ТЕМА: ЗВЕЗДА СОЛНЦЕ

Солнечная система

Солнце центральное тело Солнечной системы, ближайшая к нам звезда (среднее расстояние от Земли примерно 149,6 млн. км). Солнце представляет собой гигантский плазменный (газовый) шар, удерживающий вокруг себя все остальные тела Солнечной системы своим тяготением. Солнечное излучение поддерживает жизнь на поверхности Земли, участвуя в фотосинтезе, и влияет на земную погоду и климат.

Физические характеристики Физические характеристики Радиус Солнца составляет 696 тыс. км, что в 109 раз превышает радиус Земли, причём полярный и экваториальный диаметры различаются не более, чем на 10 км. Соответственно, объём Солнца превышает земной в 1,3 миллиона раз. Масса Солнца равна 1,99 x 1030 кг, в раз больше массы Земли. Средняя плотность Солнца невелика всего 1,4 г/см 3, хотя в центре Солнца она достигает 150 г/см 3. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца равно 274 м/с 2, а вторая космическая скорость 618 км/с. Радиус Солнца составляет 696 тыс. км, что в 109 раз превышает радиус Земли, причём полярный и экваториальный диаметры различаются не более, чем на 10 км. Соответственно, объём Солнца превышает земной в 1,3 миллиона раз. Масса Солнца равна 1,99 x 1030 кг, в раз больше массы Земли. Средняя плотность Солнца невелика всего 1,4 г/см 3, хотя в центре Солнца она достигает 150 г/см 3. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца равно 274 м/с 2, а вторая космическая скорость 618 км/с.

С Земли Солнце выглядит как ослепительно сверкающий диск с угловым размером около половины градуса (видимый угловой размер Солнца незначительно меняется в течение года из-за изменения расстояния Солнце Земля при годовом движении Земли по орбите). Звёздная величина Солнца равна 26,7m; это самый яркий объект на земном небе. С Земли Солнце выглядит как ослепительно сверкающий диск с угловым размером около половины градуса (видимый угловой размер Солнца незначительно меняется в течение года из-за изменения расстояния Солнце Земля при годовом движении Земли по орбите). Звёздная величина Солнца равна 26,7m; это самый яркий объект на земном небе. Ежесекундно Солнце излучает 3,84 x 1026 Дж энергии, что в масс-энергетическом эквиваленте соответствует потере массы 4,26 миллионов тонн в секунду. Температура видимой поверхности Солнца равна 5800 К, в центре Солнца температура достигает К.

Большое пятно на Солнце Большая группа пятен на Солнце. Эта фотография была получена 23 сентября 2000 года с помощью космической орбитальной солнечной обсерватории SOHO. "Активный регион 9169" по своим размерам был больше нашей планеты. Формирование такой группы пятен было обусловлено выходом на поверхность Солнца сильных магнитных полей и магнитных силовых трубок. Пятна на Солнце на фотографиях и при наблюдениях в телескопы (со специальными фильтрами!) кажутся чёрными, хотя на самом деле они лишь немного меньше по яркости чем вся видимая поверхность нашего светила (эффект контраста). Температура в пятнах ниже, чем в окружающих их областях. Наблюдения деталей на поверхности Солнца показывают, что оно вращается вокруг оси, наклоненной к плоскости земной орбиты на 82° 45'. При этом поверхностные слои Солнца вращаются не как твёрдое тело угловая скорость вращения убывает по мере приближения к полюсам, так что точка на экваторе Солнца совершает один оборот за 25 суток, а точка вблизи полюса за 30 суток.

Солнце в линии железа Активные регионы и магнитные петли Солнца в его максимуме активности. Фотография получена орбитальным солнечным телескопом SOHO в линии Fe IX/X 171Å спектра Солнца. Температура этого материала - около 1 миллиона K в нижней короне.

Вращение Солнца Наблюдаемые слои Солнца вращаются вокруг некоторой оси, немного отклоняющейся от нормали к плоскости эклиптики (на угол 7°15ў). Вращение происходит не как у твердого тела: его период относительно земного наблюдателя (т.е. синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов. Поэтому скорость вращения наружных слоев Солнца зависит от углового расстояния от экватора (гелиографической широты). На экваторе линейная скорость вращения составляет около 2 км/с. Такой характер вращения Солнца сохраняется вглубь на протяжении около км, что установлено на основании исследования частот звуковых волн, которыми буквально пронизано все Солнце. Более детальный анализ позволил выявить неоднородности вращения солнечного вещества, как если бы в нем, помимо общего вращения, происходили крутильные колебания отдельных слоев. Однако глубже км вращение становится более однородным, и основная масса Солнца вращается почти однородно, подобно твердому телу. Наблюдаемые слои Солнца вращаются вокруг некоторой оси, немного отклоняющейся от нормали к плоскости эклиптики (на угол 7°15ў). Вращение происходит не как у твердого тела: его период относительно земного наблюдателя (т.е. синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов. Поэтому скорость вращения наружных слоев Солнца зависит от углового расстояния от экватора (гелиографической широты). На экваторе линейная скорость вращения составляет около 2 км/с. Такой характер вращения Солнца сохраняется вглубь на протяжении около км, что установлено на основании исследования частот звуковых волн, которыми буквально пронизано все Солнце. Более детальный анализ позволил выявить неоднородности вращения солнечного вещества, как если бы в нем, помимо общего вращения, происходили крутильные колебания отдельных слоев. Однако глубже км вращение становится более однородным, и основная масса Солнца вращается почти однородно, подобно твердому телу.

Атмосфера Солнца Атмосфера Солнца Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает высоты 320 км от области, где атмосфера Солнца становится непрозрачной. Эта область образует основание хромосферы или поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д. Хромосфера достигает высоты км, её температура K. Корона достигает высоты в 1, 6 радиуса Солнца при минимальном количестве пятен и высоты в 215 радиусов Солнца при максимальном количестве пятен. Температура доходит до 1, 8 х 106 K. Средний период изменения активности Солнца, определяемый по количеству пятен, равен 11,4 года, по изменению магнитной полярности 22,08 года. Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает высоты 320 км от области, где атмосфера Солнца становится непрозрачной. Эта область образует основание хромосферы или поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д. Хромосфера достигает высоты км, её температура K. Корона достигает высоты в 1, 6 радиуса Солнца при минимальном количестве пятен и высоты в 215 радиусов Солнца при максимальном количестве пятен. Температура доходит до 1, 8 х 106 K. Средний период изменения активности Солнца, определяемый по количеству пятен, равен 11,4 года, по изменению магнитной полярности 22,08 года.

Атмосфера Солнца

Внутреннее строение Солнца

Источники Солнечной энергии Источник энергии Солнца реакции термоядерного синтеза, протекающие в его недрах. Суммарным итогом реакции является слияние четырех протонов с образованием ядра атома гелия и выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Эта реакция, получившая название протон-протонного цикла, проходит в три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон ядро атома водорода, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро атома легкого изотопа гелия; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождается два протона. Источник энергии Солнца реакции термоядерного синтеза, протекающие в его недрах. Суммарным итогом реакции является слияние четырех протонов с образованием ядра атома гелия и выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Эта реакция, получившая название протон-протонного цикла, проходит в три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон ядро атома водорода, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро атома легкого изотопа гелия; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождается два протона. p + p > 2D + e+ + ve 2D + p > 3He + v 3He + 3He > 4He + 2p Время, через которое солнце израсходует своё «топливо» и термоядерная реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет. Время, через которое солнце израсходует своё «топливо» и термоядерная реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет.

Термоядерные реакции на Солнце

Конвективная зона на Солнце В наружных, более «холодных» слоях, физические условия заметно меняются. Из-за постоянного ухода излучения из самых внешних слоев звезды они быстро охлаждаются. В таких условиях газ не может перенести весь идущий снизу поток энергии только за счет поглощения и переизлучения квантов. Поэтому в переносе энергии должно принимать участие само вещество и возникает конвекция – в данных условиях наиболее эффективный процесс переноса энергии. Это явление аналогично кипению жидкости в плоской кастрюле, подогреваемой снизу. Его также можно наблюдать на Земле в виде струй воздуха, поднимающихся от нагретой поверхности Земли в жаркую погоду на открытой местности. В конвективной зоне на Солнце возникают более или менее регулярные потоки поднимающегося и опускающегося вещества, движение которых, однако, в более мелких масштабах, чем конвекция, имеют хаотический, турбулентный характер. В наружных, более «холодных» слоях, физические условия заметно меняются. Из-за постоянного ухода излучения из самых внешних слоев звезды они быстро охлаждаются. В таких условиях газ не может перенести весь идущий снизу поток энергии только за счет поглощения и переизлучения квантов. Поэтому в переносе энергии должно принимать участие само вещество и возникает конвекция – в данных условиях наиболее эффективный процесс переноса энергии. Это явление аналогично кипению жидкости в плоской кастрюле, подогреваемой снизу. Его также можно наблюдать на Земле в виде струй воздуха, поднимающихся от нагретой поверхности Земли в жаркую погоду на открытой местности. В конвективной зоне на Солнце возникают более или менее регулярные потоки поднимающегося и опускающегося вещества, движение которых, однако, в более мелких масштабах, чем конвекция, имеют хаотический, турбулентный характер.

ДВИЖЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕЩЕСТВА в конвективной зоне (схема)

Судьба Солнца Также как и все звезды Галактики, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. А когда это облако газа и пыли сжимаясь, достигло определённых температур благодаря внутреннему давлению, в центре смогли начаться термоядерные реакции. По оценкам и расчётам в центральной части Солнца температура равна К, а давление достигает сотен миллиардов атмосфер. В начале своего существования Солнце состояло на три четверти из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, и при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звезд, называемых желтыми карликами и является звезда главной последовательности, относится к спектральному классу G2.

Так сложилось в природе, что масса звезды определяет ее судьбу. За время жизни Солнца (5 миллиардов лет), в его центре, где температура достаточно высока, сгорело уже около половины всего имеющегося там водорода. По оценкам, примерно столько же, т.е. 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить. Так сложилось в природе, что масса звезды определяет ее судьбу. За время жизни Солнца (5 миллиардов лет), в его центре, где температура достаточно высока, сгорело уже около половины всего имеющегося там водорода. По оценкам, примерно столько же, т.е. 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить. Когда водород в центре светила исчерпается, Солнце увеличится в размерах и станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, условия для жизнь станут невозможными. Эти процессы будут длится довольно долго по земным меркам. Наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав возможно астрономов далёкой звёздной системы будущего новой планетарной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет. Когда водород в центре светила исчерпается, Солнце увеличится в размерах и станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, условия для жизнь станут невозможными. Эти процессы будут длится довольно долго по земным меркам. Наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав возможно астрономов далёкой звёздной системы будущего новой планетарной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет.

Наблюдения Солнца и опасность для зрения Для эффективного наблюдения Солнца имеются специальные, так называемые солнечные телескопы, которые установлены во многих обсерваториях мира. Солнечный свет с помощью зеркал направляют в стационарно установленный телескоп, а затем проецируют на экран или рассматривают с помощью затемнённых фильтров. Для эффективного наблюдения Солнца имеются специальные, так называемые солнечные телескопы, которые установлены во многих обсерваториях мира. Солнечный свет с помощью зеркал направляют в стационарно установленный телескоп, а затем проецируют на экран или рассматривают с помощью затемнённых фильтров. Солнце далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к Земле и поэтому светит очень ярко в раз ярче полной Луны. Поэтому невооружённым глазом, а тем более в бинокль или телескоп, смотреть на Солнце днём крайне опасно это наносит необратимый вред зрению, существует вероятность потери навсегда зрения от одного взгляда на Солнце в телескоп. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь на восходе или закате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением светофильтров. При любительских наблюдениях в бинокль или телескоп также следует использовать специальный затемняющий светофильтр, помещённый перед объективом. Однако лучше пользоваться другим способом проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран. Даже с маленьким любительским телескопом можно таким образом изучать солнечные пятна, а в хорошую погоду увидеть грануляцию и факелы на поверхности Солнца. Солнце далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к Земле и поэтому светит очень ярко в раз ярче полной Луны. Поэтому невооружённым глазом, а тем более в бинокль или телескоп, смотреть на Солнце днём крайне опасно это наносит необратимый вред зрению, существует вероятность потери навсегда зрения от одного взгляда на Солнце в телескоп. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь на восходе или закате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением светофильтров. При любительских наблюдениях в бинокль или телескоп также следует использовать специальный затемняющий светофильтр, помещённый перед объективом. Однако лучше пользоваться другим способом проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран. Даже с маленьким любительским телескопом можно таким образом изучать солнечные пятна, а в хорошую погоду увидеть грануляцию и факелы на поверхности Солнца.

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА – верхняя часть атмосферы Солнца, которую можно увидеть вокруг темного диска Луны в момент полного солнечного затмения. Форма короны отражает распределение магнитного поля над поверхностью Солнца.

Солнечное затмение затмение, которое происходит, когда Луна попадает между наблюдателем и Солнцем, и загораживает (затмевает) его. Поскольку Луна светит отражённым светом, и перед затмением обращена к нам неосвещённой стороной, то непосредственно перед затмением всегда имеет место новолуние, то есть Луна не видна. Создаётся впечатление, что Солнце закрывается чернотой неизвестной природы. Во время солнечного затмения космонавты, находящиеся на орбите могут наблюдать на поверхности Земли тень от Луны. Те, кто на Земле попадают в эту тень наблюдают солнечное затмение. Конус тени Луны, естественно, в диаметре намного меньше Земли, поэтому солнечное затмение наблюдается только на территории, по которой проходит во время затмения лунная тень. Поскольку орбита Луны эллиптическая, расстояние между Землёй и Луной в момент затмения может быть различным, соответственно, различным бывает и диаметр пятна лунной тени на поверхности Земли. При достаточно близком положении Луны и подходящем взаимном расположении Земли, Луны и Солнца конус лунной тени достигает земной поверхности. Такое затмение называется полным солнечным затмением. Наземный наблюдатель, находящийся в полосе прохождения тени, будет видеть, что Луна скрывает Солнце полностью, небо темнеет, на нём становятся видны звёзды. Вокруг скрытого Луной солнечного диска можно наблюдать солнечную корону, которую при обычном ярком свете Солнца не видно. При наблюдении затмения неподвижным наземным наблюдателем полная фаза длится не более нескольких минут. Минимальная скорость движения лунной тени по земной поверхности составляет чуть более 1 км/с. Полоса полного затмения может достигать в ширину около двухсот километров. Наблюдатели, находящиеся вблизи полосы полного затмения, могут видеть его как частное солнечное затмение. При частном затмении Луна проходит по диску Солнца не точно по центру, скрывая только его часть. При этом небо темнеет гораздо слабее, чем при полном затмении, звёзды не появляются. Частное затмение может наблюдаться невооружённым глазом на расстоянии порядка двух тысяч километров от зоны полного затмения.

Полное солнечное затмение 29 марта 2006 года. Вид короны Солнца

ПРОТУБЕРАНЦЫ (от лат. protubero вздуваюсь), громадные, протяженностью до сотен тысяч километров, плазменные образования в солнечной короне, имеющие большую плотность и меньшую температуру, чем окружающая их плазма короны. На диске Солнца наблюдаются в виде темных волокон, а на его краю в виде светящихся облаков, арок или струй.

ПРОТУБЕРАНЦЫ

Сравнение размеров Земли и протуберанца, выплеснувшегося на км

Сравнение Солнца с другими звёздами Вселенной