Общие сведения о Солнце:
Масса |
2∙1030 кг |
Радиус |
696 000 км |
Средняя плотность |
1 400 кг/м3 |
Среднее расстояние от Земли |
149,6 млн. км |
Период вращения |
25,380 суток |
Светимость |
3,86∙1026 Вт |
Видимая звездная величина |
–26,75m |
Спектральный класс |
G2 V |
Эффективная температура поверхности |
5 780 К |
Возраст |
около 5 млрд. лет |
|
| |
|
|
Рисунок 25 Радиус Солнца
в 109 раз больше радиуса Земли. |
Размеры Солнца очень велики. Так, радиус
Солнца в 109 раз, а масса – в 330 000 раз больше
радиуса и массы Земли. А вот средняя плотность
нашего светила невелика – всего в 1,4 раза
больше плотности воды.
Впервые вращение Солнца наблюдал Галилей
по движению пятен по поверхности. Различные
зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными
периодами. Так точки на экваторе имеют
период около 25 суток, на широте 40° период
вращения равен 27 суток, а вблизи полюсов
– 30 суток. Это доказывает, что Солнце вращается
не как твердое тело, скорость вращения
точек на поверхности Солнца уменьшается
от экватора к полюсам.
Полное количество энергии, излучаемой
Солнцем, составляет L
= 3,86∙1033 эрг/с = 3,86∙1026 Вт. Это соответствует
6,5 кВт с каждого квадратного сантиметра
его поверхности! Лишь одну двухмиллиардную
часть этой энергии получает Земля.
Положение Солнца в Галактике
Солнце расположено в плоскости Галактики
и удалено от ее центра на 8 кпк и от плоскости
Галактики примерно на 25 пк. В области Галактики,
где расположено наше Солнце, звездная
плотность составляет 0,12 звезд на пк3.
|
Модель. Положение Солнца в Галактике.
|
Первый, кто заметил, что в направлении
созвездия Геркулеса звезды как бы расходятся
в разные стороны, а с противоположной
стороны – как бы сдвигаются, был Вильям Гершель. Он объяснил это движением Солнца в
пространстве.
Солнце (и Солнечная система) движется
со скоростью 20 км/с в направлении к границе
созвездий Лиры и Геркулеса. Это объясняется
местным движением внутри ближайших звезд.
Эта точка называется апексом движения Солнца, ее координаты α ≈ 18h, δ ≈ +30°. Точка
на небесной сфере, противоположная апексу,
называется антиапекс. В этой точке пересекаются
направления собственных скоростей ближайших
к Солнцу звезд. Движения ближайших к Солнцу
звезд происходят с небольшой скоростью,
это не мешает им участвовать в обращении
вокруг галактического центра.
Солнечная система участвует во вращении вокруг центра Галактики со скоростью
около 220 км/с. Это движение происходит
в направлении созвездия Лебедя. Период
обращения Солнца вокруг галактического
центра около 220 млн. лет.
Под поверхностью
Солнце – раскаленный газовый
шар, температура в центре которого очень
высока, настолько, что там могут происходить
ядерные реакции. 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
1,5∙105 кг/м3 (тяжелее
железа).
|
|
Рисунок 26
Зависимость температуры, давления
и плотности Солнца от расстояния до центра.
Радиус Солнца приблизительно равен 696 000 км.
|
Солнце – сферически симметричное
тело, находящееся в равновесии. Плотность
и давление быстро нарастают вглубь; рост
давления объясняется весом всех вышележащих
слоев. В каждой внутренней точке Солнца
выполняется условие гидростатического
равновесия. Это означает, что давление
на любом расстоянии от центра уравновешивается
гравитационным притяжением.
Солнце – сферически симметричное
тело, находящееся в равновесии. Плотность
и давление быстро нарастают вглубь; рост
давления объясняется весом всех вышележащих
слоев. В каждой внутренней точке Солнца
выполняется условие гидростатического
равновесия. Это означает, что давление
на любом расстоянии от центра уравновешивается
гравитационным притяжением.
В центральной области с радиусом
примерно в треть солнечного – ядре – происходят ядерные реакции. Затем
через зону лучистого переноса энергия излучением переносится
из внутренних областей Солнца к поверхности.
И фотоны, и нейтрино рождаются в зоне
ядерных реакций в центре Солнца. Но если
нейтрино очень слабо взаимодействуют
с веществом и мгновенно свободно покидают
Солнце, то фотоны многократно поглощаются
и рассеиваются до тех пор, пока не достигнут
внешних, более прозрачных слоев атмосферы
Солнца, которую называют фотосферой.
Пока температура высока – больше 2 миллионов
градусов, – энергия переносится лучистой
теплопроводностью, то есть фотонами.
Зона непрозрачности, обусловленная рассеянием
фотонов на электронах, простирается примерно
до расстояния 2/3R
радиуса Солнца. При понижении температуры
непрозрачность сильно возрастает, и диффузия
фотонов длится около миллиона лет.
Примерно с расстоянии 2/3R
находится конвективная зона. В этих слоях непрозрачность
вещества становится настолько большой,
что возникают крупномасштабные конвективные
движения. Здесь начинается конвекция,
то есть перемешивание горячих и холодных
слоев вещества. Аналогичный процесс происходит
в кипящей воде. Время подъема конвективной
ячейки сравнительно невелико – несколько
десятков лет.
|
|
Рисунок 27
Внутреннее строение Солнца.
|
Исследование глубинных слоев Солнца
в последнее время продвинулось вперед
за счет гелиосейсмологии.
Гелиосейсмология
Гелиосейсмология – наука, которая изучает колебания
Солнца.
В шестидесятых годах XX века
астрономы обнаружили, что верхний слой
солнечной атмосферы раз в пять минут
поднимается и опускается. Благодаря этим
«солнцетрясениям» астрофизики научились
прослушивать Солнце, как врач слушает
удары сердца человека.
В солнечной атмосфере распространяются
акустические волны, подобные звуковым
волнам в воздухе. В верхних слоях солнечной
атмосферы волны, возникшие в конвективной
зоне и в фотосфере, передают солнечному
веществу часть механической энергии
конвективных движений и производят нагревание
газов последующих слоев атмосферы –
хромосферы и короны. В результате верхние
слои фотосферы с температурой около 4500 K
оказываются самыми «холодными» на Солнце.
Как вглубь, так и вверх от них температура
газов быстро растет.
Всякая солнечная атмосфера
постоянно колеблется. В ней распространяются
как вертикальные, так и горизонтальные
волны с длинами в несколько тысяч километров.
Колебания носят резонансный характер
и происходят с периодом около 5 минут.
Но самое интересное – регистрация
скорости колебания солнечной поверхности.
Эти скорости очень малы – десятки сантиметров
в секунду, но спектральными приборами
(используя эффект
Доплера) измеряется изменение скорости
во времени, а не само значение скорости.
Удалось построить зависимость скорости
от глубины, что привело к уточнению внутреннего
строения Солнца.
|
|
Рисунок 28 Различные слои
Солнца вращаются с разной скоростью.
|
Стало ясно, что внутренние
части Солнца вращаются быстрее; особенно
быстро вращается ядро. Именно особенности
такого вращения могут приводить к возникновению
магнитного поля Солнца. Одна из нерешенных
пока проблем – причины самих колебаний.
Возможно, одной из причин может быть грануляция:
выходящие на поверхность потоки плазмы
вызывают разбегающиеся во все стороны
волны. Однако, эта модель не может удовлетворительно
ответить на все вопросы: в частности,
почему волны столь устойчивы, что могут
обежать все Солнце, не затухая.
Фотосфера
Наблюдаемое излучение Солнца
возникает в его тонком внешнем слое, который
называется фотосферой. Толщина этого слоя 0,001R
= 700 км.
В фотосфере образуется видимое
излучение Солнца, имеющее непрерывный
спектр. Плотность вещества на нижней
границе фотосферы 5∙10–7 г/см3, тогда как
на верхней границе она в тысячу раз меньше
(атмосфера Земли у поверхности более
плотна).
«Видимая» поверхность Солнца определяется той глубиной
в атмосфере, ниже которой она практически
непрозрачна. За эту поверхность условно
принимают уровень, на котором при наблюдении
сверху оптическая толщина на длине волны
λ = 500 нм достигает единицы. Он него отсчитывают
высоту h в атмосфере.
Видимый нами свет излучается
отрицательными ионами водорода. Они же
его и поглощают, поэтому с глубиной фотосфера
быстро теряет прозрачность. Вот почему
видимый край Солнца кажется нам очень
резким.
|
|
Рисунок 29
Солнце – газовый шар, не имеющий
четких границ. Однако мы видим его резко
очерченным потому, что практически все
излучение Солнца исходит из фотосферы.
|
|
|
Рисунок 30 Грануляция на
Солнце. Фотография сделана в узком диапазоне
спектра. |
На поверхности Солнца можно
разглядеть много деталей. Вся фотосфера
Солнца состоит из светлых зернышек, пузырьков.
Эти зернышки называются гранулами. Размеры гранул невелики, 1000–2000 км
(около 1" дуги), расстояние между ними
– 300–600 км. На Солнце наблюдается одновременно
около миллиона гранул. Каждая гранула
существует несколько минут. Гранулы окружены
темными промежутками, как бы сотами. В
гранулах вещество поднимается, а вокруг
них – опускается. Грануляция – проявление конвекции в более
глубоких слоях Солнца.
Гранулы создают общий фон,
на котором можно наблюдать несравненно
более масштабные образования, такие,
как протуберанцы, факелы, солнечные
пятна и др.
|
|
Рисунок 31 Строение внешних
слоев Солнца. |
Хромосфера
|
|
Рисунок 32 Хромосферу Солнца,
обнаруженную во время полных солнечных
затмений, теперь астрономы наблюдают
каждый день в современные телескопы.
|
Хромосфера Солнца видна только в моменты
полных солнечных затмений. Луна полностью
закрывает фотосферу, и хромосфера вспыхивает,
как небольшое кольцо ярко-красного цвета,
окруженное жемчужно-белой короной. Хромосфера получила свое название
именно из-за этого явления (греч. «окрашенная
сфера»).
Хромосфера Солнца видна только в моменты
полных солнечных затмений. Луна полностью
закрывает фотосферу, и хромосфера вспыхивает,
как небольшое кольцо ярко-красного цвета,
окруженное жемчужно-белой короной. Хромосфера получила свое название
именно из-за этого явления (греч. «окрашенная
сфера»).
Размеры хромосферы 10–15 тысяч
километров, а плотность вещества в сотни
тысяч раз меньше, чем в фотосфере. Температура
в хромосфере быстро растет, достигая
в верхних ее слоях десятков тысяч градусов.
Рост температуры объясняется воздействием
магнитных полей и волн, проникающих в
хромосферу из зоны конвективных движений.
Здесь нагрев происходит, как в микроволновой
печи, только гигантских размеров.
На краю хромосферы наблюдаются
выступающие язычки пламени – хромосферные спикулы, представляющие собою вытянутые
столбики из уплотненного газа. Температура
этих струй выше, чем температура фотосферы.
|
|
Рисунок 33
Спикулы в хромосфере. Фотография
сделана с использованием фильтра.
|
Во время полного солнечного
затмения можно получить спектр хромосферы,
который называется спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных
линий водорода бальмеровской серии, гелия,
ионизированного кальция и других элементов,
которые внезапно вспыхивают во время
полной фазы затмения.
Солнечная корона
|
|
Рисунок 34
Солнечная корона во время полного
затмения в Боливии в 1994 году. |
Самая внешняя, самая разреженная
и самая горячая часть солнечной атмосферы
– корона. Она прослеживается от солнечного
лимба до расстояний в десятки солнечных
радиусов. Несмотря на сильное гравитационное
поле Солнца, это возможно благодаря огромным
скоростям движения частиц, составляющих
корону. Корона имеет температуру около
миллиона градусов и состоит из высокоионизированного
газа. Возможно, причиной такой высокой
температуры являются поверхностные
выбросы солнечного вещества в виде
петель и арок. Миллионы колоссальных
фонтанов переносят в корону вещество,
нагретое в глубинных слоях Солнца.