Найближча до нас зірка – це, звичайно, Сонце. Відстань від Землі до нього за космічними параметрами зовсім невелика: від Сонця до Землі сонячне світлойде лише 8 хвилин.
Сонце – це простий жовтий карлик, як вважали раніше. Це центральне тілосонячної системи, біля якої крутяться планети, з великою кількістю важких елементів. Це зірка, що утворилася після кількох вибухів наднових, біля якої сформувалася планетна система. За рахунок розташування, близького до ідеальних умов, на третій планеті Земля виникло життя. Вік Сонця налічує вже п'ять мільярдів років. Але давайте розберемося, чому воно світить? Яка будова Сонця і які його характеристики? Що чекає на нього в майбутньому? Наскільки значний вплив він робить на Землю та її мешканців? Сонце - це зірка, навколо якої обертаються всі 9 планет сонячної системи, у тому числі наша. 1 а. (Астрономічна одиниця) = 150 млн. км - такою ж є і середня відстань від Землі до Сонця. До Сонячної системи входять дев'ять великих планет, близько сотні супутників, безліч комет, десятки тисяч астероїдів (малих планет), метеорні тіла та міжпланетні газ та запал. У центрі всього цього знаходиться наше Сонце.
Сонце світить вже мільйони років, що підтверджують сучасні біологічні дослідження, одержані із залишків синьо-зелено-синіх водоростей. Зміни температура поверхні Сонця хоча б на 10%, і на Землі, загинуло б все живе. Тому добре, що наша зірка поступово випромінює енергію, необхідну для процвітання людства та інших істот на Землі. У релігіях і міфах народів світу Сонце постійно займало чільне місце. Майже всі народи давнини, Сонце було найголовнішим божеством: Геліос – у древніх греків, Ра – бог Сонця древніх єгиптян і Ярило в слов'ян. Сонце приносило тепло, урожай, усі шанували його, бо без нього не було б життя на Землі. Розміри Сонця вражають. Наприклад, маса Сонця в 330 000 разів більша за масу Землі, а його радіус у 109 разів більша. Зате щільність нашого зоряного світила невелика – в 1,4 рази більша, ніж щільність води. Рух плям на поверхні помітив ще сам Галілео Галілей, таким чином довівши, що Сонце не стоїть на місці, а обертається.
Конвективна зона Сонця
Радіоактивна зона близько 2/3 внутрішнього діаметра Сонця, а радіус становить близько 140 тис. км. Віддаляючись від центру, фотони втрачають свою енергію під впливом зіткнення. Таке явище називають феномен конвекції. Це нагадує процес, що відбувається в киплячому чайнику: енергії, що надходить від нагрівального елемента, набагато більше за ту кількість, яка відводиться тепло провідністю. Гаряча вода, що знаходиться поблизу від вогню, піднімається, а холодніша опускається вниз. Цей процес називають конвенцією. Сенс конвекції в тому, що щільніший газ розподіляється по поверхні, охолоджується і знову йде до центру. Процес перемішування у конвективній зоні Сонця здійснюється безперервно. Дивлячись у телескоп поверхню Сонця, можна побачити її зернисту структуру — грануляції. Відчуття таке, що воно складається із гранул! Це з конвекцією, що відбувається під фотосферою.
Фотосфера Сонця
Тонкий шар (400 км) — фотосфера Сонця, знаходиться прямо за конвективною зоною і є видимою із Землі «справжньою сонячною поверхнею». Вперше гранули на фотосфері сфотографував француз Янссен 1885р. Середньостатистична гранула має розмір 1000 км, пересувається зі швидкістю 1км/сек та існує приблизно 15 хв. Темні освіти на фотосфері можна спостерігати в екваторіальній частині, а потім зрушуються. Найсильніші магнітні поля є відмінною рисою таких плям. А темний колірвиходить внаслідок нижчої температури, щодо навколишньої фотосфери.
Хромосфера Сонця
Хромосфера Сонця (кольорова сфера) – щільний шар (10 000 км) сонячної атмосфери, що знаходиться за фотосферою. Хромосферу спостерігати досить проблематично, за рахунок її близького розташування до фотосфери. Найкраще її видно, коли Місяць закриває фотосферу, тобто. під час сонячних затемнень.
Сонячні протуберанці - це величезні викиди водню, що нагадують довгі волокна, що світяться. Протуберанці піднімаються на величезну відстань, що досягають діаметра Сонця (1.4 млм км), рухаються зі швидкістю близько 300 км/сек, а температура при цьому досягає 10 000 градусів.
Сонячна корона – зовнішні та протяжні шари атмосфери Сонця, що беруть початок над хромосферою. Довжина сонячної корони є дуже тривалою і досягає значень кількох діаметрів Сонця. На запитання, де саме вона закінчується, вчені поки не отримали однозначної відповіді.
Склад сонячної корони – це виряджена, високо іонізована плазма. У ній містяться важкі іони, електрони з ядром із гелію та протони. Температура корони досягає від 1 до 2ух млн градусів К щодо поверхні Сонця.
Сонячний вітер – це безперервне закінчення речовини (плазми) із зовнішньої оболонки сонячної атмосфери. До його складу входять протони, атомні ядрата електрони. Швидкість сонячного вітру може змінюватися від 300 км/сек до 1500 км/сек відповідно до процесів, що відбуваються на Сонці. Сонячний вітер поширюється по всій сонячної системиі, взаємодіючи з магнітним полем Землі, викликає різні явища, одним з яких є північне сяйво.
Характеристики Сонця
Маса Сонця: 2∙1030 кг (332 946 мас Землі)
Діаметр: 1 392 000 км
Радіус: 696 000 км.
Середня щільність: 1400 кг/м3
Нахил осі: 7,25° (щодо площини екліптики)
Температура поверхні: 5 780 К
Температура у центрі Сонця: 15 млн градусів
Спектральний клас: G2 V
Середня відстань від Землі: 150 млн км
Вік: 5 млрд. років
Період обертання: 25,380 діб
Світність: 3,86∙1026 Вт
Видима зіркова величина: 26,75m
У космічному просторі багато дрібних та великих зірок. І якщо говорити про жителів Землі, то найголовнішою зіркою для них є Сонце. Воно складається на 70% з водню і на 28% з гелію, частку металів припадає менше 2%.
Якби не Сонце, можливо, не було б життя на землі. Наші пращури знали, як сильно їхній побут і життя залежить від небесного світила, поклонялися і обожнювали його. Сонце греки називали Геліос, а римляни називали його Сіль.
Сонце дуже впливає на наше життя. Це величезний стимул до вивчення того, як відбуваються зміни всередині цієї "вогняної кулі", і як ці зміни можуть впливати на нас зараз та в майбутньому. Численні наукові дослідження дають можливість зазирнути у далеке минуле планети. Сонцю близько 5 мільярдів років. Через 4 мільярди років воно світитиме набагато яскравіше, ніж зараз. Окрім збільшення світності та розмірів протягом багатьох мільярдів років, Сонце змінюється і за короткі проміжки часу.
Відомий такий період зміни як сонячний цикл, в моменти якого, спостерігаються мінімуми і максимуми. Завдяки спостереженням протягом кількох десятків років встановлено, що збільшення світлової активності та розмірів Сонця, що почалося в далекому минулому, існує і зараз. Останні кілька циклів світлова активність зросла приблизно 0,1 %. Ці зміни, будь вони швидкі чи поступові, безумовно, мають величезний вплив на землян. Однак механізми цього впливу вивчені ще далеко не в повному обсязі.
Температура Сонця у центрі зірки дуже висока, близько 14 мільярдів градусів. У ядрі планети відбуваються термоядерні реакції, тобто. реакції поділу водневих ядер під тиском, внаслідок чого виділяється одне ядро гелію та велика кількістьенергії. З поглибленням усередину температура Сонця має швидко зростати. Визначити її можна лише теоретично.
Температура Сонця у градусах становить:
- температура корони – 1500000 градусів;
- температура ядра – 13500000 градусів;
- температура Сонця за Цельсієм на поверхні – 5726 градусів.
Величезна кількість вчених з різних країнпроводять дослідження будови Сонця, намагаються відтворити процес термоядерного синтезу у земних лабораторіях. Це робиться з тією метою, щоб дізнатися, як поводиться плазма в реальних умовах, щоб повторити ці умови Землі. Сонце, насправді, величезна природна лабораторія.
Атмосфера Сонця завтовшки близько 500 км називається фотосферою. Завдяки конвекційним процесам в атмосфері планети потоки тепла із низьких шарів переміщуються у фотосферу. Сонце обертається, але не так, як Земля, Марс ... Сонце в основі своєї нетверде тіло.
Аналогічні ефекти обертання Сонця спостерігаються у газових планет. На відміну від Землі, шари Сонце мають різні швидкості обертання. Найшвидше обертається екватор, обертання в один оборот виконується приблизно за 25 днів. При віддаленні від екватора швидкість обертання знижується і десь на полюсах Сонця обертання займає приблизно 36 днів. Потужність Сонця становить близько 386 мільярдів мегават. Кожну частку секунди близько 700 млн. тонн водню стають 695 млн. тонн гелію і 5 млн. тонн енергії у вигляді гамма-променів. Завдяки тому, що температура Сонця така висока, успішно йде реакція переходу водню в гелій.
Сонце також випромінює потік низької щільності заряджених частинок (в основному, це протони та електрони). Цей потік називається сонячним вітром, який поширюється на всій сонячній системі зі швидкістю близько 450 км/сек. Потоки безперервно течуть від Сонця до космосу, відповідно, й у бік Землі. Сонячний вітер несе смертельну загрозу для всього життя на нашій планеті. Може мати драматичні наслідки для Землі: від стрибків лінії електропередач, радіоперешкод до гарних полярних сяйв. Якби на нашій планеті не існувало магнітного поля, то життя припинилося б за лічені секунди. Магнітне поле створює непрохідний бар'єр для заряджених швидких частинок сонячного вітру. У районах північного полюсамагнітне поле спрямоване всередину Землі, через що прискорені частинки сонячного вітру проникають набагато ближче до поверхні нашої планети. Тому на північному полюсі ми спостерігаємо полярні Сонячний вітер також може викликати небезпеку, взаємодіючи із земною магнітосферою. Це називається сильний вплив на здоров'я людей. Особливо ці реакції помітні у людей похилого віку.
Сонячний вітер – це ще не все, чим може зашкодити нам Сонце. Велику небезпеку становлять часто відбуваються на поверхні світила. Спалахи випромінюють величезну кількість ультрафіолетового та рентгенівського випромінювання, яке спрямоване у бік Землі. Ці випромінювання цілком здатна поглинути земна атмосфера, але вони несуть у собі велику небезпеку всім об'єктів, що у космосі. Випромінювання можуть завдати шкоди штучним супутникам, станціям та іншій космічній техніці. Також випромінювання несприятливо впливає здоров'я космонавтів, які у космічному просторі.
З моменту появи Сонце вже використало близько половини водню в ядрі, і продовжуватиме випромінювати ще протягом 5 мільярдів років, поступово збільшуючись у розмірах. Через цей проміжок часу водень, що залишився, в ядрі зірки повністю буде вичерпаний. На цей час Сонце досягне своїх максимальних розмірів і збільшиться в діаметрі приблизно в 3 рази (порівняно з нинішньою величиною). Воно нагадуватиме червону гігантську частину планет, близько розташованих до Сонця, згорять у його атмосфері. До них увійде і Земля. На той час людству доведеться знайти собі нову планету для проживання. Після чого температура Сонця почне падати і, охолонувши, воно перетвориться згодом на Однак це вся справа дуже далекого майбутнього...
Температура – дуже важлива характеристикастану речовини, від якої залежать основні його Фізичні властивості. Її визначення - одне з найважчих астрофізичних завдань. Це як зі складністю існуючих методів визначення температури, і з принципової неточністю деяких із них. За рідкісними винятками, астрономи позбавлені можливості вимірювати температуру за допомогою будь-якого приладу, встановленого на тілі, що досліджується. Однак навіть якби це вдалося зробити, у багатьох випадках тепловимірювальні прилади виявилися б марними, оскільки їх показання сильно відрізнялися б від дійсного значення температури. Термометр дає правильні показання лише в тому випадку, коли він знаходиться в тепловій рівновазі з тілом, температура якого вимірюється. Тому для тіл, що не перебувають у тепловій рівновазі, принципово неможливо користуватися термометром, і для визначення їх температури необхідно застосовувати спеціальні методи. Розглянемо основні методи визначення температур та зазначимо найважливіші випадки їх застосування.
Визначення температури за шириною спектральних ліній. Цей метод заснований на використанні формули (7.43), коли зі спостережень відома ширина доплерівська спектральних ліній випромінювання або поглинання. Якщо шар газу оптично тонкий (самопоглинання немає), яке атоми мають лише тепловими рухами, то таким шляхом безпосередньо виходить значення кінетичної температури. Однак дуже часто ці умови не виконуються, про що насамперед говорить відхилення профілів, що спостерігаються, від кривої Гаусса, зображеної на рис. 90. Очевидно, що у цих випадках завдання визначення температури на підставі профілів спектральних ліній значно ускладнюється.
Визначення температури на підставі дослідження елементарних атомних процесів, що призводять до виникнення випромінювання, що спостерігається.. Цей метод визначення температури ґрунтується на теоретичних розрахунках спектру та порівнянні їх результатів із спостереженнями. Проілюструємо цей спосіб з прикладу сонячної корони. У її спектрі спостерігаються лінії випромінювання, що належать багаторазово іонізованим елементам, атоми яких позбавлені більше десятка зовнішніх електронів, для чого потрібні енергії принаймні кілька сотень електрон-вольт. Потужність сонячного випромінювання дуже мала, щоб викликати таку сильну іонізацію газу. Її можна пояснити лише зіткненнями з енергійними швидкими частинками, переважно вільними електронами. Отже, теплова енергія значної частки частинок у сонячній короні має дорівнювати кільком сотням електрон-вольт. Позначаючи через е енергію, виражену в електрон-вольтах і враховуючи (7.13), маємо Т = 11600 ст.
Тоді енергію в 100 ев більшість частинок газу має при температурі більше мільйона градусів.
Визначення температури на основі застосування законів випромінювання абсолютно чорного тіла. На застосуванні законів випромінювання абсолютно чорного тіла (строго кажучи, справедливих тільки для термодинамічної рівноваги) до випромінювання, що спостерігається, заснований ряд найбільш поширених методів визначення температури. Однак з причин, згаданих на початку цього параграфа, всі ці методи є принципово неточними і призводять до результатів, що містять більші або менші помилки. Тому їх застосовують або для наближених оцінок температури, або в тих випадках, коли вдається довести, що ці помилки дуже малі. Почнемо саме із цих випадків.
Оптично товстий, непрозорий шар газу відповідно до закону Кірхгофа дає сильне випромінювання у безперервному спектрі. Типовим прикладом можуть бути найглибші шари атмосфери зірки. Чим глибше знаходяться ці шари, тим краще вони ізольовані від навколишнього простору і тим ближче, отже, їхнє випромінювання до рівноважного. Тому для внутрішніх шарівзірки, випромінювання яких до нас зовсім не доходить, закони теплового випромінювання виконуються з високим ступенемточності.
Зовсім інакша справа з зовнішніми шарами зірки. Вони займають проміжне положення між повністю ізольованими внутрішніми шарами і дуже прозорими зовнішніми (мається на увазі видиме випромінювання). Фактично ми бачимо ті шари, оптична глибина яких не дуже відрізняється від 1. Дійсно, більш глибокі шари гірше видно внаслідок швидкого зростання непрозорості з глибиною, а зовнішні шари слабо випромінюють (нагадаємо, що випромінювання оптично тонкого шару пропорційно його оптичній товщині). Отже, випромінювання, що виходить межі даного тіла, виникає переважно у шарах. Іншими словами, ті шари, що ми бачимо, розташовані на глибині, починаючи з якої газ стає непрозорим. Для них закони теплового випромінювання виконуються лише приблизно. Так, наприклад, для зірок, як правило, вдається підібрати таку планківську криву, яка, хоч і дуже грубо, все ж таки нагадує розподіл енергії в її спектрі. Це дозволяє з великими застереженнями застосувати закони Планка, Стефана – Больцмана та Вина до випромінювання зірок.
Розглянемо застосування цих законів до випромінювання Сонця, на рис. 91 зображено спостерігається розподіл енергії в спектрі центру сонячного диска разом з кількома кривими планків для різних температур. З цього малюнка видно, що жодна з них точно не співпадає з кривою для Сонця. В останній максимум випромінювання виражений не так різко. Якщо прийняти, що він має місце у довжині хвилі 
max = 4300 Å, то температура, визначена за законом усунення Вина, виявиться рівною Т ( 
шах) = 6750 °.
Повна енергія, що випромінюється 1 см 2 поверхні Сонця, дорівнює
e ¤ = 6,28×10 10 ерг/см 2 × сек.
Підставляючи це значення у формулу (7.33) закону Стефана – Больцмана, отримуємо так звану ефективну температуру
Отже, ефективною температурою тіла називається температура такого абсолютно чорного тіла, кожен квадратний сантиметр якого у всьому спектрі випромінює такий самий потік енергії, як і 1 см 2 даного тіла.
Аналогічним чином вводяться поняття яскравості та колірної температури. Яскравою температурою називається температура такого абсолютно чорного тіла, кожен квадратний сантиметр якого в деякій довжині хвилі випромінює такий же потік енергії, як і тіло в тій же довжині хвилі. Щоб визначити яскраву температуру, треба застосувати формулу Планка до монохроматичної яскравості випромінюючої поверхні, що спостерігається. Очевидно, що у різних ділянках спектру реальне тіломоже мати різну температуру яскравості. Так, наприклад, із рис. 91 видно, що крива для Сонця перетинає різні планковські криві, відповідні температури яких показують зміну температури яскравості Сонця в різних ділянках видимого спектра.
Визначення температури яскравості вимагає дуже складних вимірювань інтенсивності випромінювання в абсолютних одиницях. Набагато простіше визначити зміну інтенсивності випромінювання у певній області спектра (відносний розподіл енергії).
Температура абсолютно чорного тіла, у якого відносний розподіл енергії в деякій ділянці спектра такий самий, як і у даного тіла, називається колірною температурою тіла. Повертаючись знову до розподілу енергії у спектрі Сонця, бачимо, що у області довжин хвиль 5000-6000 Å нахил кривої Сонця на рис. 91 такий же, як і у кривої планків для температури 7000° в тій же області спектру.
Введені вище поняття ефективної, яскравої та колірної температури є таким чином лише параметрами, що характеризують властивості випромінювання, що спостерігається. Щоб з'ясувати, з якою точністю, і на якій глибині вони дають уявлення про дійсну температуру тіла, потрібні додаткові дослідження
Проаналізуємо результати. Ефективна температура Сонця, що визначається повним потоком випромінювання, виявилася рівною 5760°, у той час як положення максимуму випромінювання в спектрі Сонця відповідає температурі, визначеної за законом Вина, близько 6750°. Відносний розподіл енергії в різних ділянкахСпектр дозволяє знайти колірні температури, значення яких дуже сильно змінюється навіть в межах однієї тільки видимої області. Так, наприклад, в інтервалі довжин хвиль 4700-5400 Å колірна температура становить 6500 °, а поруч в області довжин хвиль 4300-4700 Å - близько 8000 °. У ще ширших межах змінюється за спектром яскрава температура, яка на ділянці спектру 1000-2500 Å зростає від 4500 ° до 5000 °, в зелених променях (5500 Å) близька до 6400 °, а в радіодіапазоні метрових хвиль досягає мільйона градусів! Для наочності всі ці результати зведені в табл. 4.
Відмінність між даними, наведеними у табл. 4 має принципове значення і призводить до наступних важливих висновків:
1. Випромінювання Сонця відрізняється від випромінювання абсолютно чорного тіла. А якщо ні, то всі значення температур, наведені в табл. 4 були б однаковими.
2. Температура сонячної речовини змінюється із глибиною. Справді, непрозорість сильно нагрітих газів неоднакова різних довжин хвиль. У ультрафіолетових променяхпоглинання більше, ніж у видимих. Водночас найсильніше такі гази поглинають радіохвилі. Тому радіо-, ультрафіолетове та видиме випромінювання відповідно відносяться до дедалі більш глибоких шарів Сонця. Враховуючи залежність, що спостерігається, яскравості від довжини хвилі, отримуємо, що десь поблизу видимої поверхні Сонця розташований шар, що володіє мінімальною температурою (близько 4500°), який можна спостерігати в далеких ультрафіолетових променях. Вище та нижче цього шару температура швидко зростає.
3. З попереднього випливає, що більша частинасонячної речовини має бути дуже сильно іонізована. Вже за нормальної температури 5-6 тисяч градусів іонізуються атоми багатьох металів, а за температури вище 10-15 тисяч градусів іонізується найбагатший на Сонці елемент - водень. Отже, сонячна речовина є плазмою, тобто. газ, більшість атомів якого іонізовано. Лише у тонкому шарі поблизу видимого краю іонізація слабка і переважає нейтральний водень
З табл. 5 видно, що у надрах Сонця температура перевищує 10 мільйонів градусів, а тиск - сотні мільярдів атмосфер (1 атм = 103 дин/см2). У умовах окремі атоми рухаються з величезними швидкостями, досягають, наприклад, для водню, сотень кілометрів на секунду. Оскільки при цьому щільність речовини дуже велика, часто відбуваються атомні зіткнення. Деякі з таких зіткнень призводять до тісних зближень атомних ядер, необхідних виникнення ядерних реакцій.
У надрах Сонця істотну роль грають дві ядерні реакції. В результаті однієї з них схематично зображеної на рис. 130 з чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. На проміжних стадіях реакції утворюються ядра важкого водню (дейтерію) та ядра ізотопу Не 3 . Ця реакція називається протон-протонною.
Інша реакція за умов Сонця грає значно меншу роль. Зрештою, вона також призводить до утворення ядра гелію з чотирьох протонів. Процес складніший і може протікати лише за наявності вуглецю, ядра якого входять у реакцію перших її етапах і виділяються останніх. Таким чином, вуглець є каталізатором, чому вся реакція носить назви вуглецевого циклу.
Винятково важливою є та обставина, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ця втрата маси, що здається, називається дефектом маси і є причиною виділення в результаті ядерних реакцій великої кількості енергії.
Описані ядерні реакції є джерелом енергії, що випромінюється Сонцем у світовий простір.
Так як найбільші температури і тиск створюються в найглибших шарах Сонця, ядерні реакції і енерговиділення, що супроводжує їх, найбільш інтенсивно відбувається в самому центрі Сонця. Тільки тут поряд із протон-протонною реакцією велику роль відіграє вуглецевий цикл. У міру віддалення від центру Сонця температура і тиск стають меншими, виділення енергії за рахунок вуглецевого циклу швидко припиняється і аж до відстані близько 0,2-0,3 радіусу від центру суттєвою залишається лише протон-протонна реакція. На відстані від центру більше 0,3 радіусу температура стає менше 5 мільйонів градусів, а тиск нижчий за 10 мільярдів атмосфер. У умовах ядерні реакції відбуватися не можуть. Ці шари тільки передають назовні випромінювання, що виділилося на більшій глибині у вигляді гамма-квантів, які поглинаються та перевипромінюються окремими атомами. Істотно, замість кожного поглиненого кванта великої енергії атоми, зазвичай, випромінюють кілька квантів менших енергій. Відбувається це за наступною причиною. Поглинаючи, атом іонізується або сильно збуджується і набуває здатності випромінювати. Однак повернення електрона на вихідний енергетичний рівень відбувається не відразу, а через проміжні стани при переходах між якими виділяються кванти менших енергій. Внаслідок цього відбувається як би “дроблення” жорстких квантів на менш енергійні. Тому замість гамма-променів випромінюються рентгенівські, замість рентгенівських - ультрафіолетові, які у свою чергу вже у зовнішніх шарах дробляться на кванти видимих та теплових променів, що остаточно випромінюються Сонцем.
Та частина Сонця, в якій виділення енергії за рахунок ядерних реакцій несуттєве і відбувається процес перенесення енергії шляхом поглинання випромінювання та наступного перевипромінювання, називається зоною променистої рівноваги. Вона займає область приблизно від 0,3 до 0,7 r від центру Сонця. Вище цього рівня в переносі енергії починає брати участь сама речовина, і безпосередньо під зовнішніми шарами Сонця, що спостерігаються, протягом близько 0,3 його радіусу, утворюється конвективна зона, в якій енергія переноситься конвекцією.
Сонцем називається зірка, що виробляє тепло в результаті термоядерних реакцій, що відбуваються в ній, з перетворення молекул водню в інертний газ — гелій. Вимірюється температура в градусах та різниться у різних його шарах. Завдяки тому, що Земля знаходиться на великій відстані від світила, ми захищені від його впливу, що спопелює. Щоб почуватися у безпеці, людству необхідно розгадати всі його секрети.
Будова світила
Як виглядає Сонце і що складається. У своїй основі це багатошарова плазмово-газова сфера, внутрішній обсяг якої можна розділити на кілька зон різним складом, властивостями, поведінкою та характеристиками речовини
Будова Сонця можна уявити так:
- ядро - гігантська термоядерна «пекти», яка генерує тепло та енергію у вигляді фотонів. Саме вони несуть світло на землю. Радіус ядра не перевищує чверті загального радіусу небесного світила; температура в центрі сонця сягає 14 мільйонів Кельвінів;
- радіаційна (випромінююча) зона має товщину близько трьохсот тисяч кілометрів і характеризується високою щільністю. Тут енергія повільно п еремещается до поверхні. По суті, це і є область термоядерного синтезу;
- конвективна зона, де енергія переміщається значно швидше на поверхню або фотосферу;
- над поверхнею починається зона вихрових газів сонячної атмосфери.
Сфери та їх особливості
Фотосфера - найтонший і глибинний шар, розташований вище поверхні Сонця, його можна спостерігати у безперервному спектрі видимого світла. Висота фотосфери приблизно 300 км. Чим глибший шар фотосфери, тим він стає гарячішим.
Хромосфера - зовнішня оболонка, що оточує фотосферу. Її товщина становить приблизно 10 000 км і вона відрізняється неоднорідною структурою. Корона - зовнішня і тому надзвичайно розріджена частина атмосфери, яку можна побачити в період повного затемнення. Має температуру понад мільйон градусів.
Атмосфера схильна до постійних резонансних коливань п комірно кожні 5 хвилин. Поширюючись у верхніх шарахатмосфери, хвилі передають їм частину енергії, гази інших шарів (хромосфери та корони) нагріваються. Тому верхня частинафотосфери на Сонці виявляється найхолоднішою.
Увага!Щільність, температура та тиск усередині гігантського термоядерного реактора зменшуються в міру віддалення від ядра.
Температура сонця в градусах різна в кожній з його сфер, так температура Сонця на поверхні становить 5800 градусів Цельсія, сонячної корони – 1 500 000, температура ядра сонця - 13500000.
Сила випромінювання
Потужність випромінювання дуже велика: приблизно 385 мільярдів мегават. Майже миттєво 700 млн. тонн водню перетворюються на 695 млн. тонн гелію і 5 млн. тонн гамма-променів. Через високої температуризірки синтез, що трансформує водень у гелій протікає з формуванням сонячної енергії та випромінюванням потоку фотонів. Такий потік прийнято називати сонячним вітром, що поширюється зі швидкістю понад 450 км/с.
Завдяки випромінюванню підтримується життєві процесиЗемлі, визначається її клімат. Формально світіння має практично білий колірОднак, наближаючись до земної поверхні, стає жовтого відтінку- Це результат розсіювання світла та поглинання короткохвильової частини спектру.
Сонячний вітер має й інше визначення — корональні викиди маси (КВМ), що є колосальним фронтом радіоактивних. іонізованих заряджених частинок, що направляються в космічну безодню і випікають все на своєму шляху.
Коли фотони добираються до поверхневих шарів, вони змушують обертатися зовнішні шари зірки, внаслідок чого утворюються потужні магнітні протистояння та ударні хвилі.
Розігнавшись до неймовірних швидкостей, гази також генерують сильні магнітні поля, які при обертанні зірки стикаються і вириваються з поверхні.
