Сонце. До основних рис

Солнце. Основні характеристики

Солнце належить до класу невеликих зірок, досить далеко проэволюционировавших в її розвитку. Виникло воно майже п’ять млрд. років і нині має масу ~2,1033 р, радіус — 696 000 км, середню щільність речовини 1,41 г/см3, прискорення сили тяжкості лежить на поверхні - 274 м/с2 .

Видимый бело-желтый диск Сонця — це її фотосфера, що становить гарячу плазмову атмосферу зірки з температурою поверхні 6000 До (нагадаємо, що До — термодинамическая температура Кельвіна. Нормальна температура 0 °C = 273 До. Розмір -273,16 До називається абсолютним нулем температуры).

В Сонце зосереджено більш 99% всієї маси Сонячної системи. Кутова швидкість обертання Сонця, що спостерігається по фотосфері, зменшується за мері видалення від екватора. Період обертання на екваторі дорівнює 25 сут, поблизу полюсів — 30 сут. Лінійна швидкість обертання на екваторі близька 2 км/с, т. е. багато повільніше швидкості обертання Землі та інших планет, але це відбувається у тому самому напрямі. Усе це підтверджує припущення, що ми бачимо обертання плазмової атмосфери І що внутрішнє тверде тіло зірки може обертатися з інший швидкістю. Нагадаємо, що плазмою називається газ, значної частини атомів якої перебуває в іонізованому состоянии.

Солнце є джерелом теплової, електромагнітної і гравітаційної енергії. Ця енергія рівномірно розсіюється в космічний простір, і частку Землі і планет припадає лише мала значна її частина. У оптичному діапазоні спектра Земля, наприклад, отримує 1,96 кал/см2· мин, чи 1,37· 103 Вт/м2. Ця величина називається сонячної постійної. Вона варіює залежно від гелиоцентрического відстані і дуже змінюється від планети до планете.

Полная світність Сонця визначається з выражения:

L0=F0 4pa2=3,85· 1026 Вт, (II.30).

где a = 149,6· 106 м, 4pа2 — площа поверхні сфери радіусом один а. е.

Каждый вартість квадратного метра зірки випромінює енергії в секунду Е0 = L0/4pR02 = 6,3· 107 ВТ/м2, (II.31).

т. е. удесятеро 000 разів більше, ніж отримує вся Земля за минуту.

Спектр випромінювання Сонця лежать у широкому діапазоні частот і довжин хвиль (рис. II.5) — від радіовипромінювання (метрові хвилі) до гамма-випромінення (довжина хвилі l менш 10−12 м). Як очевидно з малюнка, максимум енергії випромінювання посідає оптичну і інфрачервону частини спектра. Крайню ліву частина спектра займають хвилі жорсткого ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання, крайню праву — радиоизлучения.

.

Спектр випромінювання Солнца Поскольку інтенсивність випромінювання залежить від зміни температури з глибиною, то за спостереженнями інтенсивності що виходить від зірки випромінювання можна скласти уявлення про температурі у надрах. Максимальна температура Сонця 6150 До зокрема у зеленої частини спектра (l = 5000 А). Нагадаємо, що 1 Ангстрем = 10−10 м. У червоному (l = 6400−7600 А) і фіолетовому (l = 3900−4500 А) частинах спектра температура близька 5800 До. У ультрафіолетовому діапазоні (l = 1000 А) температура зменшується до 4500 До, а радіодіапазоні на l = 1 м зростає до 106 К.

Столь різні температури що неспроможні виходити тільки з однієї фотосфери, бо фізичні умови у ньому досить однорідні. Загалом частку світлового випромінювання Сонця доводиться 81% енергії, частку теплового — близько 18%, але в частку ультрафіолетового — менш 1%. Щоб краще зрозуміти природу такого розподілу енергії випромінювання, яке, як побачимо, грає величезну роль життя Землі, розглянемо основні риси будівлі зовнішніх оболонок Солнца.

.

Рис. Внутрішнє будова Солнца Атмосфера Сонця складається з трьох головних рівнів — фотосфери, хромосфери і корони (рис. II.6). На кожному з цих рівнів йдуть різні фізичні процессы.

Фотосфера є нижній, найактивніший светопроводящий шар атмосфери. Це кордон прозорості зоряного речовини, сприйманого нами як бело-желтого диска Солнца.

