Сонце, внутрішня будова сонця

Сонце – найближча до нас зірка. Відстань від Землі до Сонця дорівнює 1 а. е. (149,6 млн км) – світло йде до Сонця всього 8 хвилин.

Розміри Сонця в багато разів перевищують не тільки розміри великих планет, але і відстані від більшості супутників до планет. Радіус Сонця в 109 разів, а маса – в 330 000 разів більше радіуса і маси Землі.

У центрі Сонця температура сягає 15 мільйонів градусів, а тиск в 200 мільярдів разів вище, ніж у поверхні Землі. Газ стиснутий тут до щільності близько 150 000 кг / м 3 .

Основні характеристики Сонця:
маса2 ∙ 10 30  кг
радіус696 000 км
світність3,86 ∙ 10 26  Вт
Видима зоряна величина-26,75 m
спектральний класG2 V
Ефективна температура поверхні5780 До
вікБлизько 5 млрд років

Хімічний склад Сонця приблизно такий же, як і у більшості інших зірок. Приблизно 75% – це водень, 25% – гелій і менше 1% – всі інші хімічні елементи (в основному, вуглець, кисень, азот).

Основне джерело енергії – протон-протонний цикл. Це дуже повільна реакція (характерний час протікання – 7,9 ∙ 10 9  років), так як вона обумовлена слабкою взаємодією. Суть реакції полягає в тому, що з чотирьох протонів виходить ядро гелію.

Будову Сонця вдалося уточнити за допомогою геліосейсмології (коливання поверхні Сонця – відгомін тих хвиль, які поширюються в його глибинах). Атмосфера Сонця складається з фотосфери, хромосфери і корони.

Будова сонця

Ми не можемо безпосередньо зазирнути всередину Сонця, тому уявлення про його внутрішню будову отримуємо тільки на основі теоретичного аналізу, використовуючи найбільш загальні закони фізики і такі характеристики Сонця, як маса, радіус, світність. Сонце не розширюється і не стискається, воно знаходиться в гідростатичному рівновазі, так як силі гравітації, яка прагне стиснути Сонце, перешкоджає сила газового тиску зсередини.

Розрахунки показують, що для підтримки гідростатичної рівноваги температура в центрі Сонця повинна бути приблизно 15 • 10 6 До . На відстані 0,7R температура падає до близько 10 6 К. Щільність речовини в центрі Сонця близько 1,5 • 10 5 кг / м 3 , що більш ніж в 100 разів вище його середньої щільності. Термоядерні реакції протікають в центральній області Сонця радіусом, приблизно рівним 0,3R . Ця область отримала назву ядра. Поза ядра температура недостатня для протікання термоядерних реакцій. Енергія, що виділилася в ядрі Сонця, переноситься назовні, до поверхні, двома способами: променистим і конвективним переносами. У першому випадку енергія переноситься випромінюванням; у другому – при механічних рухах нагрітих мас речовини. Променистий перенесення енергії відбувається в ядрі до відстаней (0,6-0,7) R від центру Сонця, далі до поверхні енергія переноситься конвекцією. Прояв конвекції спостерігається у вигляді грануляції в фотосфері. Повний час, який потрібен енергії, що виділилася в ядрі, щоб досягти поверхні Сонця, становить близько 10 млн років. Так що той світ і тепло, які зігрівають і освітлюють нашу Землю сьогодні, були вироблені в термоядерних реакціях в центрі Сонця 10 млн років тому.

Звичайно, астрономи шукають способи зазирнути всередину Сонця і перевірити теоретичні уявлення про його будову. На цьому шляху їм на допомогу прийшли фізики, які вивчають елементарні частинки. Справа в тому, що при термоядерних реакціях синтезу гелію з водню поряд з виділенням енергії відбувається народження елементарних частинок – нейтрино. На відміну від випромінювання нейтрино практично не затримується речовиною. З’являючись в надрах Сонця і поширюючись зі швидкістю, близькою до швидкості світла, вони через 2 з покидають поверхню Сонця і через 8 хв досягають Землі. Для спостережень сонячних нейтрино був побудований спеціальний нейтринний телескоп, який протягом багаторічних спостережень і зареєстрував очікуваний потік нейтрино від Сонця. Ці спостереження остаточно підтвердили правильність наших теоретичних моделей будови Сонця як зірки. Тому ми в повній мірі можемо використовувати отримані результати для розробки моделей інших зірок. Інші зірки головної послідовності за будовою багато в чому схожі на Сонце.

Фотосферою називається та частина атмосфери Сонця, в якій утворюється видиме випромінювання. Її товщина складає всього 700 км. У фотосфері спостерігаються гранули (світлі дрібні освіти, розміром 1000-2000 км), плями (холодні області фотосфери, температура плям близько 3500-4500 К, розміри великих плям можуть перевищувати 100000 км), факели (світлі освіти, навколишні плями, температура факелів може досягати 8000 К, розміри – 30000 км).

Вище фотосфери розташована хромосфера Сонця, протяжністю 10000-15000 км. Над хромосферою можуть спостерігатися протуберанці – химерної форми арки, фонтани, хмари.

Над хромосферою знаходиться корона – сама розріджена і найгарячіша частина атмосфери Сонця, розміри якої перевищують розміри нижчих шарів в сотні разів.

Основною характеристикою сонячної активності є число Вольфа , яке дорівнює загальній кількості загальної кількості плям f і десятерити кількості груп плям (одиночне пляма також вважається групою) g :

W  =  f  + 10 g .

Цикл сонячної активності повторюється в середньому через 11 років.

Сонце – це зірка, яка утворилася після вибухів наднових, що складається не тільки з водню і гелію, а й містить залізо та інші елементи, зірка, біля якої є планети, що містять багато важких елементів. Близько Сонця змогла сформуватися планетна система, на третій планеті якої – Землі – виникло життя.

Сподобалася стаття? Поділитися з друзями:
Знай все! Портал для школярів
Залишити відповідь

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: