальної масі спостережуваних зірок. Їх світністьменше сонячної в десятки тисяч разів. Температура на поверхні подібнихзірок не перевищує 2-3 тис. градусів. У зірок великої маси, навпаки,ці реакції протікають з величезною швидкістю. Якщо маса народжується зіркиперевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряння термоядерного паливанадзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском може просто скинутинадлишок маси. Через кілька мільйонів років, а може бути і раніше, цізірки можуть вибухнути як найновіші
Що стосується хімічного складу зірок, то на них не виявлено жодногоневідомого хімічного елемента. Єдиний елемент - гелій - буввідкритий спочатку на Сонце і лише потім на Землі. Найбільш рясним елементомв зірках є водень, приблизно втричі менше міститься в нихгелію. Після водню та гелію на зірках найбільш поширені ті желементи, які переважають в хімічному складі Землі: кисень,вуглець, азот, залізо та ін Важливу роль у житті зірки грає її магнітнеполе. З магнітним полем пов'язані практично всі прояви сонячноїактивності: плями, спалахи, факели. Найбільшою інтенсивності магнітні полядосягають на компактних зоряних залишках - білих карликів і особливонейтронних зірок.
Якщо розглядати зірки як природні об'єкти, то природний шлях до їхпізнання лежить через вимірювання і зіставлення властивостей.
Зняття мірки з зірок.
Блеск.
Перше, що помічає людина при спостереженні нічного неба, - це різнаяскравість (блиск) зірок. Відомий блиск зірок оцінюється в зорянихвеличинах. Історично склалася система зоряних величин привласнювала 1-увеличину найбільш яскравих зірок, а 6-ю - найслабшою. Згодом цешкалу вдосконалили. Було прийнято, що різниця в п'ять зоряних величинвідповідає відмінності в видимої яскравості рівно в 100 разів. Отже,різниця в одну зоряну величину означає, що зірка яскравіше інший в ~ 2.512рази. Для більш точних вимірювань шкала виявилася надто грубою, томудовелося вводити дробові значення. Зоряні величини позначають індексом m,який ставиться вгорі після числового значення. Наприклад, яскравість
Полярної зірки 2.3.
Відомий блиск - легко вимірна, важлива, але далеко не вичерпнахарактеристика. Для того щоб встановити потужність випромінювання зірки --світність, треба знати відстань до неї.
Відстань до зірок.
Відстань до предмета можна визначити, чи не добираючи до нього фізично.
Потрібно виміряти напрямок на цей предмет з двох кінців відомого відрізка
(базису), а потім розрахувати розміри трикутника, утвореного кінцямивідрізка і віддаленим предметом. Цей метод називається тріангуляції.
Чим більше базис, тим точніше результат вимірювань. Відстані до зірок настількивеликі, що довжина базису повинна перевищувати розміри земної кулі, інакшепомилка вимірювання буде велика. На щастя, спостерігач разом з планетоюподорожує протягом року навколо Сонця, і якщо він зробить двіспостереження однієї і тієї ж зірки з інтервалом у кілька місяців, товиявиться, що він розглядає її з різних точок земної орбіти, - а це вжепорядна базис. Направлення на зірку зміниться: вона трохи зміститься натлі більш далеких зірок. Це зміщення називається параллактичний, а кут,на який змістилася зірка на небесній сфері, - паралакс. Річнимпаралакс зірки називається кут, під яким з неї було видно середнійрадіус земної орбіти, перпендикулярний напрямку на зірку.
З поняттям паралакса пов'язана назва однієї з основних одиниць відстанейв астрономії - парсек. Це відстань до уявної зірки, річнийпаралакс якої дорівнював би точно 1''. Річний паралакс будь-зіркипов'язаний з відстанню до неї простою формулою: r = 1/П, де r - відстаньв парсеках, П - річний паралакс в секундах.
Зараз методом паралакса визначені відстані до багатьох тисяч зірок.
Світність.
Коли були виміряні відстані до яскравих зірок, стало очевидно, що багатоз них по світності значно перевершують Сонце. Якщо світність Сонця
(L = 4 * 10 Вт) прийняти за одиницю, то потужність випромінювання Сіріуса складе:
221 L, Веги - 50 L і т.д. Це, однак, не означає, що Сонце дужеблідо виглядає порівняно з іншими зірками, відомі зірки,випромінюють світла в десятки тисяч разів менше.
Колір і температура.
Одна з легко вимірюваних зоряних характеристик - колір, який завждивказує на її температуру. В астрономії застосовують абсолютну шкалутемператур, крок якої - один коливань (1К).
Найгарячіші зірки - завжди блакитного та білого кольору, менш гарячі --жовтуватого, холодні - червоного. Але навіть найбільш холодні зіркимають температуру 2-3 тис. кельвінів - гаряче будь-якого розплавленогометалу.
Людський погляд здатен лише грубо визначити колір зірки. Для більшточних оцінок служать фотографічні і фотоелектричні приймачівипромінювання, чутливі до різних ділянок видимого спектру.
Спектральна класифікація зірок.
Більш повну інформацію про природу випромінювання зірок дає спектр. Спеціальнийапарат, встановлений на телескопі, за допомогою спеціального оптичногопристрої - дифракційної решітки - розкладає світло зірки по довжиніхвиль у райдужну смужку спектру. Самое короткохвильове видиме випромінюваннявідповідає фіолетовому кольору, а найбільш довгохвильове - червоному. Заспектру неважко дізнатися, яка енергія приходить від зірки на різнихдовжинах хвиль, і оцінити її температуру точніше, ніж за кольором.
Численні темні лінії, що перетинають спектральну смужку, пов'язані зпоглинанням світла атомами різних елементів в атмосфері зірок. Так яккожен хімічний елемент має свій набір ліній, спектр дозволяєвизначити, з яких речовин складається зірка.
На початку ХХ ст. була розроблена спектральна класифікація зірок. Основнікласи в ній позначаються латинськими літерами (О, В, А, F, G, К, М), вонивідрізняються набором спостережуваних ліній і плавно переходять один в іншій.
Уздовж цієї послідовності зменшується температура і змінюється колірзірок - від блакитного до червоного. Зірки, що відносяться до класів О, В, і А,називаються гарячими або ранніми, F і G - сонячними, К і М - холодними абопізніми. Для більш точної характеристики кожен клас розділений ще на 10підкласів, що позначаються цифрами від 0 до 9, які ставляться після букви.
Розміри зірок.
Зірки такі далекі, що навіть у найбільший телескоп вони виглядають всьоголише точками. Як же дізнатися розмір зірки?
На допомогу астрономам приходить Місяць. Вона повільно рухається на тлі зірок, почерги перекриваючи що йде від них світло. Хоча кутовий розмір зіркинадзвичайно малий, Місяць затуляє її не відразу, а за час в декілька сотихабо тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшенняяскравості зірки при покритті її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А,знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її справжнірозміри.
Але лише невелика частина зірок на небі розташована так вдало, що можепокриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки зорянихрозмірів. Кутовий діаметр яскравих і не дуже далеких світил може бутибезпосередньо виміряно спеціальним приладом - оптичним інтерферометрів.
Але в більшості випадків радіус зірки (R) визначають теоретично, виходячиз оцінок її повної світності (L) і температури (T). За законами випромінюваннянагрітих тіл світність зірки пропорційна величині RT. Порівнюючияку-небудь зірку з Сонцем, отримують зручну для обчислення формулу:
Маса зірки.
Найважливішою характеристикою зірки є маса. Чим більше речовинизібралося в зірку, тим вище тиск і температура в її центрі, а цевизначає практично всі інші характеристики зірки, а так самоособливості її життєвого шляху.
Прямі оцінки маси можуть бути зроблені тільки на підставі законувсесвітнього тяжіння. Маси зірок укладені в межах від декількохдесятків до 0.1 маси Сонця. Таким чином, за масою зірки розрізняютьсяусього в кілька сотень разів - набагато менше, ніж за розмірами (в сотні тисячразів) або по світності (понад мільярд разів).
Як влаштована зірка і як вона живе.
Зірки не залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. Під
Всесвіту постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти,як еволюціонує зірка, як змінюються з часом її зовнішніпараметри - розмір, світність, маса, необхідно проаналізуватипроцеси, що протікають в надрах зірки. Але спостереженнями доступні лише зовнішнішари зірок - їх атмосфери. Проникнути в глиб навіть найближчої зірки -
Сонця - ми не можемо. Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахунками,комп'ютерного моделювання.
Зірки утворюються з космічних газопилових хмар. При стисненні піддією тяжіння згустку газу його внутрішня частина поступоворозігрівається, коли температура в центрі досягне приблизно мільйонаградусів, починаються ядерні реакції - утворюється зірка. Щоб отриматиуявлення про структуру зірки, користуються методом послідовнихнаближень. Ставлячи деякий співвідношення водню, гелію та важчихелементів і знаючи масу зірки, обчислюють її світність. Цю процедуруповторюють до тих пір, поки для певної суміші обчислена і отриманазі спостережень світність не співпадуть. Даний склад і вважають близьким дореальному. Виявилося, що для більшості зірок на частку водню й геліюдоводиться не менше 98% маси. Будова зірок залежить від маси. Якщо зіркав кілька разів масивніший Сонця, то глибоко в її надрах відбуваєтьсяінтенсивне перемішування речовини (конвекція), подібно киплячій воді. Такуобласть називають конвективним ядром зірки. Чим більша зірка, тим більшуїї частину становить Конвективне ядро, у якому знаходиться джерелоенергії. У міру перетворення водню в гелій молекулярна маса речовиниядра зростає, а його обсяг зменшується. Зовнішні ж області зірки прицьому розширюються, вона збільшується в розмірах, а температура їїповерхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступовоперетворюється у червоний гігант.
Термін життя зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в сто разівбільше сонячної живуть всього кілька мільйонів років. Якщо маса становить
2-3 сонячних термін збільшується до мільярда років. У зірок-карликів,маса яких менша за масу Сонця, Конвективне ядро відсутнє. Водень вних горить, перетворюючись у гелій, в центральній області. Коли він згораєповністю, зірки повільно стискаються і за рахунок енергії стиснення можутьіснувати ще дуже тривалий час.
Сонце і подібні йому зірки представляють собою проміжний випадок. У
Сонця є маленьке Конвективне ядро, але не дуже чітко відокремлене відіншої частини. Ядерні реакції горіння водню протікають як в ядрі, такі в його околицях. Вік Сонця приблизно 4.5-5 млрд. років, і за цечас воно майже не змінила свого розміру і яскравості. Після вичерпанняводню Сонце може поступово зрости в червоний гігант, скинутинадмірно розширився оболонку і закінчити своє життя, перетворившись набілий карлик. Але це станеться не раніше, ніж через 5 млрд. років.
Зіркові пари.
Деякі зірки видно на небесній сфері буквально поруч один з одним --це подвійні і кратні системи зірок. Будь-яка зоряна пара - це сестри -двійнята. Так само, як поодинокі, подвійні і кратні зірок сформувалися ззгустків міжзоряного газу і пилу. Якщо газова хмара спокійно і
«Безвітряно», то, стискуючись під дією сил тяжіння, падаючи саме насебе, воно народжує одну зірку. Але звичайно, як і всі небесні тіла, хмараобертається і при цьому клубочиться як хмари на Землі. Обертовіруху перешкоджають прямому стиснення зірки, і утворюється подвійний
«Газоворот». Так народжується зоряна двійня.
Новонароджена пара зірок, надійно пов'язана силами тяжіння, крутитьсянавколо спільного центру мас. Відстань між напарниця може бути дужерізним. Так, між Міцар і Алькор воно щонайменше в 20 тис. разівперевершує відстань від Землі до Сонця, час обігу цих зірок - їхрік - складає кілька мільйонів земних років. А деякі зіркикружляють зовсім поруч, завершуючи рік за лічені хвилини.
«Схожі як близнюки» цей вислів часто зовсім не підходить для подвійних ікратних зірок. Нерідко напарниці різні не тільки за кольором (а значить і затемпературі), але і за розмірами. Так, навколо яскраво-червоного велетня
Антареса, в 500 разів перевершує Сонце за діаметром, кружляє сліпучо -блакитна зірка втричі менше Сонця, а яскравіше його майже в 20 разів. Але самецікаве те, що червоний гігант - це стадія зоряної старості, а блакитназірка ще молода. І тим не менше Антарес Антарес А і В - сестри -однолітки, тільки від народження їм дісталася різна маса. Антарес А в 18 разівмасивніший Сонця, а Антарес В - у 6 разів. Обидві зірки одночасно запалилися,включили свої водневі термоядерні печі, але масивна зірка горитьнабагато інтенсивніше, тому що температура і тиск в її ядрі-топцівище, ніж у сестри. Хоча запас пального їй був відпущений утричі більший,зірка Антарес А вже практично Отгорел, і незабаром настане її кінець: вонаперетвориться на нейтронну зірку або навіть в чорну дірку. А ось Антарес В,який витрачає своє ядерне паливо скупіше, буде світити ще сотнітисяч років.
У Галактиці багато таких пар, де одна з зірок вже постаріла, а іншаще повна сил.
Змінні зірки.
Іноді на небі з'являються нові зірки: вони спалахують і досягаютьнезвичайно яскравого блиску, а потім протягом декількох тижнів абомісяців згасають, зрідка спалахують знов, але не зникають назавжди. Це,так звані, змінні зорі, зірки блиск яких міняється. До цихпір астрономи не прийшли до єдиної думки, якого мінімального зміниблиску достатньо для того, щоб зарахувати зірку до даного класу. Зацього в каталоги змінних зірок включають всі зірки, у яких достовірновиявлені навіть дуже незначні коливання блиску. Зараз у нашій
Галактиці відомо кілька десятків тисяч змінних зір. Зміннізірки розрізняються мас?? ой, розмірами, віком, причинами змінності іпідрозділяються на кілька великих груп. Одна з них - пульсуючізірки, яскравість яких змінюється через коливання розмірів. До нихналежать Мірід - червоні гіганти, що міняють блиск на кілька зорянихвеличин з періодами в середньому від декількох місяців до півтора років.
Пильна увага астрофізиків привертають не тільки пульсуючізмінні. Так звані, вибухові зірки - приклад складних процесів уподвійних зоряних системах, де відстань між компонентами ненабагатоперевищує їх розміри. В результаті взаємодії компонентів речовина зповерхневих шарів менш щільною з зірок починає перетікати на іншузірку. У більшості вибухових змінних та зірка, на яку перетікаєгаз, - білий карлик. Якщо на його поверхні накопичується багато речовини,і різко починаються термоядерні реакції, то спостерігається спалах новоїзірки.
Особлива група змінних - наймолодші зірки, порівняно недавно (покосмічних масштабах) сформувалися в областях концентраціїміжзоряного газу. Їх називають оріоновимі змінними. Ці зірки частозмінюють блиск безладним чином, але іноді в них простежуються іознаки періодичності, пов'язаної з обертанням навколо осі.
Змінні зірки, описані вище, змінюють свій блиск внаслідок складнихфізичних процесів у надрах або на поверхні, або в результатівзаємодії в тісних подвійних системах. Це фізично змінні зорі.
Однак знайдено чимало зірок, змінність яких пояснюється чистогеометричними ефектами. Відомі тисячі затемнених змінних зір вподвійних системах. Їх компоненти, переміщаючись по своїх орбітах, часомзаходять одна за одною. Найзнаменитіша мінлива зірка - Алголь.
Яскравість може бути мінливою і з-за того, що на поверхні зіркиє темні або світлі плями. Обертаючись навколо осі, зіркаповертається до земного спостерігача то більш світлою, то більш темноюстороною.
У Сонця плями маленькі. Якщо спостерігати здалеку Сонце, як зірку, йогозмінність навряд чи буде помітна: Сонце занадто яскраве. Однакспеціальними дослідженнями з космічних апаратів було встановлено, що,дійсно, при проходженні по сонячному диску великих плям на Землюнадходить трохи менше світла. Так що Сонце цілком можна вважатиплямистої змінною зіркою.
вибухають зірки.
Той, хто уважно стежить за зірками ніч у ніч, має шансвиявити нову зірку, що виникла як б на порожньому місці. Блиск такийзірки поступово збільшується, досягає максимуму і через кількамісяців слабшає настільки, що вона стає не видимої навітьозброєним оком, зникає. Ще більш грандіозне, але надзвичайно рідкісненебесне явище - спалах наднової зірки, блиск якої буває виднонавіть удень.
Нові зірки.
Всі нові зірки є компонентами тісних подвійних систем, в якиходин - як правило, зірка типу нашого Сонця, а друга - білий карлик.
Орбіта такої подвійної системи настільки тісна, що нормальна зірка сильнодеформується приливні впливом компактного сусіда. Плазма затмосфери цієї зірки може вільно падати на білий карлик, в результатічого навколо останнього утворюється тонкий щільний шар газу, температураякого поступово збільшується і виростає до настільки високих значень,що починається термоядерна реакція синтезу гелію. Через дуже великийщільності речовини вона носить вибухоподібним характер. Саме цейтермоядерний вибух на поверхні білого карлика і приводить до скиданнянакопичилася оболонки, розліт і світіння якій спостерігається як спалахнової зірки.
Як показують оцінки, щорічно в нашій Галактиці спалахує близько сотнінових зірок.
наднових зірок.
Найновіші зірки - одне з найграндіозніших космічних явищ. Короткокажучи, найновіша - це справжній вибух зірки, коли більша частина їїмаси (а іноді й вся) розлітається зі швидкістю до 10 тис. км./Сек., Азалишок стискається (колапсує) в надщільним нейтронну зірку або вчорну діру. Наднові грають важливу роль в еволюції зірок. Вони єфіналом життя зірок масою більше 8-10 сонячних. Закінченої теорії вибухунаднової з формуванням компактного залишку та скиданням зовнішньої оболонкипоки не створено зважаючи на велику складності обліку всіх протікають при цьомуфізичних процесів.
Незвичайні об'єкти: нейтронні зірки і чорні дірки.
Після того як зірка вичерпає свої джерела енергії, вона починаєостигати і стискуватися. При цьому фізичні властивості газу кардинальнозмінюються, так що його тиск сильно зростає. Якщо маса зіркиневелика, то сили гравітації порівняно слабкі і стиск зіркиприпиняється, вона переходить у стійкий стан білого карлика. Але якщомаса перевищує деяке критичне значення, стиск продовжується. Придуже високій щільності електрони, з'єднуючись з протонами, утворятьнейтральні частки - нейтрони. Незабаром уже майже вся зірка складається зодних нейтронів, що настільки тісно притиснуті один до одного, що величезназоряна маса зосереджується в дуже невеликій кулі радіусом кількакілометрів і стиск зупиняється. Щільність цієї кулі - нейтронноїзірки - дивовижно велика навіть у порівнянні з щільністю білих карликів:вона може перевищити 10 млн. тонн/см. куб.
Що відбудеться, якщо маса зірки буде настільки велика, що навітьосвіта нейтронної зірки не зупинить гравітаційного колапсу?
Чорні діри утворюються в результаті колапсу гігантських зірок масою більше
3-х мас Сонця. При стисненні їх гравітаційне поле ущільнюється все сильнішеі сильніше. Нарешті зірка стискається до такого ступеня, що світ вже не можеподолати її тяжіння. Радіус, до якого повинна стиснутися зірка, щобперетворитися на чорну дірку, називається гравітаційним радіусом. Длямасивних зірок він становить кілька десятків кілометрів. Відрізнитичорну дірку від нейтронної зірки (якщо випромінювання останньої не спостерігається)дуже важко. Тому про існування чорних дір часто говорятьімовірно. Тим не менше, відкриття масивних несветящіхся тіл --серйозний аргумент на користь їх існування.
Білі карлики.
У сучасній теорії еволюції зіркою білі карлики розглядаються яккінцевий етап еволюції зірок середньої та малої маси (менше 3-4 мас
Сонця). Після того, як в центральних областях старіючої зірки вигоритьвесь водень, її ядро може стиснутися і розігрітися. Зовнішні шари при цьомусильно розширюються, ефективна температура світила падає, і воностає червоним гігантом. Утворилася розріджена оболонка зіркидуже слабко пов'язана з ядром, і вона нарешті розсіюється впросторі. На місці колишнього червоного гіганта залишається дуже гаряча ікомпактна зірка, що складається в основному з гелію, - білий карлик. Завдякисвоїй високій температурі вона випромінює головним чином в ультрафіолетовомудіапазоні і іонізует газ розлітаються оболонки.
Звезда по имени Солнце.
Що видно на Сонце.
За допомогою навіть маленького любительського телескопа можна отриматизбільшене зображення сонячного диска. Що ж видно на цьому зображенні?
Перш за все звертає на себе увагу різкість сонячного краю. Сонце --газова куля, що не має чіткої межі, щільність його зменшується поступово.
Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа в тому, щопрактично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару --фотосфери. Саме цей тонкий шар світиться і створює у спостерігачаілюзію того, що Сонце має поверхню.
Грануляція.
На перший погляд диск Сонця здається однорідним. Однак, якщо придивитися,на ньому виявляється багато великих і дрібних деталей. Навіть за не дужегарній якості зображення видно, що вся фотосфера складається зі світлихзерняток (званих гранулами) і темних проміжків між ними. Розміригранул невеликі за сонячним масштабами - до 1000-2000 км. в поперечнику;межгранульние доріжки більш вузькі, приблизно 300-600 км. завширшки. Картинагрануляції не є застиглої: одні гранули зникають, інші з'являються.
Кожна з них живе не більше 10 хв. Грануляція створює загальне тло, наякому можна спостерігати набагато більш контрастні і великі об'єкти --сонячні плями і факели.
Плями.
Сонячні плями - це темні освіти на диску Сонця. За величиною плямибувають дуже різними - від малих, діаметром приблизно 1000-2000 км., догігантських, які значно перевищують розміри нашої планети. Встановлено,що плями - це місця виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів.
Магнітні поля зменшують потік енергії, що йде від надр світила до фотосфері,тому в місці їх виходу на поверхню температура падає. Плями холоднішеоточуючого їх речовини приблизно на 1500 К, а отже, і менш яскраві.
Ось чому на загальному фоні вони виглядають темними. Сонячні плями частоутворюють групи з кількох великих і малих плям. Живуть групи плямдовго, іноді протягом двох або трьох обертів Сонця (період обертання
Сонця складає 27 діб).
Смолоскипи.
Практично всі плями оточені яскравими полями, які називають факелами.
Смолоскипи гаряче навколишнього атмосфери на 2000 К і мають складну комірчастуструктуру. Величина кожного осередку-близько 30 тис. км. Смолоскипи живуть щедовше, ніж плями, іноді 3-4 місяці. Мабуть, факели теж ємісцями виходу магнітних полів в зовнішні шари Сонця, але ці поля слабкіше,ніж у плямах.
Кількість плям і факелів характеризує сонячну активність, максимумиякій повторюються через кожні 11 років.
Внутрішня будова Сонця.
Наше Сонце - це величезний світиться газовий кулю, усередині якогопротікають складні процеси і в результаті безперервно виділяється енергія.
Внутрішній об'єм Сонця можна розділити на кілька областей. Познайомимосяз ними, починаючи з самого центру. У центральній частині Сонця знаходитьсяджерело його енергії. Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніхшарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше.
Щільність його збільшується до центру разом із зростанням тиску ітемператури. У ядрі, де температура сягає 15 млн. К, відбуваєтьсявиділення енергії. Ця енергія виділяється в результаті злиття атомівлегких хімічних елементів в атоми більш важких. У надрах Сонця зчотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. Ядро має радіус НЕбільше чверті загального радіусу Сонця. Проте в його обсязі зосередженаполовина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, якапідтримує світіння Сонця. Але енергія гарячого ядра повинна якосьвиходити назовні, до поверхні Сонця. Існують різні способипередачі енергії в залежності від фізичних умов середовища, а саме:променистий перенесення, конвекція і теплопровідність. Відразу навколо ядрапочинається зона променистої передачі енергії, де ця хвороба поширюється черезпоглинання і випромінювання речовиною порцій світла - квантів. Щільність,температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра, і в цьому жнапрямі йде потік енергії. У цілому цей процес дуже повільний.
Щоб кванта дістатися від центру Сонця до фотосфери, необхідні багатотисячі років: адже, переізлучаясь, кванти весь час змінюють напрямок, майженастільки ж часто рухаючись назад, як і вперед. Так що якщо б «піч» всередині
Сонця раптом згасла, то ми б дізналися про це лише мільйони років по тому.
На своєму шляху через внутрішні сонячні шари потік енергії зустрічає такуобласть, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективна зона
Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією. Що такеконвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Так само може вестисебе і газ. Те ж саме відбувається і на Сонці в області конвекції.
Величезні потоки гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своє теплонавколишнє середовище, а охолоджене сонячний газ опускається вниз. Конвективназона починається приблизно на відстані 0.7 радіусу від центру і тягнетьсяпрактично до самої видимої поверхні Сонця (фотосфери), де перенесенняосновного потоку енергії знову стає променистим. Однак за інерцією сюдивсе-таки проникають гарячі потоки з більш глибоких, конвективних шарів.
Добре відома спостерігачам картина грануляції на поверхні Сонцяє видимим проявом конвекції.
Сонячна атмосфера.
Зірки цілком складаються з газу. Але їх зовнішні шари теж іменують атмосферою.
Фотосфера.
Атмосфера Сонця починається на 200-300 км. глибше видимого краю сонячногодиска. Ці самі глибокі шари атмосфери називають фотосферою. Оскільки їхтовщина складає не більше однієї трьохтисячної частки сонячного радіуса,фотосфери іноді умовно називають поверхнею Сонця. Щільність газу вфотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разівменше, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується то 8000
До на глибині 300 км. до 4000 К в самих верхніх шарах. У телескоп з великимзбільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здаєтьсяпосипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузькихтемних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючихбільш теплих потоків газу і опускаються більш холодних. Різницятемператур між ними в зовнішніх шарах порівняно невелика, але глибше, вконвективної зоні, вона більше, і перемішування відбувається значноінтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль,визначаючи загальну структуру атмосфери. В кінцевому рахунку саме конвекція врезультаті складної взаємодії з сонячними магнітними полями єпричиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Фотосферапоступово переходить у більш розріджені зовнішні шари сонячної атмосфери --хромосферу і корону.
Хромосфера.
Хромосфера (грец. «сфера світла») названа так за свою червонувато-фіолетовезабарвлення. Вона видно вчасно повного сонячного затемнення, як клочковатое яскравекільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить Сонце. Хромосферадосить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків
(спікули), які надають їй вид палаючої трави. Температура цих хромосфернихструменів в 2-3 рази вище, ніж у фотосфері, а щільність у сотні тисяч разівменше. Загальна протяжність хромосфери - 10-15 тис. км. Зростання температури вхромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, що проникаютьв неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як якщоб це відбувалося в гігантській мікрохвильової печі. Швидкості тепловихрухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атомивтрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячої ионизованногоплазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високутемпературу самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташованівище хромосфери. Часто під час затемнень над поверхнею сонця можнаспостерігати химерної форми «фонтани», «хмари», «воронки», «кущі», «арки»та інші яскраво світяться освіти з хромосферної речовини. Це саміграндіозні освіти сонячної атмосфери - протуберанці. Вони маютьприблизно ту саму щільність і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходятьсянад нею і оточені більш високими, сильно розрідженими верхніми шарамисонячної атмосфери. Протуберанці не падають в хромосферу тому, що їхречовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця.
Деякі протуберанці, пробувши тривалий час без помітних змін,раптово як би вибухають, і речовина їх зі швидкістю в сотні кілометрів насекунду викидається в міжпланетний простір.
Корона.
На відміну від хромосфери і фотосфери зовнішня частина атмосфери Сонця --корона - володіє величезною довжиною: вона простягається на мільйоникілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів. Щільністьречовини в сонячній короні зменшується з висотою значно повільніше, ніжгустина повітря в земній атмосфері. Корону найкраще спостерігати під часповної фази сонячного затемнення. Головною особливістю корони єпромениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму:іноді вони короткі, іноді довгі, бувають промені прямі, а іноді вонисильно зігнуті. Загальний вигляд сонячної корони періодично змінюється. Цепов'язане з одинадцятирічному циклом сонячної активності. Змінюється як загальнаяскравість, так і форма сонячної корони. У епоху максимуму сонячних плям вінмає порівняно круглу форму. Коли ж плям мало, форма коронистає витягнутої, при цьому загальна яскравість корони зменшується. Отже,корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, сама розріджена інайгарячіша. Додамо, що вона і найближча до нас: виявляється, вонапростирається далеко від Сонця у вигляді постійно рухається від нього потокуплазми - сонячного вітру. Фактично ми живемо оточені сонячноїкороною, хоча і захищені від її проникаючої радіації надійним бар'єром увигляді земного магнітного поля.
Список використаної літератури:
Дагаєв М. Н. «Спостереження зоряного неба» М., Наука, 1993 р.
Данлоп С. «Азбука зоряного неба»/пер. з англ. М., Мир, 1986 р.
Куликівський П. Г. «Довідник любителя астрономії» М., Наука, 1991р.
Зигель Ф. Ю. «Скарби зоряного неба» М., Наука, 1996 р.
Зміст:
Зірки
Що таке зірка
1
Зняття мірки з зірок
2
Як влаштована зірка і як вона живе
5
Зіркові пари
6
Змінні зірки
7
Вибухають, зірки
9
Незвичайні об'єкти: нейтронні зірки і чорні дірки 9
Білі карлики
10
Звезда по имени Солнце
Що видно на Сонце
11
Внутрішня будова Сонця
12
Сонячна атмосфера
13
Список використаної літератури
16