На фотографіях поверхню фотосфери покрита гранулами — це несталі освіти розміром від 700 до 1400 км, вони безупинно виникають і розпадаються, створюючи враження киплячій поверхні. Фотосфера випромінює енергію в оптичному і інфрачервоному діапазонах. Втрати енергії безупинно поповнюються припливом їх із глибших верств. Цей процес відбувається підтримує стационарность випромінювання та здійснюється з допомогою процесів поглинання і переизлучения. Перенесення енергії відбувається також конвективным шляхом з допомогою гранул, що становлять своєрідні конвективные осередки. Гаряче речовина виноситься у надрах на поверхню, де вона охолоджується і знову занурюється. У проміжках між гранулами спостерігається викид речовини — спикулы і смолоскипи. Товщина фотосфери близько 500 км.

Следующий шар сонячної атмосфери — хромосфера — має відстань 15 000−20 000 км і має яскраво-червоний колір. Вона спостерігається при сонячному затемненні як червоного кільце чорного диска Сонця. Температура хромосфери близько 20 000 К.

В хромосфере видно викиди гарячої плазми — спикулы (протуберанці). Висота викидів сягає 12 тис. км, а поперечні розміри — 1000 км.

Над хромосферой розташовується корона, розміри якої коливаються залежно від активності Сонця. Внутрішня корона має 300−500 тис. км і має колосальну температуру — один млн. градусів Кельвіна. Воно складається з іонізованих світних газів. Зовнішня корона є туманне світіння сонячного світла на частинках пилюки, концентруються навколо Сонця з відривом до 80 млн. км. Тому цю частину корони має світло-жовтий відтінок. Віддаляючись від хромосфери температура корони знижується, на орбіті Землі становить 200 000 До. Периферія корони складається з розріджених електронних хмар, що викидаються Сонцем, які будучи вмороженными у його магнітне полі, рухаються з більшими на швидкостями, сягаючими 30 км/с.

.

Магнитное полі Солнца Следует сказати, у результаті осьового обертання Сонце продукує потужне магнітне полі, силові лінії якого «приклеюються» в высокопроводящую плазму корони, витягуються як спіралі у далекому міжпланетне простір (рис. II.7). У ході сонячної активності структура секторного магнітного поля може змінювати свою форму і навіть число секторов.

Возвращаясь до енергетики сонячного випромінювання, ми тепер можемо сказати, основна частка оптичного і інфрачервоних променів виходить із фотосфери, має температуру близько 5800 До. Низькотемпературне випромінювання 4500 До відповідає нижнім верствам хромосфери. Радіовипромінювання і рентгенівське випромінювання походять від корони, має у нижній своєї частини температуру 106 До. Хромосфера і корона прозорі для оптичного і інфрачервоних променів фотосфери. Що ж у цьому випадку живить їх енергією і це створює таку високу температуру?

Мы бачили, що у фотосфері поруч із променистим перенесенням енергії є і конвективное перемішування речовини, фиксируемое як численних гранул і спикул, і навіть потужних протуберанцевих викидів плазми. Це механічне рух величезних мас речовини лежить на поверхні гігантської зірки має спричинить потужним акустичним коливань оточуючої атмосфери (згадайте шум окропу в чайнику). Інакше кажучи, поверхню зірки буквально лихоманить від оглушливого шуму, звук якого зі надзвуковими швидкостями поширюється через хромосферу в різні боки від поверхні Сонця. Однак у міру поширення у сонячну корону, де щільність речовини швидко убуває, звичайні звукові хвилі перетворюються на ударні. Як знаємо з фізики плазми, в ударних хвилях енергія механічного руху швидко перетворюється на теплову. Тому невеличка щодо маси, сильно розріджена корона нагрівається до настільки високих температур.

Другой важливою характеристикою Сонця є його періодична активність, що виражається у появі на фотосфері темних плям, в хромосфере і короні - спалахів, смолоскипів, протуберанців. Встановлено 11-річна періодичність явища сонячної активності. Найяскравішим показником сонячної активності є зміна числа темних плям та його розмірів на диску Сонця. Температура їх у 1500 До нижче від температури оточуючої фотосфери, діаметр сягає 2−50 тис. км. У рельєфі поверхні плями фіксуються як западин глибиною 700−1000 км. Важливою характеристикою плями є його магнітне полі, напруженість якого сягає гігантської величини — 4· 10−5 А/м. Порівняйте зазначимо, що напруженість магнітного поля Землі у районі полюсів всього 70 А/м.

Время життя плям — і від кількох годин за кілька місяців. Зазвичай рівень сонячної активності характеризується числом Вольфа:

W = 10g + f, (II.32).

где g — число груп плям; f — загальна кількість всіх плям, видимих на диску Солнца.

Солнечная активність надає великий вплив на клімат, погоду, біосферу Земли.

Здесь ж таки відзначимо, що економічні причини сонячної активності досі є предметом дискусій. Є по крайнього заходу дві групи гіпотез — ендогенні, в яких розтлумачувалося періодичність активності внутризвездными процесами, і екзогенні, котрі пов’язують її з приливним взаємодією з планетой-гигантом Юпитером.

С ендогенними гіпотезами поки що багато незрозумілого, хоча успіхи вивчення фізики зірок дуже впечатляющи.

Экзогенные причини циклічності сонячної активності (рис. II.8) привертають увагу подібністю періодів звернення Юпітера навколо Сонця (11,86 року) і середній тривалістю сонячного циклу (11,13 року). Можна Знайти зв’язок між зміною гелиоцентрического відстані Юпітера із кількістю плям на Сонце. Величина юпитерианского припливу на Сонце не перевищує 1 мм. Проте засвідчили, що саме важливо не зміна швидкості приливної усунення центру Сонця (перша похідна), а поштовх (третя похідна). Внесок планет в поштовх зростає значно величин.

.

Солнечная активність. Період 1900;1997 рр., в числах Вольфа W.

Движение Сонця по эклиптике

Вследствие обертання планет, і зокрема Землі, навколо Сонця створюються різні умови освітленості і обігріву його поверхні у різних ділянках орбіти. Це викликає зміну пір року, що з трьома причинами — нахилом земної осі до площині земної орбіти, незмінністю становища осі у просторі і зверненням Землі навколо Сонця. Спостерігачеві Землі здається, що світило має власне рух щодо небесної сфері. Насправді рух зумовлено зверненням Земли.

.

Плоскость екліптики на небесної сфері:

ПП¢ - полюси екліптики;

РР¢ - полюси світу; l — эклиптическая довгота; b — эклиптическая широта; ЕЕ¢ - площину екліптики; QQ¢ - небесний екватор; М — светило Видимое річне рух Сонця щодо зірок іде за рахунок великому колу небесної сфери, званому екліптикою (эклипсис — грецькою «затемнення»). Площину екліптики нахилена до площині небесного екватора з точки 23°27¢ (рис. II.9). Коли Сонце проходить точки перетину екліптики з небесним екватором, то, на Землі день стає рівним ночі. Ці точки називаються точками весняного (21 березня) і осіннього (23 вересня) рівнодення. Координати Сонця — схиляння d і пряме сходження a — у тих точках рівні нулю. У час перебування Сонця у верхній точки екліптики Є його пряме сходження a = 6 год, а схиляння d = +23°27¢. Крапка Є називається точкою літнього сонцестояння (22 червня). У нижній точці екліптики Е¢a = 18 год, а d = -23°27¢. Цю точку Сонце проходить 22 грудня, тому вона називається точкою зимового сонцестояння. Швидкість переміщення Сонця по екліптиці дорівнює приблизно 1° на добу. Проміжок часу між двома прохождениями Сонцем точки весняного рівнодення називається тропічним роком. Його тривалість дорівнює 365,2422 дня.

Из-за гравітаційного впливу Місяця Сонце щороку входить у точку весняного рівнодення на 20 хв 24 з раніше, ніж Земля завершить черговий оборот навколо нього. Це усунення називається прецесією, чи попереджанням рівнодень. У результаті прецесії вісь Землі повертається протягом року на 50¢¢27, описуючи у просторі конічну поверхню. Цікаво, що повний оборот земна вісь навколо осі екліптики зробить за 25 800 років. Це і період прецесії, який відіграє важливу роль розумінні вікових змін Землі й спеціальної освіти льодовикових периодов.

Список литературы

Для підготовки даної праці були використані матеріали із російського сайту internet.