Сонце

Положення Сонця в Галактиці

Сонце (лат. Sol) - зоря в Сонячній системі, за зоряною класифікацією жовтий карлик. Земля та сім інших планет обертаються навколо Сонця. Крім них навколо Сонця обертаються комети, астероїди, та інші дрібні об'єкти.

Сонце як зірка

Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333 000 раз більша за масу Землі й у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце — могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

Водночас Сонце — найближча до нас зірка, в якої, на відміну від усіх інших зірок, можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому дрібні деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зірок взагалі.

Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється ненабагато через еліптичність орбіти Землі. В середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км.

Будова Сонця

Як і всі зорі, Сонце — розжарена газова куля. Хімічний склад, визначений з аналізу сонячного спектра: водень біля 90%, гелій 10%, інші елементи менше 0,1% (за числом атомів).

На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми.

Середня густина сонячної речовини g « 1400 кг/м?. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі — у 100 раз більша, ніж середня густина.

Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5·105 кг/м?, тиск — близько 2·1018 Па, а температура — близько 15000 000 К.

При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню — зменшується.

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра. Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини:

внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на відстань приблизно 1/3 радіуса

"промениста" зона (відстань від 1/3 до 2/3 радіуса), в якій енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідовного поглинання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;

конвективна зона — від верхньої частини «променистої» зони майже до самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого збільшується концентрація нейтральних атомів, променистий перенос сповільнюється і тепло передається за рахунок перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;

атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери — фотосфера, тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо не видно через велику розрідженість, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів.

Сонячна атмосфера й сонячна активність

Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів.

Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 — 300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього виходить майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуються внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих «зерняток» — гранул розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, що відбувається в розміщеній під атмосферою конвективній зоні Сонця.

Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій температурі й густині 103—104 кг/м? водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близько 0,01 % атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів досягає 106 — 206 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягнутих фотосферних гранул.

Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

Протуберанці - щільні конденсації щодо холодного (в порівнянні з сонячною короною) речовини, які піднімаються і утримуються над поверхнею Сонця магнітним полем.

Сонячна атмосфера постійно коливається. У ній поширюються як вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжинами в декілька тисяч кілометрів. Коливання носять резонансний характер і відбуваються з періодом близько 5 хвилин.

Але найцікавіше - реєстрація швидкості коливання сонячної поверхні. Ці швидкості дуже малі - десятки сантиметрів в секунду, але спектральними приладами(використовуючи ефект Доплера) вимірюється зміна швидкості в часі, а не саме значення швидкості. Вдалося побудувати залежність швидкості від глибини, що привело до уточнення внутрішньої будови Сонця.

 

Стало ясно, що внутрішні частини Сонця обертаються швидше; особливо швидко обертається ядро. Саме особливості такого обертання можуть призводити до виникнення магнітного поля Сонця.

Магнітне поле Сонця дуже потужне(за земними стандартами) і дуже складне. Це магнітосфера, або геліосфера, що тягнеться за орбіту Плутона.

Рух Сонця

Цікаві факти

Середня густина Сонця складає всього 1,4 г/см кубічний, тобто дорівнює густині води Мертвого моря.

Питома (на одиницю маси) енерговитрата Сонця — всього 2?10-4 Вт/кг, тобто приблизно така сама, як і у купи гнилого листя.

8 квітня 1947 року на поверхні південної півкулі Сонця було зафіксоване найбільше скупчення сонячних плям за весь час спостережень. Його довжина становила 300 000 км, а ширина — 145 000 км. Воно було приблизно у 36 разів більше за площу поверхні Землі і його можна було легко розгледіти неозброєним оком під час заходу Сонця.

Кожну секунду Сонце виробляє у 100 000 разів більше енергії, ніж людство виробило за всю свою історію

Сонце містить у собі 99,87% маси усієї Сонячної системи

Життєвий цикл

Сонце є молодою зіркою третього покоління популяції I, з високим вмістом металів, тобто воно утворилося з останків зірок першого і другого поколінь, відповідно популяцій III і II.

Поточний вік Сонця (точніше - час його існування на головній послідовності), оцінений за допомогою комп'ютерних моделей зоряної еволюції, дорівнює приблизно 4,57 мільярда років.

Вважається, що Сонце сформувалося приблизно 4,59 мільярда років назад, коли швидке стискування під дією сил гравітації хмари молекулярного водню привело до утворення в нашій області Галактики зірки першого типу зоряного населення типу Тау Тельця.

Зірки такої маси, як Сонце, повинні існувати на головній послідовності в цілому приблизно 10 мільярдів років. Таким чином, зараз Сонце знаходиться приблизно в середині свого життєвого циклу. На сучасному етапі в сонячному ядрі йдуть термоядерні реакції перетворення водню в гелій. Кожну секунду в ядрі Сонця близько 4 мільйонів тонн речовини перетворюється на променисту енергію, внаслідок чого генерується сонячне випромінювання і потік сонячних нейтрино.

Маса Сонця недостатня для того, щоб його еволюція завершилася вибухом наднової. Замість цього, через 4-5 мільярдів років воно перетвориться на зірку типу червоний гігант. У міру того, як водневе паливо в ядрі вигоратиме, його зовнішня оболонка розширюватиметься, а ядро - стискатися і нагріватися. Приблизно через 7,8 мільярда років, коли температура в ядрі досягне приблизно 100 мільйонів градусів, в нім почнеться термоядерна реакція синтезу вуглецю і кисню з гелію.  Під час цієї фази розвитку температурні нестійкості усередині Сонця приведуть до того, що воно почне втрачати масу. Мабуть, зовнішні шари Сонця, що розширюються, в цей час досягнуть сучасної орбіти Землі. При цьому сучасні дослідження показують, що ще до цього моменту втрата Сонцем маси приведе до того, що Земля перейде на більше далеку від Сонця орбіту і, таким чином, уникне поглинання зовнішніми шарами сонячної плазми.

Незважаючи на це, уся вода на Землі перейде в газоподібний стан, а велика частина її атмосфери розсіється в космічний простір. Збільшення температури Сонця в цей період таке, що впродовж наступних 500-700 мільйонів років поверхня Землі буде занадто гаряча для того, щоб на ній могло існувати життя в її сучасному розумінні.

Після того, як Сонце пройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що його зовнішня оболонка буде зірвана і з неї сформується планетарна туманність. У центрі цієї туманності залишиться сформована з дуже гарячого ядра Сонця зірка типу білий карлик, яка впродовж багатьох мільярдів років поступово остигатиме і згасатиме.

Описаний вище сценарій еволюції Сонця типовий для зірок малої і середньої маси.