Будова Сонця

Сонце – центральне тіло Сонячної системи, розпечений плазмовий куля, типова зірка-карлик спектрального класу G2:

  • маса М ~ 2 · 1030 кг
  • радіус R = 696 т. км,
  • середня щільність 1,416 · 103 кг / м3
  • світність L = 3,86 · 1023кВт
  • ефективна температура поверхні (фотосфери) близько 6000 К

Період обертання (синодичний) змінюється від 27 діб на екваторі до 32 діб у полюсів, прискорення вільного падіння 274 м / с2. Хімічний склад, певний з аналізу сонячного спектра: водень – близько 90%, гелій – 10%, інші елементи – менше 0,1% (за кількістю атомів). Джерело сонячної енергії – ядерні перетворення водню в гелій в центральній області Сонця, де температура 15 млн. К. Енергія з надр переноситься випромінюванням, а потім в зовнішньому шарі товщиною близько 0,2 R – конвекцією.

будова Сонця
Щоб познайомитися з внутрішньою будовою Сонця, зробимо зараз уявну подорож з центру світила до його поверхні. Але як ми будемо визначати температуру і щільність сонячного кулі на різних глибинах? Як зможемо дізнатися, які процеси відбуваються всередині Сонця?

Виявляється, більшість фізичних параметрів зірок (наше Сонце теж зірка!) Не вимірюються, а розраховуються теоретично за допомогою комп’ютерів. Вихідними для таких обчислень служать лише деякі загальні характеристики зірки, наприклад її маса, радіус, а також фізичні умови, що панують на її поверхні: температура, протяжність і щільність атмосфери тощо. Хімічний склад зірки (зокрема, Сонця) визначається спектральним шляхом. І ось на підставі цих даних астрофізик-теоретик створює математичну модель Сонця. Якщо така модель відповідає результатам спостережень, то її можна вважати досить хорошим наближенням до дійсності. А ми, спираючись на таку модель, постараємося уявити собі всю екзотику глибин великого світила.

Центральна частина Сонця називається його ядром. Речовина всередині сонячного ядра надзвичайно стисло. Його радіус дорівнює приблизно 1/4 радіуса Сонця, а обсяг становить 1/45 частину (трохи більше 2%) від повного обсягу Сонця. Проте в ядрі світила упакована майже половина сонячної маси. Це стало можливо завдяки дуже високому ступені іонізації сонячної речовини. Умови там точно такі, які потрібні для роботи термоядерного реактора. Ядро є гігантською керовану силову станцію, де народжується сонячна енергія.

Перемістившись з центру Сонця приблизно на 1/4 його радіуса, ми вступаємо в так звану зону перенесення енергії випромінюванням. Цю саму протяжну внутрішню область Сонця можна уявити собі зразок стінок ядерного котла, через які сонячна енергія повільно просочується назовні. Але чим ближче до поверхні Сонця, тим менше температура і тиск. В результаті виникає вихровий перемішування речовини і перенесення енергії відбувається переважно самим речовиною. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця, де вона відбувається, – конвективного зоною. Дослідники Сонця вважають, що її роль у фізиці сонячних процесів виключно велика. Адже саме тут зароджуються різноманітні рухи сонячної речовини і магнітні поля.

Нарешті ми у видимій поверхні Сонця. Оскільки наше Сонце – зірка, розпечений плазмовий куля, у нього, на відміну від Землі, Місяця, Марса і їм подібних планет, не може бути справжньою поверхні, що розуміється в повному розумінні цього слова. І якщо ми говоримо про поверхні Сонця, то це поняття умовне.

Видима світиться поверхню Сонця, розташована безпосередньо над конвективного зоною, називається фотосферою, що в перекладі з грецького означає “сфера світла”.

Фотосфера – це 300-кілометровий шар. Саме звідси приходить до нас сонячне випромінювання. І коли ми дивимося на Сонце із Землі, то фотосфера є якраз тим шаром, який пронизує наше зір. Випромінювання ж з глибших шарів до нас вже не доходить, і побачити їх неможливо.

Температура в фотосфері зростає з глибиною і в середньому оцінюється в 5800 К.

З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця. Тут середня щільність газу становить менше 1/1000 щільності повітря, яким ми дихаємо, а температура в міру наближення до зовнішнього краю фотосфери зменшується до 4800 К. Водень при таких умовах зберігається майже повністю в нейтральному стані.

Астрофізики за поверхню великого світила приймають підставу фотосфери. Саму ж фотосфери вони вважають самим нижнім (внутрішнім) шаром сонячної атмосфери. Над ним розташована ще два шари, які утворюють зовнішні шари сонячної атмосфери, – хромосфера і корона. І хоча різких кордонів між цими трьома шарами не існує, познайомимося з їх головними відмітними ознаками.

Жовто-білий світ фотосфери має безперервним спектром, тобто має вигляд суцільної райдужної смужки з поступовим переходом кольорів від червоного до фіолетового. Але в нижніх шарах розрідженій хромосфери, в області так званого температурного мінімуму, де температура опускається до 4200 К, сонячне світло відчуває поглинання, завдяки якому в спектрі Сонця утворюються вузькі лінії поглинання. Їх називають фраунгоферовими лініями, по імені німецького оптика Йозефа Фраунгофера, який в 1816 році ретельно виміряв довжини хвиль 754 ліній.

На сьогоднішній день в спектрі Сонця зареєстровано понад 26 тис. Темних ліній різної інтенсивності, що виникають через поглинання світла “холодними” атомами. І оскільки кожен хімічний елемент має свій характерний набір ліній поглинання, це дає можливість визначити його присутність в зовнішніх шарах сонячної атмосфери.

Хімічний склад атмосфери Сонця подібний до складу більшості зірок, що утворилися протягом кількох останніх мільярдів років (їх називають зірками другого покоління). У порівнянні зі старими небесними світилами (зірками першого покоління) вони містять в десятки разів більше важких елементів, тобто елементів, які важче гелію. Астрофізики вважають, що важкі елементи вперше з’явилися в результаті ядерних реакцій, що протікають при вибухах зірок, а можливо, навіть під час вибухів галактик. В період утворення Сонця міжзоряне середовище вже була досить добре збагачена важкими елементами (саме Сонце ще не виробляє елементи важче гелію). Але наша Земля й інші планети конденсировались, мабуть, з того ж газопилової хмари, що і Сонце. Тому не виключено, що, вивчаючи хімічний склад нашого денного світила, ми вивчаємо також склад первинного протопланетного речовини.

Оскільки температура в сонячній атмосфері змінюється з висотою, на різних рівнях лінії поглинання створюються атомами різних хімічних елементів. Це дозволяє вивчати різні атмосферні шари великого світила і визначати їх протяжність.

Над фотосферою розташований більш розріджене шар атмосфери Сонця, який називається хромосферою, що означає “пофарбована сфера”. Її яскравість в багато разів менше яскравості фотосфери, тому хромосфера буває видно тільки в короткі хвилини повного сонячного затемнення, як рожеве кільце навколо темного диска Місяця. Червоний колір хромосфере надає випромінювання водню. У цього газу найбільш інтенсивна спектральна лінія – Н знаходиться в червоній області спектра, а водню в хромосфері особливо багато.

За спектрами, отриманими під час сонячних затемнень, видно, що червона лінія водню зникає на висоті приблизно 12 тис. Км над фотосферою, а лінії іонізованого кальцію перестають бути видимими на висоті 14 тис. Км. Ось ця висота і розглядається як верхня межа хромосфери. У міру підйому зростає температура, досягаючи у верхніх шарах хромосфери 50 000 К. Із зростанням температури посилюється іонізація водню, а потім і гелію.

Підвищення температури в хромосфері цілком зрозуміло. Як відомо, щільність сонячної атмосфери швидко зменшується з висотою, а розрідженому середовищі випромінює енергії менше, ніж щільна. Тому що надходить від Сонця енергія розігріває верхню хромосферу і лежить над нею корону.

В даний час геліофізики за допомогою спеціальних приладів спостерігають хромосферу не тільки під час сонячних затемнень, а й в будь-який ясний день. Під час повного сонячного затемнення можна побачити саму зовнішню оболонку сонячної атмосфери – корону – ніжне перлинно-сріблясте сяйво, що тягнеться навколо затьмарить Сонце. Загальна яскравість корони становить приблизно одну мільйонну частку світла Сонця або половину світла повного Місяця.

Сонячна корона являє собою сильно розріджену плазму з температурою, близькою до 2 млн К. Щільність корональної речовини в сотні мільярдів разів менше щільності повітря біля поверхні Землі. У подібних умовах атоми хімічних елементів не можуть перебувати в нейтральному стані: їх швидкість настільки велика, що при взаємних зіткненнях вони втрачають практично всі свої електрони і багаторазово іонізуются. Ось чому сонячна корона складається в основному з протонів (ядер атомів водню), ядер гелію і вільних електронів.

Виключно висока температура корони призводить до того, що її речовина стає потужним джерелом ультрафіолетового і рентгенівського випромінювань. Для спостережень в цих діапазонах електромагнітного спектра використовуються, як відомо, спеціальні ультрафіолетові і рентгенівські телескопи, встановлені на космічних апаратах і орбітальних наукових станціях.

За допомогою радіометодов (сонячна корона інтенсивно випромінює дециметрові і метрові радіохвилі) корональні промені “проглядаються” до відстаней в 30 сонячних радіусів від краю сонячного диска. З віддаленням від Сонця щільність корони дуже повільно зменшується, і самий верхній її шар випливає в космічний простір. Так утворюється сонячний вітер.

Тільки за рахунок випаровування корпускул маса Сонця щосекунди зменшується не менш ніж на 400 тис. Т.

Сонячний вітер обдуває все простір нашої планетної системи. Його початкова швидкість досягає більше 1000 км / с, але потім вона повільно зменшується. У орбіти Землі середня швидкість вітру близько 400 км / с. Він змітає на своєму шляху все гази, що виділяються планетами і кометами, дрібні метеорні порошинки і навіть частки галактичних космічних променів малих енергій, несучи весь цей “сміття” до околиць планетної системи. Образно кажучи, ми як би купаємося в короні великого світила …

...
ПОДІЛИТИСЯ: