Сонце

Області знань: Фізика Сонця Змінність: Стаціонарна Видима зоряна величина: -26,73 Відстань від Сонця: 0 св. років Маса: 1 мас Сонця (M☉) Радіус: 1 радіусів Сонця (R☉) Світимість: 1 світимостей Сонця (L☉) Температура поверхні: 5800 К

Сонце

Сонце, найближча до нас зірка, центральне тіло Сонячної системи.

Основні характеристики

Середня відстань від Землі до Сонця (астрономічна одиниця, а. е.) дорівнює 149 597 870 700 м (світло проходить ця відстань приблизно за 500 с). Сонце являє собою газову (плазмову) кулю. Маса Сонця дорівнює 1,99 · 10 30 кг і становить 99,866% від усієї маси Сонячної системи. На все інше: планети, їх супутники, астероїди, комети, міжпланетний пил та газ – припадає по масі лише 0,134%. Натомість із розподілом моменту імпульсу ситуація зворотна: частку планет припадає близько 98% всього моменту імпульсу в Сонячній системі. Це свідчить, що Сонце обертається щодо повільно. Радіус Сонця дорівнює 696 230 км, стиснення дуже мало - полярний радіус менше екваторіального всього на 6 км. Середня щільність речовини Сонця дорівнює 1409 кг/м3. Прискорення сили тяжкості на поверхні Сонця g з ⁣ = ⁣ 274 м/с 2 g_с!=274 м/с^2 g с = 274 м/с 2 . Швидкість тікання складає 617 км/с: щоб залишити назавжди поверхню Сонця, будь-яка нейтральна частка повинна мати швидкість не менше цієї величини. Сонце обертається навколо своєї осі із середнім періодом близько 27 діб, проте його обертання диференціально: на екваторі період обертання близький до 25 діб, у полярних областях перевищує 30 діб.Ефект диференціального обертання разом із меридіональною циркуляцією – дуже повільними течіями газу від екватора до полюсів – відіграє визначальну роль у циклічній генерації магнітних полів на Сонці, що забезпечують сонячну активність. Температура видимих ​​оком поверхневих шарів Сонця (фотосфери Сонця) дорівнює 5800 До. Кількість енергії, що одержує від Сонця за 1 с на середній відстані від нього в 1 а. е. площадка 1 м 2 , орієнтована перпендикулярно сонячним променям поза земної атмосфери, становить 1367,6 Вт/м 2 ( сонячна стала ). Загальна світність Сонця (кількість енергії, що випускається всією його поверхнею за 1 с) дорівнює 3,846 · 1026 Вт. Видима зоряна величина Сонця m V ⁣ = ⁣ − 26 , ⁣ 73 m_V\!=\!-26, ! \!4,\!83 M = 4,83. У класифікації зірок по світності та спектру Сонце, як зірка головної послідовності, має клас світності V, а за спектральними властивостями це жовтий карлик спектрального класу G2 (позначається як dG2).

Спектр Сонця

Сонце має безперервний спектр випромінювання, подібний до спектру абсолютно чорного тіла з температурою, що відповідає температурі фотосфери, але на його фоні спостерігаються численні темні фраунгоферові лінії. Ці лінії з'являються в спектрі внаслідок поглинання квантів світла у верхніх, холодніших шарах сонячної атмосфери. Безперервний спектр Сонця найінтенсивніший у видимому діапазоні довжин хвиль – від синіх (430 нм) до червоних (близько 760 нм). У цій галузі спектру Сонця особливо виділяються лінії іонізованого кальцію (дублет Н та K), лінії бальмерівської серії водню Н_α, Н_β та Н_γ, а також численні лінії металів.Хімічний склад Сонця, встановлюваний з дослідженням спектральних ліній : 73,7% (за масою) – водень, 24,5% – гелій, частку інших хімічних елементів доводиться лише 1,8%. У видимому діапазоні спектра Сонця випромінюється близько половини всієї енергії, 41% посідає інфрачервоне (ІЧ) випромінювання з довжиною хвилі 760-5000 нм, 9% - ультрафіолетове (УФ) випромінювання з довжиною хвилі 100-400 нм.

В УФ-області на довжинах хвиль 200-400 нм спектр Сонця також описується законами випромінювання чорного тіла. На хвилях коротше 200 нм інтенсивність безперервного спектру Сонця різко падає, з'являються емісійні лінії. Найбільш інтенсивною з них є лінія лайманівської серії водню L α L_α L α з довжиною хвилі 121,5 нм. У рентгенівській області (0,1-10 нм) щільність потоку випромінювання Сонця дуже мала (близько 5 · 10-4 Вт/м 2 ). Інтенсивність випромінювання Сонця в УФ- та рентгенівському діапазонах дуже сильно змінюється зі зміною рівня сонячної активності. УФ-випромінювання Сонця виникає в хромосфері Сонця - наступному за фотосферою шарі сонячної атмосфери товщиною близько 2000 км і температурою 8-15 тис. К. Рентгенівське випромінювання також виходить з хромосфери, що містить гарячі волокна-викиди, і розташованої над нею ще більше 1-2 млн К), але сильно розрідженою і надзвичайно протяжною корони Сонця.

Крім того, Сонце є потужним джерелом радіовипромінювання. Хромосфера Сонця випромінює радіохвилі у міліметровому та сантиметровому діапазонах, сонячна корона – дециметрові та метрові радіохвилі. У радіовипромінюванні Сонця виділяють дві складові – постійну та змінну.Перша відповідає радіовипромінюванню спокійного Сонця, друга відбиває явища сонячної активності і проявляється як сплесків і шумових бур. Це радіовипромінювання має нетеплову природу і при сонячних спалахах зростає у тисячі та мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця.

Довгий час спостереженню із Землі була доступна лише видима частина сонячного спектра. Із настанням космічної ери в останній третині 20 ст. стало можливим виносити телескопи за межі земної атмосфери, і геліофізика, як і вся сучасна астрономія, стала всехвильовою. Нині спостереженням доступно як довгохвильове сонячне випромінювання, тобто. е. ІЧ-частина спектру та радіодіапазон від міліметрових до кілометрових довжин хвиль (сонячна радіоастрономія меншою мірою схильна до впливу атмосфери і тому отримала бурхливий розвиток вже з початку 1950-х рр.), так і короткохвильове випромінювання (УФ-, рентгенівське та гамма-і) , майже повністю поглинається земною атмосферою. Орбітальні сонячні обсерваторії дозволяють вести регулярні спостереження Сонця в УФ та рентгенівському діапазонах. В окремих випадках завдяки участі спеціалізованих телескопів вдається виміряти потоки гамма-променів (з енергією до 100 МеВ) від активних подій на Сонці. За допомогою космічних апаратів постійно відстежуються в різних енергетичних діапазонах потоки сонячних променів (в основному електронів і протонів, прискорених у сонячних спалахах), які відіграють важливу роль у формуванні космічної погоди на орбіті Землі.

Джерело енергії Сонця

Термоядерні реакції – джерело всієї енергії Сонця – можливі лише у ядрі Сонця , де температура сягає 15,6 млн До, а щільність – 1,6·10 5 кг/м 3 . Основна термоядерна реакція, що забезпечує до 99% сонячної енергії, - це протон-протонний цикл, кінцевим результатом якого є утворення ядра атома гелію (альфа-частинки) з 4 ядер водню (протонів). Маса ядра гелію, що утворився, менше сумарної маси 4 протонів, і ця різниця мас (дефект маси) перетворюється на енергію випромінювання нейтрино і жорстких гамма-квантів. Інший термоядерний цикл - вуглецевий-азотний - відіграє малу роль, на його частку припадає всього близько 1% енерговиробництва Сонця. Ефективність термоядерних реакцій у ядрі Сонця така, що з 1 кг водню 7 г перетворюється на випромінювання. Щосекунди на Сонці «вигоряє» близько 4,3 млн т водню. У такому, здавалося б, марнотратному режимі Сонце існує вже близько 4,5 млрд років, але його маса настільки велика, що її вистачить приблизно на такий же термін. Гамма-кванти, породжені в ядрі Сонця, на шляху назовні багаторазово поглинаються і перевипромінюються атомами сонячної речовини. У ході цього процесу гамма-кванти «дробляться», їхня енергія перерозподіляється між менш енергійними квантами, і в результаті з поверхні Сонця енергія, вироблена в ядрі, випромінюється головним чином у вигляді оптичного та ІЧ-випромінювання. Шлях променистої енергії від ядра до Сонця займає приблизно 1 млн років.

Пряму інформацію про протікання термоядерних реакцій синтезу в ядрі Сонця дає нейтринна астрономія, оскільки нейтрино, що народжуються в цих реакціях, практично без поглинання проходять всю товщину сонячної кулі і ті з них, які потрапляють на Землю, можуть бути уловлені спеціальними нейтрино. .

Внутрішня будова Сонця

Сонце можна умовно розділити на ряд фізично різних зон (рис. 1). У самому центрі знаходиться ядро, в якому відбувається енерговиділення; в якій речовина перебуває в стані гідростатичної рівноваги, а потік енергії передається в радіальному напрямку від нижніх 1. Схема будови Сонця. Переклад підписів та позначення: БРЕ. яких, як і температура сонячної речовини, знижується в міру віддалення від центру. Вся ця внутрішня частина Сонця обертається як тверде тіло з періодом близько 27 діб. тахокліном відбувається різкий перехід до диференціального обертання, близького до того, що спостерігається на Поверхні Сонця, і від механізму променистого перенесення енергії до конвективного.Починаючи з тахокліну, де температура становить приблизно 2 млн К, температура сонячної плазми продовжує зменшуватися, а її непрозорість зростає настільки, що променисте перенесення вже виявляється нездатним переносити вгору потік енергії, виробленої в ядрі, і з рівня 0,72 радіуса Сонця виникає розвинена конвективна зона. Тут перенесення енергії виробляється теплової конвекцією , т. е. рахунок вертикального перемішування речовини, у якому окремі гарячі елементи газу (плазми) піднімаються нагору, переносячи із собою теплову енергію, розширюються і охолоджуються у міру підйому, та був, опускаючись у нижні, більше гарячі шари знову нагріваються, і процес повторюється. Таке перенесення енергії виявляється у кілька разів ефективнішим, ніж променистий, і тому поверхні Сонця потік тепла переноситься до фотосфері майже цілком рахунок конвекції.

Диференціальне обертання Сонця легко простежується у фотосфері за спостереженнями за переміщенням по диску різних індикаторів (сонячних плям, смолоскипів, волокон) різних широтах. Для невидимої оку конвективної зони розподіл кутової швидкості обертання з глибиною та геліоширотою (рис. 2) вдалося встановити наприкінці 20 ст. за допомогою методів геліосейсмології (Howe et al., 2000). Мал. 2. Радіальний та широтний розподіл кутової швидкості обертання Сонця в конвективній зоні та зоні променистого переносу за геліосейсмологічними даними. Кожна крива відповідає певній геліографічній широті. Мал. 2. Радіальний та широтний розподіл кутової швидкості обертання Сонця в конвективній зоні та зоні променистого переносу за геліосейсмологічними даними. Кожна крива відповідає певній геліографічній широті.

На рис.2 добре виражений специфічний характер сонячного обертання: від ядра і до тахокліну, де відношення радіальної відстані від центру Сонця до його радіусу (r/R) (r/R) (r/R) приблизно дорівнює 0,68, Сонце обертається як тверде тіло , З тією ж кутовою швидкістю, приблизно рівної швидкості обертання фотосфери на широті 34 про . У тахокліні виникає значний широтно-радіальний градієнт обертання: екваторіальні шари починають обертатися швидше, а високоширотні – сповільнюються. Після тахокліну радіальний градієнт зменшується, і на кожній широті зберігається своя швидкість обертання. При підході до поверхні Сонця, від шару з r / R ⁣ = ⁣ 0 , 96 r/R\!=\!0,\!96 r / R = 0 , 96 до r / R ⁣ = 1 \!=\!1 r / R = 1, ситуація помітно змінюється: на всіх широтах кутова швидкість обертання падає з відстанню. Ця зона зветься лептокліну. Зазначені особливості мають значення для розуміння того, як диференціальне обертання Сонця забезпечує генерацію магнітних полів у його конвективній зоні.

