Фізичні характеристики Сонця

Сонце — одна з мільярдів зір нашої Галактики, централь­ не світило в Сонячній системі, вік якого близько 5 млрд років. Воно дає Землі тепло і світло, що підтримує життя на нашій планеті. Сонце розташовується на близькій відста­ ні від Землі — усього 150 млн км, тому ми бачи­ мо його у формі диска. Вивчення Сонця має дуже важливе практичне значення для розвитку земної цивілізації. Температура Сонця вимірюється за допомогою законів випромінювання чорного тіла . Сон­ це випромінює електромагнітні хвилі різної довжи­ ни, які нашим оком сприймаються як біле світло. Насправді, біле світло складається з цілого спектра електромагнітних хвиль від червоного кольору до фі­ олетового, але Сонце випромінює найбільше енергії у жовто-зеленій частині спектра, тому астрономи на­ зивають Сонце жовтою зорею. Температура на по­верхні Сонця становить 5780 К.

Будова Сонця

Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має склад­ ну будову її зовнішніх і внутрішніх шарів. У результаті фізичних процесів, що протікають в надрах Сон­ ця, безперервно виділяється енергія, яка передається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу. Внаслідок цього з на­ ближенням до поверхні температура сонячної плазми поступово зни­ жується. Залежно від температури та характеру процесів, що визнача­ ються цією температурою, Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона та атмосфера Центральна область (ядро) займає відносно невеликий об'єм, але завдяки великій густині ядра, яка збільшується до центра, там зосереджена значна частина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом енергії Сонця. Ра­ діус ядра становить приблизно 1/ЗІЇ0. У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2/3RQ, енергія поши­ рюється шляхом послідовного поглинання і наступ­ ного перевипромінювання речовиною квантів електро­ магнітної енергії. У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації, майже до самої видимої межі Сонця — фо­ тосфери) енергія передається вже не випромінюван­ ням, а за допомогою конвекції, тобто шляхом пере- мішування речовини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, які трохи відрізняються одна від од­ ної температурою та густиною. Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки. Найглиб­ ший шар атмосфери Сонця, що складається з газів,— фотосфера (від грец.— сфера світла), 200—300 км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сон­ ця . Густина газів у фотосфері в міль­ йони разів менша за густину повітря біля поверхні Землі, а температура фотосфери зменшується з ви­ сотою. Середній шар фотосфери, випромінювання якого ми сприймаємо, має температуру 5780 К. У сонячний телескоп можна спостерігати струк­ туру фотосфери, у якій конвекційні комірки мають вигляд світлих і темних зерен — гранул . Над фотосферою розташована хромосфера (від грец.— кольорова сфера), де атомами різних речовин утво­ рюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця . Загальна товщина хромосфери становить 10—15 тис. км, а температура у її верхніх шарах сягає 100000 К. Над хромосферою розміщений зовнішній шар атмосфери Сонця — сонячна корона, температура якої сягає кількох мільйонів градусів. Речовина ко­рони, яка постійно витікає у міжпланетний простір, називається сонячним вітром.

Сонячна активність

Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою за­ гальною площею. Дослідження показали, що температура всередині плями досить висока і сягає 4500 К, але пляма здається темною на тлі більш гарячої фотосфери з температурою 5780 К . Ви­ никає питання: що знижує температуру всередині плями? Плями на Сонці можуть існувати протягом кількох місяців, тому виникла гіпо­ теза, що якийсь процес гальмує конвекцію плазми в сонячній плямі та підтримує різницю температур. Зараз доведено, що таким «ізолято­ ром» є сильне магнітне поле, яке взаємодіє з електрично заряджени­ ми частинками плазми і гальмує конвекційні процеси всередині плями. Ще одна загадка активності Сонця захована в її періодичнос­ ті — цикл зміни кількості плям повторюється приблизно через кож ні 11 років

Вплив сонячної активності на Землю

 Досліджуючи Сонце за допомогою супутників та АМС, астро­ номи виявили його сильне корпускулярне випромінювання — потік елементарних частинок (протонів, нейтронів, електронів). Напри­ клад, під час так званих хромосферних спалахів, які вибухають по­ близу плям, виділяється така величезна енергія, яку можна порів­ няти з випромінюванням всієї фотосфери Сонця. Не треба плутати спалахи з протуберанцями. Протуберанці (від лат. protubero — зду­ ваюсь) існують постійно — це щільні холодні хмари водню, які під­ німаються в корону і рухаються вздовж магнітних силових ліній. Завдяки протуберанцям відбувається обмін речовин між хромосфе­ рою і короною. Спалах виникає між двома плямами з протилеж­ ною полярністю, коли протягом кількох годин темпе­ ратура в цій зоні зростає до 5 • 106 К і виділяється енергія Дж, що майже сумісне зі світністю Сонця у видимій частині спектра. Під час спалаху енергія випромінюється в основному в невидимій час­ тині спектра (радіо, ультрафіолетовому та рентгенів­ ському діапазоні). Під час спалахів у міжпланетний простір також викидаються потоки заряджених части­ нок, які летять зі швидкістю до 20000 км/с . Через кілька годин після спалаху корпускулярні по­ токи можуть долетіти до Землі й викликати збурення її магнітного поля та свічення іоносфери, що проявля­ ється у вигляді інтенсивних полярних сяйв.