Сонца

Правіць спасылкі
З Вікіпедыі, свабоднай энцыклапедыі
У паняцця ёсць і іншыя значэнні, гл. Сонца (значэнні).
Зорка
Назіральныя даныя
(Эпоха J2000.0)
Адлегласць

149,6×106 км[1] (8,31 светлавых хвілін)

1 а. в.
Бачная зорная велічыня (V) −26,74m[1]
Астраметрыя
Абсалютная зорная велічыня (V) 4,83m[1]
Характарыстыкі
Спектральны клас G2V
Фізічныя характарыстыкі
Маса 1,9891×1030 кг
(332 982 мас Зямлі)[1] M☉
Радыус 6,9551×108 м[2] R☉
Тэмпература 5778 К[1] K

Сонца (астр. сімвал: ☉) — адзіная зорка Сонечнай сістэмы.

Дыяметр Сонца роўны 1 млн. 392 тыс. км (109 дыяметраў Зямлі). Аб’ём Сонца больш чым у мільён разоў перавышае аб’ём Зямлі, а яго маса складае 1,99·1030 кг, што прыкладна роўна 330 тыс. зямных мас.

Вакол Сонца абарочваюцца іншыя аб’екты гэтай сістэмы: планеты і іх спадарожнікі, карлікавыя планеты і іх спадарожнікі, астэроіды, метэарыты, каметы і касмічны пыл. Маса Сонца складае 99,866 % ад сумарнай масы ўсёй Сонечнай сістэмы[3]. Сонечнае выпраменьванне падтрымлівае жыццё на Зямлі[4] (святло неабходнае для пачатковых стадый фотасінтэзу), вызначае клімат.

Сярэдняя шчыльнасць Сонца складае 1,4 г/см³. Па спектральнай класіфікацыі Сонца адносіцца да тыпу G2V («жоўты карлік»). Тэмпература паверхні Сонца дасягае 6000 К. Таму Сонца свеціць амаль белым святлом, але прамое святло Сонца каля паверхні нашай планеты набывае некаторае жоўтае адценне з-за больш моцнага рассейвання і паглынання караткахвалевай часткі спектру атмасферай Зямлі (пры ясным небе, разам з блакітным рассеяным святлом ад неба, сонечнае святло зноў дае белае асвятленне). Крыніцай энергіі Сонца з’яўляюцца рэакцыі тэрмаядзернага сінтэзу, што працякаюць у яго нетрах.

Месца ў Галактыцы[правіць | правіць зыходнік]

Сонца знаходзіцца на адлегласці каля 26 000 светлавых гадоў ад цэнтра Млечнага Шляху і круціцца вакол яго, робячы адзін абарот больш чым за 200 мільёнаў гадоў[5]. Арбітальная хуткасць Сонца роўная 217 км/с — такім чынам, яно праходзіць адзін светлавы год за 1400 зямных гадоў, а адну астранамічную адзінку — за 8 зямных сутак[6].

Месца Сонца ў Галактыцы

У цяперашні час Сонца знаходзіцца ва ўнутраным краі рукава Арыёна нашай Галактыкі, паміж рукавом Персея і рукавом Стральца, у так званым «Мясцовым міжзоркавым воблаку» — вобласці падвышанай шчыльнасці, размешчанай, у сваю чаргу, у «Мясцовай бурбалцы» — зоне рассеянага высокатэмпературнага міжзоркавага газу. З зорак, якія належаць 50 самым блізкім зорным сістэмах ў межах 17 светлавых гадоў, вядомым у цяперашні час, Сонца з’яўляецца чацвёртай па яркасці зоркай (яго абсалютная зорная велічыня 4,83 m).

У нашай галактыцы Млечны Шлях налічваецца звыш 100 мільярдаў зорак[7]. Пры гэтым 85 % зорак нашай галактыкі — гэта зоркі, менш яркія, чым Сонца (у большасці сваёй чырвоныя карлікі).

Сонца належыць да першага тыпу зорнага насельніцтва. Адна з распаўсюджаных тэорый ўзнікнення Сонечнай сістэмы мяркуе, што яе фарміраванне было выклікана выбухамі адной або некалькіх звышновых зорак[8]. Гэтае дапушчэнне заснавана, у прыватнасці, на тым, што ў рэчыве Сонечнай сістэмы ўтрымліваецца анамальна вялікая доля золата і ўрану, якія маглі б быць вынікам эндатэрмічных рэакцый, выкліканых гэтым выбухам, або ядзернага ператварэння элементаў шляхам паглынання нейтронаў рэчывам масіўнай зоркі другога пакалення.

Спектр і хімічны састаў[правіць | правіць зыходнік]

Як і ўсе зоркі галоўнай паслядоўнасці, Сонца выпрацоўвае энергію шляхам тэрмаядзернага сінтэзу. У выпадку Сонца пераважная частка энергіі выпрацоўваецца пры сінтэзе гелію з вадароду. Сонечны спектр утрымлівае лініі іанізаваных і нейтральных металаў, а таксама вадароду і гелію.

Сонца складаецца з вадароду (~73 % ад масы і ~92 % ад аб'ёму), гелію (~25 % ад масы і ~7 % ад аб’ёму[9]) і іншых элементаў з меншай канцэнтрацыяй: жалеза, нікеля, кіслароду, азоту, крэмнію, серы, магнію, вугляроду, неону, кальцыю і хрому[10]. На 1 млн атамаў вадароду даводзіцца 98000 атамаў гелія, 851 атам кіслароду, 398 атамаў вугляроду, 123 атама неону, 100 атамаў азоту, 47 атамаў жалеза, 38 атамаў магнію, 35 атамаў крэмнію, 16 атамаў серы, 4 атама аргону, 3 атама алюмінію, па 2 атама нікелю, натрыю і кальцыю, а таксама зусім няшмат усіх іншых элементаў.

Унутраная будова[правіць | правіць зыходнік]

Пры набліжэнні да цэнтра Сонца ўзрастаюць, дасягаючы максімальных значэнняў, тэмпература, ціск і шчыльнасць. Хімічны састаў Сонца таксама адрозніваецца: працэнтная колькасць вадароду самая малая ў цэнтры.

Высокі ціск унутры Сонца абумоўлены дзеяннем слаёў, якія ляжаць вышэй. Сілы прыцягнення імкнуцца сціснуць Сонца. Ім процідзейнічаюць пругкасць гарачага газу і ціск выпраменьвання, якія ідуць з нетраў. Гэтыя сілы імкнуцца расшырыць Сонца. Прыцягненне, з аднаго боку, а пругкасць газаў і ціск выпраменьвання, з другога, ураўнаважваюць адно аднаго. Раўнавага мае месца ва ўсіх слаях ад паверхні да цэнтра Сонца. Такі стан называецца гідрастатычнай раўнавагай. Гэта ідэя, прапанаваная ў 1924 г. англійскім астрафізікам Артурам Эдынгтанам, дала магчымасць скласці ўраўненні, па якіх разлічваюць мадэлі ўнутранай будовы Сонца ды іншых зорак. Згодна мадэлі ўнутранай будовы Сонца тэмпература ў цэнтры дасягае 15 млн градусаў. Тут, у зоне ядзерных рэакцый, генерыруецца энергія Сонца.

Пры вялізных цісках і тэмпературах пратоны (ядры вадароду) рухаюцца са скарасцямі ў сотні кіламетраў у секунду. Унутры Сонца (на адлегласцях да 0,3 радыуса ад цэнтра) ствараюцца ўмовы, спрыяльныя для працякання тэрмаядзерных рэакцый пераўтварэння атамаў лёгкіх хімічных элементаў у больш цяжкія. З ядраў вадароду ўтвараецца гелій. Для ўтварэння аднаго ядра гелію патрабуецца 4 ядры вадароду. На прамежкавых стадыях утвараюцца ядры цяжкага вадароду (дэйтэрыю) і ядры ізатопа 3Не. Гэта рэакцыя называецца пратон-пратоннай. Пры рэакцыі невялікая частка масы ядраў вадароду губляецца, пераўтвараючыся ў вялізную колькасць энергіі. Энергія, якая выдзяляецца, падтрымлівае выпраменьванне Сонца.

Праз слаі, якія абкружаюць цэнтральную частку зоркі, энергія перадаецца вонкі. У прамежку ад 0,3 да 0,7 радыуса ад цэнтра Сонца знаходзіцца зона праменнай раўнавагі энергіі, дзе энергія распаўсюджваецца праз паглынанне і выпраменьванне γ-квантаў. Гама-кванты, што нараджаюцца ў цэнтры Сонца, маюць энергію ў мільёны разоў большую, чым энергія квантаў бачнага святла. Даўжыня хвалі гама-квантаў вельмі малая. У працэсе паглынання квантаў атамамі і далейшага іх перавыпраменьвання адбываецца паступовае памяншэнне іх энергіі і павелічэнне даўжыні хвалі. Колькасць квантаў пры гэтым узрастае. Магутныя гама-кванты паступова драбняцца на менш энергетычныя: узнікаюць рэнтгенаўскія, ультрафіялетавыя і, нарэшце, бачныя і інфрачырвоныя прамяні.

У зоне апошняй трэці радыуса Сонца знаходзіцца канвектыўная зона. У ёй энергія перадаецца не выпраменьваннем, а за кошт канвекцыі (перамешвання). Прычына ўзнікнення канвекцыі ў вонкавых слаях Сонца такая ж, як і ў сасудзе з кіпенем: колькасць энергіі, якая паступае ад награвальніка, значна большая за тую, што адводзіцца цеплаправоднасцю. Таму рэчыва прыходзіць у pyx і само пачынае пераносіць цяпло. Канвектыўная зона распасціраецца практычна да самай бачнай паверхні Сонца (фотасферы).

Сонечная атмасфера[правіць | правіць зыходнік]

Знешняя газавая абалонка Сонца — атмасфера — складаецца з фотасферы, храмасферы і кароны. Лакальныя змяненні магнітных палёў параджаюць актыўныя працэсы ў атмасферы Сонца, з’яўляюцца прычынай узнікненя плям, факелаў, пратуберанцаў, успышак і інш.

Фотасфера[правіць | правіць зыходнік]

Асноўны артыкул: Фотасфера

Дыск Сонца выразна абрысаваны. Гэта адбываецца таму, што практычна ўсё бачнае выпраменьванне Сонца сыходзіць з вельмі тонкага слоя — фотасферы.

Група плям на Сонцы. Здымак КА Hinode 13.12.2006

Таўшчыня фотасферы не перавышае 300 км. У тэлескоп бачна, што ўся паверхня Сонца пакрыта грануламі, кожная дыяметрам каля 700 км. Гэта велізарныя пузыры плазмы. Рысунак, які ўтвараюць гранулы, пастаянна мяняецца (літаральна за 5-10 мін яны паспяваюць з’явіцца і знікнуць). Плазма ў гранулах падымаецца ўверх і, астываючы, у міжгранульных прамежках апускаецца ўніз. Таму розніца тэмпературы гранул і цёмных прамежкаў дасягае 600 К. Працэс пастаяннага ўзнікнення гранул у фотасферы называецца грануляцыяй. Самыя прыкметныя аб’екты на Сонцы — гэта цёмныя плямы. Дыяметры плям бывае дасягаюць 200 тыс. км. Зусім маленькія плямы называюць порамі.

Карціна сонечных плям, хоць і крыху павольней, таксама пастаянна мяняецца: плямы з’яўляюцца, растуць і распадаюцца. Працягласць жыцця груп плям складае два ці тры абароты Сонца вакол сваёй восі. Плямы халаднейшыя за навакольную фотасферу на 2—2,5 тыс. градусаў, і таму на агульным фоне сонечнага дыска яны выглядаюць больш цёмнымі. Сонечныя плямы звычайна з’яўляюцца групамі ў межах невялікага ўчастка, выцягнутага паралельна экватару. Па памерах у групе вылучаюцца дзве плямы: галоўная (заходняя) пляма, якая ідзе ўперадзе па вярчэнні Сонца, і хваставая.

Сістэматычныя назіранні за сонечнымі плямамі паказваюць, што Сонца верціцца ў напрамку руху планет і плоскасць сонечнага экватара нахілена да плоскасці экліптыкі пад вуглом 7°15'. Таксама выяўлена, што вуглавая скорасць вярчэння Сонца памяншаецца ад экватара да полюсаў. Перыяд вярчэння Сонца змяняецца ад 25 сутак на экватары да 30 сутак каля полюсаў.

Шматгадовыя назіранні за ўтварэннем плям на Сонцы паказалі, што маюць месца цыклічныя ваганні колькасці плям. Часам іх не бывае зусім, а іншы раз адначасова ўзнікаюць дзясяткі буйных плям. Сярэдняя працягласць такога цыкла складае прыкладна 11 гадоў.

Акрамя плям, у фотасферы назіраюцца факелы — яркія ўчасткі, у зоне якіх часта і развіваюцца цёмныя плямы. Факелы маюць складаную валакністую структуру, іх тэмпература на некалькі соцень градусаў перавышае тэмпературу фотасферы.

Утварэнне плям і факелаў звязана з магнітным полем Сонца. Індукцыя магнітнага поля Сонца ў сярэднім у два разы большая, чым на паверхні Зямлі, аднак у месцах з’яўлення сонечных плям яна павялічваецца ў тысячы разоў і дасягае 0,5 Тл. Гэта прыводзіць першапачаткова да аслаблення канвекцыі і з’яўлення факела, а затым — да аслаблення і з’яўлення цёмнай плямы.

Тэмпература фотасферы складае каля 6200 K.

Храмасфера[правіць | правіць зыходнік]

Асноўны артыкул: Храмасфера

Над фотасферай знаходзіцца храмасфера Сонца. Агульная яе працягласць — 10—15 тыс. км. Тэмпература ў храмасферы з вышынёй не памяншаец- ца, а павялічваецца ад 4500 К да некалькіх дзясяткаў тысяч. Выпраменьванне храмасферы ў сотні разоў меншае за фотасфернае, таму для яе назірання карыстаюцца спецыяльнымі метадамі, якія дазваляюць вылучаць слабае выпраменьванне. Храмасфера вельмі неаднародная і ўяўляецца назіральніку ў выглядзе прадаўгаватых выцягнутых язычкоў — спікул — даўжынёй каля 10 тыс. км, якія пастаянна круцяцца. Спікулы выкідваюцца з ніжняй храмасферы са скорасцю да 30 км/с; час іх жыцця складае некалькі мінут.

Пратуберанец

На краі сонечнага дыска добра бачныя пратуберанцы — шчыльныя кандэнсацыі рэчыва, узнятыя над паверхняй лініямі магнітнага поля ў выглядзе арак або выступаў. Пратуберанцы бываюць спакойныя, актыўныя або эруптыўныя, вылучаюцца на фоне кароны, паколькі маюць большую шчыльнасць. Скорасць руху рэчыва актыўных пратуберанцаў дасягае 200 км/с, а вышыня пад’ёму — да 40 радыусаў Зямлі.

На Сонцы назіраюцца выбуховыя выкіды энергіі і рэчыва (са скорасцю да 100 км/с), якія ахопліваюць значныя ўчасткі паверхневага слоя — успышкі. Гэтыя яркія ўтварэнні існуюць ад некалькіх мінут да 3 гадзін. Звычайна сонечныя ўспышкі праходзяць паблізу груп со- нечных плям, якія хутка развіваюцца.

Сонечная карона[правіць | правіць зыходнік]

Сонечная карона ў час зацьмення Сонца, 11.8.1999
Асноўны артыкул: Сонечная карона

Сонечная карона — самая разрэджаная і гарачая абалонка Сонца, якая распасціраецца ад яго на некалькі сонечных радыусаў і мае тэмпе- ратуру плазмы ад 1 да 2 млн градусаў.

Яркасць сонечнай кароны ў мільён разоў меншая, чым фотасферы. Таму назіраць за сонечнай каронай можна ў час поўных сонечных зацьменняў або з дапамогай спецыяльных тэлескопаў-каранографаў. Высокая тэмпература і разрэджанасць кароны пацверджаныя спектральным аналізам, а таксама па яе радыё- і рэнтгенаўскім выпраменьванні.

Награванне кароны да высокіх тэмператур ажыццяўляецца за кошт перадачы энергіі вагальных (канвекцыйных) рухаў рэчыва з фотасферы. Хвалі (з частатой гукавых ваганняў) у кароне, дзе шчыльнасць рэчыва хутка памяншаецца, робяцца ўдарнымі. Яны хутка затухаюць, адбываецца пераўтварэнне механічнай энергіі хваль у цяпло. З-за высокай тэмпературы шчыльнасць кароны памяншаецца павольна, таму самыя знешнія слаі атмасферы Сонца цягнуцца аж да арбіты Зямлі.

Магнітныя палі і актыўныя ўтварэнні[правіць | правіць зыходнік]

Сонца ў рэнтгенаўскіх прамянях. Найбольш яркія месцы — зоны праяўлення сонечнай актыўнасці

Маса, радыус, колькасць энергіі, што выпраменьваецца Сонцам, застаюцца практычна пастаяннымі, але на ўсіх узроўнях сонечнай атмасферы назіраюцца структурныя ўтварэнні, якія мяняюць свае фізічныя параметры ў часе. Сукупнасць нестацыянарных працэсаў, якія перыядычна ўзнікаюць у сонечнай атмасферы, называецца сонечнай актыўнасцю. Праяўленнем сонечнай актыўнасці з’яўляюцца плямы, факелы ў фотасферы, пратуберанцы, успышкі і выкіды рэчыва ў атмасферы і кароне.

Месцы, дзе яны ўзнікаюць, называюцца актыўнымі зонамі. Усе актыўныя ўтварэнні ўзаемазвязаны паміж сабой з дапамогай змяняльных магнітных палёў, якія заўсёды прысутнічаюць у актыўных зонах Сонца. Цэнтры актыўнасці ўзнікаюць на некаторай глыбіні пад фотасферай і распасціраюцца ў выглядзе ярусаў далёка ў сонечную карону.

Не толькі з’яўленне плям, але і сонечная актыўнасць цалкам маюць 11-гадовую цыклічнасць (ваганне цыклаў фактычна праходзіць у межах ад 7,5 да 16 гадоў).

Уплыў на Зямлю[правіць | правіць зыходнік]

Аддаленасць Сонца ад Зямлі, 149 мільёнаў 600 тысяч кіламетраў, прыблізна роўная астранамічнай адзінцы, а бачны вуглавы дыяметр пры назіранні з Зямлі, як і ў Месяца, — крыху больш за паўградуса (31-32 мінуты).

Зямля і Сонца (фотамантаж з захаваннем суадносін памераў)

Выпраменьванне Сонца — асноўная крыніца энергіі на Зямлі. Яго магутнасць характарызуецца сонечнай пастаяннай — колькасцю энергіі, якая праходзіць праз пляцоўку адзінкавай плошчы, перпендыкулярную сонечным прамяням. На адлегласці ў адну астранамічную адзінку (гэта значыць на арбіце Зямлі) гэтая пастаянная роўная прыблізна 1,37 кВт/м².

Праходзячы скрозь атмасферу Зямлі, сонечнае выпраменьванне губляе ў энергіі прыкладна 370 Вт/м², і да зямной паверхні даходзіць толькі 1000 Вт/м² (пры ясным надвор’і і калі Сонца знаходзіцца ў зеніце). Гэтая энергія можа выкарыстоўвацца ў розных натуральных і штучных працэсах. Так, расліны, выкарыстоўваючы яе з дапамогай фотасінтэзу, сінтэзуюць арганічныя злучэнні з вылучэннем кіслароду. Прамое награванне сонечнымі прамянямі або пераўтварэнне энергіі з дапамогай фотаэлементаў можа быць выкарыстана для вытворчасці электраэнергіі (сонечнымі электрастанцыямі) або выканання іншай карыснай працы. Шляхам фотасінтэзу была ў далёкім мінулым атрыманая і энергія, назапашаная ў нафце і іншых відах выкапнёвага паліва.

Параўнальныя памеры Сонца пры назіранні з ваколіц добра вядомых цел Сонечнай сістэмы

Ультрафіялетавае выпраменьванне Сонца мае антысептычныя ўласцівасці, якія дазваляюць выкарыстоўваць яго для дэзінфекцыі вады і розных прадметаў. Яно таксама выклікае загар і мае іншыя біялагічныя эфекты — напрыклад, стымулюе вытворчасць у арганізме вітаміна D. Уздзеянне ўльтрафіялетавай частцы сонечнага спектру моцна аслабляецца азонавым слоем у зямной атмасферы, таму інтэнсіўнасць ультрафіялетавага выпраменьвання на паверхні Зямлі моцна змяняецца з шыратой. Вугал, пад якім Сонца стаіць над гарызонтам апоўдні, ўплывае на многія тыпы біялагічнай адаптацыі — напрыклад, ад яго залежыць колер скуры чалавека ў розных рэгіёнах зямнога шара[11].

Назіраны з Зямлі шлях Сонца па нябеснай сферы змяняецца на працягу года. Шлях, што апісваецца на працягу года тым пунктам, які займае Сонца на небе ў вызначаны зададзены час, называецца аналемай і мае форму лічбы 8, выцягнутай уздоўж восі поўнач-поўдзень. Самая прыкметная варыяцыя ў бачным становішчы Сонца на небе — яго ваганне ўздоўж напрамку поўнач-поўдзень з амплітудай 47° (выкліканае нахіленнем плоскасці экліптыкі да плоскасці нябеснага экватара, роўным 23,5°). Існуе таксама іншая кампанента гэтай варыяцыі, накіраваная ўздоўж восі ўсход-захад і выкліканая павелічэннем хуткасці арбітальнага руху Зямлі пры яе набліжэнні да перыгелія і памяншэннем — пры набліжэнні да афелія. Першы з гэтых рухаў (поўнач-поўдзень) з’яўляецца прычынай змены пор года.

Зямля праходзіць праз пункт афелія на пачатку ліпеня і аддаляецца ад Сонца на адлегласць 152 млн км, а праз пункт перыгелія — на пачатку студзеня і набліжаецца да Сонца на адлегласць 147 млн км[12]. Бачны дыяметр Сонца паміж гэтымі двума датамі змяняецца на 3 %[13]. Паколькі розніца ў адлегласці складае прыкладна 5 млн км, то ў афеліі Зямля атрымлівае прыкладна на 7 % менш цяпла. Такім чынам, зімы ў паўночным паўшар’і трохі цяплей, чым у паўднёвым, а лета трохі больш прахалоднае.

Сонца — магнітаактыўная зорка. Яна валодае моцным магнітным полем, напружанасць якога змяняецца з часам. Яно змяняе кірунак прыблізна кожныя 11 гадоў, падчас сонечнага максімуму. Варыяцыі магнітнага поля Сонца выклікаюць разнастайныя эфекты, сукупнасць якіх называецца сонечнай актыўнасцю і ўключае ў сябе такія з’явы, як сонечныя плямы, сонечныя ўспышкі, варыяцыі сонечнага ветру і г. д., а на Зямлі выклікае палярныя ззянні ў высокіх і сярэдніх шыротах і геамагнітныя буры, якія негатыўна адбіваюцца на працы сродкаў сувязі, сродкаў перадачы электраэнергіі, а таксама негатыўна ўздзейнічаюць на жывыя арганізмы (выклікаюць галаўны боль і дрэннае самаадчуванне ў людзей, адчувальных да магнітных бур)[14][15]. Мяркуецца, што сонечная актыўнасць гуляла вялікую ролю ў фарміраванні і развіцці Сонечнай сістэмы. Яна таксама аказвае ўплыў на структуру зямной атмасферы.

Тэарэтычныя праблемы[правіць | правіць зыходнік]

Праблема сонечных нейтрына[правіць | правіць зыходнік]

Ядзерныя рэакцыі, якія адбываюцца ў ядры Сонца, прыводзяць да ўтварэння вялікай колькасці электронных нейтрына. Пры гэтым вымярэнні патоку нейтрына на Зямлі, якія пастаянна робяцца з канца 1960-х гадоў, паказалі, што колькасць сонечных электронных нейтрына, якія рэгіструюцца, прыблізна ў два-тры разы менш, чым прадказвае стандартная сонечная мадэль, якая апісвае працэсы ў Сонцы. Гэта разыходжанне паміж эксперыментам і тэорыяй атрымала назву «праблема сонечных нейтрына» і больш за 30 гадоў было адной з загадак сонечнай фізікі. Становішча ўскладняецца тым, што нейтрына вельмі слаба ўзаемадзейнічае з рэчывам, і стварэнне нейтрыннага дэтэктара, які здольны дастаткова дакладна вымераць паток нейтрына нават такой магутнасці, як ад Сонца, — тэхнічна складаная і дарагая задача.

Прапаноўвалася два галоўных шляхі вырашэння праблемы сонечных нейтрына. Па-першае, можна было мадыфікаваць мадэль Сонца такім чынам, каб паменшыць меркаваную тэрмаядзерную актыўнасць (а, значыць, і тэмпературу) у яго ядры і, такім чынам, паток выпраменьваных Сонцам нейтрына. Па-другое, можна было выказаць дапушчэнне, што частка электронных нейтрына, выпрамененых ядром Сонца, пры руху да Зямлі ператвараецца ў нерэгіструемыя звычайнымі дэтэктарамі нейтрына іншых пакаленняў (мюонныя і тау-нейтрына)[16]. Сёння зразумела, што правільным, хутчэй за ўсё, з’яўляецца другі шлях.

Для таго, каб меў месца пераход аднаго віду нейтрына ў іншы — гэта значыць адбываліся так званыя нейтрынныя асцыляцыі — нейтрына павінна мець ненулявую масу. У цяперашні час устаноўлена, што гэта сапраўды так[17]. У 2001 годзе ў нейтрыннай абсерваторыі ў Садберы (англ.: Sudbury Neutrino Observatory) былі непасрэдна зарэгістраваныя сонечныя нейтрына ўсіх трох відаў, і было паказана, што іх поўны паток адпавядае стандартнай сонечнай мадэлі. Пры гэтым толькі каля траціны нейтрына, што далятаюць да Зямлі, аказваюцца электроннымі. Гэта колькасць адпавядае тэорыі, якая прадказвае пераход электронных нейтрына ў нейтрына іншага пакалення як у вакууме (уласна «нейтрынныя асцыляцыі»), так і ў сонечным рэчыве («эфект Міхеева — Смірнова — Вольфенштэйна»). Такім чынам, у цяперашні час праблема сонечных нейтрына, відаць, вырашана.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

  1. ↑ а б в г д Sun Fact Sheet. NASA. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 28 красавіка 2014. (Праверана 14 кастрычніка 2011)
  2. ↑ Sun: Facts & figures(недаступная спасылка). Solar System Exploration. NASA. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 28 красавіка 2014. (Праверана 14 кастрычніка 2011)
  3. ↑ Солнце // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия / Под ред. Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37. — 783 с. — ISBN 524(03). (Праверана 19 верасня 2011)
  4. ↑ ЗАМЫСЕЛ СВЕТА Архівавана 24 мая 2009.
  5. ↑ Астрономы взвесили чёрную дыру в центре Млечного Пути. Lenta.ru. Архівавана з першакрыніцы 22 студзеня 2012. Праверана 28 красавіка 2014.
  6. ↑ Kerr F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 221: 1023–1038.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (link)
  7. ↑ Звезда класса G2
  8. ↑ Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270: 700–701.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (link)
  9. ↑ Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2007). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. Архівавана з арыгінала 27 студзеня 2008. Праверана 2008-09-02. {{cite journal}}: Невядомы параметр |deadurl= ігнараваны (прапануецца |url-status=) (даведка)Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (link) Архіўная копія(недаступная спасылка). Архівавана з першакрыніцы 27 студзеня 2008. Праверана 28 красавіка 2014.Архіўная копія(недаступная спасылка). Архівавана з першакрыніцы 27 студзеня 2008. Праверана 28 красавіка 2014.
  10. ↑ Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Volume 18, Number 3, 30 September 1983, pp. 209—222. Online: http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf(retrieved 7 December 2007 20:21 UTC) Архівавана 1 сакавіка 2005..
  11. ↑ Barsh G. S., 2003, What Controls Variation in Human Skin Color?, PLoS Biology, v. 1, p. 19.
  12. ↑ Windows to the Universe Архівавана 26 кастрычніка 2007.
  13. ↑ Перигелий и афелий. Астронет. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 28 красавіка 2014.
  14. ↑ "Магнитные бури: природа и влияние на человека. Справка". РИА Новости. 30 октября 2009. Праверана 2012-06-07. {{cite news}}: Праверце значэнне даты ў: |date= (даведка)
  15. ↑ Бреус Т. К. Космическая и земная погода и их влияние на здоровье и самочувствие людей. В книге «Методы нелинейного анализа в кардиологии и онкологии. Физические подходы и клиническая практика». УНИВЕРСИТЕТ КНИЖНЫЙ ДОМ, Москва 2010 (pdf, 6,3Mb)
  16. ↑ Haxton, W. C. (1995). "The Solar Neutrino Problem" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 459–504.
  17. ↑ Schlattl, Helmut. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1).

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Астраномія: вучэбны дапаможнік для 11 кл. агул.-адукац. устаноў з беларускай моввай навучання / Галуза І. В., Голубеў У. А., Шымбалёў А. А. — 2-е выд. — Мн.: Народная асвета, 2009.
Узята з "https://be.wikipedia.org/w/index.php?title=Сонца&oldid=4649556"