Хімічний склад Сонця.

Й. Фраунгофер описав у спектрі Сонця понад 570 окремих темних ліній. Найвиразніші з них він позна­чив великими літерами латинського алфавіту (від червоного до фіолето­вого діапазону спектра) -А, В, С, D, Е, F, G, Н.

У 1857 р. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р. Бунзен порівняли довжи­ни хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабора­торіях довжинами хвиль, що їх випромінюють (і поглинають) відомі хімічні елементи. Так було ототожнено близько десяти елементів. А справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елемента — гелію. Спостерігаючи 1868 р. спектр Сонця, англійський ас­троном Джозеф Лок’єр виявив у ньому яскраву жовту лінію поблизу лінії натрію Б. Невідомий елемент, якому належала ця лінія, отримав назву гелій, тобто «сонячний». І лише у 1895 р. гелій було знайдено на Землі при дослідженнях спектрів окремих мінералів.

Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, виз­начено їхню відносну кількість. Найбільше у речовині Сонця водню, друге місце посідає гелій. Разом вони складають 98% маси Сонця. Кількість усіх інших елементів (за масою) не перевищує 2% .

Будова Сонця.

Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніх шарів. Зовнішні шари Сонця — це його ат­мосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має склад­ну будову її зовнішніх і внутрішніх шарів.

У результаті фізичних процесів, що протікають в 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 з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона та атмосфера.

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.

Зона променистої рівноваги, або зона радіації, у якій енергія поши­рюється шляхом послідовного поглинання і наступного пере випромінювання речовиною квантів електромагніт­ної енергії.

Конвективна зона (від верхнього шару зони радіації, майже до самої видимої межі Сонця — фотосфери), де енергія передається вже не випромінюванням, а за до­помогою конвекції, тобто шляхом перемішування ре­човини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, що трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною. Більш гарячі комірки мають меншу густину і піднімаються вгору, а холодні шари, навпаки, опускаються вниз.

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

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

Фотосфера (з грец. — «сфера світла») — це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік соняч­ного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно на­зивають поверхнею Сонця.

Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, ви­промінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі ато­ми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н₂, ОН, СН.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими зернятками, розділеними вузькими темними доріжками. Ці зер­нятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К
вища, ніж у проміжках між ними, розміри — близько 700 км. Гранули з’яв­ляються та існують пересічно близько 7 хв., після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули — це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхні здійснюється шляхом конвекції.

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. Її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Загальна товщина хромосфери становить 10—15 тис. км, а температура у її верхніх шарах ся­гає 100 000 К. Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум’я утворення — так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву що горить. Час життя окремої спікули — до 5 хв, діаметр біля основи — від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромо­сфери в корону і розчиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

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

Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних ра­діусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні, а тому спостерігається лише під час повної фа­зи сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Коро­на не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячним тяжін­ням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середо­вище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (α-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концент­рації частинок 1-10 в 1 см³.

Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, соняч­ний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем.