Плотность солнца как плотность моря

Астрономия 21 века

Солнце — пылающий шар

Радиус солнца (расстояние от его центра до поверхности) составляет приблизительно 695 500 километров, что приблизительно в 109 раз больше радиуса Земли. Следующий пример может помочь Вам представить относительные размеры солнца и Земли и расстояния между ними: Предположите, что Земля имеет радиус размером с обычную скрепку для бумаг. Тогда радиус Солнца был бы примерно равен высоте стола, а расстояние от Земли до Солнца приблизительно будет равно 100 шагам.

Температура видимой части солнца 5500 градусов по Цельсию. Астрономы измеряют звёздные температуры в метрической системе Кельвина (сокращённо К). Один Кельвин равняется 1 градусу Цельсия, но ноль по Кельвину и ноль по Цельсию находятся в разных местах. Шкала Кельвина начинается в абсолютном ноле, который составляет-273.15 градуса по Цельсию. Таким образом температура солнечной поверхности составляет приблизительно 5800К. Температуры в ядре солнца могут достигать 15 000 000 К.

Солнце, как Земля, является магнитным. Ученые описывают магнетизм объекта с точки зрения магнитного поля. Физики определяют магнитное поле как область, в которой магнитная сила могла быть обнаружена, например компасом.

Солнце родилось приблизительно 4.6 миллиарда лет назад. У этого есть достаточно запасов ядерного топлива, чтобы остаться очень горячим еще 5 миллиардов лет. Тогда оно вырастет, чтобы стать типом звезды называемым красным гигантом. По мере того как Солнце растеряет все свои внешние слои и оставшееся ядро разрушится солнце станет белым карликом. После этого Солнце войдет в свою заключительную фазу в качестве слабого, прохладного объекта, иногда называемого черным карликом.

Особенности солнца

Масса и плотность

Масса Солнца составляет 99.8 процентов массы в солнечной системе. Масса солнца — примерно 1,9891×10 27 тонн, что в 333 000 раз больше чем масса Земли. Средняя плотность солнца составляет приблизительно 1.4 килограмма на кубический дециметр. Это — приблизительно 1.4 раза больше плотности воды, такую плотность имеет солёная вода в Мёртвом море.

Состав

Солнце, как большинство других звезд, состоит главным образом из атомов водорода Второй самый многочисленный элемент на солнце — гелий. На 1 миллион атомов водорода на Солнце приходится 98 000 атомов гелия, 850 атомов кислорода, 360 углерода, 120 неона, 110 азота, 40 магния, 35 железа, и 35 кремния. Таким образом, приблизительно 94 процента атомов — водород, и 0.1 процента — остальные элементы кроме водорода и гелия.

Но поскольку водород является самым легким из всех элементов, он составляет только приблизительно 72 процента массы. 26 процентов массы составляет Гелий.

Внутренняя часть солнца и большая часть его атмосферы состоит из плазмы. Плазма — в основном газ, температура которого была поднята до такого высокого уровня, что он становится чувствительным к магнетизму. Ученые иногда подчеркивают различие в поведении между плазмой и другим газом. Они говорят, что плазма — четвертое состояние вещества, рядом с телом, жидкостью, и газом. Но вообще, ученые делают различие между плазмой и газом только когда это технически необходимо.

Существенное различие между плазмой и другим газом — эффект температурного расширения: Это расширение заставило газовые атомы сломаться. Таким образом плазма состоит из электрически заряженных атомов, названных ионами и электрически заряженных частиц, названными электронами, которые перемещаются независимо друг от друга.

Электрически нейтральный атом содержит один или более электронов, которые действуют, так как если бы они формировали оболочку или оболочки вокруг ее ядра. Каждый электрон несет единственную единицу отрицательного электрического заряда. Глубоко в атоме ядро, у которого есть почти вся масса атома. Самое простое ядро наиболее распространенной формы водорода, состоит из единственной частицы, известной как протон. Протон несет единственную единицу положительного электрического заряда. У всех других ядер есть один или более протонов и один или более нейтронов. Нейтрон не несет электрического заряда, таким образом, каждое ядро электрически положительно. Но у нейтрального атома количество электронов равно количеству протонов. Поэтому, электрический заряд нейтрального атома равен нулю.

Атом или молекула, которая ломается, теряя один или более электронов, имеют положительный заряд и называются ионом или, иногда, положительным ионом. Большинство атомов в солнце — положительные ионы атома водорода. Таким образом большая часть солнца состоит из одиночных протонов и независимых электронов.

Относительное количество плазмы и другого газа в конкретной части солнечной атмосферы зависит от температуры. По мере увеличения температуры, все больше атомов становится ионами. Самая высокая часть солнечной атмосферы, названной короной, сильно ионизирована. Температура короны меняется от 3 миллионов Кельвин до 5 миллионов Кельвин. Этого более чем достаточно чтобы оторвать более половины из 26 электронов атома железа.

Количество газа составленного из одиночных атомов и количество составленного из молекул также зависит от его температуры. Если газ будет относительно горяч, то атомы станут независимыми от электронов. Но если газ относительно прохладен, его атомы могут объединится, создавая молекулы. Большая часть поверхности солнца состоит из одиночных атомов. Но солнечные пятна настолько прохладны, что некоторые из их атомов могут объединится, чтобы сформировать молекулы.

Энергия

Большая часть энергии, испускаемой солнцем, является видимым светом и связанной формой радиации, известной как инфракрасные лучи, которые мы чувствуем как тепло. Видимый свет и инфракрасные лучи — две формы электромагнитной радиации. Солнце также испускает радиоактивные частицы, составленные главным образом из протонов и электронов.

Электромагнитная радиация

Электромагнитная радиация состоит из электрической и магнитной энергии. Радиация может считаться волнами энергии или подобными частице «пакетами» энергии, названной фотонами.

Видимый свет, инфракрасные лучи, и другие формы электромагнитной радиации отличаются по уровню энергии. Шесть групп энергии охватывают весь спектр электромагнитной энергии. От по мере увеличения энергии они разделяются на: радиоволны, инфракрасные лучи, видимый свет, ультрафиолетовые лучи, X-лучи, и гамма-лучи. Микроволны, которые являются высокоэнергетическими радиоволнами, как иногда полагают, являются отдельной группой. Спектр Солнца содержит каждый тип волн.

Количество энергии в электромагнитных волнах непосредственно связано с длиной волны этих волн (расстоянием между последовательными гребнями волны). Чем более энергичная радиация, тем короче длина волны. Например, у гамма-лучей более короткие длины волны чем радиоволны. Энергия в отдельном фотоне связана с положением фотона в спектре. Например, у фотона гамма-луча больше энергии чем у фотона радиоизлучения.

Все формы электромагнитной радиации летят сквозь пространство на одной и той же скорости, обычно известной как скорость света: 299 792 километра в секунду. На этой скорости фотону испускаемому Солнцем нужно около 8 минут, чтобы достигнуть Земли.

Количество электромагнитной радиации от солнца, которое достигает вершины атмосферы Земли, известно как солнечная константа. Это количество составляет приблизительно 1 370 ватт за квадратный метр. Но только 40 процентов этой энергии в этой радиации достигают поверхности Земли. Атмосфера блокирует часть видимой и инфракрасной радиации, почти все ультрафиолетовые лучи, и все X лучи и гамма-лучи. Но, почти все радиоволны достигают поверхности Земли.

Радиоактивные частицы

Протоны и электроны излучаются Солнцем во всех направлениях в виде солнечного ветра. Эти частицы могли бы достигнуть Земли, но магнитное поле Земли препятствует тому, чтобы они достигли её поверхности.

Однако, более интенсивные концентрации частиц от вспышек на солнце достигают атмосферы Земли. Эти частицы известны как солнечные космические лучи. Большинство из них — протоны, но они также включают в себя более тяжелые ядра. Они чрезвычайно энергичны. В результате они могут быть опасными для астронавтов в орбите, а также для орбитальных спутников.

Космические лучи не могут достигнуть поверхности Земли. Когда они сталкиваются с атомами наверху атмосферы, они изменяются в поток менее энергичных частиц. Но, поскольку солнечные вспышки очень энергичны, они могут создать геомагнитные бури в магнитном поле Земли. Эти бури, в свою очередь, могут разрушить электрическое оборудование на поверхности Земли. Например, они могут повредить линии электропередач.

В спектре видимого света присутствуют все цвета радуги. Солнечный свет состоит из всех этих цветов. Большая часть радиации солнца прибывает к нам в желто-зеленой части видимого спектра. Однако, солнечный свет является белым. Атмосфера Земли действует на солнечный свет как фильтр, поэтому Солнце может выглядеть желтым или оранжевым.

Вращение

Солнце вращается вокруг своей оси с периодом приблизительно в один месяц. Но, поскольку солнце газообразное тело, а не твердое, различные части солнца вращаются с различной скоростью. В экваториальной области период вращения примерно 25 дней, в то время как газ в более высоких широтах имеет период вращения чуть больше 28 дней. Ось солнца вращения наклонена на несколько градусов от оси орбиты Земли. Таким образом с Земли попеременно видны то северный географический полюс солнца, то его южный географический полюс.

Источник

§21.2. Строение Солнца

Как и все звезды, Солнце — раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Количество атомов всех остальных элементов вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше Однако по массе на эти более тяжелые элементы приходится 1—2% массы Солнца.

На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы лишены внешних своих электронов, которые становятся свободными частицами ионизованного газа — плазмы.

Для определения средней плотности солнечного вещества надо массу Солнца поделить на его объем:

это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре — в 100 раз больше, чем .

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление. Если бы вещество внутри Солнца было распределено равномерно и плотность всюду равнялась средней, то рассчитать внутреннее давление было бы легко. Сделаем приближенно такой расчет для глубины, равной половине радиуса.

Сила тяжести на этой глубине будет определяться только притяжением масс, находящихся внутри сферы радиусом l/2R. Объем этой сферы составляет 1/8 от объема всего Солнца, и при постоянстве плотности в нем заключена 1/8М_c. Следовательно, по закону всемирного тяготения гравитационное ускорение на расстоянии 1/2R_c от центра «однородного» Солнца составит:

Сила давления на данной глубине складывается из силы тяжести всех вышележащих слоев. Само же давление будет (численно) равно силе тяжести радиального столбика вещества высотой l/2R, расположенного над площадью S=1 м 2 в рассматриваемой точке. В этом столбике заключена масса

Отсюда получаем, что р = 6,6•10 13 Па.

Согласно газовым законам давление пропорционально температуре и плотности. Это дает возможность определить температуру в недрах Солнца. Для средней плотности солнечного вещества давление в 10 15 Па получится при температуре порядка 5 000 000 К.

Точные расчеты показывают, что в центре Солнца плотность газа составляет около 1,5•10 5 кг/м 3 (в 13 раз больше, чем у свинца!), давление — около 2•10 18 Па, а температура — около 15 000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) имеют очень высокие скорости (сотни километров в секунду) и могут сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатической силы отталкивания между ними. Некоторые из таких столкновений завершаются ядерными реакциями, при которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество теплоты. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. В результате количество гелия в центральной области Солнца постепенно увеличивается, а водорода — уменьшается. В самом центре Солнца за 4—5 млрд. лет, которые прошли с момента его образования, примерно половина водорода уже превратилась в гелий.

Рис. 74. Схема строения Солнца.

Поток энергии, возникающей в недрах Солнца, передается во внешние слои и распределяется на все большую и большую площадь. Вследствие этого температура солнечных газов убывает по мере удаления от центра Сначала температура уменьшается медленно, а в наружных слоях очень быстро.

В зависимости от значения температуры и характера определяемых ею процессов все Солнце условно можно разделить на 4 области (рис. 74):

внутренняя, центральная область (ядро), где давление и температура обеспечивают протекание ядерных реакций, она простирается от центра до расстояния примерно 1/3 R_c;
«лучистая» зона (расстояние от 1/3 до 2/3R_c), в которой энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов электромагнитной энергии;
конвективная зона — от верхней части «лучистой» зоны почти до самой видимой границы Солнца. Здесь температура быстро уменьшается по мере приближения к видимой границе Солнца, в результате чего происходит перемешивание вещества (конвекция), подобное кипению жидкости в сосуде, подогреваемом снизу;
атмосфера, начинающаяся сразу за конвективной зоной и простирающаяся далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы включает тонкий слой газов, который воспринимается нами как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо при помощи специальных приборов.

Какова средняя молекулярная масса смеси полностью ионизованного газа состоящего на 90% из водорода и 10% гелия (по числу атомов)?

Источник

С олнце

Солнце — источник жизни

Солнце — источник тепла и света, без которых было бы невозможно возникновение и существование жизни на нашей планете. Уже наши предки понимали, насколько сильно их существование зависит от Солнца и относились к нему с почтительным благоговением, поклоняясь ему и обожествляя его образ. И хотя в настоящее время мы понимаем физическую природу Солнца и уже не наделяем его божественной сущностью, тем не менее его влияние на нашу жизнь от это не стало меньше. Такая высокая значимость Солнца является существенным стимулом понять как оно работает, почему изменяется и как эти изменения могут повлиять на нас с вами и, в целом, на жизнь на Земле. Наука дает нам возможность заглянуть в прошлое нашей звезды и позволяет утверждать, что во времена своей молодости (а это было более 4 миллиардов лет назад) Солнце светило значительно слабее, а еще через четыре миллиарда будет светить ярче, чем сейчас. Тем не менее жизнь на Земле существовала уже в то время, и это позволяет нам с оптимизмом смотреть в будущее, когда условия на Земле снова изменятся. Кроме постепенного увеличения светимости на протяжении миллиардов лет, Солнце может существенно меняться и за много более короткие промежутки времени. Самым известным периодом изменения Солнца является 11-летний солнечный цикл, на протяжении которого Солнце проходит через минимум и максимум своей активности. Наблюдения максимумов излучения на протяжении нескольких десятков лет позволили сделать вывод, что увеличение светимости Солнца, начавшееся миллиарды лет назад, продолжается и в наше время. За несколько последних циклов полная светимость Солнца возросла приблизительно на 0.1 %. Подобные изменения (как быстрые, так и постепенные) несомненно оказывают большое влияние на нашу жизнь, однако физические механизмы этого влияния все еще остаются неизвестными.

Солнце и космическая погода

Солнце является источником солнечного ветра, который представляет собой поток очень горячего ионизованного газа, непрерывно истекающего от Солнца в сторону Земли (и далее в межпланетное пространство) со скоростью более чем 500 км в секунду, то есть почти 2 миллиона километров в час. Поток этот мог бы представлять смертельную опасность для жизни на нашей планете, если бы мог достичь поверхности Земли. К счастью, наша планета — одна из немногих, которые обладают собственным сильным магнитным полем (магнитосферой). Поле это является непреодолимым препятствием для быстрых заряженных частиц, составляющих основу солнечного ветра, и останавливает их на большой высоте. В полярных областях, где линии магнитного поля направлены в сторону Земли, ускоренные на Солнцесолнечный ветер и не может проникнуть непосредственно к Земле, он при взаимодействии с земной магнитосферой возмущает и раскачивает ее. Это явление — возмущение земной магнитосферы при взаимодействии с солнечным ветром — получило название магнитных бурь, которые, как известно, могут оказывать влияние на здоровье и самочувствие людей. Помимо солнечного ветра, существенную опасность представляют вспышки на Солнце, во время которых излучаются значительные потоки ультрафиолетового и рентгеновского излучения, направленного в том числе и в сторону Земли. И хотя это излучение почти полностью поглощается газами земной атмосферы, оно представляет опасность для всего, что находится над поверхностью Земли, то есть может повредить спутники и угрожать здоровью космонавтов. И если мы заглянем в будущее, когда перед человечеством возникнет задача освоения Луны, Марса и возможно других планет Солнечной системы, не защищенных ни атмосферой, ни магнитным полем, то увидим, что реализация этой задачи невозможна без учета всех описанных эффектов космической погоды и без умения их предсказывать и от них защищаться. частицы получают возможность проникнуть намного ближе к поверхности. Благодаря этому мы можем наблюдать там одно из красивейших природных явлений — полярные сияния. Тем не менее, хотя

Строение Солнца

Структура

С точки зрения строения Солнце можно условно разделить на четыре зоны, в которых происходят различные физические процессы. Энергия излучения и тепловая энергия Солнца возникают глубоко внутри него, в солнечном ядре, и затем передается внешним слоям посредством излучения (преимущественно в гамма и рентгеновском диапазоне). Ближе к поверхности в передаче тепла начинают участвовать конвективные потоки плазмы (солнечное вещество начинает «кипеть»). Слой, в котором это происходит, называется конвективной зоной. Он начинается на глубине примерно 0.7 радиуса Солнца. Здесь между конвективной и радиационной зонами располагается очень тонкая граница раздела, называемая тахоклином (от английского tachocline). Предполагается, что на ней формируются солнечные магнитные поля.

Центральная область внутреннего строения Солнца — это его ядро, где происходит ядерная реакция превращения водорода в гелий. В ходе этих реакций высвобождается энергия, которая в итоге высвечивается с поверхности Солнца в видимой области спектра. Для того, чтобы два ядра водорода столкнулись друг с другом и вступили в реакцию, их энергия должна быть достаточной для преодоления электрических сил отталкивания, действующих между всеми одинакого заряженными частицами. По этой причине реакция превращения водорода в гелий может протекать только при очень высокой температуре, когда все частицы имеют очень большую кинетическую энергию. Температура в самом центре Солнца составляет порядка 15 миллионов градусов, а плотность плазмы равна 150 г/см^3. Это примерно в 10 раз выше, чем плотность золота или свинца. По мере удаления от центра Солнца плотность и температура вещества уменьшаются. По этой причине ядерные реакции почти полностью прекращаются за внешней границей ядра (примерно 175 000 км от центра, что составляет 1/4 солнечного радиуса). Температура солнечного вещества на внешней границе ядра составляет только половину от значения температуры в центре, а плотность плазмы падает до 20 г/см^3.

В звездах, подобных Солнцу, ядерные реакции происходят путем трехступенчатого процесса, называемого протон-протонным или pp циклом. На первом шаге два протона сталкиваются и производят дейтерий, позитрон и нейтрино. На втором шагешаге три два ядра гелия-3 сливаются и производят обычное ядро гелия-4 и два свободных пронона. протон сталкивается с дейтерием чтобы произвести ядро изотопа гелия-3 и гамма квант. Наконец на

Во время этого процесса горения водорода и производства гелия ядерные реакции производят элементарные частицы, называемые нейтрино. Эти эфемерные частицы проходят сквозь все слои Солнца и межпланетное пространство и могут быть зарегистрированы на Земле. Число нейтрино, которые регистрируются таким способом, оказывается меньше, чем число, которое можно ожидать из теоретических представлений. Проблема недостатка солнечных нейтрино — одна из самых больших загадок физики Солнца, которая возможно будет решена теперь, после открытия массы нейтрино.

Читайте также: Фен шуй для дома солнце

Лучистая зона

Лучистая зона (или зона лучистого переноса) — это часть строения Солнца, которая простирается от внешней границы солнечного ядра до тонкого пограничного слоя (тахоклина) на нижней границе конвективной зоны и занимает, таким образом, пространство примерно от 0.25 до 0.70 долей солнечного радиуса. Свое название эта зона получила от способа, которым осуществляется здесь перенос энергии Солнца от ядра к поверхности — через излучение. Произведенные в ядре фотоны движутся в лучистой зоне, сталкиваясь с частицами плазмы. В результате, хотя скорость фотонов равна скорости света, они сталкиваются и переизлучаются так много раз, что требуется около миллиона лет, прежде чем отдельный фотон сможет достичь верхней границы лучистой зоны и покинуть ее. Плотность плазмы при переходе от внутренней к внешней границе лучистой зоны резко уменьшается от 20 г/см 3 , что примерно равно плотности золота, до всего лишь 0.2 г/см 3 , что меньше, чем плотность воды. Температура на том же расстоянии падает от 7 миллионов градусов до примерно 2 миллионов.

Граница раздела (тахоклин)

Солнечное строение включает тонкий пограничный слой, находящийся между лучистой зоной и конвективной зоной и, по-видимому играющий чрезвычайно важную роль в формировании солнечного магнитного поля. Есть основания полагать, что именно здесь наиболее эффективно работает так называемый механизм магнитного динамо. Суть этого механизма в том, что потоки плазмы вытягивают силовые линии магнитного поля и тем самым увеличивают его напряженность. Похоже также, что в этой области происходит резкое изменение химического состава плазмы.

Конвективная зона

Конвективная зона это самый внешний из слоев, составляющих внутреннее строение Солнца. Он начинается на глубине около 200 000 км и простирается вплоть до солнечной поверхности. Температура плазмы в основании конвективной зоны все еще весьма высока — она составляет около 2 000 000° C. Но тем не менее этого уже недостаточно для полной ионизации тяжелых атомов (таких как углерод, азот, кислород, кальций и железо). Эти ионы с электронами на орбите эффективно поглощают поступающее из глубины Солнца излучение и делают среду менее прозрачной. Поглощая излучение, вещество внизу конвективной зоны нагревается, и начинается процесс его «кипения» (или конвекции). Конвекция начинается, когда градиент температуры (темп с которым температура падает с высотой) становится больше, чем так называемый адиабатический градиент (скорость уменьшения температуры элемента вещества при перемещении этого элемента вверх без дополнительного нагрева). Там, где выполняется это условие, объемы плазмы, перемещенные вверх, окажутся теплее, чем чем окружающая среда и по этой причине продолжат свой подъем далее уже без приложения внешних сил. Эти конвективные движения плазмы очень быстро переносят тепло из глубины Солнца к его поверхности. При этом поднимающееся вещество расширяется и охлаждается. При приближении к видимой поверхности Солнца температура плазмы падает до 5,700° K, а ее плотность становится равна только 0.0000002 г/см³ (около одной десятитысячной от плотности воздуха на уровне моря). Конвективные движения плазмы видны на ее поверхности как гранулы и супергранулы.

Солнце как звезда

Хотя Солнце из-за близости к нам и кажется уникальным по своим характеристикам объектом, оно тем не менее представляет собой обычную звезду и, благодаря этому, играет очень важную роль в понимании строения и эволюции всех остальных звезд во Вселенной. Ни одна из звезд, кроме Солнца, не расположена к нам настолько близко, чтобы мы могли разглядеть какие-либо детали на ее поверхности. Благодаря Солнцу, мы можем догадаться, что и другие звезды, рассыпанные по небу в виде точек, представляют в действительности сложные объекты с относительно холодной поверхностью и горячей атмосферой. Мы знаем возраст Солнца, его радиус, массу, яркость. Эту информацию мы можем сравнивать с моделями звездной эволюции и, удостоверившись в их правильности, применять их и к другим объектам нашей Вселенной. Таким образом, хотя внимание солнечной астрономии и сконцентрировано преимущественно на одном объекте, она учит нас многому и о звездах, и о планетных системах, и о галактиках, и даже о самой Вселенной.

Солнце как физическая лаборатория

Солнце производит энергию благодаря термоядерному синтезу — процессу, происходящему в самом центре Солнца, при котором четыре ядра водорода под действием давления окружающей среды сливаются в одно ядро гелия. Одним из доминирующих направлений современной энергетики является воспроизводство этого процесса в лабораторных условиях на Земле. Направление это получило название — управляемый термоядерный синтез. Многие ученые в настоящее время исследуют строение Солнца для того, чтобы понять, как ведет себя плазма в реальных физических условиях с тем, чтобы попытаться затем воспроизвести эти условия на Земле. Таким образом, является еще и гигантской естественной лабораторией, позволяющей проводить важные научные эксперименты, которые по тем или иным причинам пока нельзя поставить на Земле.

Характеристики Солнца: радиус, масса и расстояние

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 в 330 000 раз больше массы Земли. Средняя плотность Солнца невелика — всего 1,4 г/см3, хотя в центре она достигает 150 г/см3. Ежесекундно Солнце излучает 3,84 × 10^26 Дж энергии, что в масс-энергетическом эквиваленте соответствует потере массы 4,26 миллионов тонн в секунду.

Характеристики Солнца

Расстояние до Солнца: 149.6 млн. км = 1.496· 10 11 м = 8.31 световая минута
Масса Солнца: 1.989 · 10 30 кг = 333 000 масс Земли

Радиус Солнца: 695 990 км или 109 радиусов Земли
Масса Солнца: 1.989 · 10 30 кг = 333 000 масс Земли
Светимость Солнца: 3.846 · 10 33 эрг/сек

Температура поверхности Солнца: 5770 К
Плотность плазмы на поверхности Солнца: 2.07 · 10 -7 г/см3 = 0.00016 плотности воздуха
Химический состав на поверхности: 70% водорода (H), 28% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, . ) по массе

Температура в центре Солнца: 15 600 000 К
Плотность плазмы в центре Солнца: 150 г/см 3 (в 8 раз больше плотности золота)
Химический состав в центре Солнца: 35% водорода (H), 63% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, . ) по массе

Ускорение свободного падения на Солнце: 274 м/с 2 (в 27.9 раз больше, чем на поверхности Земли)
Вторая космическая скорость на Солнце: 618 км/с

Угловое расстояние Солнца на небе: 0.5 градуса (30 угловых минут)
Звездная величина Солнца: -26.7 m
Абсолютная звездная величина Солнца: +4.83 m

Скорость вращения на экваторе: 1 оборот за 25 суток
Скорость вращения на полюсах: 1 оборот за 30 суток
Наклон оси вращения Солнца: 82° 45′ к плоскости земной орбиты

Возраст Солнца: 4.57 миллиардов лет

Солнечный цикл

Цикл солнечной активности

В 1610 Галилео Галилей первым в Европе начал наблюдения Солнца с помощью своего нового телескопа и тем самым положил начало регулярным исследованиям солнечных пятен и солнечного цикла, которые, таким образом, продолжаются уже почти 400 лет. Спустя 130 лет в 1749 году одна из старейших обсерваторий в Европе, расположенная в Швейцарском городе Цюрих (Zurich Observatory), начала проводить ежедневные наблюдения пятен, сначала просто подсчитывая и зарисовывая их, а позже начав получать фотографии Солнца. В настоящее время множество солнечных станций непрерывно наблюдают и регистрируют все изменения на поверхности Солнца.

Солнечный цикл чаще всего определяется количеством солнечных пятен на фотосфере, которое характеризуется специальным индексом — числом Вольфа. Этот индекс подсчитывается следующим образом. Сначала подсчитывается число групп солнечных пятен, затем это число умножается на 10 и к нему прибавляется число отдельных пятен. Коэффициент 10 примерно соответствует среднему числу пятен в одной группе; таким образом удается достаточно точно оценить число пятен на Солнце даже в тех случаях, когда плохие условия наблюдений не позволяют прямо посчитать все малые пятна. Ниже приведены результаты таких подсчетов за огромный период времени, начиная с 1749 года, усредненные с шагом в один месяц: изображение GIF 25 kb, файл postscript 37 kb, текстовый файл 62 kb. На них хорошо видно, что число пятен на Солнце периодически меняется, формируя цикл солнечной активности с периодом около 11 лет.

Заметим, что в настоящее время существует как минимум две организации, которые независимо друг от друга ведут наблюдения солнечного цикла и подсчет числа пятен на Солнце. Первая — это Sunspot Index Data Center в Бельгии, где определяется так называемое международное число солнечных пятен (International Sunspot Number). Именно это число (и его среднеквадратичное отклонение DEV) показано в таблице, которая уже приводилась выше. Кроме этого подсчет числа пятен ведется в US National Oceanic and Atmospheric Administration. Число пятен, определяемое здесь, имеет название NOAA sunspot number.

Минимум Маундера

Самые ранние наблюдениясолнечных пятен в конце XVII века, то есть на заре эпохи их систематических исследований, показали, что Солнце в это время проходило через период чрезвычайно малой активности. Этот период, как считается продолжался с 1645 по 1715 год (изображение JPEG 38 kb). Хотя наблюдения тех лет проводились далеко не так подробно, как современные, тем не менее факт прохождения солнечного цикла через очень глубокий минимум считается достоверно установленным. Этот период крайне низкой активности Солнца соответствует особому климатическому периоду в истории Земли, названному «Малым ледниковым периодом». Одной из особенностей этого периода было замерзание рек в очень низких широтах, близких к тропическим, а также необычно длительный, часто круглогодичный, снежный покров в областях умеренного климата. Не исключено, что подобные и даже более длительные периоды крайне низкой активности Солнца могли иметь место и в более далеком прошлом, оказывая сильное влияние на климат Земли в разные исторические и геологические эпохи.

Диаграмма бабочка

Начиная с 1874 года детальные наблюдения солнечных пятен начались также в Королевской Обсерватории Гринвича (Royal Greenwich Observatory) в Англии. В этих наблюдениях не только подсчитывалось количество пятен на поверхности Солнца, но и определялся их размер и положение на диске Солнца. Благодаря этой информации было установлено, что пятна на поверхности Солнца распределены не равномерно, а появляются перимущественно в двух поясах, один из которых расположен к югу, а другой к северу от солнечного экватора. При этом расстояние между двумя поясами образования пятен меняется с циклом солнечной активности. В начале солнечного цикла пятна образуются на большом расстоянии от экватора, то есть на высоких широтах, а затем пояса формирования пятен постепенно сближаются и в конце цикла почти соприкасаются с экватором. Если построить зависимость положения пятен на диске Солнца от времени, то получается очень известная диаграмма, похожая на крылья бабочки, которая так и называется «диаграмма-бабочка». Ниже на рисунках показана эта диаграмма, построенная на протяжении длительного времени с 1874 года по наши дни: изображение GIF 142 kb, файл postscript 570 kb . Так как солнечные пятна представляют собой области сильного магнитного поля, то похожую диаграмму можно получить и на основе наблюдений солнечных магнитных полей. Пример такой магнитной диаграммы, построенной на основе многолетних наблюдений на магнетографе обсерватории NSO, приведен на рисунке (1.2 Mb postscript file).

орона в видимом свете

Корона — это самая внешняя и протяженная часть солнечной атмосферы. Корона Солнца видна с Земли во время полных затмений как лучистый ореол, окружающий закрытый солнечный диск. Как и другие слои атмосферы Солнца корона сильно неоднородна и содержит множество особенностей, таких как стримеры, корональные протуберанцы. Структура и размер многих из них, как и форма самой короны, меняется с солнечным циклом. дыры, петли и

Линии излучения короны

Ранние наблюдения короны в видимой области солнечного спектра привели к обнаружению большого числа спектральных линий излучения, которые, однако, не удалось отождествить ни с одним из известных химических элементов. Высказывалось даже предположение, что в короне Солнца присутствует неизвестное на земле вещество, названное астрономами «коронием«. Это оставалось загадкой до тех пор, пока не было установлено, что газ здесь нагрет до невероятных по земным меркам значений, и температура короны превышает 1 000 000 C. При такой температуре самые распространеннные химические элементы, водород и гелий, полностью ионизуются, то есть теряют все свои электроны и перестают производить спектральные линии излучения. В результате в видимом диапазоне спектра солнечной короны начинают доминировать совсем другие непривычные элементы, такие как сильно ионизованние атомы железа и кальция. Именно их спектральные линии излучения оказались теми линиями «корония«, которые так долго приводили в недоумение астрономов.

В настоящее время для наблюдения короны с Земли уже не надо ждать солнечных затмений. Современные инструменты, коронографы, могут закрывать диск Солнца и создавать искусственное затмение с помощью специальных заслонок. Пример изображения короны, полученного таким способом, приведен над этим текстом.

Корона в рентгеновских лучах

Наблюдения короны в видимой области спектрального диапазона с поверхности Земли является скорее исключением, чем правилом. Основное излучение короны из-за ее высокой температуры лежит в рентгеновской части солнечного спектра, недоступной для наблюдений с Земли. Благодаря этому, а также тому, что другие слои атмосферы Солнца, фотосфера и хромосфера, почти не производят рентгеновского излучения, наблюдения в этом диапазоне стали основным способом исследования короны. Рентгеновская оптика, необходимая для фотографирования короны Солнца, строится по особым принципам, отличным от принципов построения оптики видимого диапазона. Кроме того, сконструированный для исследования короны научный инструмент должен быть впоследствие выведен за пределы земной атмосферы с помощью геофизических ракет, либо установлен на борту искусственного спутника Земли. В конце XX века большой объем научных данных о рентгеновском излучении короны предоставил японский спутник Yohkoh, работавший на орбите с 1991 по 2001 годы. В новом XXI веке эти наблюдения проводили спутник Коронас-Ф, SOHO и TRACE. В 2008 году на орбиту будет выведен российский спутник Коронас-Фотон с комплексом телескопов ТЕСИС на борту для получения новых высокоточных изображений короны и поиска ответов на основные загадки современной физики Солнца.

Переходный слой Солнца

Переходный слой — это очень тонкий слой солнечной атмосферы, который отделяет горячую корону Солнца от много более холодной хромосферы. Температура нижней границе переходного слоя составляет всего около 20 000 C и чрезвычайно быстро растет с высотой, достигая на верхней границе около 1 000 000 градусов. Благодаря этому в переходном слое формируется интенсивное излучение в линиях самых разнообразных ионов, потенциалы возбуждения которых приходятся на этот широкий температурный диапазон. Среди них доминируют линии гелия HeII, углерода CIV, кислорода OIV и кремния SiIV. Все эти ионы излучают в далекой ультрафиолетовой области спектра, недоступной для наблюдения с Земли. По этой причине основная информация о структуре и характеристиках переходного слоя была получена в космических экспериментах.

