Сонце - наша зоря

Мета.

Навчальна. Ознайомити з особливостями будови Сонця, його впливу на планету Земля та живі організми.

Виховна. Виховувати ціннісне ставлення до природи, життя на Землі.

Розвиваюча. Розвивати цікавість до обізнаності.

Тип уроку. Урок засвоєння нових знань.

Дидактичні матеріали:

• Астрономія: 11 кл.: підручник для загальноосвіт. навч. закл.: рівень стандарту, академічний рівень/ М. П. Пришляк; за заг. ред. Я. С. Яцківа. - Х.: Вид-во "Ранок", 2011.- 160 с.: іл.
• Відео. Сонце (Час показу 12:52)
• Відео. Еволюція Сонця в білий карлик (Час показу 2:16)

План

1. Організаційний момент. Актуалізація опорних знань.
2. Сонце - наша зоря.
3. Запитання до уроку.
4. Домашнє завдання.
5. Перевір себе.
6. Для допитливих.

Хід уроку

1. Організаційний момент. Актуалізація опорних знань.

Перевірка домашнього завдання.

2. Сонце - наша зоря.

Загальні відомості про Сонце.

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.

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

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

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 вчені.

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 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. 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 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 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 1/3R ;
• "промениста" зона (відстань від 1/3 до 2/3R), 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.

Мал. Схема будови Сонця.

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" - гранул 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 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 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. Сонячний вітер викидається із атмосфери Сонця (або іншої зірки) із середньою швидкістю близько 400 км/с (від 300 до 800 км/с на різних ділянках). Він складається переважно з окремих електронів і протонів з середніми енергіями близько 1 кеВ.

Мал. Сонце з плямами і протуберанцями.

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. 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. В середині XIX ст. було виявлено, що в різні роки кількість плям на Сонці неоднакова. Є роки, коли їх багато - це максимум активності. І навпаки, бувають роки, коли їх на Сонці дуже мало - це мінімум активності.

Кількість плям на Сонці (і пов'язане з ним число Вольфа) — один з головних показників сонячної магнітної активності. У центрі сонячної плями магнітні лінії спрямовані майже перпендикулярно до поверхні Сонця, а з наближенням до краю плями вони нахиляються до його поверхні.

Обчислення чисел Вольфа проводять на кожний день: , де - кількість груп плям, - загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця. Після чого, знаходять середнє за місяць і середнє за рік значення числа Вольфа. Зрештою, можна скласти графік зміни цього статистичного параметра від року до року.

Кількість плям на Сонці в наш час змінюється в середньому з періодом 11,1 року, тобто існує 11 річний цикл активності Сонця. Проте проміжки часу між двома максимумами можуть коливатись від 7,5 до 16 років, тому передбачити настання конкретного максимуму нелегко. Введено умовну нумерацію циклів, починаючи від того, що мав початок у 1755 р. У 1996 р. розпочався 23-й цикл. Максимуми числа Вульфа від циклу до циклу неоднакові. Імовірно, існує й віковий цикл сонячної активності - певна повторюваність найбільших максимумів через 80-90 років. Є припущення, що існує тисячолітній цикл, з періодом близько 1 100 років.

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.

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.

Корональні викиди маси

• Відео. Сонце (Час показу 12:52)

Формування та еволюція Сонця. Сучасну загальноприйняту гіпотезу («теорія туманності») щодо формування Сонячної системи першим запропонував Еммануїл Сведенборг у 1734 році. В 1755 році Іммануїл Кант, який був знайомий з роботами Сведенборга, цю теорію доповнив та доробив. Незалежно від них аналогічна теорія була запропонована П'єром-Симоном Лапласом у 1796 році.

Відповідно до цієї теорії Сонячна система почала формуватися близько 10 млрд років тому й остаточно сформувалась 4,6 млрд років тому завдяки гравітаційному стисканню велетенської молекулярної хмари. Ця початкова хмара була завдовжки приблизно 20 парсек, тобто 65 світлових років, і брала участь у формуванні кількох зір. Хоча спочатку цей процес вважали таким, що не супроводжувався великими викидами енергії, останні дослідження давніх метеоритів виявили в них сліди елементів, які формуються тільки всередині дуже великих зір, що вибухають. Це дозволяє зробити висновок, що Сонце було сформоване серед кількох сусідніх наднових. Ударна хвиля від цих наднових запустила процес формування Сонця шляхом утворення областей високої густини в молекулярній туманності, провокуючи речовину в цих місцях до подальшого стискання.

Газопилова хмара у зоряній туманності не може бути повністю однорідною: у ній є невеликі флуктуації густини. Підвищення густини у хмарі може статися через різноманітні причини. Здебільшого його зумовлює ударна хвиля, яка виникає через зіткнення окремих хмар, спалаху наднової неподалік чи ж потрапляння хмари до спірального рукава галактики. Ці фрагменти мають розмір 1–5 парсек. За певних умов кожен фрагмент стає центром зореутворення. Стадія перетворення фрагмента газопилової хмари у зорю головної послідовності називається протозорею. За підрахунками вчених у стадії протозорі Сонце перебувало приблизно 30 млн років. Дослідження найстаріших метеоритів показало, що формування Сонця у протозорю почалося 4,568 млрд років тому.

У процесі формування Сонця з газопилової хмари у протозорю виділяють три основні етапи:

1. Ізотермічний колапс та формування компактного ядра.
2. Акреція протяжної оболонки на сформоване ядро.
3. Повільне стискання ядра після завершення акреції.

На початку процесу формування протозорі пилові частинки та молекули газу падають до центру фрагмента хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична внаслідок зіткнень частинок у теплову. Таким чином, значна частина гравітаційної енергії стискання витрачається на нагрівання речовини. Газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромінювання, яке вільно залишає газопиловий комплекс. Тому протозорі є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання.

У процесі формування ядра зі значно більшою густиною, ніж у навколишній хмарі, протозоря стає непрозорою для власного інфрачервоного випромінювання і температура її надр починає стрімко зростати. Енергія від центральних до зовнішніх зон переноситься шляхом конвекції.

Коли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію, берилію, бору. Але газового тиску за таких температур недостатньо для припинення стискання. І тільки через десятки мільйонів років для майбутнього Сонця, коли температура в центрі в процесі стискання досягає приблизно 10 млн. К, починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної кількості енергії. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря досягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми спектр—світність.

Раніше вважалося, що всі планети сформувалися приблизно на орбітах, де перебувають зараз. Проте в кінці XX — на початку XXI століття ця точка зору радикально змінилася. Зараз вважається, що на початку свого існування Сонячна система була набагато компактніша за розміром, ніж зараз, пояс Койпера був набагато ближчим до Сонця, а у внутрішній Сонячній системі крім тих небесних тіл, що дожили до нинішнього часу, існували і інші об'єкти за розміром не менші за Меркурій.

Відео. Гіпотези і теорії формування Сонячної системи. (Час показу 10:15 хв)

Відео.  Гіпотеза Канта-Лапласа-Шмідта утворення Сонячної системи. (Час показу 4:28 хв)

3. Вчимося розв’язувати задачі.

Задача 21.1. Оцініть висоту найбільшого протуберанця, зображеного на світлині. 

Задача 21.2. Визначте число Вольфа, яке відповідає спостереженням 2 січня 2013 року?

Задача 21.3. Відстань від Сонця до Землі 150 мільйонів кілометрів. Земля рухається навколо Сонця зі швидкістю 30 км/с. З поверхні Сонця вилітає фотон у напрямку до Землі. Яку відстань пройде Земля за той час, що фотон долетить від Сонця до Землі . Швидкість світла 300000 км/с.

Задача 21.4. Доведіть, що розміри плям на Сонці, які людина здатна розгледіти неозброєним оком, перевищують розміри Землі. Вважайте, що роздільна здатність ока людини 2ʹ.

4. Запитання до уроку.

Запитання 21.1. Сонце називають жовтою зорею, у той час як для більшості людей воно воно має білий колір. Як пояснити цю суперечність?

Запитання 21.2. Що знижує температуру всередині сонячних плям?

Запитання 21.3. Яке явище астрономи називають сонячною активністю?

Запитання 21.4. Які процеси на Сонці можуть суттєво впливати на стан земної атмосфери?

Запитання 21.5. Що є джерелом енергії Сонця?

Запитання 21.6. Що називається сонячним вітром? Поясніть як він утворюється та яким чином діє на планети Сонячної системи.

Запитання 21.7. Чому, помітивши відмінність у періодах обертання різних ділянок дисків Сонця та Сатурна, астрономи дійшли до висновку, що ці тіла не можуть бути твердими?

5. Домашнє завдання.

Підручник: §19-21.

Задача 21.5. Обчисліть, за який час світло доходить від Сонця до Землі. Результат представте у хвилинах. (В. 8,31 хв)

Задача 21.6. На світлині зафіксоване явище проходження Венери по диску Сонця. Оцініть лінійні розміри Венери. Порівняйте отримане значення із табличним. Які чинники впливають на точність отриманих результатів в даній задачі?

Усне опитування по запитаннях до уроку.

Тестування. Сонце - наша зоря (Відповіді учнів)

6. Перевір себе.

Задача 21.1.Д. На Сонці відбувається потужний спалах, який спричинив викид певної маси речовини. Через дві доби на Землі спостерігалось потужне полярне сяйво. Обчисліть, з якою швидкістю рухалася речовина Сонця. Розглядати прямолінійну траєкторію руху (1 а.о.=150 млн.км)

7. Для допитливих.

Задачі підвищеної складності

Задача 21.1.О. На цій чудовій світлині зафіксовано одночасне проходження по диску Сонця – Міжнародної космічної станції (МКС) і Меркурія. Цей чіткий фотомонтаж було одержано 9 травня 2016 року з вдало вибраного місця спостереження у Філадельфії (США). МКС перетнула сонячний диск за 0,6 с, а Меркурій – за 7,5 год. Відстані до об’єктів становили 450 км і 84 млн км відповідно.

а) Встановіть відповідність пронумерованих об’єктів на світлині.

А. 1 – протуберанець,  2- Меркурій,  3 – МКС,  4 – сонячна пляма;

Б. 1 – флокула,  2 – МКС,  3 – Меркурій, 4 – факел;

В. 1 – факел,  2 – МКС,  3 – Меркурій,  4 – темне волокно;

Г. 1 – спалах, 2 – Меркурій, 3 – сонячна пляма,  4 – сонячний вихор.

б) МКС перетнула сонячний диск за 0,6 с. Припустимо, що сонячний диск перетинає  геостаціонарний супутник, проходячи точно через центр Сонця.  А скільки часу було  б затрачено  для такого транзиту?

А. 0,6 с;                                         Б. 1 с;

В. 1 хв;                                         Г. 2 хв.

в) У якій конфігурації перебував Меркурій?

А. протистояння;                                 Б. верхнє з’єднання;

В. східна елонгація;                                 Г. нижнє з’єднання.

г) На яких відстанях в цей час перебували МКС і Меркурій?

А. 450 км і 84 000 000 км відповідно;

Б. 150 км і 700 000 км відповідно;

В. 400 000 км і 1 400 000 км відповідно;

Г. на однаковій відстані, що дорівнювала 150 000 000 км.

Сонце — велетенська газова куля. Кожен елемент її маси М, що знаходиться на відстані г від центра, притягається у напрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс — швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд років, і астрономи «віщують» йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?

Й. С. Шкловський, відомий астроном радянських часів, дуже образно висловився з цього приводу: « ...Історія існування будь-якої зорі - це справді титанічна боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути, і силою газового тиску, що намагається її «розпорошити», розсіяти у навколишньому міжзоряному просторі. Мільйони і мільйони років триває ця «боротьба». Упродовж цих дивовижно великих строків сили рівні. Та врешті-решт перемога буде за гравітацією. Така драма еволюції кожної зорі».

Справді, якби сила тяжіння нічим не врівноважувалась, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б у центр Сонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу і випромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається станом гравітаційної рівноваги.

В умовах гравітаційної рівноваги температура Т всередині зорі радіусом К і масою М пропорційна відношенню М/Н. Теоретичні розрахунки дають для Сонця температуру в центрі близько Тц а 15 000 000 К. За такої температури всередині тиск протистоїть силі тяжіння. Густина речовини в центрі Сонця р * 100 г/см/тиск — близько 220 млрд атмосфер. За останні 150 років було висловлено багато гіпотез щодо природи джерел енергії Сонця і зір. Зрештою було з'ясовано, що реальне значення мають лише такі джерела як гравітаційне стискання і термоядерний синтез.

За сучасними уявленнями, зорі формуються з фрагментів газово-пилових хмар. У центрі такої хмари виникає зародок зорі, на який «намагається» впасти вся навколишня речовина. У процесі падіння потенціальна енергія перетворюється в кінетичну, а та, у свою чергу, внаслідок зіткнень окремих частинок перетворюється в теплову енергію. І якщо спочатку температура у згаданому фрагменті була низькою, то зі зменшенням радіуса майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати.

З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання протозоря випромінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навколишній простір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі. За сучасної світності Сонця і значенні його потенціальної енергії неважко підрахувати, що Сонце висвітило б половину цієї енергії за 24 млн років, і якби не існувало інших джерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування. Тому гравітаційне стискання може бути джерелом енергії зір лише на відносно коротких етапах їхнього розвитку.

У процесі стискання протозорі зростає температура в її центрі, і через деякий час вона може досягти величини 10 000 000 К. За такої температури починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Першою і найефективнішою з реакцій термоядерного синтезу в умовах Сонця є утворення з чотирьох протонів ядра атома гелію. Винятково важливою обставиною є те, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ця втрата маси, що називається дефектом маси, і є причиною виділення внаслідок ядерних реакцій великої кількості енергії. Реакції синтезу гелію і енерговиділення, яке їх супроводжує, найбільш інтенсивно відбуваються в центрі Сонця, де температура і тиск найвищі. Вони загалом можуть перебігати двома шляхами.

Найістотнішою в надрах Сонця є реакція протон-протонного (р-р) циклу. Цикл починається з украй рідкісної події - перетворення протона на нейтрон при його особливо тісному зближенні з іншим протоном; ця подія називається B-розпадом протона, бо під час розпаду утворюється позитивна B-частинка — позитрон.

Виникає питання: якщо у надрах Сонця відбуваються ядерні реакції, то що регулює їхню швидкість, чому Сонце не вибухає, як термоядерна бомба? Відповідь приховується у першій із трьох реакцій циклу. Ймовірність того, що при зближенні двох протонів один із них перетвориться в нейтрон , надзвичайно мала. Ця подія може відбутись один раз на 14 млрд років. За такий час число протонів у певному об'ємі зменшується удвічі. І тільки тому, що число протонів у Сонці надзвичайно велике, цих реакцій відбувається достатньо для того, щоб підтримувати необхідну для їхнього перебігу температуру.

У другому, вуглецево-азотному циклі, також із чотирьох ядер водню (протонів) утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ця реакція значно менш істотна в умовах Сонця, бо потребує як більшого вмісту вуглецю, так і вищої температури в його надрах.

Маючи таке джерело енергії як термоядерний синтез, Сонце може світити близько 10 мільярдів років.

На сонячній поверхні часто спостерігаються особливі утворення: ділянки з підвищеною яскравістю - факели, ділянки із зниженою яскравістю - плями, інколи з'являються короткоживучі дуже яскраві спалахи, а на краю диска помітні протуберанці. Всі вони є активними утворами на Сонці, а їхня поява і розвиток - це прояв сонячної активності. Місця, де спостерігаються активні утвори, отримали назву активних зон. їхня головна характеристика - це сильні локальні магнітні поля, які виходять на поверхню Сонця і є набагато сильнішими від його регулярного магнітного поля.

