2. Состав и строение Солнца
Для изучения Солнца используются телескопы особой конструкции — башенные солнечные телескопы (рис. 5.1). Система зеркал непрерывно поворачивается вслед за Солнцем и направляет его лучи вниз на главное зеркало, а затем они попадают в спектрографы или другие приборы, с помощью которых проводятся исследования Солнца. Благодаря большому фокусному расстоянию солнечных телескопов (до 90 м) можно получить изображение Солнца диаметром до 80 см и детально изучать происходящие на нём явления. Они лучше видны на спектрогелиограммах (см. цветную вклейку XII) — снимках Солнца, которые сделаны в лучах, соответствующих спектральным линиям водорода, кальция и некоторых других элементов.
Важнейшую информацию о физических процессах на Солнце даёт спектральный анализ. Именно в спектре Солнца Йозеф Фраунгофер ещё в 1814 г. обнаружил и описал линии поглощения, по которым, как стало ясно почти полвека спустя, можно узнать состав его атмосферы (см. рис. 4 на цветной вклейке XII). В настоящее время в солнечном спектре зарегистрировано более 30 тыс. линий, принадлежащих 72 химическим элементам. Химический элемент гелий (от греч. «гелиос» — солнечный) был сначала открыт спектральными методами на Солнце, а лишь затем уже обнаружен на Земле. Все последующие попытки найти линии других неизвестных элементов не увенчались успехом, но были тем не менее не бесполезны. Они во многом способствовали развитию теории спектрального анализа, которая важна как для астрофизики, так и для физики в целом.
Современные данные о химическом составе Солнца таковы: водород составляет около 70% солнечной массы, гелии — более 28%, остальные элементы — менее 2%. Количество атомов этих элементов в 1000 раз меньше, чем атомов водорода и гелия. Эти соотношения представлены на рисунке 5.2.
Вещество Солнца сильно ионизовано: атомы, потерявшие электроны своих внешних оболочек и ставшие ионами, вместе со свободными электронами образуют плазму. Средняя плотность солнечного вещества примерно 1400 кг/м 3 . Она соизмерима с плотностью воды и в 1000 раз больше плотности воздуха у поверхности Земли.
Используя закон всемирного тяготения и газовые законы, можно рассчитать условия внутри Солнца, построить модель «спокойного» Солнца. Оно находится в равновесии, поскольку в каждом его слое действие сил тяготения, которые стремятся сжать Солнце, уравновешивается действием сил внутреннего давления газа. Действием гравитационных сил в недрах Солнца создаётся огромное давление. Сделаем приближённый расчёт его величины для слоя, лежащего на расстоянии R/2 от центра Солнца. При этом будем считать, что плотность вещества внутри Солнца всюду равна средней (рис. 5.3).
Сила тяжести на этой глубине определяется массой вещества, заключенной в радиальном столбике, высота которого R/2, площадь S, а также ускорением свободного падения на поверхности сферы радиусом R/2. Масса вещества в этом столбике равна:
а ускорение на расстоянии R/2 (согласно закону всемирного тяготения) выражается так:
так как объём этой сферы составляет 1/8 от объёма всего Солнца. Подставив необходимые данные в формулу р = mg/S, получим, что давление равно примерно 6,6 • 10 13 Па, т. е. в 1 млрд раз превосходит нормальное атмосферное давление. Для вычисления температуры воспользуемся уравнением Клапейрона—Менделеева: 
Поскольку 
где R — универсальная газовая постоянная, а M — молярная масса водородной плазмы. Если считать, что в состав вещества входят в равном количестве протоны и электроны, то она примерно равна 0,5 • 10 -3 кг/моль. Тогда Т = 2,8 • 10 6 К. Более точные расчеты, проведенные с учетом изменения плотности с глубиной, дают результаты, лишь незначительно отличающиеся от полученных выше: р = 6,1 • 10 13 Па, Т= 3,4 • 10 6 К.
Источник
Состав солнца близок по составу
Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние от Земли до Солнца равно 1 а. е. (149,6 млн км) – свет идет до Солнца всего 8 минут.
Размеры Солнца во много раз превышают не только размеры больших планет, но и расстояния от большинства спутников до планет. Радиус Солнца в 109 раз, а масса – в 330 000 раз больше радиуса и массы Земли.
 |
| |||||||||||||||||
В центре Солнца температура достигает 15 миллионов градусов, а давление в 200 миллиардов раз выше, чем у поверхности Земли. Газ сжат здесь до плотности около 150 000 кг/м 3 .
 | |||||
 | ||||
 |
 | ||
| Фотосферой называется та часть атмосферы Солнца, в которой образуется видимое излучение. Ее толщина составляет всего 700 км. В фотосфере наблюдаются гранулы (светлые мелкие образования, размером 1000–2000 км), пятна (холодные области фотосферы, температура пятен около 3500–4500 К, размеры крупных пятен могут превышать 100000 км), факелы (светлые образования, окружающие пятна, температура факелов может достигать 8000 К, размеры – 30000 км). Выше фотосферы расположена хромосфера Солнца, протяженностью 10000–15000 км. Над хромосферой могут наблюдаться протуберанцы – причудливой формы арки, фонтаны, облака.
|
