Солнце

Основные характеристики Солнца. Солнце — лишь одна из бесчисленного множества звезд, существующих в природе. Благодаря близости Земли к Солнцу мы имеем возможность изучать происходящие на нем процессы и по ним судить об аналогичных процессах в звездах, непосредственно не видимых из-за колоссального их удаления.







Шарообразное Солнце представляется нам светящимся диском. Видимая поверхность Солнца называется фотосферой, ее радиус считается радиусом Солнца. На среднем расстоянии от Солнца до Земли (а0 = 1 а. е.), угол, под которым виден радиус фотосферы Ɵ = 16′, поэтому линейный радиус Солнца Rʘ = а0 · sinƟ = 1,5 · 108 км · 0,00465 = 700 000 км, что в 109 раз превышает радиус Земли.

Масса Солнца определяется по движению Земли вокруг Солнца и третьему обобщенному закону Кеплера, согласно которому (если пренебречь массой планеты по сравнению с массой Солнца Мʘ)

В этой формуле а = а0, G = 6,67 · 1011 м3/кг · с2 — гравитационная постоянная, Т = Т0 = 365,25 сут. — период обращения Земли вокруг Солнца. Так как 1 сут. = 1440 мин = 86 400 с, то Т0 = 365,25 · 86 400 с = 3,2 · 107 с.

Ускорение свободного падения на поверхности Солнца в 28 раз больше, чем на поверхности Земли, и равно 274 м/с2.

На фотографических снимках Солнца часто видны темные пятна, возникающие в его фотосфере. Если в течение нескольких дней следить за пятнами, то можно заметить их перемещение, что указывает на вращение Солнца вокруг оси. Такие наблюдения показали, что Солнце вращается не как твердое тело. Период его обращения вокруг оси вблизи экватора составляет 25 сут., а вблизи полюса — 30 сут. Линейная скорость вращения Солнца на экваторе составляет 2 км/с.

Измерение освещенности, которую создает Солнце на Земле, показало, что на земную поверхность площадью в 1 м2, расположенную перпендикулярно к солнечным лучам, ежесекундно поступает от Солнца энергия, равная 1370 Дж. Эта величина получила название солнечной постоянной Eʘ = 1,37 кВт/м2. По ней нетрудно рассчитать светимость Солнца Lʘ, или мощность солнечного излучения — энергию, излучаемую Солнцем за 1 с со всей его поверхности. Для этого достаточно умножить солнечную постоянную на площадь поверхности сферы, в центре которой находится Солнце, радиус которой равен расстоянию от Земли до Солнца а0= 1,5 · 1011 м. Так как площадь поверхности сферы радиусом а0 равна S = 4πR2, где π = 3,14, то светимость Солнца Lʘ = SEʘ = 4 · 3,14 (1,5 · 1011 м)2 · 1,37 · 103 Вт/м2 = 4 · 1026 Вт.

На долю Земли приходится всего лишь одна двухсотмиллиардная доля энергии, излучаемой Солнцем, но и ее достаточно для расцвета и многообразия жизни на нашей планете.

Судить о температуре Солнца (и звезд) мы можем только по его (их) излучению. Солнце является источником излучения различных длин волн — от длинноволнового радио- до коротковолнового рентгеновского и гамма-излучения. На рисунке XIII цветной вклейки показан наблюдаемый спектр Солнца в видимом диапазоне длин волн, полученный с помощью спектрографа. На нем мы видим, что на фоне непрерывного спектра (цветная радуга) видны линии поглощения различных химических элементов.

По наличию спектральных линий астрономы определяют химический состав Солнца. Оказалось, что Солнце почти на 71% состоит из водорода, 27% составляет гелий, на остальные химические элементы приходится около 2% массы.

Астрономы предполагают, что излучение Солнца близко по своим характеристикам к излучению абсолютно черного тела, законы излучения которого хорошо известны.

Согласно закону Вина длина волны, на которую приходится максимум излучения нагретого тела λmax, связана с температурой Т формулой

Максимум излучения Солнца приходится на длину волны λmax = 4,8 · 10-7 м, следовательно, температура Солнца должна быть

Другой метод оценки температуры основан на законе Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения i с квадратного метра поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры Т, т. е.

i = σТ4 Вт/м2, (16.2)

где σ = 5,67 · 10-8 Вт/(м2 · К) — постоянная величина. Так как площадь солнечной поверхности S = 4πR2ʘ, то светимость Солнца Lʘ = iS = GT4πR2ʘ = 4 · 1026 Вт. (16.3)

Отсюда следует, что температура солнечной фотосферы

Подставляя в эту формулу указанные выше значения, получим, что Tʘ = 5800 К, что мало отличается от результата, полученного по закону Вина. Обычно среднюю температуру солнечной фотосферы считают близкой к 6000 К.

Строение солнечной атмосферы. Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых верхних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200 км, плотность вещества в ней составляет 10-5 кг/м3, что значительно меньше плотности земной атмосферы. Несмотря на малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его подфотосферные слои.

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции (рис. VI). Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысяч и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении. Гранулы живут от 5 до 10 мин, а потом на их месте появляются новые. В центре более яркой и горячей части гранулы происходит подъем из-под фотосферы более горячего вещества и опускание под фотосферу более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу. Скорость подъема и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. На рисунке VI показан участок фотосферы с пятном. Размеры солнечных пятен могут превышать 10 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр).

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно кажется нам черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5 — 10 раз меньше яркости окружающей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. По этим измерениям оказалось, что температура пятен около 4000 К.

Наблюдения показали наличие сильного магнитного поля в пятнах. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10-4 — 10-5 Тл.

На рисунке IX показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения. На снимке хорошо видна внешняя часть солнечной атмосферы — корона, имеющая вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. Солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца.

Солнечная корона нагрета до температуры около 2 · 106 К. При такой температуре вещество короны представляет собой полностью ионизованную плазму, излучающую в рентгеновском диапазоне. И действительно, при наблюдениях в рентгеновские телескопы, которые установлены на космических астрономических обсерваториях за пределами земной атмосферы, солнечная корона представляется в полной красе, в то время как поверхность Солнца (фотосфера) практически не видна.

Во время полных солнечных затмений на краю Солнца, во внутренних слоях солнечной короны, наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Некоторые из них — спокойные протуберанцы — в течение многих часов висят над солнечной поверхностью, другие — эруптивные (взрывные) — внезапно с огромной скоростью взлетают над поверхностью, быстро поднимаются до высоты в десятки и даже сотни тысяч километров и так же быстро падают вниз.

Из короны в межпланетное пространство истекает непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому солнечное притяжение не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с.

Солнечная активность. Количество солнечных пятен меняется с периодом около 11 лет. На рисунке 16.1 показано наблюдаемое изменение числа пятен на Солнце с начала XVII в. Когда наблюдается максимальное число пятен, то говорят о максимуме солнечной активности. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев, в такт с солнечной активностью меняется и форма солнечной короны. Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки, во время которых выделяется колоссальная энергия — в течение десятка минут выделяется энергия до 1025Дж. Наблюдения со спутников установили, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового излучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение. Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав — ядра атомов водорода, гелия, а также электроны.

Вспышки и другие проявления солнечной активности оказывают значительное влияние на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве и, как следствие, на биологические явления.

Астрономы не только взвесили Солнце, но и измерили температуру его поверхности и светимость. Наземные и космические исследования позволили изучить солнечную атмосферу и обнаружить проявления солнечной активности.

Домашнее задание:
I. Учить 120
II. Ответить на вопросы:
1. Какую освещенность создает Солнце на поверхности Земли (солнечная постоянная)?
2. Что указывает на существование конвекции внутри Солнца?
3. Чему равен период солнечной активности и как она себя проявляет?