Фізичні характеристики Сонця.

Сонце – одна з мільярдів зір нашої Галактики, центральне світило у Сонячній системі, вік якого близько 5 млрд. років. Воно дає Землі тепло і світло, що підтримує життя на нашій планеті. Сонце знаходиться на близькій відстані від Землі – усього 150 млн. км, тому ми бачимо його формі диска. Вивчення Сонця має дуже важливе практичне значення для розвитку земної цивілізації.

Радіус Сонця – 109 радіусів Землі, маса – 330000 мас землі. Хімічний склад: 71% – Н₂, 27% – Не.

Температура Сонця становить 5780 К на поверхні (у фотосфері), 15000000 К – у ядрі. Сонце випромінює електромагнітні хвилі різної довжини, які нашим оком сприймаються як біле світло. Насправді, біле світло складається з цілого спектра електромагнітних хвиль від червоного кольору до фіолетового, але Сонце випромінює найбільше енергії у жовто-зеленій частині спектра, тому астрономи називають Сонце жовтою зорею.

Світність Сонця визначає потужність його випромінювання, тобто кількість енергії, що випромінює поверхня Сонця у всіх напрямках за одиницю часу. Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q – енергію, яку отримує 1 м² поверхні Землі за 1 с за умови, що Сонце знаходиться в зеніті (q = 1,4 кВт/м²). Для визначення світності Сонця необхідно величину сонячної ста­лої помножити на площу сфери з радіусом R:

L = 4πR²∙q ≈ 4∙10²⁶ Вт,

де R = 1,5∙10¹¹ м – відстань від Землі до Сонця.

2. Будова Сонця. Сонце – величезна розжарена плазмова куля, що має складну будову її зовнішніх і внутрішніх шарів.

У результаті фізичних процесів, що протікають у надрах Сонця, безперервно виділяється енергія, яка передається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу. Внаслідок цього з наближенням до поверхні температура сонячної плазми поступово знижується. Залежно від температури та характеру процесів, що визначаються цією температурою, Сонце умовно розділяють на такі області: ядро, зона радіації, конвективна зона та атмосфера з різним фізичним китом речовини та розподілом енергії.

Центральна область(ядро) займає відносно невеликий об'єм, але завдяки великій густині ядра, яка збільшується до центра, там зосереджена значна час­тина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом енергії Сонця. Радіус ядра становить приблизно 1/3 радіуса Сонця.

У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2/3 радіуса Сонця енергія поширюється шляхом послідовного поглинання і наступного перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії.

У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації, майже до самої видимої межі Сонця – фотосфери),енергія передається вже не випромінюванням, а ш допомогою конвекції, тобто шляхом перемішування речовини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, що трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною.

Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки.

Найглибший шар атмосфери Сонця, що складається згазів, – фотосфера (від грец. – сфера світла)200–300 км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сонця. Густина газів у фотосфері мільйони разів менша за густину повітря біля поверхні Землі, а температура фотосфери зменшується висотою. Середній шар фотосфери, випромінювані якого ми сприймаємо, має температуру 5780 К.

У сонячний телескоп можна спостерігати структуру фотосфери, в якій конвекційні комірки мають вигляд світлих та темних зерен – гранул.

Над фотосферою знаходиться хромосфера (від грец. – кольорова сфера),де атомами різних речовин утворюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця. Загальна товщина хромосфери станові 10-15 тис. км, а температура у її верхніх шарах сягає 100000 К.

Над хромосферою знаходиться зовнішній шар атмосфери Сонця – сонячна корона, температура якої сягає кількох мільйонів градусів. Речовина корони, яка постійно витікає у міжпланетний простір, називається сонячним вітром.

3. Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю.Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою загальною площею. Дослідження показали, що температура всередині плями досить висока і сягає 4500 К, але пляма здається темною на тлі більш гарячої фотосфери з температурою 5870 К. Виникає питання: що знижує температуру всередині плями? Плями на Сонці можуть існувати протягом кількох місяців, тому виникла гіпотеза, що якийсь процес гальмує конвекцію плазми у сонячній плямі і підтримує рійницю температур. Зараз доведено, що таким ізолятором є сильне магнітне поле, яке взаємодіє з електрично зарядженими частинками плазми і гальмує конвекційні процеси всередині плями.

Ще одна загадка активності Сонця захована в її періодичності – цикл зміни кількості плям повто­риться приблизно через кожні 11 років. Максимуми плям припадали на такі роки: 1979, 1990, 2001.

Вплив сонячної активності на Землю. Досліджуючи Сонце за допомогою супутників та АМС, астрономи виявили його сильне корпускулярне випромінювання. Наприклад, під час так званих хромосферних спалахів, які вибухають поблизу плям, виділяється потужна енергія, яку можна порівняти з випромінюванням всієї фотосфери Сонця. Не треба плутати спалахи з протуберанцями. Протуберанці (від латин, tubero – здуваюсь) існують постійно – це щільні холодні хмари водню, які піднімаються у корону і рухаються вздовж магнітних силових ліній.

Під час спалахів у міжпланетний простір викидаються потоки заряджених частинок, які летять зі швидкістю до 20000 км/с). Через кілька годин після спалаху корпускулярні потоки можуть долетіти до Землі та викликати збурення її магнітного поля та іоносфери.