У космічний простір викидаються магнітні петлі величезного розміру. Деякі з цих утворень настільки великі, що Земля змогла б пройти їх із величезним запасом.
Від них відривається і відноситься на величезній швидкості потік високорадіоактивної іонізованої плазми. Це і є КВМ. Він може зашкодити космічні апарати і навіть загрожувати життю астронавтів. Такий вбивчий фронт іноді досягає Земліза 16 годин. Для порівняння: на швидкому космічному кораблі політ зайняв би роки, а сонячному вітру на цей шлях потрібний лише лічені години.
Важливо!Сонячний вітер є смертельною загрозою для існування всього живого на нашій планеті. Якби не було у Землі магнітного поля, що створює непрохідний бар'єр для частинок, життя перервалося б за кілька секунд.
Виникнення
Існують різні теорії виникнення сонця. Ось одна з них. У безмежному просторі мільйони років збиралися пил та газ, під дією гравітації та тиску відбулося зростання тепла, що призвело до ядерного синтезу та вибуху. Спочатку з великого скупчення матеріалу сформувалася зіркапотім близькі до неї планети.
Багато хто запитує, скільки ж нашому Сонцю років і як воно утворилося. Точний вік світила, звісно, з'ясувати неможливо. Вважається, що єдина зірка у системі з'явилася 4,57 млрд років тому.
Існує гіпотеза, що термін існування зірки на головній послідовності не перевищує 10 млрд років. Це означає, що зараз вона перебуває практично посередині свого життєвого періодуі після закінчення терміну свого існування її свічення стане набагато яскравішим, а температура стрімко падатиме, і світило досягне етапу червоного гіганта. Потім його зовнішня оболонка почне розширюватися, а потім втрачати масу. Це може призвести до того, що поверхневі шари можуть досягти орбіти Землі.
Діаметр диска
Оскільки зірка — це газова куля, яка обертається, то її форма трохи сплюснута по полюсах. Згідно науковим дослідженням, на поверхні сонця взагалі немає твердих ділянок, тому термін «діаметр» характеризує розмір одного з шарів атмосфери.
На основі астрономічних спостережень за допомогою оптичного ефекту «Чіток Бейлі», цей параметр визначають як діаметр фотосфери - зони променистої передачі енергії.
Отриманий у такий спосіб середній радіус Сонця становить 695 990 км. Отже, діаметр сонця за кілометри становить 1 млн 392 тис.
Існує й інший спосіб обчислення розмірів сонячного світила - використання методів геліосейсмології з вивченням поверхневих гравітаційних f-хвиль, утворених на сонці.
Дані, отримані «сейсмічним» методом, показують інше значення радіуса – 695 700 км, А діаметр сонця в кілометрах - 1391400. Дана величина менше радіуса фотосфери приблизно на 300 км.
Важливо!Незважаючи на незначні відмінності між двома значеннями (близько 0,04%), зміна встановленої раніше величини може призвести до переоцінки інших параметрів, за винятком щільності та температури .
Швидкість обертання
Нетверде тіло обертається не так, як планети. У різних верств зірки свої швидкості обертання. Найбільша - в районі екватора, один оборот займає близько 25 днів. Чим далі розташований шар від екватора, тим швидкість його обертання менша. Так, полюси роблять один оборот приблизно за 36 днів. Саме тому світило має мільйони магнітних полюсів, а не двома, як наша планета.
Увага! Схід і захід у тропічних країнах поблизу відбувається ніби за графіком - одночасно, щодня, протягом року. Тому доба в тропіках поділяється порівну: тривалість дня і ночі дорівнює 12 годин.
Зовнішня оболонка та її будова
Поверхнею прийнято називати зовнішні шари, які стрясаються жахливої сили вибухами, викидами та виверженнями Температура сонця в градусах тут становить 6000 С⁰.
На поверхні Сонця існує безліч незвичайних утворень різного розміру, найбільш відомі з яких плями ділянки темного кольору, Що позначають місця виходу сильних магнітних полів в атмосферу сонця Вся поверхня сонця вкрита, так званими конвективними клітинами.
Увага!На поверхні Сонця трапляються часті спалахи, що супроводжуються викидами високотемпературної плазми та газу.
Така сонячна активність може мати негативні наслідкидля нашої планети. Тим більше, що такий процес носить раптовий і непередбачуваний характер і може тривати від кількох годин до кількох діб. Те, що багато людей звикли називати магнітними бурями, що негативно впливають на стан людини
Вченим важливо знати не лише температуру Сонця в градусах за Цельсієм та його діаметр за кілометри, але й інші характеристики, щоб відстежувати активність небесної зірки.
Температура на поверхні Сонця в градусах за Цельсієм становить у середньому 5726 градусів, корони – 1500 тисяч та ядра 13,5 млн градусів.
Сьогодні можна спостерігати за космічною погодою у режимі онлайн, дізнаватися яка температура Сонця у градусах. Стан світила значно впливає на космічну погоду в нашій системі. Її визначають за кількома параметрами:
- потоків іонізованої плазми,
- жорсткого випромінювання та спалахів,
- силі сонячного вітру.
Температура різних верств сонця
Будова сонця та інші цікаві факти
Висновок
Розвиток астрономії дало змогу визначати далеку перспективу. небесних тілі полегшило збирання інформації для метеослужб. Сьогодні з'явилася можливість проводити дослідження нових планет, зростає рівень безпеки Землі, розробляються засоби захисту від можливих зіткнень з астероїдами та іншими небесними тілами.
Сонце перегрівається, і невдовзі вибух поглине як Землю, а й решту Сонячної системи.
Сонце перегрівається, і невдовзі вибух поглине як Землю, а й решту Сонячної системи.
Вчені забили на сполох після того, як міжнародний супутник зафіксував великий спалах на поверхні Сонця. Діаметр гігантського протуберанця при цьому перевищив 30 діаметрів Землі, довжина – 350 тис км. Щоправда, викид сонячної енергії стався не в бік нашої планети, інакше наслідки були б більш відчутними – небезпечні збої електронного та комунікаційного обладнання. Спалах стався 1 липня, його спостерігали астрономи NASA та Європейського космічного агентства за допомогою орбітальної сонячно-геліосферичної обсерваторії SOHO.
Голландський астрофізик Пірс Ван дер Меєр (Piers Van der Meer), експерт Європейського космічного агентства (ESA), схильний вважати цей колосальний протуберанець вірною ознакою того, що Сонце готове вибухнути найближчим часом. Зрозуміло, що Земля при цьому буде спалена разом з усім життям на ній, і врятуватися при цьому буде абсолютно неможливо. "Подібно до того, як би зефір піднесли до вогню, - він чорніє і тане", - так зраджує слова фахівця Weekly World News.
Весь жах у тому, що Сонце поступово розігрівається. Внутрішня температура Сонця зазвичай становила 27 млн. градусів за шкалою Фаренгейта (15 млн. за Цельсієм). Але тепер вона піднялася до 49 млн. (27 млн. C). За останні 11 років Сонце проходить шлях, що тривожно нагадує те, що відбувалося зі Зіркою Кеплера, інакше кажучи, новою зіркою, що спалахнула в 1604 році, говорить доктор Ван дер Меєр.
Можливо, і глобальне потепління на Землі, що розплавляє крижини Антарктиди, пов'язане зовсім не з антропогенним забрудненням, як думали раніше, а з процесами, що відбуваються на Сонці.
НАСА відмовилося підтвердити прогнози європейських учених, а джерело, пов'язане з Білим домом, заявило: "Ми не бажаємо будь-якого поширення панічних настроїв зараз".
Коментар: Гігантський протуберанець 1 липня справді мав місце бути. Але особливої тривоги він тоді ні в кого не викликав. Спалахи на Сонці - не рідкість, цей - один з найпотужніших за Сонце Останнім часом, Але зовсім не найпотужніша. Припустимо, якийсь голландський астрофізик, вражений космічним катаклізмом, справді передбачив кінець світу. Йдеться про те, що внутрішня температураСонця, інакше кажучи, температура його ядра росте. Але це та річ, яка може бути безпосередньо виміряна. Температура в центрі Сонця "визначається" виключно за теоретичним моделямйого внутрішньої будови. Різні моделідають трохи різні значення, Але найбільш загальноприйняті цифри - 15 або 16 млн. Кельвінів (відповідно, приблизно стільки і за Цельсієм). Таку температуру дає синтез ядер гелію із ядер водню. Сонце вважається стаціонарною зіркою, що практично не змінює своєї світності протягом багатьох мільярдів років.
Аналогія зі спалахом наднової 1604 щонайменше дивна. От навряд чи хтось зміг тоді вивчити попередній спалах внутрішній стан зірки.
Якщо вже говорити про якісь зафіксовані на Сонці катастрофічні зміни, то логічніше вказувати зміни температури її поверхні чи світність. Потік сонячного випромінювання – дуже постійна величина, ця річ так і називається – сонячна постійна. Її варіації - не більше десятих відсотків навіть у межах звичайного 11-річного циклу сонячної активності, а вже 0,1% здатна викликати зміну клімату на нашій планеті.
Зрозуміло, якби таке сталося, на вуха став би не один голландський астрофізик, а сотні співробітників лабораторій по всій Землі. Так що говорити про ніким не зазначене чи не двократне збільшення параметрів - нонсенс. Або це така всесвітня змова мовчання астрофізиків.
Забавний типовий спосіб проникнення подібних сенсацій у найбільші російські інтернет-видання. Наприклад, Cnews.ru передає цю новину під назвою "Голландський астрофізик вважає, що до вибуху Сонця залишилося років шість".
Loading...