Активні зони у фотосфері проявляють себе передовсім сонячними плямами. За контрастом із фотосферою сонячні плями мають вигляд темних утворень, тому що температура речовини в них менша, ніж у навколишніх ділянках фотосфери: у великих плямах вона сягає лише 4 500 К. Трапляються як поодинокі плями, так і їхні групи. Розміри плям в середньому рівні 40 000 км, проте бувають плями діаметром до 180 000 км. У великій плямі виділяють значно темніше ядро і півтінь Час життя поодиноких плям досягає кількох місяців, для груп плям він іноді обмежений кількома годинами.

Ще 1908 р. було доведено, що в плямах є сильні магнітні поля, які виникають при конвективних рухах речовини у підфотосферних шарах. Індукція магнітного поля в плямах досягає 0,5 Тл. Сильне магнітне поле гальмує вихід гарячої сонячної речовини з його надр, і саме тому температура поверхні Сонця у цьому місці знижується. Пляма, в якій магнітні силові лінії виходять з-під поверхні, має північну полярність ЛГ, якщо ж ці лінії йдуть під поверхню - південну 5. Магнітні силові лінії, які виходять із плям, іноді простягаються далеко за поверхню Сонця, у хромосферу і корону.

На сонячному диску спостерігаються світлі утвори — факели вони є повсюдними супутниками плям. Оскільки в самій плямі потік енергії менший (а з глибини Сонця він рівномірний у всіх напрямках), то ділянка поруч з плямою - факел - це місце, де її надходить більше.

Такі викиди речовини називаються протуберанцями (від лат. «протуберо» — «здуваюся»).

Протуберанці - це речовина, якапідіймається над сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю.

Протуберанці— найграндіозніші утворення в атмосфері Сонця.

Сьогодні, завдяки численним дослідженням, відомо, що протуберанець - це утворення з сонячної плазми, що має колосальні розміри. Ці гігантські викиди піднімаються над поверхнею Сонця по силових лініях його магнітного поля і утримуються там за рахунок нього певний час. Деякі з них можуть «висіти» в околосолнечном просторі часом до декількох місяців, практично не змінюючи своєї первісної форми.

Проте їх внутрішнє фізичне стан такий, що спектр одних протуберанців перенасичений лініями водню, а інших - різними металами. Тривалість існування їх вказує на те, що їх речовина утримується магнітними силами.

Сонячні протуберанці виглядають як яскраві освіти, що виступають по краях диска Сонця. Виникаючі на його тлі, вони мають більш темний колір, що обумовлено більш низькою, ніж навколишню речовину, температурою їх плазми.

Довжина деяких з них сягає 200 000 км, товщина - кілька тисяч кілометрів. Оскільки найчастіше протуберанці — це дуже плоскі й довгі, щільніші й холодніші від корони хмари газу, розташовані своєю площиною майже перпендикулярно до поверхні Сонця, то в проекції на сонячний диск вони мають вигляд вигнутих темних волокон, часто витягнутих у напрямку схід-захід уздовж паралелі. Досить часто над сонячними плямами у хромосфері відбуваються хромосферні спалахи -найбільш вражаючий прояв сонячної активності. В роки максимумів сонячної активності може трапитись до десяти спалахів за добу, тоді як у мінімумі впродовж багатьох місяців може не бути жодного.

Як правило, спалах починається зі швидкого зростання температури корони до 40 млн К, що призводить до сплеску м'якого рентгенівського випромінювання. Потім під зоною зростання температури в короні підвищується температура хромосфери. Найпотужніші спалахи видно без допомоги фільтра. Яскравість спалахів може бути на 50% більшою за яскравість фотосфери.

За сучасними уявленнями, спалах - це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони. На певній висоті над поверхнею Сонця виникає зона, де магнітне поле на невеликому відрізку різко змінюється за величиною і напрямком. Це супроводжується прискоренням заряджених частинок і перетворенням їх на високоенергійні. При цьому речовина нагрівається, з'являється потужне електромагнітне випромінювання у рентгенівському, ультрафіолетовому та радіодіапазоні, а також у міжпланетний простір у радіальному напрямку викидається вузький струмінь частинок високої енергії зі швидкостями 3 000-30 000 км/с. У деяких найпотужніших спалахах навіть народжуються сонячні космічні промені - електрони, протони, нейтрони, с-частинки та інші, що рухаються зі швидкостями до 0,2-0,8 швидкості світла.

Процес розвитку невеликих спалахів триває 5 10 хв, найпотужніших - до семи годин. За цей час у ділянці сонячної поверхні протяжністю лише 1 000 км виділяється енергія близько 10 гі—1025 Дж, сумірна з енергією, що її випромінює Сонце з усієї своєї поверхні за 1 с, або з кількістю тепла, що його отримує Земля від Сонця за цілий рік.

З усіх активних утворень спалахи вирізняються своєю особливою здатністю впливати на геофізичний стан Землі. І хоча принцип утворення спалахів вчені зрозуміли, детальної теорії поки що немає. Оскільки під час спалаху потік рентгенівських квантів зростає у 100-400 разів, то вже через 8 хв 20 с вони досягають орбіти Землі й проникають в іоносферу. Жорстке випромінювання спричиняє додаткову іонізацію повітря. Як наслідок, змінюється щільність іоносферних шарів і їхня відбивна здатність, а тому одразу ж порушується зв'язок на коротких радіохвилях. Почасти також руйнується озоновий шар, і до поверхні Землі проникає підвищена кількість ультрафіолету. Через декілька годин після спалаху Землі досягає потік високо-енергійних частинок. Завдяки наявності геомагнітного поля вони не потрапляють на земну поверхню, але в районах магнітних полюсів, де силові магнітні лінії виходять з поверхні або входять у неї, частинки проникають до висот 100 км, іонізують і збуджують атоми повітря. При поверненні атомів до нейтрального стану відбувається висвічування, яке спостерігається у вигляді полярних сяйв - дивовижних . Полярне сяйво за красою явищ. Ще через 1-2 доби Землі досягає підсилений потік сонячного вітру. Під його дією земна магнітосфера стискається.

Але, як відомо з § 13, навколо Землі у пастці силових геомагнітних ліній є багато заряджених частинок (радіаційні пояси). Так, під час сильної магнітної бурі 11 лютого 1958 р. у Швеції був зареєстрований вихід з ладу електричної лінії, на кабелях горіла ізоляція, горіли запобіжники і трансформатори. А електричні збурення в земній корі можуть спровокувати землетруси в сейсмічно активних районах.

Активність Сонця впливає на погоду. Цей зв'язок можна прослідкувати таким чином. Встановлено, що крім екваторіального кільцевого струму, в районах геомагнітних полюсів на віддалі 20 вночі та 10° удень на висоті близько 100 км приблизно вздовж магнітних паралелей також тече електричний струм. Після надходження від Сонця посиленого потоку заряджених частинок деяка їхня кількість затримується у високих широтах і підсилює цю течію. Збільшення струму призводить до додаткового розігріву атмосфери. Від місця розігріву вниз до тропосфери проникає хвилеподібний імпульс, який далі вздовж поверхні Землі поширюється впродовж кількох годин до низьких широт. Ці хвилі є тим енергетичним мостом між іоносферою і тропосферою, який передає енергію корпускулярних сонячних потоків погодному шару повітря. Вони підсилюють меридіональну циркуляцію повітря і зменшують зональну. Там, де тиск був низьким, він стає ще нижчим, а де був високим - ще вищим. За таких умов у тропічній зоні народжуються тайфуни, а у місцях з різко вираженим континентальним кліматом - засухи.

Сонячна активність і коливання клімату Землі. Уритмі з циклами сонячної активності настають певні коливання клімату Землі. У тисячолітньому циклі істотно коливається рівень води в озерах і морях, що видно на наступному прикладі. У V ст. н. е. на березі Каспійського моря були збудовані порт Дербент і фортеця. Тепер залишки її стін перебувають на глибині близько 5 м, а в ХІ-ХІУ ст. ця глибина сягала 8 м.

Сонячна активність і біосфера Землі. Впливаючи на погоду і клімат, сонячна активність не може не впливати на рослинний світ. Було зібрано багато зрізів дерев з чітко вираженими річними кільцями. Серед них були зрізи секвойї віком 3 200 років і дев'ятнадцяти 500-річних дерев. У всіх дерев визначали товщину річних кілець з точністю до 0,01 мм. Виявилося, що в роки максимумів сонячної активності приріст дерев був більшим, ніж у роки мінімумів. А те, що врожайність сільськогосподарських культур і відповідно ціни на них співвідносяться з кількістю сонячних плям, стало вже класичним прикладом.

До сонячної активності небайдужий і тваринний світ. Тісно пов'язані з 11-річним циклом періоди підвищеного розмноження каракуртів, бліх, пустельної саранчі тощо. Останню в періоди між піками сонячної активності взагалі не можна виявити. До тваринного світу належать бактерії та віруси, що спричиняють різноманітні захворювання у людей і тварин. Через зміну їхньої чисельності та поведінки сонячна активність впливає на поширення епідемій і пандемій (розповсюдження хвороби на цілі країни та материки), а також на поширення епізоотій (масових захворювань тварин). Як показав О. Чижевський, у роки високої сонячної активності виникають пандемії холери, грипу, дизентерії, дифтерії тощо.

Вплив сонячної активності на людину. Численні дослідження показали, що найчутливішими до змін напруженості геомагнітного поля, обумовлених сонячною активністю, є нервова і серцево-судинна системи людини. Вплив виявляється по-різному: через зміну електричних властивостей тканин людського організму; через вільні радикали у клітинах; через індукційні струми, що виникають в організмі під впливом геомагнітних полів; через зміну проникності клітинних мембран тощо. Як наслідок, у людей з хворобами серцево-судинної системи під час геомагнітних бур погіршується стан, збільшується число інфарктів та інсультів. У здорових людей змінюється сприйняття часу, сповільнюється рухова реакція, різко знижується короткочасна пам'ять, об'єм та інтенсивність уваги. Навіть у спеціально тренованих людей - спортсменів вищого класу та льотчиків — зафіксовано підвищену кількість помилок при виконанні контрольних завдань. Різкі й часті збільшення збуреності геомагнітного поля, впливаючи на візерунок біопотенціалів мозку, погіршують сон.

Все це відбивається на виконанні робіт, які вимагають точності та уваги, спричиняє збільшення травматизму на виробництві та кількості автотранспортних пригод. А люди з порушеннями функцій головного мозку в такі дні часто потрапляють на лікарняне ліжко.

Сонячна активність впливає на систему крові людини. Під час геомагнітних бур швидкість згортання крові зменшується на 8%. А кількість білих кров'яних тілець - лейкоцитів, від яких, як відомо, залежить опірність організму різним інфекційним захворюванням, у роки активного Сонця знижується в 1,5-1,7 раза. Так що поширеність епідемій у цей час може залежати не лише від посилення діяльності патогенних мікроорганізмів. Отже, можна з упевненістю сказати, що ізоляція біосфери від дії космічних чинників відносна. Біосфера дуже чуйно реагує на зміну параметрів зовнішнього середовища. У зв'язку з цим дуже важливо вести регулярні спостереження за Сонцем і вміти аналізувати різні явища на ньому. Саме цим і займаються багато обсерваторій світу.

Сонячні спалахи та корональні викиди є незалежними процесами.

Фотографія протуберанця з космічного апарату STEREO, 29 вересня 2008 року

Хромосферні спалахи - раптові (5-10 хв) місцеві збільшення яскравості хроосфери, під час яких виділяється значна кількість енергії у вигляді енергії рентгенівського, оптичного і радіовипромінювання та кінетичної енергії прискорених під час X. с. частин сонячної плазми.