Сонце будова та характеристика. Все про сонце. Значення в Астрології

СОНЦЕ
зірка, навколо якої звертаються Земля та інші планети Сонячної системи. Сонце відіграє виняткову роль для людства як першоджерело більшості видів енергії. Життя у відомій нам формі було б неможливим, якби Сонце світило трохи яскравіше або трохи слабше. Сонце – типова невелика зірка, яких мільярди. Але через близькість до нас тільки вона дає можливість астрономам детально досліджувати фізичну будову зірки та процеси на її поверхні, що практично недосяжно щодо інших зірок навіть за допомогою найпотужніших телескопів. Як і інші зірки, Сонце - це гаряча газова куля, що в основному складається з водню, стисненого силою власного тяжіння. Енергія, що випромінюється Сонцем, народжується глибоко в його надрах в ході термоядерних реакцій, що перетворюють водень на гелій. Просочуючи назовні, ця енергія випромінюється у простір з фотосфери – тонкого шару сонячної поверхні. Над фотосферою знаходиться зовнішня атмосфера Сонця - корона, що тягнеться на багато радіусів Сонця і зливається з міжпланетним середовищем. Оскільки газ у короні дуже розріджений, його свічення вкрай слабке. Зазвичай непомітна на тлі світлого денного неба корона стає видимою лише в моменти повних сонячних затемнень. Щільність газу монотонно знижується від центру Сонця для його периферії, а температура, що сягає центрі 16 млн. до, знижується до 5800 До у фотосфері, але потім знову зростає до 2 млн. до короні. Перехідний шар між фотосферою та короною, що спостерігається у вигляді яскраво-червоного обідка в моменти повних сонячних затемнень, називають хромосферою. У Сонця відзначається 11-річний цикл активності. Протягом цього періоду наростає і знову зменшується кількість сонячних плям (темних областей у фотосфері), спалахів (несподіваних поярчань у хромосфері) та протуберанців (щільних холодних хмар водню, що конденсуються в короні). У цій статті ми розповімо про згадані вище області та явища на Сонці. Після короткого опису Сонця як зірки ми обговоримо його внутрішню будову, потім фотосферу, хромосферу, спалахи, протуберанці та корону.
Сонце, як зірка.Сонце знаходиться в одному із спіральних рукавів Галактики на відстані більше половини галактичного радіусу від її центру. Разом із сусідніми зірками Сонце звертається навколо центру Галактики із періодом бл. 240 млн. Років. Сонце – це жовтий карлик спектрального класу G2 V, що належить головній послідовності на діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Основні характеристики Сонця наведено у табл. 1. Зауважимо, що хоча Сонце газове аж до самого центру, його середня щільність (1,4 г/см3) перевищує щільність води, а в центрі Сонця вона значно вища, ніж у золота або платини, що мають щільність бл. 20 г/см3. Поверхня Сонця за нормальної температури 5800 До випромінює 6,5 кВт/см2. Сонце обертається навколо осі у бік загального обертання планет. Але оскільки Сонце не тверде тіло, різні області фотосфери обертаються з різною швидкістю: період обертання на екваторі 25 діб, а на широті 75 ° - 31 діб.

Таблиця 1.
ХАРАКТЕРИСТИКИ СОНЦЯ

ВНУТРІШНЯ БУДОВА СОНЦЯ
Оскільки ми можемо безпосередньо спостерігати надра Сонця, наші знання про його будову базуються на теоретичних розрахунках. Знаючи зі спостережень масу, радіус і світність Сонця, для розрахунку його структури необхідно зробити припущення про процеси генерації енергії, механізми її передачі від ядра до поверхні та про хімічний склад речовини. Геологічні дані вказують, що світність Сонця суттєво не змінилася за останні кілька мільярдів років. Яке джерело енергії може так довго підтримувати її? Звичайні хімічні процеси горіння при цьому годяться. Навіть гравітаційне стиск за розрахунками Кельвіна і Гельмгольца могло підтримувати свічення Сонця лише прибл. 100 млн. Років. Вирішив цю проблему в 1939 р. Г.Бете: джерело енергії Сонця - термоядерне перетворення водню на гелій. Оскільки ефективність термоядерного процесу дуже висока, а Сонце майже повністю складається з водню, це вирішило проблему. Два ядерні процеси забезпечують світність Сонця: протон-протонна реакція і вуглецевий-азотний цикл (див. також ЗІРКИ) . Протон-протонна реакція призводить до утворення ядра гелію з чотирьох ядер водню (протонів) з виділенням 4,3×10-5 ерг енергії у формі гамма-променів, двох позитронів і двох нейтрино на кожне ядро гелію. Ця реакція забезпечує 90% світності Сонця. Потрібно 1010 років, щоб весь водень у ядрі Сонця перетворився на гелій. У 1968 р. Девіс з колегами почав вимірювати потік нейтрино, що народжуються під час термоядерних реакцій у ядрі Сонця. Це стало першою експериментальною перевіркою теорії сонячного джерела енергії. Нейтрино дуже слабко взаємодіє з речовиною, тому воно вільно виходить із надр Сонця і досягає Землі. Але з цієї причини його вкрай важко зареєструвати приладами. Незважаючи на вдосконалення апаратури та уточнення моделі Сонця, потік нейтрино, що спостерігається, все одно залишається в 3 рази менше передбаченого. Можливих пояснень кілька: або хімічний склад ядра Сонця не такий, як у поверхні; або математичні моделі що у ядрі процесів надто точні; або шляхом від Сонця до Землі нейтрино змінює свої характеристики. Необхідні подальші дослідження у цій галузі.
Див. такожНЕЙТРИННА АСТРОНОМІЯ. У перенесенні енергії з сонячних надр до поверхні головну роль грає випромінювання, конвекція має другорядне значення, а теплопровідність взагалі важлива. При високій температурі сонячних надр випромінювання переважно представлено рентгенівськими променями з довжиною хвилі 2-10 . Конвекція відіграє помітну роль центральної області ядра й у зовнішньому шарі, лежачому безпосередньо під фотосферою. У 1962 р. американський фізик Р. Лейтон відкрив, що ділянки сонячної поверхні вертикально коливаються з періодом бл. 5 хвилин. Розрахунки Р.Ульріха і К.Вольфа показали, що так можуть проявляти себе звукові хвилі, збуджені турбулентними рухами газу в конвективній зоні, що лежить під фотосферою. У ній, як і органної трубі, посилюються ті звуки, довжина хвилі яких точно укладається у товщині зони. У 1974 німецький вчений Ф.Дебнер експериментально підтвердив розрахунки Ульріха та Вольфа. З того часу спостереження 5-хвилинних коливань стало потужним методом вивчення внутрішньої будови Сонця. Аналізуючи їх, вдалося з'ясувати, що: 1) товщина конвективної зони становить прибл. 27% радіусу Сонця; 2) ядро Сонця, ймовірно, обертається швидше за поверхню; 3) зміст гелію всередині Сонця прибл. 40% за масою. Повідомлялося про спостереження коливань з періодами між 5 і 160 хв. Ці довші звукові хвилі можуть глибше проникати у надра Сонця, що допоможе зрозуміти будову сонячних надр і, можливо, вирішити проблему дефіциту сонячного нейтрино.
АТМОСФЕРА СОНЦЯ
Фотосфери.Це напівпрозорий шар завтовшки кілька сотень кілометрів, що представляє " видиму " поверхню Сонця. Оскільки атмосфера, що лежить вище, практично прозора, випромінювання, досягнувши знизу фотосфери, вільно залишає її і йде в простір. Не маючи можливості поглинати енергію, верхні шари фотосфери повинні бути холоднішими за нижні. Доказ цього видно на фотографіях Сонця: у центрі диска, де товщина фотосфери вздовж променя зору мінімальна, вона яскравіша і блакитніша, ніж на краю (на "лімбі") диска. У 1902 розрахунки А. Шустера, а пізніше - Е. Мілна та А. Еддінгтона підтвердили, що перепад температури у фотосфері якраз такий, щоб забезпечити перенесення випромінювання крізь напівпрозорий газ із нижніх шарів у верхні. Основною речовиною, що поглинає та перевипромінює світло у фотосфері, служать негативні іони водню (атоми водню з додатково приєднаним електроном).
Фраунгофер спектр.Сонячне світло має безперервний спектр із лініями поглинання, виявленими Й. Фраунгофером у 1814; вони свідчать, що крім водню в атмосфері Сонця є і багато інших хімічних елементів. Лінії поглинання утворюються в спектрі тому, що атоми верхніх більш холодних шарів фотосфери поглинають світло, що йде знизу, з певними довжинами хвиль, а випромінюють його не так інтенсивно, як гарячі нижні шари. Розподіл яскравості не більше фраунгоферовой лінії залежить кількості і стану виробляють її атомів, тобто. від хімічного складу, щільності та температури газу. Тому детальний аналіз фраунгоферова спектра дозволяє визначити умови у фотосфері та її хімічний склад (табл. 2). Таблиця 2.
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ФОТОСФЕРИ СОНЦЯ
Елемент Логарифм відносної кількості атомів

Водень _________12,00
Гелій ___________11,20
Вуглець __________8,56
Азот _____________7,98
Кисень _________9,00
Натрій ___________6,30
Магній ___________7,28
Алюміній _________6,21
Кремній __________7,60
Сірка _____________7,17
Кальцій __________6,38
Хром _____________6,00
Залізо ___________6,76

Найбільшим елементом після водню є гелій, який дає в оптичному спектрі тільки одну лінію. Тому вміст гелію у фотосфері виміряно не дуже точно, і про нього судять за спектрами хромосфери. Будь-яких варіацій хімічного складу в атмосфері Сонця не помічено.
Див. такожСПЕКТР.
Грануляція.На фотографіях фотосфери, отриманих у білому світлі за дуже добрих умов спостереження, видно маленькі яскраві точки - "гранули", розділені темними проміжками. Діаметри гранул прибл. 1500 км. Вони постійно виникають та пропадають, зберігаючись 5-10 хв. Астрономи давно підозрювали, що грануляція фотосфери пов'язана з конвективними рухами газу, що підігрівається знизу. Спектральні виміри Дж.Беккерса довели, що в центрі гранули гарячий газ справді спливає зі швидкість. бл. 0,5 км/сек; потім він розтікається убік, остигає і повільно опускається вниз уздовж темних меж гранул.
Супергрануляція.Р. Лейтон виявив, що фотосфера ділиться і на значно більші осередки діаметром бл. 30 000 км – "супергранули". Супергрануляція відображає рух речовини в конвективній зоні під фотосферою. У центрі осередку газ піднімається до поверхні, розтікається убік зі швидкістю близько 0,5 км/сек і її краях опускається вниз; живе кожен осередок близько доби. Рух газу в супергранулах постійно змінює структуру магнітного поля у фотосфері та хромосфері. Фотосферний газ - непоганий провідник електрики (оскільки деякі його атоми іонізовані), тому силові лінії магнітного поля виявляються ніби вмороженими в нього і переносяться рухом газу до меж супергранул, де вони концентруються і напруженість поля зростає.
Сонячні плями.У 1908 Дж. Хейл відкрив у сонячних плямах сильне магнітне поле, що виходить з надр на поверхню. Магнітна індукція його настільки велика (до кількох тисяч гаусів), що іонізований газ сам змушений підкоряти свій рух конфігурації поля; у плямах поле гальмує конвективне перемішування газу, що викликає його охолодження. Тому в плямі газ холодніший за навколишній фотосферний газ і виглядає темнішим. У плям зазвичай виділяється темне ядро - "тінь" - і навколишня світліша "напівтінь". Зазвичай їх температура, відповідно, на 1500 і 400 К нижче, ніж у фотосфері.

Пляма починає своє зростання з маленької темної "пори" діаметром 1500 км. Більшість пір через добу пропадає, але плями, що виросли з них, зберігаються тижнями і досягають діаметра 30 000 км. Деталі зростання та розпаду сонячних плям не вивчені до кінця. Наприклад, не ясно, чи магнітні трубки плями стискаються горизонтальним рухом газу або вони вже готові "виринають" з-під поверхні. Р.Ховард і Дж.Харвей виявили в 1970, що плями рухаються у бік загального обертання Сонця швидше навколишньої фотосфери (приблизно на 140 м/с). Це показує, що плями пов'язані з підфотосферними шарами, які обертаються швидше за видиму поверхню Сонця. Зазвичай від 2 до 50 плям об'єднано в групу, часто має біполярну структуру: одному кінці групи знаходяться плями однієї магнітної полярності, але в іншому - протилежної. Але трапляються і мультиполярні групи. Кількість плям на диску Сонця регулярно змінюється періодом прибл. 11 років. На початку кожного циклу з'являються нові плями на високих сонячних широтах (± 50°). У міру розвитку циклу та зростання кількості плям вони виникають на дедалі нижчих широтах. Кінець циклу знаменується народженням і розпадом кількох плям неподалік екватора (± 10°). Протягом циклу більшість "лідируючих" (західних) плям у біполярних групах мають однакову магнітну полярність, причому різну у північній та південній півкулях Сонця. У наступному циклі полярність лідируючих плям змінюється протилежною. Тому часто говорять про повний 22-річний цикл сонячної активності. У природі цього явища ще багато загадкового.
Магнітні поля.У фотосфері магнітне поле індукцією понад 50 Гс спостерігається лише у плямах, в навколишніх плямах активних областях, а також на межах супергранул. Але Л.Стенфло та Дж.Харвей знайшли непрямі вказівки, що магнітне поле фотосфери насправді сконцентровано у тонких трубках діаметром 100-200 км, де його індукція від 1000 до 2000 Гс. Магнітоактивні області відрізняються від спокійних областей лише кількістю магнітних трубок на одиницю поверхні. Ймовірно, сонячне магнітне поле генерується в глибинах конвективної зони, де вируючий газ закручує слабке вихідне поле потужні магнітні джгути. Диференціальне обертання речовини укладає ці джгути вздовж паралелей, а коли поле в них стає досить сильним, вони спливають у фотосферу, прориваючись нагору окремими арками. Так, мабуть, народжуються плями, хоча ще багато незрозумілого. Процес розпаду плями вивчений значно повніше. Спливають біля країв активної області супергранули захоплюють магнітні трубки і розтягують їх. Поступово загальне поле слабшає; випадкове з'єднання трубок протилежної полярності призводить до взаємного їх знищення.
Хромосфера. Між відносно холодною, щільною фотосферою та гарячою розрідженою короною розташована хромосфера. Слабке світло хромосфери зазвичай не видно на тлі яскравої фотосфери. Його можна помітити у вигляді вузької смужки над лімбом Сонця, коли фотосфера закрита природним чином (у момент повного сонячного затемнення) або штучно (у спеціальному телескопі – коронографі). Хромосферу можна вивчати по всьому диску Сонця, якщо проводити спостереження у вузькому діапазоні спектру (бл. 0,5) поблизу центру сильної лінії поглинання. Метод заснований на тому, що чим вище поглинання, тим менша глибина, на яку наш погляд проникає в атмосферу Сонця. Для таких спостережень застосовується спектрограф особливої конструкції - спектрогеліограф. Спектрогеліограми показують, що хромосфера неоднорідна: вона яскравіша над сонячними плямами і вздовж меж супергранул. Оскільки саме у цих областях посилено магнітне поле, очевидно, за його допомогою енергія передається з фотосфери до хромосфери. Мабуть, її переносять звукові хвилі, збуджені турбулентним рухом газу гранулах. Але в деталях механізми нагрівання хромосфери ще не зрозумілі. Хромосфера сильно випромінює у жорсткому ультрафіолетовому діапазоні (500-2000), недоступному для спостереження із Землі. З початку 1960-х років за допомогою висотних ракет та супутників було зроблено багато важливих вимірювань ультрафіолетового випромінювання верхньої атмосфери Сонця. У його спектрі було знайдено понад 1000 ліній випромінювання різних елементів, включаючи лінії багаторазово іонізованих вуглецю, азоту та кисню, а також головні серії водню, гелію та іону гелію. Вивчення цих спектрів показало, що перехід від хромосфери до корони відбувається на відрізку всього 100 км, де температура зростає від 50 000 до 2 000 000 К. Виявилося, що підігрів хромосфери значною мірою відбувається з корони шляхом теплопровідності. Поблизу груп сонячних плям у хромосфері спостерігаються яскраві та темні волокнисті структури, які часто витягнуті у напрямку магнітного поля. Понад 4000 км видно нерівні, зазубрені утворення, що досить швидко еволюціонують. При спостереженні лімба в центрі першої лінії бальмерів водню (Ha) хромосфера на цих висотах заповнена безліччю спікул - тонких і довгих хмар гарячого газу. Про них мало відомо. Діаметр окремої спікули менше ніж 1000 км; живе вона прибл. 10 хв. Зі швидкістю бл. 30 км/с спікули піднімаються до висоти 10 000-15 000 км, після чого розчиняються, або опускаються вниз. Судячи з спектру, температура спікул становлять 10 000-20 000 К, хоча навколишня корона цих висотах нагріта щонайменше до 600 000 До. Складається враження, що спікули – це ділянки відносно холодної та щільної хромосфери, що тимчасово піднімаються у гарячу розріджену корону. Підрахунок у межах супергранул показує, що кількість спікул лише на рівні фотосфери відповідає числу гранул; мабуть, з-поміж них є фізична зв'язок.
Спалах. Хромосфера над групою сонячних плям може несподівано стати яскравішою та вистрілити порцією газу. Це, назване " спалахом " , - одне з труднообъяснимых. Спалахи потужно випромінюють у всьому діапазоні електромагнітних хвиль - від радіо до рентгена, а також нерідко викидають пучки електронів та протонів з релятивістською швидкістю (тобто близькою до швидкості світла). Вони збуджують у міжпланетному середовищі ударні хвилі, що досягають Землі. Спалахи частіше відбуваються поблизу груп плям зі складною магнітною структурою, особливо коли в групі починається швидке зростання нової плями; такі групи виробляють кілька спалахів на день. Слабкі спалахи трапляються частіше за сильних. Найбільш потужні спалахи займають 0,1% сонячного диска і тривають кілька годин. Повна енергія спалаху становить 1023-1025 Дж. Рентгенівські спектри спалахів, отримані супутником SMM (Solar Maximum Mission), дозволили значно краще зрозуміти природу спалахів. Початок спалаху може відзначати рентгенівський сплеск з довжиною хвилі фотонів менше 0,05 викликаний, як показує його спектр, потоком релятивістських електронів. За кілька секунд ці електрони розігрівають навколишній газ до 20 000 000 К, і він стає джерелом рентгенівського випромінювання в діапазоні 1-20 в сотні разів перевершує потік в цьому діапазоні від спокійного Сонця. За такої температури атоми заліза втрачають 24 зі своїх 26 електронів. Потім газ остигає, але ще продовжує випромінювати рентген. Спалах випромінює і в радіодіапазоні. П. Уайлд з Австралії та А. Максвелл із США досліджували розвиток спалаху за допомогою радіоаналогу спектрографа - "динамічного аналізатора спектру", що реєструє зміни потужності та частоти випромінювання. Виявилося, що частота випромінювання за перші кілька секунд спалаху падає з 600 до 100 МГц, вказуючи, що крізь корону поширюється збурення зі швидкістю 1/3 швидкості світла. У 1982 р. радіоастрономи США, використовуючи радіоінтерферометр VLA в шт. Нью-Мексико та дані з супутника SMM дозволили дрібні деталі в хромосфері та короні під час спалаху. Не дивно, що це виявилися петлі, ймовірно, магнітної природи, в яких виділяється енергія, що нагріває газ під час спалаху. На заключній стадії спалаху, захоплені магнітним полем, релятивістські електрони продовжують випромінювати сильно поляризовані радіохвилі, рухаючись по спіралі навколо силових магнітних ліній над активною областю. Це випромінювання може тривати кілька годин після спалаху. Хоча з області спалаху завжди викидається газ, його швидкість зазвичай не перевищує швидкість відходу з поверхні Сонця (616 км/с). Однак нерідко спалахи викидають потоки електронів і протонів, що досягають через 1-3 діб Землі та викликають на ній полярні сяйва та обурення магнітного поля. Ці частки з енергією, що сягає мільярдів електрон-вольт, дуже небезпечні для космонавтів, що знаходяться на орбіті. Тому астрономи намагаються пророкувати сонячні спалахи, вивчаючи конфігурацію магнітного поля в хромосфері. Складна структура поля з перекрученими силовими лініями, готовими до переєднання, свідчить про можливість спалаху.
Протуберанці.Сонячні протуберанці – це порівняно холодні маси газу, що з'являються та зникають у гарячій короні. При спостереженні з коронографом у лінії Ha вони видно на лімбі Сонця як яскраві хмари на темному тлі неба. Але при спостереженні із спектрогеліографом або інтерференційними фільтрами Ліо вони виглядають темними волокнами на тлі яскравої хромосфери.

Форми протуберанців винятково різноманітні, але можна виділити кілька основних типів. Протуберанці сонячних плям схожі на фіранки до 100 000 км завдовжки, 30 000 км заввишки і 5000 км завтовшки. Деякі протуберанці мають гіллясту структуру. Рідкісні та красиві петлеподібні протуберанці мають округлу форму діаметром бл. 50000 км. Майже у всіх протуберанців спостерігається тонка структура з газових ниток, які, ймовірно, повторюють структуру магнітного поля; справжня природа цього явища не зрозуміла. Газ у протуберанцях зазвичай рухається потоками вниз зі швидкістю 1-20 км/с. Виняток становлять "серджі" - протуберанці, що вилітають із поверхні вгору зі швидкістю 100-200 км/с, а потім повільніше падають назад. Протуберанці народжуються на краях груп сонячних плям і можуть зберігатися протягом кількох обертів Сонця (тобто кілька земних місяців). Спектри протуберанців схожі на спектри хромосфери: яскраві лінії водню, гелію та металів на тлі слабкого безперервного випромінювання. Зазвичай лінії випромінювання спокійних протуберанців тонші за хромосферні лінії; ймовірно, це меншою кількістю атомів на промені зору в протуберанці. Аналіз спектрів показує, що температура спокійних протуберанців 10 000-20 000 К, а щільність близько 1010 ат/см3. У активних протуберанців видно лінії іонізованого гелію, що свідчить про значно вищу температуру. Градієнт температури в протуберанцях дуже великий, оскільки їх оточує корона з температурою 2 000 000 К. Кількість протуберанців та їх розподіл широтою протягом 11-річного циклу повторює розподіл сонячних плям. Однак на високих широтах існує другий пояс протуберанців, який у період максимуму циклу зсувається до полюса. Чому утворюються протуберанці і що підтримує в розрідженій короні, не остаточно ясно.
Корони.Зовнішня частина Сонця - корона - світить слабко і видно неозброєним оком лише у моменти повних сонячних затемнень чи з допомогою коронографа. Але вона значно яскравіша в рентгенівських променях та в радіодіапазоні.
Див. такожПозаатмосферна астрономія. Корона яскраво світить у рентгенівському діапазоні, тому що її температура становить від 1 до 5 млн. К, а в моменти спалахів досягає 10 млн. К. Рентгенівські спектри корони стали отримувати нещодавно із супутників, а оптичні вивчають уже багато років у період повних затемнень. У цих спектрах присутні лінії багаторазово іонізованих атомів аргону, кальцію, заліза, кремнію та сірки, які утворюються лише за температури вище 1 000 000 К.

