јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > —онце - найближча зор¤

—онце - найближча зор¤

1. ≈нерг≥¤ —онц¤. —онце Ч центральне ≥ наймасивн≥ше т≥ло —он¤чноњ системи. …ого маса в 333 000 раз б≥льша за масу «емл≥ й у 750 раз перевищуЇ масу вс≥х ≥нших планет, разом уз¤тих. —он≠це Ч могутнЇ джерело енерг≥њ, ¤ку воно пост≥йно випром≥нюЇ в ус≥х д≥л¤нках спектра електромагн≥тних хвиль Ч в≥д рентген≥вських ≥ ультраф≥олетових промен≥в до рад≥охвиль. ÷е випром≥нюванн¤ дуже впливаЇ на вс≥ т≥ла —он¤чноњ системи: нагр≥ваЇ њх, позна≠чаЇтьс¤ на атмосферах планет, даЇ св≥тло й тепло, необх≥дн≥ дл¤ житт¤ на «емл≥.

¬одночас —онце Ч найближча до нас зор¤, в ¤коњ на в≥дм≥ну в≥д ус≥х ≥нших з≥р можна спостер≥гати диск ≥ за допомогою телеско≠па вивчати на ньому невелик≥ детал≥, розм≥ром нав≥ть до к≥лькох сотень к≥лометр≥в. ÷е типова зор¤, тому њњ вивченн¤ допомагаЇ зрозум≥ти природу з≥р взагал≥.

¬идимий кутовий д≥аметр —онц¤ зм≥нюЇтьс¤ не на багато через ел≥птичн≥сть орб≥ти «емл≥. ” середньому в≥н становить близько 32' або 1/107 рад≥ана, тобто д≥аметр —онц¤ дор≥внюЇ 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км, що в 109 раз перевищуЇ д≥аметр «емл≥.

Ќа поверхню площею 1 м2, перпендикул¤рну до сон¤чних про≠мен≥в за межами земноњ атмосфери, припадаЇ 1,36 к¬т променистоњ енерг≥њ —онц¤. ѕомноживши це число на площу поверхн≥ кул≥, рад≥ус ¤коњ дор≥внюЇ в≥дстан≥ в≥д «емл≥ до —онц¤, д≥станемо потуж≠н≥сть повного випром≥нюванн¤ —онц¤ (його св≥тн≥сть), що стано≠вить близько 4 Х 1023к¬т. “ак випром≥нюЇ т≥ло сон¤чних розм≥р≥в, нагр≥те до температури близько 6000   (ефективна температура —онц¤). «емл¤ д≥стаЇ в≥д —онц¤ приблизно 1/2000000000 частину випром≥нюваноњ ним енерг≥њ.

2. Ѕудова —онц¤. як ≥ вс≥ зор≥, —онце Ч розжарена газова кул¤. ¬ основному воно складаЇтьс¤ з водню з дом≥шками 10 % (за к≥льк≥стю атом≥в) гел≥ю.  ≥льк≥сть атом≥в ус≥х разом уз¤тих ≥нших елемент≥в приблизно в 1000 раз менша. ќднак маса цих важчих елемент≥в становить 1 Ч 2 % маси —онц¤.

Ќа —онц≥ речовина дуже ≥он≥зована, тобто атоми втратили своњ зовн≥шн≥ електрони й разом з ними стали в≥льними частин≠ками ≥он≥зованого газу Ч плазми.

—ередн¤ густина сон¤чноњ речовини g ї 1400 кг/м3. ÷е зна≠ченн¤ сум≥рне з густиною води ≥ в тис¤чу раз б≥льше в≥д густини пов≥тр¤ б≥л¤ поверхн≥ «емл≥. ќднак у зовн≥шн≥х шарах —онц¤ густина в м≥льйони раз≥в менша, а в центр≥ Ч у 100 раз б≥льша, н≥ж середн¤ густина.

ѕ≥д д≥Їю сил грав≥тац≥йного прит¤ганн¤, спр¤мованих до цент≠ра —онц¤, в його надрах створюЇтьс¤ величезний тиск.

 оли б речовина всередин≥ —онц¤ була розпод≥лена р≥вном≥рно й густина скр≥зь дор≥внювала середн≥й, то внутр≥шн≥й тиск було б легко обчислити. «робимо приблизно такий розрахунок дл¤ гли≠бини, що дор≥внюЇ 1/2 R§ .

—илу т¤ж≥нн¤ F = mg на ц≥й глибин≥ визначатимемо масою речовини, що м≥ститьс¤ в рад≥альному стовпчику заввишки 1/2 R§ , площа ¤кого S, а також значенн¤м g на поверхн≥ сфери рад≥≠уса 1/2 R§ . ћаса сон¤чноњ речовини, що м≥ститьс¤ в цьому стовпчику, дор≥внюЇ

ћал. —онце з пл¤мами ≥ протуберанц¤ми

а грав≥тац≥йне прискоренн¤ на в≥дстан≥ 1/2 R§ в≥д центра Ђодно≠р≥дногої —онц¤ за законом всесв≥тнього т¤ж≥нн¤ становитиме:

оск≥льки об'Їм згаданоњ сфери становить 1/8 всього обТЇму —онц¤ ≥ при стал≥й густин≥ в ньому м≥ститьс¤ 1/8 M§. “ому тиск

«в≥дси маЇмо: р = 6,6 Х 1013ѕа, тобто тиск у м≥ль¤рд раз≥в б≥ль≠ший за атмосферний тиск.

«а газовими законами тиск пропорц≥йний температур≥ й густи≠н≥. ÷е даЇ можлив≥сть визначити температуру в надрах —онц¤.

“очн≥ обчисленн¤, ¤к≥ враховують зростанн¤ густини й темпе≠ратури до центра, показують, що в центр≥ —онц¤ густина газу становить близько 1,5 Х 105 кг/м3 (у 13 раз б≥льша, н≥ж у свинцю!), тиск Ч близько 2 Х 1018 ѕа, а температура Ч близько 15000 000  .

ѕри так≥й температур≥ ¤дра атом≥в водню (протони) мають дуже велик≥ швидкост≥ (сотн≥ к≥лометр≥в за секунду) ≥ можуть стикатис¤ одне з одним, незважаючи на д≥ю електростатичноњ сили в≥дштовхуванн¤. ƒе¤к≥ з≥ткненн¤ завершуютьс¤ ¤дерними реакц≥¤ми, в результат≥ ¤ких з водню утворюЇтьс¤ гел≥й ≥ вид≥≠л¤Їтьс¤ велика к≥льк≥сть тепла. ÷≥ реакц≥њ Ї джерелом енерг≥њ —онц¤ на сучасному етап≥ його еволюц≥њ. ¬насл≥док цього к≥ль≠к≥сть гел≥ю в центральн≥й частин≥ св≥тила поступово зб≥льшуЇтьс¤, а водню Ч зменшуЇтьс¤.

ѕот≥к енерг≥њ, що виникаЇ в надрах —онц¤, передаЇтьс¤ в зов≠н≥шн≥ шари й розпод≥л¤Їтьс¤ на дедал≥ б≥льшу площу. ¬насл≥док цього температура сон¤чних газ≥в спадаЇ з в≥ддаленн¤м в≥д цент≠ра. «алежно в≥д значенн¤ температури й характеру процес≥в, що нею визначаютьс¤, все —онце можна умовно под≥лити на 4 частини (мал. 67):

1) внутр≥шн¤, центральна частина (¤дро), де тиск ≥ темпера≠тура забезпечують переб≥г ¤дерних реакц≥й; вона прол¤гаЇ в≥д центра на в≥дстань приблизно 1/3 /?©;/

2) Ђпроменистаї зона (в≥дстань в≥д 1/3 до 2/3 /?0), в ¤к≥й енерг≥¤ передаЇтьс¤ назовн≥ в≥д шару до шару внасл≥док посл≥дов≠ного вбиранн¤ ≥ випром≥нюванн¤ квант≥в електромагн≥тноњ енерг≥њ;

3) конвективна зона Ч в≥д верхньоњ частини Ђпроменис≠тоњї зони майже до самоњ видимоњ меж≥ —онц¤. “ут температура швидко зменшуЇтьс¤ з наближенн¤м до видимоњ меж≥ св≥тила, внасл≥док чого в≥дбуваЇтьс¤ перем≥шуванн¤ речовини (конвекц≥¤), под≥бне до кип≥нн¤ р≥дини в посудин≥, ¤ка п≥д≥гр≥ваЇтьс¤ знизу;

4) атмосфера, що починаЇтьс¤ в≥дразу за конвективною зоною ≥ прост¤гаЇтьс¤ далеко за меж≥ видимого диска —онц¤. Ќижн≥й шар атмосфери м≥стить тонкий шар газ≥в, ¤кий ми сприймаЇмо ¤к поверхню —онц¤. ¬ерхн≥х шар≥в атмосфери безпосередньо не видно, њх можна спостер≥гати або п≥д час повних сон¤чних затем≠нень, або за допомогою спец≥альних прилад≥в.

3. —он¤чна атмосфера й сон¤чна активн≥сть. —он¤чну атмосфе≠ру також можна умовно под≥лити на к≥лька шар≥в (див", мал. 67).

Ќайглибший шар атмосфери, товщиною 200 Ч 300 км, нази≠ваЇтьс¤ фотосферою (сфера св≥тла). « нього виходить'майже вс¤ та енерг≥¤ —онц¤, ¤ка спостер≥гаЇтьс¤ у видим≥й частин≥ спектра.

” фотосфер≥, ¤к ≥ в глибших шарах —онц¤, температура знижу≠Їтьс¤ з в≥ддаленн¤м в≥д центра, зм≥нюючись приблизно в≥д 8000 до 4000  : зовн≥шн≥ шари фотосфери дуже охолоджуют-ьс¤ вна≠сл≥док випром≥нюванн¤ з них у м≥жпланетний прост≥р.

Ќа фотограф≥¤х фотосфери (мал. 68) добре пом≥тна њњ тонка структура у вигл¤д≥ ¤скравих Ђзерн¤токї Ч гра н у л розм≥ром у середньому близько 1000 км, розд≥лених вузькими темними пром≥жками. ÷¤ структура нази≠ваЇтьс¤ гранул¤ц≥Їю. ¬она Ї результатом руху газ≥в, шо в≥дбуваЇтьс¤ в розм≥щен≥й п≥д №отосферою конвективн≥й зон≥ —онц¤.

«ниженню температури в зовн≥шн≥х шарах фотосфери в спектр≥ видимого випром≥ню≠ванн¤ —онц¤, ¤ке майже ц≥лком виникаЇ у фотосфер≥, в≥дпов≥≠дають темн≥ л≥н≥њ поглинанн¤. ¬они називаютьс¤ фраунгоферовими на честь н≥мецького оп≠тика …. ‘раунгофера (1787Ч1826), ¤кий уперше в 1814 р. замалював к≥лька со≠тень таких л≥н≥й. « т≥Їњ самоњ причини (зниженн¤ температури в≥д центра —онц¤) сон¤чний диск ближче до краю здаЇтьс¤ темн≥шим.

” найвищих шарах фотосфери температура дос¤гаЇ близь≠ко 4000  . ѕри так≥й температур≥ й густин≥ 10~3Ч10~4 кг/м3 водень стаЇ практично нейтральним. ≤он≥зовано т≥льки близь≠ко 0,01 % атом≥в, ¤к≥ належать здеб≥льшого металам. ќднак вище в атмосфер≥ температура, а разом з нею й ≥он≥зац≥¤ знову почина≠ють п≥двищуватис¤, спочатку пов≥льно, а пот≥м дуже швидко. „а≠стина сон¤чноњ атмосфери, в ¤к≥й п≥двищуЇтьс¤ температура ≥ посл≥довно ≥он≥зуютьс¤ водень, гел≥й та ≥нш≥ елементи, нази≠ваЇтьс¤ хромосферою, њњ температура становить дес¤тки й сотн≥ тис¤ч кельв≥н≥в. ” вигл¤д≥ блискучоњ рожевоњ обл¤м≥вки хромосферу видно навколо темного диска ћ≥с¤ц¤ в нечаст≥ мо≠менти повних сон¤чних затемнень. ¬ище в≥д хромосфери темпе≠ратура сон¤чних газ≥в дос¤гаЇ 106 Ч 2-ё6   ≥ дал≥ прот¤гом багатьох рад≥ус≥в —онц¤ майже не зм≥нюЇтьс¤. ÷¤ розр≥джена й гар¤ча оболонка називаЇтьс¤ сон¤чною короною (мал. 69). ” вигл¤д≥ променистого перлового с¤йва њњ можна спостер≥≠гати п≥д час повноњ фази затемненн¤ —онц¤, тод≥ вона ¤вл¤Ї собою надзвичайно гарне видовище. Ђ¬ипаровуючисьї у м≥ж≠планетний прост≥р, газ корони утворюЇ пот≥к гар¤чоњ розр≥дженоњ плазми, що пост≥йно тече в≥д —онц¤ й називаЇтьс¤ сон¤чним в≥тром.

Ќайкраще хромосферу й корону спостер≥гати ≥з супутник≥в та орб≥тальних косм≥чних станц≥й в ультраф≥олетових ≥ рентген≥всь≠ких промен¤х.

„асом у де¤ких д≥л¤нках фотосфери темн≥ пром≥жки м≥ж грану≠лами зб≥льшуютьс¤, утворюютьс¤ невелик≥ кругл≥ пори, де¤к≥ з них розвиваютьс¤ у велик≥ темн≥ пл¤ми (див. мал. 68), оточен≥ нап≥вт≥нню, що складаЇтьс¤ з довгастих, рад≥альне вит¤гну≠тих фотосферних гранул.

—постер≥гаючи сон¤чн≥ пл¤≠ми в телескоп, √ал≥лей пом≥тив, що вони перем≥щуютьс¤ по ви≠димому диску —онц¤. Ќа ц≥й п≥д≠став≥ в≥н зробив висновок, що —онце обертаЇтьс¤ навколо своЇњ ос≥.  утова швидк≥сть обертанн¤ св≥тила зменшуЇтьс¤ в≥д екватора до полюс≥в, точки на екватор≥ зд≥йснюють повний оберт за 25 д≥б, а поблизу полю≠с≥в зор¤ний пер≥од обертанн¤ —онц¤ зб≥льшуЇтьс¤ до 30 д≥б. «емл¤ рухаЇтьс¤ по своњй орб≥т≥ в тому самому напр¤м≥, в ¤кому обертаЇтьс¤ —онце. “ому в≥д≠носно земного спостер≥гача пе≠р≥од його обертанн¤ б≥льший ≥ пл¤ма в центр≥ сон¤чного диска знову пройде через центральний мерид≥ан —онц¤ через 27 д≥б.

1	2

Ќазва: —онце - найближча зор¤
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (2358 прочитано)