Переходный слой был объектом исследования множества космических обсерваторий, среди которых наиболее известными являются SMM (Solar Maximum Mission), SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) и КОРОНАС. Изображения, представленные на этой странице, были получены инструментом SUMER на борту обсерватории SOHO. Первое изображение снято в линии C IV и соответствует области переходного слоя с температурой около 100 000 градусов. Второе изображение сформировано в линии серы S VI при температуре плазмы почти 200 000 градусов.

Фотосфера Солнца

Фотосфера — видимая поверхность Солнца

Фотосфера — это видимая поверхность Солнца которая знакома нам лучше всего. Она представляет из себя чрезвычайно тонкий слой толщиной всего около 100 км, что чрезвычайно мало по сравнению с радиусом Солнца, составляющем более 700 000 км. Фотосфера полностью поглощает излучение, идущее из солнечного ядра и по этой причине не позволяет нам заглянуть внутрь Солнца.

Из-за эффектов проекции излучение в центре фотосферного диска приходит к нам из более глубоких и горячих слоев, чем излучение на краю фотосферы, где луч зрения проходит почти по касательной к поверхности Солнца и не может проникнуть на большую глубину. По этой причине Солнце по краям всегда выглядит более темным, чем в центре. Это хорошо известный эффект потемнения фотосферы к краю.

Даже в самый обычный телескоп на видимой поверхности Солнца, фотосфере, можно увидеть множество интересных деталей. Это солнечные пятна, яркие фотосферные факелы и гранулы. Дополнительную информацию о физических процессах в фотосфере можно получить, измеряя скорости движения плазмы. Для этого используется эффект Доплера. Благодаря таким исследованиям в фотосфере были обнаружены гигантские турбулентные движения плазмы, названные супергрануляцией, а также зарегистрированы осцилляции солнечной поверхности.

Вращение Солнца

Солнце вращается вокруг своей оси примерно за 27 дней. Это вращение было впервые обнаружено по движению солнечных пятен на фотосфере. В нашем северном полушарии это движение происходит слева направо. Сторона Солнца, где пятна появляются из-за края фотосферы называется восточной, а сторона, где пятна заходят — западной.

Ось вращения Солнца наклонена к оси вращения Земли под углом примерно 7.25 градуса, поэтому для наблюдателя с Земли кажется будто Солнце слегка покачивается при вращении. Это позволяет нам заглядывать за северный полюс Солнца в сентябре и за его южный полюс в марте.

Так как Солнце не твердое тело, а плазменный шар, то его вращение происходит иначе, чем вращение Земли и планет. Экваториальные области Солнца вращаются заметно быстрее полярных областей и совершают полный оборот примерно за 24 дня, тогда как полярные области — более чем за 30. Такой характер вращения называется дифференциальным. Нам еще предстоит понять причины такого движения, которые в настоящее время остаются загадкой.

Хромосфера Солнца

Структура хромосферы

Хромосфера — это неоднородный по структуре слой солнечной атмосферы, расположенный непосредственно над фотосферой. Температура хромосферы растет с высотой от 6000° C до примерно 20,000° C. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода, в частности в линии H-альфа. Одной из наиболее интересных деталей, которые можно наблюдать в хромосфере на изображениях в линии H-альфа, являются протуберанцы, представляющие собой области плотной холодной плазмы, проникающие высоко в корону и по этой причине видимые над солнечным лимбом. Излучение хромосферы Солнца в линии H-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет. Возможно именно это дало название хромосфере, которое можно перевести как «цветная сфера».

Наблюдения хромосферы в линии H-альфа

С помощью спектрографа или фильтра, выделяющего из общего потока солнечного излучения линию H-альфа, на поверхности хромосферы Солнца можно увидеть множество интересных деталей. Это яркие флокулы вокруг солнечных пятен, темные волокна, лежащие на диске, и протуберанцы над солнечным лимбом.

Хромосфера является местом протекания многообразных активных процессов. Здесь можно наблюдать солнечные вспышки, выбросы волокон и протуберанцев в межпланетное пространство, появление и исчезновение поствспышечных магнитных петель. Природа этих процессов и исследование их особенностей являются одним из важных предметов современной физики Солнца.
Наблюдения хромо

сферы в линии K ионизованного кальция

Ислледования хромосферы Солнца не исчерпываются наблюдениями в линии H-альфа. Многие детали на поверхности хромосферы также видны в линии излучения ионизованного кальция Ca II с длиной волны 3934 ангстрем (линия K кальция), расположенной в фиолетовой части солнечного спектра. Это излучение обнаружено и на других звездах солнечного типа. Благодаря этому мы теперь знаем не только о хромосфере Солнца, но и о хромосфере далеких звезд.

Источник