Атмосфера Сонця та сонячний магнетизм

У фотосфері Сонця – вузькому шарі завтовшки всього близько 300 км – сліди конвекції, що відбувається у нижчих шарах, добре видно як комірчастої грануляції (розмір гранули близько 10 3 км, час життя близько 10 хв, швидкість рухів плазми в комірці близько 1 км/с ), але у фотосфері конвекція дещо послаблюється і знову починає переважати променистий перенесення енергії.

Окрім грануляції, на Сонці існує ще один важливий прояв конвективних процесів – супергрануляція, з характерним просторовим розміром осередків близько 36 тис.км, часом життя близько 36 год і швидкостями радіальних течій (горизонтальних розтікань газу від центру конвективного осередку до її краях) близько 0,5 км/с. Є також переконливі наглядові свідчення наявності на Сонці гігантських конвективних осередків розміром близько 250 тис. км та швидкостями не більше 0,1 км/с. Про час життя осередків такої гігантської конвекції сьогодні судити дуже важко.

У міру віддалення від нижньої межі фотосфери вгору температура газу знижується до 4400 К на висоті близько 560 км (температурний мінімум). Цей рівень відноситься до наступного шару сонячної атмосфери – до хромосфери Сонця. . Вона була відкрита під час повних сонячних затемнень, виявляючись як яскраво забарвлена ​​смужка над темним краєм сонячного диска, закритого тим часом Місяцем. Звідси її назва - "кольорова сфера". Основна властивість хромосфери - її надзвичайна неоднорідність, це динамічна суміш витягнутих вгору, тонких волокон, що безперервно коливаються, яку зазвичай порівнюють з палаючою прерією. На тлі відносно невисоких та численних волокон виділяються окремі тонкі та яскраві, гарячі викиди – струмені, що сягають висот від 5 до 15 тис. км рахунок досить великих початкових вертикальних швидкостей – 20–150 км/с. Температура газу у таких викидах оцінюється в діапазоні від 10 до 100 тис. А час життя варіює від 50 до 600 с. Ці хромосферні викиди називаються спікулами.

Від основи хромосфери (температурного мінімуму) температура газу починає плавно зростати з висотою. У верхній її частині, на висоті близько 2200 км, температура газу становить (за усереднення по всіх волокнах та викидах) 20 тис.К, а потім вона стрімко, протягом усього кількох десятків кілометрів, зростає до значень 1-2 млн К, характерних для корони Сонця. Цей шар, де відбувається різкий стрибок температури від хромосфери до корони, має назву перехідного шару (англ. transition region) (Avrett, Loeser, 2008). Його освіта обумовлена ​​тим, що в конвективній зоні і фотосфері присутній, крім електромагнітного випромінювання і гарячої плазми, що добре проводить електричний струм і постійно перемішується конвективними рухами, ще один вид матерії, який має певну енергію і здатний переносити цю енергію на великі відстані і виділяти її в інших форм. Це магнітне поле Сонця. Загальне магнітне поле Сонця, що має в першому наближенні структуру, близьку до дипольної, відносно невелика - всього 1-2 Гс [(1-2) · 10-4 Тл], т.е. е. лише в 2-4 рази більше, ніж магнітне поле Землі, але в активних областях Сонця напруженість магнітного поля становить уже сотні Гс, а в сонячних плямах - 2-4 кГс, і його локальна структура може бути дуже складною (перекручені магнітні силові трубки, або "магнітні джгути"). Найважливіша роль Мал. 3. Гігантський петельний протуберанець. Вгорі показаний для порівняння земну кулю. Знімок отримано у 2010 р. космічною обсерваторією SDO (NASA) Мал. 3. Гігантський петельний протуберанець. Вгорі показаний для порівняння земну кулю. Знімок отримано у 2010 р. космічною обсерваторією SDO (NASA) магнітного поля на Сонці полягає в тому, що всі відомі прояви сонячної активності [комплекси активності, активні області та їх окремі елементи – сонячні плями , сонячні смолоскипи , сонячні спалахи , корональні викиди маси та ін] мають магнітну природу. Нагрів хромосфери та корони також обумовлений наявністю на Сонці магнітного поля. Він може бути забезпечений як безпосередньою дисипацією магнітної енергії при переєднаннях магнітних силових ліній в дрібномасштабних струмових шарах (нановспышки), так і дисипацією енергії магнітогідродинамічних хвиль, що переносяться вздовж магнітного поля з-під фотосфери в вищележачі і сильно розріджені шари сонячної атмосфери. ударні хвилі та ефективно диссипують (розсіюють) свою енергію. Деталі механізму коронального нагріву поки що до кінця неясні, але загальний зміст процесу не викликає сумнівів.

Сонячний вітер та геліосфера

Сонячна корона внаслідок її високої температури не може утримуватися гравітацією в стані статичної рівноваги, у міру віддалення від Сонця вона переходить у динамічний режим втікання, перетворюючись на сонячний вітер – потік плазми, що йде від Сонця, по всіх напрямках з вмороженим в неї магнітним полем. Область простору навколо Сонця, заповнена сонячним вітром, сонячними магнітними полями та сонячними космічними променями, називається геліосферою. Незважаючи на те, що сонячний вітер випромінюється Сонцем по всіх напрямках, геліосфера має витягнуту форму, що пояснюється рухом Сонця щодо міжзоряного середовища. На певній відстані від Сонця (більше 100 а. е., тобто далеко за орбітою Плутона) надзвуковий сонячний вітер стикається з міжзоряним газом і різко сповільнюється. Тут формується ударна хвиля, після проходження через яку перебіг газу стає дозвуковим.Міжзоряний газ, обтікаючи фронт ударної хвилі, формує протяжний газовий шлейф, витягнутий у протилежному напрямку руху Сонця. Зовнішня поверхня геліосфери, де сонячний вітер зустрічається з міжзоряним середовищем, називається геліопаузою. Тут газ, розігрітий ударною хвилею, починає світитися в рентгенівському діапазоні, що дозволяє відстежувати положення та форму геліопаузи. Мал. 4. Зображення складної форми поверхні геліосферного міхура, що охоплює Сонячну систему. Червоний колір показує лінії магнітного поля. Мал. 4. Зображення складної форми поверхні геліосферного міхура, що охоплює Сонячну систему. Червоний колір показує лінії магнітного поля. Влітку 2020 р. фахівці NASA за даними свого дослідницького зонда, який моніторив поведінку сонячного вітру, сонячних космічних променів та рентгенівського випромінювання на великих відстанях від Сонця, побудували модель геліосферного «бульбашки», який огортає всю Сонячну систему, і того сліду, який залишає система за собою під час руху у міжзоряному просторі. Мал. 5. Турбулентний слід, який Сонячна система залишає за собою під час руху в міжзоряному середовищі. Мал. 5. Турбулентний слід, який Сонячна система залишає за собою під час руху в міжзоряному середовищі. Геометрично складна, «м'ята» форма цього міхура і того сліду, що він залишає позаду, показано на рис. 4 та 5.

Міжпланетні станції «Вояджер-1» та «Вояджер-2», запущені в 1977 р. для дослідження Юпітера і Сатурна, наприкінці 2010 р. перетнули всю Сонячну систему і почали проходити у двох різних точках через геліопаузу, залишаючи межі Сонячної системи як області , де домінує сонячний вітер. У серпні 2012 р.«Вояджер-1» вийшов межі Сонячної системи з відривом 121,7 а. е. від Сонця. Отримана від місії інформація допомогла уточнити межі геліопаузи та фізичні умови на ній.

Опубліковано 26 травня 2022 р. о 09:50 (GMT+3). Останнє оновлення 26 травня 2022 р. о 09:50 (GMT+3). Зв'язатися з редакцією