Протуберанці
Поверхня Сонця, яку бачимо, відома як фотосфера. Це область, де світло з ядра нарешті досягає поверхні. Температура фотосфери становить близько 6000 К, і вона світиться білим.
Прямо над фотосферою, атмосфера тягнеться на кілька сотень тисяч кілометрів. Розгляньмо будову атмосфери Сонця.
Перший шар в атмосфері має мінімальну температуру і знаходиться на відстані близько 500 км над поверхнею фотосфери, з температурою близько 4000 К. Для зірки це досить прохолодно.
Хромосфера
Наступний шар відомий як хромосфера. Вона знаходиться на відстані лише близько 10.000 км від поверхні. У верхній частині хромосфери температура може досягати 20000 К. Хромосфера невидима без спеціального обладнання, в якому використовуються вузькосмугові оптичні фільтри. Гігантські сонячні протуберанці можуть підніматися у хромосфері на висоту 150 000 км.
Над хромосферою розташовується перехідний шар. Нижче цього шару гравітація є домінуючою силою. Над перехідною областю температура піднімається швидко, тому що гелій стає повністю іонізованим.
Сонячна корона
Наступний прошарок — корона, і вона поширюється від Сонця на мільйони кілометрів у космосі. Ви можете побачити корону під час повного затемнення, коли диск світила закритий Місяцем. Температура корони приблизно в 200 разів гарячіша за поверхню.
У той час, як температура фотосфери всього 6000 K, корона може досягати 1-3 млн. градусів Кельвіна. Вчені досі не знають, чому вона настільки висока.
Геліосфера
Верхня частина атмосфери називається геліосферою. Це міхур простору, заповнений сонячним вітром, він тягнеться приблизно на 20 астрономічних одиниць (1 а.е. це відстань від Землі до Сонця). Зрештою, геліосфера поступово переходить у міжзоряне середовище.
Сонценезважаючи на те, що числиться "жовтим карликом"таке велике, що нам навіть складно уявити. Коли ми говоримо, що маса Юпітера - це 318 мас Землі, це здається неймовірним. Але коли ми дізнаємося, що 99,8% маси всієї речовини припадає на Сонце — це просто виходить за межі розуміння.
Минулими роками ми чимало дізналися про те, як влаштована «наша» зірка. Хоча людство не винайшло (і навряд чи колись винайде) дослідницький зонд, здатний фізично наблизитися до Сонця і взяти проби його речовини, ми непогано поінформовані про його склад.
Знання фізики та можливості дають нам можливість точно сказати, з чого складається Сонце: 70% його маси становить водень, 27% — гелій, інші елементи (вуглець, кисень, азот, залізо, магній та інші) — 2,5%.
Проте, лише цією сухою статистикою наші знання, на щастя, не обмежуються.
Що знаходиться всередині Сонця
Згідно з сучасними розрахунками температура в надрах Сонця досягає 15-20 мільйонів градусів Цельсія, щільність речовини зірки досягає 1,5 грама на кубічний сантиметр.
Джерело енергії Сонця - ядерна реакція, що постійно йде, що протікає глибоко під поверхнею, завдяки якій і підтримується висока температуру світила. Глибоко під поверхнею Сонця водень перетворюється на гелій через ядерну реакцію з супутнім виділенням енергії.
"Зона ядерного синтезу" Сонця називається сонячним ядромі має радіус приблизно 150-175 тис. км (до 25% радіусу Сонця). Щільність речовини в сонячному ядрі в 150 разів перевищує щільність води і майже в 7 разів - щільність найщільнішої речовини на Землі: осмію.
Вченим відомі два види термоядерних реакцій, що протікають усередині зірок: водневий циклі вуглецевий цикл. На Сонці переважно протікає водневий цикл, який можна розбити на три етапи:
- ядра водню перетворюються на ядра дейтерію (ізотоп водню)
- ядра водню перетворюються на ядра нестійкого ізотопу гелію
- продукти першої та другої реакції пов'язуються з утворенням стійкого ізотопу гелію (Гелій-4).
Кожну секунду на випромінювання перетворюються 4,26 мільйона тонн речовини зірки, однак у порівнянні з вагою Сонця, навіть це неймовірне значення так мало, що їх можна знехтувати.
Вихід тепла з надр Сонця відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що надходить знизу та його подальшого перевипромінювання.
Ближче до поверхні сонця енергія, що випромінюється з надр, переноситься переважно в зоні конвекціїСонця за допомогою процесу конвекції- перемішуванні речовини ( теплі потокиречовини піднімаються ближче до поверхні, а холодні опускаються).
Зона конвекції залягає на глибині близько 10% сонячного діаметра і сягає майже поверхні зірки.
Атмосфера Сонця
Вище зони конвекції починається атмосфера Сонця, у ній перенесення енергії знову відбувається з допомогою випромінювання.
Фотосфероюназивають нижній шар сонячної атмосфери – видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичній товщині приблизно 2/3 одиниці, а абсолютних величинах фотосфера досягає товщини 100-400 км. Саме фотосфера є джерелом видимого випромінювання Сонця, температура становить від 6600 К (на початку) до 4400 К (біля верхнього краю фотосфери).
Насправді Сонце виглядає як ідеальне коло з чіткими межами тільки тому, що на межі фотосфери його яскравість падає у 100 разів за одну секунду дуги. За рахунок цього краю Сонячного диска помітно менш яскраві ніж центр, їхня яскравість всього 20% від яскравості центру диска.
Хромосфера- Другий атмосферний шар Сонця, зовнішня оболонка зірки, товщиною близько 2000 км, що оточує фотосферу. Температура хромосфери збільшується з висотою від 4000 до 20 000 К. Спостерігаючи Сонце із Землі, ми бачимо хромосферу через малу щільність. Її можна спостерігати лише під час сонячних затемнень — інтенсивне червоне свічення навколо країв сонячного диска, і є хромосфера зірки.
Сонячна корона- Остання зовнішня оболонка сонячної атмосфери. Корона складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що виходять і вивергаються на кілька сотень тисяч і навіть більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи сонячний вітер. Середня корональна температура становить до 2 млн К, але може сягати й 20 млн К. Однак, як і у випадку з хромосферою — із землі сонячна корона видно лише під час затемнень. Занадто мала щільність речовини сонячної корони не дозволяє спостерігати її у звичайних умовах.
сонячний вітер
сонячний вітер- Потік заряджених частинок (протонів і електронів), що випускаються нагрітими зовнішніми шарами атмосфери зірки, який простягається до меж нашої планетарної системи. Світило щомиті втрачає мільйони тонн своєї маси, через це явище.
Біля орбіти планети Земля швидкість частинок сонячного вітру сягає 400 кілометрів на секунду (вони переміщаються нашою зірковою системою з надзвуковою швидкістю), а щільність сонячного вітру від кількох і кілька десятків іонізованих частинок у кубічному сантиметрі.
Саме сонячний вітер нещадно «тріпле» атмосферу планет, «видаючи» гази, що містяться в ній. відкритий космос, він багато в чому відповідальний за . Протистояти сонячному вітру Землі дозволяє магнітне поле планети, яке є невидимим захистом від сонячного вітру і перешкоджає відтоку атомів атмосфери у відкритий космос. При зіткненні Сонячного вітру з магнітним полемпланети відбувається оптичне явище, яке на Землі ми називаємо полярне сяйво, що супроводжується магнітними бурями.
Втім, незаперечна і користь сонячного вітру — саме він «здуває» із Сонячної системи та космічну радіацію галактичного походження — а отже, оберігає нашу зіркову систему від зовнішніх, галактичних випромінювань.
Дивлячись на красу полярних сяйв, важко повірити, що ці сполохи - видима ознака сонячного вітру та магнітосфери Землі
Найближча до нас зірка – це, звичайно, Сонце. Відстань від Землі до нього за космічними параметрами зовсім невелика: від Сонця до Землі сонячне світло йде лише 8 хвилин.
Сонце – це простий жовтий карлик, як вважали раніше. Це центральне тіло сонячної системи, біля якої крутяться планети. великою кількістюважкі елементи. Це зірка, що утворилася після кількох вибухів наднових, біля якої сформувалася планетна система. За рахунок розташування, близького до ідеальних умов, на третій планеті Земля виникло життя. Вік Сонця налічує вже п'ять мільярдів років. Але давайте розберемося, чому воно світить? Яка будова Сонця і які його характеристики? Що чекає на нього в майбутньому? Наскільки значний вплив він робить на Землю та її мешканців? Сонце - це зірка, навколо якої обертаються всі 9 планет сонячної системи, у тому числі наша. 1 а. (астрономічна одиниця) = 150 млн. км – так само є і середня відстань від Землі до Сонця. У Сонячну систему входять дев'ять великих планет, близько сотні супутників, безліч комет, десятки тисяч астероїдів (малих планет), метеорні тіла та міжпланетні газ та запал. У центрі всього цього знаходиться наше Сонце.
Сонце світить вже мільйони років, що підтверджують сучасні біологічні дослідження, одержані із залишків синьо-зелено-синіх водоростей. Зміни температура поверхні Сонця хоча б на 10%, і на Землі, загинуло б все живе. Тому добре, що наша зірка рівномірно випромінює енергію, необхідну процвітання людства та інших істот на Землі. У релігіях і міфах народів світу Сонце постійно займало чільне місце. Майже всі народи давнини, Сонце було найголовнішим божеством: Геліос – у древніх греків, Ра – бог Сонця древніх єгиптян і Ярило в слов'ян. Сонце приносило тепло, урожай, усі шанували його, бо без нього не було б життя на Землі. Розміри Сонця вражають. Наприклад, маса Сонця в 330 000 разів більша за масу Землі, а його радіус у 109 разів більша. Зате щільність нашого зоряного світила невелика – в 1,4 рази більша, ніж щільність води. Рух плям на поверхні помітив ще сам Галілео Галілей, таким чином довівши, що Сонце не стоїть на місці, а обертається.
Конвективна зона Сонця
Радіоактивна зона близько 2/3 внутрішнього діаметра Сонця, а радіус становить близько 140 тис. км. Віддаляючись від центру, фотони втрачають свою енергію під впливом зіткнення. Таке явище називають феномен конвекції. Це нагадує процес, що відбувається в киплячому чайнику: енергії, що надходить від нагрівального елемента, набагато більше за ту кількість, яка відводиться тепло провідністю. Гаряча вода, що знаходиться поблизу від вогню, піднімається, а холодніша опускається вниз. Цей процес називають конвенцією. Сенс конвекції в тому, що щільніший газ розподіляється по поверхні, охолоджується і знову йде до центру. Процес перемішування у конвективній зоні Сонця здійснюється безперервно. Дивлячись у телескоп поверхню Сонця, можна побачити її зернисту структуру — грануляції. Відчуття таке, що воно складається із гранул! Це з конвекцією, що відбувається під фотосферою.
Фотосфера Сонця
Тонкий шар (400 км) — фотосфера Сонця, знаходиться прямо за конвективною зоною і є видимою із Землі «справжньою сонячною поверхнею». Вперше гранули на фотосфері сфотографував француз Янссен 1885р. Середньостатистична гранула має розмір 1000 км, пересувається зі швидкістю 1км/сек та існує приблизно 15 хв. Темні освіти на фотосфері можна спостерігати в екваторіальній частині, а потім зрушуються. Найсильніші магнітні поля є відмінною рисою таких плям. А темний колір виходить внаслідок нижчої температури щодо навколишньої фотосфери.
Хромосфера Сонця
Хромосфера Сонця (кольорова сфера) – щільний шар (10 000 км) сонячної атмосфери, що знаходиться за фотосферою. Хромосферу спостерігати досить проблематично, за рахунок її близького розташування до фотосфери. Найкраще її видно, коли Місяць закриває фотосферу, тобто. під час сонячних затемнень.
Сонячні протуберанці - це величезні викиди водню, що нагадують довгі волокна, що світяться. Протуберанці піднімаються на величезну відстань, що досягають діаметра Сонця (1.4 млм км), рухаються зі швидкістю близько 300 км/сек, а температура при цьому досягає 10 000 градусів.
Сонячна корона – зовнішні та протяжні шари атмосфери Сонця, що беруть початок над хромосферою. Довжина сонячної корони є дуже тривалою і досягає значень кількох діаметрів Сонця. На запитання, де саме вона закінчується, вчені поки не отримали однозначної відповіді.
Склад сонячної корони – це виряджена, високо іонізована плазма. У ній містяться важкі іони, електрони з ядром із гелію та протони. Температура корони досягає від 1 до 2ух млн градусів К щодо поверхні Сонця.
Сонячний вітер – це безперервне закінчення речовини (плазми) із зовнішньої оболонки сонячної атмосфери. До його складу входять протони, атомні ядра та електрони. Швидкість сонячного вітру може змінюватися від 300 км/сек до 1500 км/сек відповідно до процесів, що відбуваються на Сонці. Сонячний вітер, що поширюється по всій сонячній системі і, взаємодіючи з магнітним полем Землі, викликає різні явища, одним з яких є північне сяйво.
Характеристики Сонця
Маса Сонця: 2∙1030 кг (332 946 мас Землі)
Діаметр: 1 392 000 км
Радіус: 696 000 км.
Середня щільність: 1400 кг/м3
Нахил осі: 7,25° (щодо площини екліптики)
Температура поверхні: 5780 К
Температура у центрі Сонця: 15 млн градусів
Спектральний клас: G2 V
Середня відстань від Землі: 150 млн км
Вік: 5 млрд. років
Період обертання: 25,380 діб
Світність: 3,86∙1026 Вт
Видима зіркова величина: 26,75m
Щоб познайомитися з внутрішньою будовою Сонця, зараз здійснимо уявну подорож з центру світила до його поверхні. Але як ми визначатимемо температуру та щільність сонячної кулі на різних глибинах? Як зможемо дізнатися, які процеси відбуваються усередині Сонця?
Виявляється, більшість фізичних параметрів зірок (наше Сонце теж зірка!) не вимірюються, а розраховуються теоретично за допомогою комп'ютерів. Вихідними для таких обчислень є лише деякі загальні характеристикизірки, наприклад, її маса, радіус, а також фізичні умови, що панують на її поверхні: температура, протяжність і щільність атмосфери тощо. Хімічний склад зірки (зокрема Сонця) визначається спектральним шляхом. І ось на підставі цих даних астрофізик-теоретик створить математичну модель Сонця. Якщо така модель відповідає результатам спостережень, її можна вважати досить хорошим наближенням до дійсності. А ми, спираючись на таку модель, постараємося уявити всю екзотику глибин великого світила.
Центральна частина Сонця називається його ядром. Речовина всередині сонячного ядра надзвичайно стисло. Його радіус дорівнює приблизно 1/4 радіусу Сонця, а обсяг становить 1/45 частину (трохи більше 2%) від повного обсягу Сонця. Проте в ядрі світила упаковано майже половину сонячної маси. Це стало можливим завдяки дуже високому ступеню іонізації сонячної речовини. Умови там точно такі, які потрібні для роботи термоядерного реактора, Ядро є гігантською керованою силовою станцією, де народжується сонячна енергія.
Перемістившись із центру Сонця приблизно на 1/4 його радіусу, ми вступаємо в так звану зону перенесення енергії випромінюванням. Цю саму протяжну внутрішню область Сонця можна уявити на кшталт стінок ядерного котла, якими сонячна енергія повільно просочується назовні. Але чим ближче до поверхні Сонця, тим менша температура та тиск. В результаті виникає вихрове перемішування речовини та перенесення енергії відбувається переважно самою речовиною. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця, де вона відбувається, конвективної зоною. Дослідники Сонця вважають, що її роль у фізиці сонячних процесів винятково велика. Адже саме тут зароджуються різноманітні рухи сонячної речовини та магнітні поля.
Нарешті ми маємо видиму поверхню Сонця. Оскільки наше Сонце — зірка, розпечена плазмова куля, у неї, на відміну від Землі, Місяця, Марса та подібних до них планет, не може бути справжньої поверхні, яка розуміється в повному розумінні цього слова. І якщо говоримо про поверхні Сонця, це поняття умовне.
Видима поверхня Сонця, що світиться, розташована безпосередньо над конвективною зоною, називається фотосферою, що в перекладі з грецької означає «сфера світла».
Фотосфера – це 300-кілометровий шар. Саме звідси надходить до нас сонячне випромінювання. І коли ми дивимося на Сонце із Землі, то фотосфера є саме тим шаром, який пронизує наш зір. Випромінювання ж із глибших шарів до нас вже не доходить, і побачити їх неможливо.
Температура у фотосфері зростає з глибиною та в середньому оцінюється в 5800 К.
З фотосфери виходить переважна більшість оптичного (видимого) випромінювання Сонця. Тут середня густина газу становить менше 1/1000 густини повітря, яким ми дихаємо, а температура в міру наближення до зовнішнього краю фотосфери зменшується до 4800 К. Водень за таких умов зберігається майже повністю в нейтральному стані.
Астрофізики за поверхню великого світила приймають основу фотосфери. Саму ж фотосферу вважають найнижчим (внутрішнім) шаром сонячної атмосфери. Над ним розташовані ще два шари, які утворюють зовнішні шари сонячної атмосфери,— хромосфера та корона. І хоча різких кордонів між цими трьома шарами немає, познайомимося з їхніми головними відмітними ознаками.
Жовто-біле світло фотосфери має безперервний спектр, тобто має вигляд суцільної райдужної смужки з поступовим переходом кольорів від червоного до фіолетового. Але в нижніх шарах розрідженої хромосфери, в області так званого температурного мінімуму, де температура опускається до 4200 К, сонячне світло зазнає поглинання, завдяки якому в спектрі Сонця утворюються вузькі лінії поглинання. Їх називають фраунгоферовими лініями, на ім'я німецького оптика Йозефа Фрау та гофера, який у 1816 році ретельно виміряв довжини хвиль 754 лінії.
На сьогоднішній день у спектрі Сонця зареєстровано понад 26 тис. темних ліній різної інтенсивності, що виникають через поглинання світла холодними атомами. І оскільки кожен хімічний елемент має свій характерний набір ліній поглинання, це дозволяє визначити його присутність у зовнішніх шарах сонячної атмосфери.
Хімічний склад атмосфери Сонця подібний до складу більшості зірок, що утворилися протягом кількох останніх мільярдів років (їх називають зірками другого покоління). Порівняно зі старими небесними світилами (зірками першого покоління) вони містять у десятки разів більше важких елементів, тобто елементів, які важчі за гелій. Астрофізики вважають, що важкі елементи вперше з'явилися в результаті ядерних реакцій, що протікали під час вибухів зірок, а можливо навіть під час вибухів галактик. У період освіти Сонця міжзоряне середовище вже було досить добре збагачено важкими елементами (саме Сонце ще виробляє елементи важче гелію). Але паша Земля та інші планети конденсувалися, мабуть, із тієї ж газопилової хмари, що й Сонце. Тому не виключено, що, вивчаючи хімічний складнашого денного світила, ми також вивчаємо склад первинної протопланетної речовини.
Оскільки температура в сонячній атмосфері змінюється з висотою, на різних рівнях лінії поглинання створюються атомами різних хімічних елементів. Це дозволяє вивчати різні атмосферні шари великого світила та визначати їхню протяжність.
Над фотосферою розташований більш розріджений стиль! атмосфери Сонця, яке називається хромосферою, що означає «забарвлена сфера». Її яскравість у багато разів менша за яскравість фотосфери, тому хромосфера буває видно лише за короткі хвилини повних сонячних затемнень, як рожеве кільце навколо темного диска Місяця. Червоний колір хромосфері надає випромінювання водню. Цей газ має найінтенсивнішу спектральну лінію — На— знаходиться в червоній ділянці спектру, а водню в хромосфері особливо багато.
За спектрами, отриманими під час сонячних затемнень, видно, що червона лінія водню зникає на висоті приблизно 12 тис. км над фотосферою, а липні іонізованого кальцію перестають бути видимими на висоті 14 тис. км. Ось ця висота і сприймається як верхня межа хромосфери. У міру підйому зростає температура, досягаючи у верхніх шарах хромосфери 50 000 К. Зі зростанням температури посилюється іонізація водню, а потім і гелію.
Підвищення температури в хромосфері цілком зрозуміле. Як відомо, щільність сонячної атмосфери швидко зменшується з висотою, а розріджене середовище випромінює енергії менше, ніж щільне. Тому енергія, що надходить від Сонця, розігріває верхню хромосферу і корону, що лежить над нею.
В даний час геліофізики за допомогою спеціальних приладів спостерігають хромосферу не тільки під час сонячних затемнень, але й будь-якого дня. Під час повних сонячних затемнень можна побачити саму зовнішню оболонку сонячної атмосфери — корону — ніжне перлинно-сріблясте сяйво, що тягнеться навколо затьмареного Сонця. Загальна яскравість корони становить приблизно одну мільйонну частку світла Сонця або половину світла повного Місяця.
Сонячна корона є сильно розрідженою плазмою з температурою, близькою до 2 млн К. Щільність корональної речовини в сотні мільярдів разів менша за щільність повітря біля поверхні Землі. У подібних умовах атоми хімічних елементів не можуть перебувати в нейтральному стані: їхня швидкість настільки велика, що при взаємних зіткненнях вони втрачають практично всі свої електрони і багаторазово іонізуються. Ось чому сонячна корона складається здебільшого з протонів (ядер атомів водню), ядер гелію та вільних електронів.
Винятково висока температуракорони призводить до того, що її речовина стає потужним джерелом ультрафіолетового та рентгенівського випромінювань. Для спостережень у цих діапазонах електромагнітного спектру використовуються, як відомо, спеціальні ультрафіолетові та рентгенівські телескопи, встановлені на космічних апаратах та орбітальних наукових станціях.
За допомогою радіометодів (сонячна корона інтенсивно випромінює дециметрові та метрові радіохвилі) корональні промені «проглядаються» до відстаней у 30 сонячних радіусів від краю сонячного диска. З віддаленням від Сонця щільність корони дуже повільно зменшується, і верхній її шар витікає в космічний простір. Так утворюється сонячний вітер.
Тільки за рахунок випаровування корпускул маса Сонця щомиті зменшується не менше ніж на 400 тис. т.
Сонячний вітер охоплює весь простір нашої планетної системи. К го початкова швидкість досягає понад 1000 км/с, але потім вона повільно зменшується. У орбіти Землі середня швидкість вітру близько 400 км/с. Ом змітає на своєму шляху всі гази, що виділяються планетами і кометами, дрібні метеорні порошинки і навіть частинки галактичних космічних променів малих енергій, несучи все це «сміття» до околиць планетної системи. Образно кажучи, ми купаємося в короні великого світила.
