§ 19. Будова Сонця. Джерела його енергії

1. Умова рівноваги й температура у центрі Сонця.

Сонце — величезна газова куля. Кожен елемент його маси М, що перебуває на відстані r від центра, притягується в напрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен відбутися колапс - швидке падіння речовини в центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд років й астрономи «пророкують» йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?

Й. С. Шкловський, відомий радянський астроном, дуже образно висловився із цього приводу: « ...Історія існування будь-якої зірки - це воістину титанічна боротьба між силою гравітації, що прагне її необмежено стиснути, і силою газового тиску, що прагне її «розпорошити», розсіяти в навколишньому міжзоряному просторі. Мільйони й мільйони років триває ця «боротьба». Протягом цих дивовижно більших строків сили врівноважені. Але, зрештою, перемога буде за гравітацією. Така драма еволюції кожної зірки».

Дійсно, якби сила тяжіння нічим не врівноважувалася, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже через 5 хвилин вільно впала б у центр Сонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зірки (у цьому випадку Сонця), у якому внутрішній тиск газу й випромінювання врівноважує вага речовини, розміщеного вище, називається станом гравітаційної рівноваги.

В умовах гравітаційної рівноваги температура Т усередині зірки радіусом R і масою М пропорційна відношенню М/R/ Теоретичні розрахунки визначають температуру Сонця в центрі приблизно Гц = 15 000 000 К. При такій температурі усередині тиск протистоїть силам гравітації. Густина речовини в центрі Сонця р = 100 г/см³, тиск — близько 220 млрд атмосфер.

2. Джерела енергії Сонця. За останні 150 років було висловлено багато гіпотез щодо природи джерел енергії Сонця й зірок. Зрештою було встановлено, що реальне значення мають лише такі джерела, як гравітаційний стиск і термоядерний синтез.

По сучасним уявленням, зірки формуються із фрагментів газово-пилових хмар. У центрі такої хмари виникає зародок зірки, на який випадає вся навколишня речовина. У процесі падіння потенційна енергія перетворюється в кінетичну, а та, у свою чергу, за зіткнень окремих часток перетворюється в теплову енергію. І якщо спочатку температура в згаданому фрагменті була низкою, то зі зменшенням радіуса майбутньої зірки температура в її центрі починає зростати.

З теорії треба, що під час гравітаційного стиску протозірка випромінює практично половину звільненої потенційної енергії в навколишній простір. Інша частина енергії йде на нагрівання речовини самої зірки.

Підрахуємо, як довго вона буде світитися за рахунок своєї потенційної енергії.

Зірка з масою М і радіусом R характеризується потенційною енергією W.

( 19.1)

Якщо припустити, що світність зірки (протозірки) згодом не змінюється й дорівнює спостережуваній тепер, то час стиску зірки або час, на який вистачить її потенційної енергії, дорівнює:

(19.2)

Знаючи світність Сонця і значення його потенційної енергії неважко підрахувати, що Сонце виділило б половину цієї енергії за 24 млн років. І якби не існувало інших джерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування. Тому гравітаційний стиск може бути джерелом енергії зірок лише на деяких, щодо коротких етапах їхнього формування.

У процесі стиску протозірки зростає температура в її центрі, і через якийсь час вона може досягти величини 10 000 000 К. При такій температурі починаються термоядерні реакції, при яких водень перетворюється в гелій. Першою й найбільш ефективною реакцією термоядерного синтезу в умовах Сонця є утворення із чотирьох протонів ядра атома гелію.

Винятково важливою обставиною є те, що маса ядра гелію майже на 1% менше маси чотирьох протонів. Ця втрата маси, називана дефектом маси, і є причиною виділення великої кількості енергії в результаті ядерних реакцій.

Реакція синтезу гелію й супровідна цій реакції виділення енергії найбільше інтенсивно відбувається в центрі Сонця, де температура й тиск найвищі. Вони можуть проходити двома шляхами.

Переважною реакцією, що відбувається в надрах Сонця, є реакція протон-протонного (р-р) циклу. Цикл починається вкрай рідкісною подією — перетворенням протона в нейтрон при його особливо тісному зближенні з іншим протоном; цей процес називається β-розпадом протона, оскільки під час розпаду утвориться позитивна β-частка — позитрон. Схема цього циклу така:

Виникає питання: якщо й надрах Сонця відбуваються ядерні реакції, то що регулює їхню швидкість; чому Сонце не вибухає як термоядерна бомба? Відповідь перебуває в першій із трьох реакцій циклу. Імовірність того, що при зближенні двох протонів один з них перетвориться в нейтрон надзвичайно мала. Така подія описується характерним часом 14 млрд років: за цей час число протонів у певному об'ємі зменшується вдвічі. І тільки тому, що вони - головна складова сонячної речовини, цих реакцій досить для того, щоб підтримувати необхідну для їхнього протікання температуру.

У другому, вуглецево-азотному циклі, із чотирьох ядер водню (протонів) також утвориться одне ядро гелію, але вуглець й азот у цьому випадку відіграють роль каталізаторів. Ця реакція менш істотна в умовах Сонця, тому що вимагає як більшого вмісту вуглецю, так і більш високої температури.

Маючи таке джерело енергії, як термоядерний синтез, Сонце в цілому може світити близько 10 млрд років, тобто ще 5 млрд років.

3. Внутрішня будова Сонця. Від центра Сонця й до відстані (0,2-0,3) R© перебуває його ядро — зона, де зосереджена половина сонячної маси й виділяється практично вся випромінювана їм енергія. Оскільки перенос енергії в ядрі відбувається не конвекцією, а перевипромінюванням квантів, таке ядро називається променистим.

На відстані більше О,3 R© від центру температура й тиск зменшуються до величин, відповідно менше 5 млн К и 10 млрд атмосфер. У таких умовах ядерні реакції протікати не можуть. Енергія, виділена в ядрі, передається далі шляхом поглинання у-квантів і наступного їхнього перевипромінювання окремими атомами. При цьому замість одного поглиненого у-кванта великої енергії атоми, як правило, послідовно випромінюють кілька квантів з меншою енергією. Тобто тверді у-кванти дробляться на менш енергійні. У фотосферу попадають кванти видимого й теплового діапазону хвиль, вони-те й випромінюються фотосферою в навколишній Сонцю простір.

У цілому процес передачі енергії від центральних областей до фотосфери дуже повільний і протікає мільйони років.

Зона, у якій енергія переноситься шляхом поглинання випромінювання й наступного його перевипромінювання, називається зоною променистої рівноваги. Практично всі надра Сонця перебувають у стані променистої рівноваги.

Вище цієї зони непрозорість речовини зростає. Тут процеси перевипромінювання сповільнюються. Тому в перенос енергії втягується сама речовина, і безпосередньо під фотосферою уздовж останніх 0,2 R© утвориться конвективна зон а,у якій енергія переноситься шляхом конвекції. Образно кажучи, приповерхній шар Сонця «кипить», проте, тут реалізується особливий стан конвективної рівноваги. Одним із проявів конвекції у фотосфері Сонця і є грануляція (§18).

По розрахунках близько 5% енергії, що вивільняється в надрах Сонця, переносять нейтрино. З 1967 р. (§12) дослідники прагнули зареєструвати розраховане теоретично кількість нейтрино за допомогою нейтринних детекторів. Але й зараз, коли вже отримані нейтринні зображення Сонця, такої їхньої кількості, яке б відповідало теоретичним розрахункам, не виявлено. Можливо, це пов'язане з недосконалістю методик реєстрації нейтрино, а можливо, у найближчому майбутньому прийдеться переглянути наші уявлення про процеси, що відбуваються в надрах Сонця, а також про природу нейтрино.

1. Що таке гравітаційна рівновага?

2. Що таке потенційна енергія зірки? 3. За рахунок яких джерел енергії випромінює Сонце? Які зміни при цьому відбуваються з його речовиною?

3. Чому Сонце не вибухає як термоядерна бомба?