Сторінка
1
Історія вивчення Сонця починається з 1611 p., коли Галілей почав телескопічні спостереження Сонця. Ним були відкриті сонячні плями, визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1814 р. Й. Фраунгофер знайшов темні лінії поглинання в спектрі Сонця — це поклало початок вивченню хімічного складу зір. У 1843 р. німецький астроном Г. Швабе визначив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови на Сонці. З 1836 р. регулярно спостерігаються затемнення Сонця, що Дозволило виявити корону й хромосферу Сонця, а також сонячні протуберанці. У 1913 р. американський астроном Дж. Хейл довів існування на Сбнці магнітних полів. У 1931 р. Б. Ліо винайшов сонячний коронограф, що дозволив спостерігати корону й хромосферу поза затемненнями. До 1942 р. шведський астроном Детальная информация белые тарелки у нас на сайте.
Б. Едлен довів наявність високої температури в сонячній короні. На початку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотним поштовхом для розвитку фізики Сонця в другій половині XX століття став розвиток магнітної гідродинаміки й фізики плазми. На сьогодні вивчення ультрафіолетового й рентгенівського випромінювання Сонця здійснюється методами позаатмосферної астрономії (з орбітальних обсерваторій, космічних лабораторій тощо).
Сонце — центральне тіло Сонячної системи, хоча разом з оточуючими зоря • ми воно становить лише незначну частину гігантського колективу зір і туманностей, який ми називаємо Галактикою. Сонце являє собою розпечену плазмову кулю. Сонце — найближча до Землі зоря. Маса Сонця 1,990 • 1030 кг (у 330 тис. разів більша за масу Землі). У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс дорівнює 8,794" (4,263 10"5 радіан). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710 • 10" м (у січні) до 1,5210 • 10" (у липні), складаючи в середньому 1,4960 10" м. Цю відстань прийнято вважати однією астрономічною одиницею. Середній кутовий діаметр Сонця складає ЗГ59,3", чому відповідає лінійний діаметр Сонця, який дорівнює 1,392 10' м (у 109 разів більше за діаметр екватора Землі). Середня густина сонячної речовини — 1,41 г/см3. Прискорення вільного падіння на поверхні Сонця складає 273,98 м/с2 Друга космічна швидкість на поверхні Сонця дорівнює 6,18 105 м/с. Ефективна температура поверхні Сонця, що визначають відповідно до закону випромінювання Стефана—Больцмана, за повним випромінюванням Сонця дорівнює 5770 К. Одиниця світності Сонця дорівнює 4 1033 ерг/с (за 3 млрд років воно випроменило 4 105Э ерг/с). Якщо припустити, що первісно Сонце складалося з водню, який у результаті термоядерних реакцій перетворився на гелій, то кількість енергії, що виділилася, приблизно складатиме 10%. Звідси випливає, що для підтримки випромінювання на спостережуваному протягом мільярдів років рівні досить, щоб Сонце «витратило» не більш 10% свого первісного запасу водню.
Сонце як зоря є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на діаграмі Герцшпрунга—Рессела. Спектральні класи О, В, А і частково F астрономами називаються «ранніми», a G, К, М — «пізніми». Сонце має спектральний клас G2. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зір 19,^ 103 м/с. Сонце розташоване усередині однієї зі спіральних галузей нашої Галактики на відстані близько 10 кпс від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактики складає близько 200 млн років.
Обертання Сонця навколо осі відбувається в площині, нахиленій на 7° 15' до площини орбіти Землі (екліптики). Швидкість обертання визначається за зсувом різних видимих деталей в атмосфері Сонця і за зрушенням спектральних ліній у спектрі краю диска Сонця внаслідок ефекту Доплера. Так було виявлено, що період обертання Сонця неоднаковий на різних широтах. Положення різних деталей на поверхні Сонця визначається за допомогою геліографічних координат, що відраховуються від сонячного екватора (геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска Сонця або від певного меридіана, обраного в якості початкового (так званого меридіана Каррінгтона). Один оберт щодо Землі точки з геліографічною широтою 17° здійснюють за 27,275 доби (синодичний період). Час оберту на тій самій широті Сонця щодо зір (сидеричний період) — 25,38 доби. Лінійна швидкість обертання на екваторі Сонця — близько 2000 м/с.
Приблизна модель внутрішньої будови Сонця виглядає як сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. За масою в Сонці міститься близько 70% Гідрогену, 27% Гелію, 2,5% припадає на всі інші елементи. Виділення енергії відбувається шляхом ядерних реакцій, за яких водень перетворюється на гелій. На Сонці можливі дві групи термоядерних реакцій: так званий протон-протон-ний (гідрогеновий) цикл і карбоновий цикл (цикл Бете). Основна реакція Гідрогену зводиться до протон-протонного циклу, який практично забезпечує сучасну світність Сонця.
«Вигоряння» водню під дією термоядерних реакцій відбувається тільки в надрах Сонця, а в зовнішніх його шарах відносний вміст зберігається незмінним. Перенос енергії з надр, як правило, відбувається за рахунок поглинання електромагнітного випромінювання, що надходить знизу, і наступного перевипромінювання. У результаті зниження температури при віддаленні від Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання. Конвективна зона Сонця починається на глибині близько 0,2 сонячного радіуса і завтовшки близько 10° м. У зовнішній частині конвективної зони Сонця швидкість конвективних рухів досягає (2—2,5) • 103 м/с. В атмосфері Сонця (у хромосфері й короні) також відбувається циркуляція речовини. Густина у верхній атмосфері дуже мала, тому відвід енергії можливий тільки в тому випадку, якщо кінетична енергія цих шарів досить велика. У верхній частині сонячної корони енергію несе сонячний вітер, що складається з потоків речовини, які рухаються від Сонця. У кожному шарі температура встановлюється на такому рівні, щоб загалом автоматично здійснювався баланс енергії, тобто енергетичні втрати відшкодовувалися достатньою кількістю принесеної енергії.
Повне випромінювання Сонця визначається за освітленістю поверхні Землі, коли світило знаходиться в зеніті (близько 100 тис. лк). Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тис. лк. Сила світла Сонця складає 2,84 • 10" кандел. Кількість енергії, що припадає за 1 хв на площу в 1 см2, розташовану перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною константою. Потужність випромінювання Сонця на Землю складає близько 2 10" Вт, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) складає 1,98-109 ніт, яскравість центру диска Сонця — 2,48 109 ніт.
Спектр.Сонця — це безперервний спектр, на який накладено більше 20 тисяч ліній поглинання. Розподіл енергії у надрах Сонця (його спектральний склад) загалом відповідає розподілові енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра можуть спостерігатися помітні відхилення. Максимум енергії у спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 А. Основним елементом у складі Сонця є Гідроген, потім іде Гелій, кількість атомів якого в 4—5 разів менша, ніж Гідрогену, кількість атомів інших елементів приблизно в 1000 разів менша за число атомів Гідрогену, до їх числа входять Оксиген, Карбон, Нітроген, Магній, Ферум та інші.
Завантажити реферат