Біле світло корони, яке під час затемнення видно до відстані 4 радіусу Сонця, утворюється в результаті розсіювання фотосферного випромінювання на вільних електронах корони. Отже, зміна яскравості корони з висотою вказує на розподіл електронів, а оскільки основним елементом є повністю іонізований водень, то і розподіл щільності газу. Корональні структури чітко поділяються на відкриті (промені та полярні щіточки) та закриті (петлі та арки); іонізований газ точно повторює структуру магнітного поля в короні, т.к. не може рухатися впоперек силових ліній. Оскільки поле виходить із фотосфери та пов'язане з 11-річним циклом сонячних плям, зовнішній вигляд корони змінюється під час цього циклу. У період мінімуму корона щільна і яскрава лише у екваторіальному поясі, але з розвитку циклу корональні промені з'являються більш високих широтах, а максимум їх можна побачити усім широтах. З травня 1973 по січень 1974 року корону безперервно спостерігали 3 екіпажі астронавтів з борту орбітальної станції "Скайлеб". Їхні дані показали, що темні корональні "дірки", де температура і щільність газу значно знижені, - це області, звідки газ з великою швидкістю вилітає у міжпланетний простір, створюючи потужні потоки у спокійному сонячному вітрі. Магнітні поля корональних дірах " відкриті " , тобто. витягнуті далеко в простір, що дозволяє газу залишати корону. Ці конфігурації поля досить стійкі і можуть зберігатися в період мінімуму сонячної активності до двох років. Корональна діра і пов'язаний з нею потік обертаються разом із поверхнею Сонця з періодом 27 діб і, якщо потік потрапляє на Землю, щоразу викликають геомагнітні бурі. Енергетичний баланс зовнішньої атмосфери Сонця. Чому у Сонця така гаряча корона? Поки що ми цього не знаємо. Але є досить обґрунтована гіпотеза, що енергію у зовнішню атмосферу переносять звукові та магнітогідродинамічні (МГД) хвилі, що генеруються турбулентними рухами газу під фотосферою. Потрапляючи у верхні розріджені шари, ці хвилі стають ударними, та його енергія диссипує, нагріваючи газ. Звукові хвилі нагрівають нижню хромосферу, а МГД-хвилі поширюються магнітними силовими лініями далі в корону і нагрівають її. Частина тепла з корони за рахунок теплопровідності сягає хромосфери і там випромінюється в простір. Решта тепло підтримує випромінювання корони у замкнутих петлях та прискорює потоки сонячного вітру в корональних дірах.
Див. також

Дослідження Сонця проводилося багатьма КА яких налічується близько двох сотень (194), але були і спеціалізовані, це:
Першими космічними апаратами, призначеними для спостережень Сонця, були створені супутники NASA серії Піонер з номерами 5-9, запущені між 1960 і 1968 роками. Ці супутники оберталися навколо Сонця поблизу орбіти Землі та виконали перші детальні виміри параметрів сонячного вітру.
Орбітальна сонячна консерваторія("OSO") - серія американських супутників, запущених у період 1962-1975 рр. з метою вивчення Сонця, зокрема, в ультрафіолетовому та рентгенівському діапазонах хвиль.
КА "Helios-1"- західнонімецька АМС запущена 10.12.1974р, призначена для дослідження сонячного вітру, міжпланетного магнітного поля, космічного випромінювання, зодіакального світла, метеорних частинок і радіошумів у навколосонячному просторі, а також для проведення експериментів щодо реєстрації явищ, передбачених загальною теорією. 15.01.1976рвиведений на орбіту західнонімецький КА Helios-2". 17.04.1976р "Helios-2" (Helios) вперше наблизилася до Сонця на відстань 0,29 а.о. (43,432 млн.км). Зареєстровані, зокрема, магнітні ударні хвилі в діапазоні 100 – 2200 Гц, а також поява при сонячних спалахах ядер легкого гелію, що вказує на високоенергетичні термоядерні процеси у хромосфері Сонця. Інше цікаве спостереження, зроблене в рамках цієї програми, полягає в тому, що просторова щільність дрібних метеоритів поблизу Сонця у п'ятнадцять разів вища, ніж біля Землі. Вперше досягнуто рекордної швидкості в 66,7 км/с, рухаючись з 12g.
У 1973 році почала працювати космічна сонячна обсерваторія (Apollo Telescope Mount) на космічній станції Skylab. За допомогою цієї обсерваторії було зроблено перші спостереження сонячної перехідної області та ультрафіолетового випромінювання сонячної корони у динамічному режимі. З її допомогою були також відкриті «корональні виверження маси» та корональні дірки, які, як зараз відомо, тісно пов'язані із сонячним вітром.
Супутник з вивчення максимуму сонячної активності("SMM") - Американський супутник ( Solar Maximum Mission- SMM), запущений 14.02.1980 р. для спостережень ультрафіолетового, рентгенівського та гамма-випромінювань від сонячних спалахів у період високої сонячної активності. Однак лише через кілька місяців після запуску через несправність електроніки зонд перейшов у пасивний режим. У 1984 році космічна експедиція STS-41C на шатлі Челленджер усунула несправність зонда і знову запустила його на орбіту. Після цього, до входу в атмосферу в червні 1989 року, апарат отримав тисячі знімків сонячної корони. Його виміри допомогли також з'ясувати, що потужність повного випромінювання Сонця за півтора року спостережень змінилася лише на 0,01% у період максимуму сонячної активності.
Японський космічний апарат Yohkoh(Еко, «Сонячне світло»), запущене в 1991 році, проводило спостереження випромінювання Сонця в рентгенівському діапазоні. Отримані ним дані допомогли вченим ідентифікувати кілька різних типів сонячних спалахів і показали, що корона навіть далеко від областей максимальної активності набагато динамічніша, ніж було прийнято вважати. Yohkoh функціонував протягом повного сонячного циклу та перейшов у пасивний режим під час сонячного затемнення 2001 року, коли він втратив своє орієнтування на Сонці. В 2005 супутник увійшов в атмосферу і був зруйнований.
Сонячний зонд "Ulysses" -європейська автоматична станція запущена 6 жовтня 1990 р. для вимірювання параметрів сонячного вітру, магнітного поля поза площиною екліптики, вивчення полярних областей геліосфери. Провів сканування екваторіальної площини Сонця до орбіти Землі. Вперше зареєстрував у радіохвильовому діапазоні спіральну форму магнітного поля Сонця, що розходиться віялом. Встановив, що напруженість магнітного поля Сонця зростає з часом і за останні 100 років збільшилась у 2,3 рази. Це єдиний КА, що рухається перпендикулярно до площини екліптики по геліоцентричній орбіті. Пролетів у середині 1995 р. над південним полюсом Сонця за його мінімальної активності, а 27.11.2000 р. пролетів удруге, досягнувши максимальної широти у південній півкулі -80,1 град. 17.04.1998 АС " Ulysses " завершила свій перший виток навколо Сонця. 7 лютого 2007рзонд Ulysses "подолав" важливу віху під час своєї місії - втретє під час польоту він пройшов над 80-м градусом південної широти лежить на поверхні Сонця. Цей прохід траєкторією над полярною областю нашого світила почався в листопаді 2006 року і став третім за шістнадцятирічну історію експлуатації зонда. Раз на 6,2 року він робить виток навколо нашого світила і під час кожного обороту проходить над полярними областями Сонця. У ході прольоту вчені отримали багато нової наукової інформації. Під час таких обльотів спочатку супутник огинає південний полюс Сонця, та був - північний. Ulysses підтвердив існування швидкого сонячного вітру від сонячних полюсів приблизно 750 км/с, що менше, ніж очікувалося.
Супутник для вивчення сонячного вітру Wind" - американський науково-дослідний апарат, запущений 1 листопада 1994 на орбіту з параметрами: спосіб орбіти - 28,76º; Т = 20673,75 хв.; П = 187 км; А = 486099 км. 19.08.2000 р. здійснив 32-й проліт поблизу Місяця. Використовуючи космічний апарат WIND, дослідники змогли зробити рідкісні прямі спостереження магнітного перезамикання, яке дозволяє магнітному полю Сонця, що проводиться сонячним вітром, зв'язуватися з магнітним полем Землі, пропускаючи при цьому плазму та енергію від Сонця в земний простір, що викликає полярні ся.
Сонячна та геліосферна обсерваторія ("SOHO") -Науково-дослідний супутник (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), запущений Європейським космічним агентством 2 грудня 1995 року з гаданим терміном роботи близько двох років. Він був виведений на орбіту навколо Сонця в одній із точок Лагранжа (L1), де врівноважуються гравітаційні сили Землі та Сонця. Дванадцять інструментів на борту супутника призначено для дослідження сонячної атмосфери (зокрема її нагрівання), сонячних коливань, процесів винесення сонячної речовини у простір, структури Сонця, а також процесів у його надрах. Веде постійне фотографування Сонця. 04.02.2000 р. своєрідний ювілей відзначила сонячна обсерваторія "SOHO". На одній із фотографій, зроблених "SOHO" виявлено нову комету, що стала 100-ю в послужному списку обсерваторії, а в червні 2003 р. відкрила вже 500-ту комету. 15 січня 2005 року було відкрито вже 900 хвостату мандрівницю. А ювілейну, 1000-ту відкрив 5 серпня 2005р. 25 червня 2008 року за допомогою отриманих сонячною обсерваторією SOHO даних було відкрито «ювілейну», 1500 комету.
Постійні спостереження за допомогою обсерваторії SOHO показали, що супергранули рухаються через сонячну поверхню швидше, ніж обертається на Сонце. У січні 2003 року групі вчених, якою керує Лоран Жізон зі Стенфордського університету, вдалося пояснити це загадкове явище. Супергрануляція – це картина активності, яка хвилею переміщається сонячною поверхнею. Це явище можна порівняти з «рухом хвилі» на трибунах стадіону, коли кожен з уболівальників, що сидять один за одним, встає зі свого місця на короткий час, а потім сідає, але не рухається ні вправо, ні вліво, при цьому для спостерігача з боку створюється ілюзія. хвилі, що біжить по трибуні. Аналогічні хвилі створюються супергранулами, що піднімаються і опускаються. Хвилі поширюються в усіх напрямках через сонячну поверхню, але з якихось причин вони сильніші (мають велику амплітуду) у напрямку сонячного обертання. Так як ці хвилі найбільше виділяються, то і створюється ілюзія, що вони рухаються швидше за швидкість обертання Сонця. Досить важко зробити припущення про причину цього явища, але, ймовірно, саме обертання є джерелом хвиль супергрануляції.
Відеофільми, зроблені на основі нових спостережень, переданих апаратом TRACE, дозволили астрономам побачити яскраві вкраплення плазми, що пробігають корональними петлями вгору і вниз. Дані, отримані з SOHO, підтвердили, що ці вкраплення рухаються з величезною швидкістю, і дозволили дійти невтішного висновку, що корональні петлі - це статичні структури, наповнені плазмою, а, скоріш, її надшвидкісні потоки, які «вистрілюються» із сонячної поверхні і « розбризкуються» між структурами в короні.
Супутник для вивчення корони Сонця "TRACE (Transition Region & Coronal Explorer)" запущений 2.04.1998 р на орбіту з параметрами: орбіти - 97,8 градуса; Т = 96,8 хвилини; П = 602 км.; А = 652 км.
Завдання - дослідити область переходу між короною та фотосферою за допомогою 30 см ультрафіолетового телескопа. Дослідження петель показало, що вони складаються з ряду пов'язаних один з одним окремих петель. Петлі газу нагріваються і піднімаються вздовж ліній магнітного поля на висоту до 480 000 км, потім охолоджуючись падають назад зі швидкістю більше 100 км/с.
31 липня 2001р запущено російсько-українську обсерваторію « Коронас-Ф» для спостереження сонячної активності та дослідження сонячно-земних зв'язків. Супутник знаходиться на навколоземній орбіті з висотою близько 500 км та нахилом 83 град. Його науковий комплекс включає 15 приладів, які спостерігають Сонце у всьому діапазоні електромагнітного спектру – від оптики до гама.
За час спостереження прилади КОРОНАС-Ф зареєстрували найпотужніші спалахи на Сонці та їх вплив на навколоземний космічний простір, отримано величезну кількість рентгенівських сонячних спектрів та зображень Сонця, нові дані про потоки сонячних космічних променів та ультрафіолетового випромінювання Сонця. /Детальніше новини від 17.09.2004р/.
Супутник "Genesis"для вивчення сонячного вітру запущено 8 серпня 2001 року. Вийшовши в точці лібрації L1 американський дослідний зонд 3 грудня 2001 почав збір сонячного вітру. Усього ж Genesis зібрав від 10 до 20 мкг елементів сонячного вітру - а це вага кількох крупинок солі, що становлять інтерес для вчених. Але апарат Genesis 08.09.2004 приземлився дуже жорстко (розбився за швидкості 300 км/год) у пустелі Юта (не відкрилися парашути). Проте вченим вдалося витягти з уламків залишки сонячного вітру для вивчення.
22 вересня 2006 року на орбіту Землі було виведено сонячну обсерваторію HINODE (Solar-B, Hinode). Обсерваторія створена в японському інституті ISAS, де розроблялася обсерваторія Yohkoh (Solar-A) та оснащена трьома інструментами: SOT - сонячний оптичний телескоп, XRT - рентгенівський телескоп і EIS - спектрометр ультрафіолетового діапазону. Основним завданням HINODE є дослідження активних процесів у сонячній короні та встановлення їх зв'язку зі структурою та динамікою магнітного поля Сонця.
У жовтні 2006 року було запущено сонячну обсерваторію. STEREO. Вона складається з двох ідентичних космічних апаратів на таких орбітах, що один із них поступово відстане від Землі, а інший обжене її. Це дозволить з їх допомогою отримувати стереозображення Сонця та таких сонячних явищ, як корональні виверження маси.

,
Сонце у Стрільці , Сонце у Козерозі , Сонце у Водолії , Сонце у Рибах

Сонце - центральне та найбільше тіло Сонячної системи, розпечена плазмова куля, типова зірка-карлик. Хімічний склад Сонця - воно складається з водню та гелію, решта елементів менше 0,1%.

Джерелом Сонячної енергії є реакція перетворення водню на гелій зі швидкістю 600 мільйонів тонн на секунду. При цьому в ядрі Сонця виділяється світло та тепло. Температура в ядрі сягає 15 мільйонів градусів.

Сонце є гарячою кулею, що обертається, що складається з світиться газу. Радіус Сонця 696 т. км. Діаметр Сонця: 1392000 км (109 діаметрів Землі).

Сонячна атмосфера (хромосфера та сонячна корона) дуже активна, в ній спостерігаються різні явища: спалахи, протуберанці, сонячний вітер (постійне закінчення речовини корони в міжпланетний простір).

Протуберанці(від лат. protubero здуваюся), величезні, довжиною до сотень тисяч кілометрів, язики розпеченого газу в сонячній короні, що мають більшу щільність і меншу температуру, ніж плазма, що оточує, корони. На диску Сонця спостерігаються у вигляді темних волокон, а на його краю у вигляді хмар, арок або струменів, що світяться. Їхня темперагура може досягати до 4000 градусів.

Сонячний спалах, найпотужніший прояв сонячної активності, раптове місцеве виділення енергії магнітних полів у короні та хромосфері Сонця. При сонячних спалахах спостерігаються: збільшення яскравості хромосфери (8-10 хв), прискорення електронів, протонів та важких іонів, рентгенівське та радіовипромінювання.

Сонячні плями, освіти у фотосфері Сонця, що розвиваються з пір, можуть досягати 200 тис. км у поперечнику, існують у середньому 10-20 діб. Температура в сонячних плямах нижче температури фотосфери, внаслідок чого вони в 2-5 разів темніші за фотосферу. Часто плями з'являються групами. Сонячні плями утворюються, коли поверхні Сонця згущуються лінії магнітного поля. Магнітне поле перешкоджає перенесенню енергії з глибин Сонця, тому плями виглядають холоднішими, темнішими і ніби глибшими в порівнянні з навколишньою поверхнею. Сонячні плями живуть кілька днів, а потім розпадаються. Число сонячних плям постійно змінюється відповідно до активності Сонця. Кожні 5 ½ років Сонце минає від максимуму до мінімуму активності. Мінімум сонячної активності стався два роки тому. Сонце та сонячні плями ніколи не можна спостерігати безпосередньо.

Обертання Сонцянавколо осі, відбувається у тому напрямі, як і Землі (із заходу Схід). Один оборот щодо Землі відбувається за 27,275 діб (синодичний період звернення), щодо нерухомих зірок за 25,38 діб (сидеричний період звернення).

затемненнясонячні та місячні, відбуваються або коли Земля потрапляє в тінь, що відкидається Місяцем (сонячні затемнення), або коли Місяць потрапляє в тінь Землі (місячні затемнення).

Тривалість повних сонячних затемнень вбирається у 7,5 хв, приватних (великої фази) 2 год. Місячна тінь ковзає Землі зі швидкістю бл. 1 км/с, пробігаючи відстань до 15 тис. км, її діаметром прибл. 270 км. Повні місячні затемнення можуть тривати до 1 год 45хв. Затемнення повторюються у певній послідовності через період часу 6585 1/3 сут. Щороку буває трохи більше 7 затемнень (з них трохи більше 3 місячних).

Активність сонячної атмосфери періодично повторюється, 11-річний період.

Сонце – основне джерело енергії для Землі, воно впливає на всі земні процеси. Земля знаходиться на вдалій відстані від Сонця, тому на ній збереглося життя. Сонячне випромінювання створює придатні для живих організмів умови. Якби Земля була ближче – вона була б надто гарячою, і навпаки.

Поверхня Венери розігріта майже до 500 градусів і тиск атмосфери величезний, тому зустріти життя практично неможливо. Марс знаходиться далі від Сонця, для людини там дуже холодно, іноді температура ненадовго піднімається до 16 градусів. Зазвичай на цій планеті сильні морози, при яких замерзає навіть вуглекислий газ, з якого складається атмосфера Марса.

Як довго існуватиме Сонце?

Кожну секунду Сонце переробляє близько 600 млн. т водню, виробляючи у своїй приблизно 4 млн. т. гелію. Зіставляючи таку швидкість із масою Сонця, постає питання: як довго проіснує наше світило? Цілком ясно, що Сонце не існуватиме вічно, хоча попереду у нього неймовірно довге життя. Нині воно перебуває у середньому віці. На переробку половини свого водневого палива в нього пішло 5 млрд років. У наступні роки Сонце повільно розігріватиметься і трохи збільшуватиметься у розмірі. Протягом наступних 5 млрд. років його температура та обсяг поступово зростатимуть у міру того, як водень згорятиме. Коли весь водень у центральному ядрі витрачено, Сонце буде втричі більше, ніж тепер. Усі океани на Землі википлять. Сонце, що вмирає, поглине Землю і перетворить тверду породу на розплавлену лаву. У глибині Сонця ядра гелію комбінуватимуться, утворюючи ядра вуглецю і більш важких речовин. Зрештою, Сонце охолоне, перетворившись на кулю ядерних відходів, так званий білий карлик.

Думаєте, ви знаєте все про наш світил? Представляємо вам цікаві факти про Сонце. Деякі, ви, напевно, вже знаєте, а інші будуть абсолютно несподіваними для вас.

Перелік найцікавіших фактів

1. Сонце та Сонячна система

Ми живемо на планеті і думаємо, що Земля є рівноправним членом Сонячної системи. Реальність така, що маса центральної зірки складає 99,8% маси Сонячної системи. І більшість, від 0,2%, що залишилися, приходить на Юпітер. Таким чином, маса Землі становить соті частки маси Сонячної системи.

2. Наша зірка складається в основному з водню та гелію

Сонце на 74% складається з водню і на 24% гелію. Решта 2% включає невелику кількість заліза, нікелю, кисню. Інакше кажучи, Сонячна система переважно складається з водню.

3. Сонце дуже яскраве

Ми знаємо, що існують напрочуд великі та яскраві зірки, наприклад Сіріус або Бетельгейзе. Але вони неймовірно далеко. Наше власне світило є яскравою зіркою. Якби ви могли взяти 50 найближчих зірок у радіусі 17 світлових років від Землі, то вона буде четвертою за яскравістю зіркою.

4. Сонце є величезним, але водночас крихітним

Його діаметр у 109 разів більший за Земний, усередині нього могли б поміститися 1300 тисяч Земель. Але існують набагато більші зірки, чий діаметр майже досяг би орбіти Сатурна, якби зірка була вміщена всередину Сонячної системи.

5. Середній вік 4,5 млрд. років

Астрономи вважають, що наша зірка утворилася близько 4590 мільйонів років тому. Приблизно через 5 мільярдів років воно увійде до стадії червоного гіганта, і роздмухається, потім, скинувши зовнішні шари, перетвориться на білий карлик.

6. Сонце має шарувату структуру

Хоча наше світило і виглядає як вогненна куля, що горить, але насправді, має внутрішню структуру поділену на шари. Видима поверхня називається фотосфера, вона нагріта до температури близько 6000 градусів за Кельвіном. Під нею знаходиться зона конвекції, де тепло повільно рухається від центру до поверхні, а охолоджена зіркова речовина падає вниз. Ця область починається з відривом 70% радіусу. Під зоною конвекції знаходиться радіаційний пояс. У цій зоні тепло передається через випромінювання. Ядро простягається від центру на відстань до 0,2 сонячних радіусів. Це місце, де температура досягає 13,6 млн. градусів Кельвіна, і молекули водню зливаються в гелій.

7. Сонце може знищити все живе Землі

Сонце насправді повільно нагрівається. Воно стає на 10% яскравішим за кожен мільярд років. Протягом усього мільярда років жар буде настільки сильним, що рідка вода не зможе існувати на поверхні Землі. Життя Землі, зникне назавжди. Бактерії зможуть жити під землею, але поверхня планети буде випалена і безлюдна. Через 7 мільярдів років воно перетвориться на червоного гіганта, і перш ніж воно розшириться, Сонце притягне Землю і знищує всю планету.

8. Різні її частини обертаються із різною швидкістю

На відміну від планет, Сонце це величезна сфера водню. Через це різні частини обертаються з різною швидкістю. Ви можете бачити, наскільки швидко обертається поверхня шляхом відстеження руху плям по поверхні. Обертання на екваторі займає 25 днів, у той час як на полюсах, повний оборот може зайняти 36 днів.

9. Зовнішня атмосфера гаряча, ніж його поверхня

Поверхня має температуру 6000 градусів Кельвіна. Але це набагато менше ніж температура атмосфери зірки. Над поверхнею є область атмосфери, - звана хромосферою, її температура може досягати 100,000 К. Ще більш далекі області, звані короною, досягають температури 1 млн. до.

10. Існують космічні апарати, що вивчають його прямо зараз

Найвідоміший космічний корабель, надісланий для спостережень, запущений у грудні 1995 року і називається SOHO. SOHO постійно спостерігає за нашим світилом. У 2006 році було запущено два апарати місії STEREO. Ці два кораблі були розроблені, щоб спостерігати за активністю з двох різних точок зору, це дає тривимірні моделі нашої зірки, і дозволяє астрономам точніше прогнозувати космічну погоду.

Дистанція до нього в астрономічних масштабах мізерна: за 8 хвилин доходить світловід Сонця до Землі, і проходить при цьому 149,6 млн км або 1 а. (Астрономічна одиниця).

Радіус Сонцяу 109 разів, а маса - у 330 000 разів більша за радіус і масу Землі. Маса Сонцяналічує 99,86% від сумарної маси всієї Сонячної системи.А середня щільність світила невелика - в 1,4 рази більша за щільність води.

Сонцескладається з водню (≈ 73 % від маси та ≈ 92 % від об'єму), гелію (≈ 25 % від маси та ≈ 7 % від об'єму) та інших елементів з меншим вмістом: заліза, нікелю, кисню, азоту, кремнію, сірки, магнію, вуглецю, неону, кальцію та хрому.

З зірок, розташованим у 50 суміжних зоряних системах у межах 17 світлових років, Сонце- Четверта за яскравістю зірка (його абсолютна зоряна величина + 4,83 m). Більшість енергії вироблюваної нашою зіркою отримано як продукт термоядерного синтезу геліюз водню.

Вперше звернення Сонцязафіксував Галілейз пересування плям поверхнею. Різним ділянкам Сонця притаманні різні періоди при обертанні навколо осі. Так точці на екваторі властивий період приблизно 25 діб, на широті 40 ° проміжок звернення буде 27 діб, а біля полюсів – 30 діб. Це демонструє, що Сонце обертається не як тверде тілошвидкість обертання точок на поверхні Сонця знижується від екватора до полюсів.

Температура поверхні Сонцясягає 6000К. Ці пояснюються феноменом, що Сонце сяє практично білим. світлом. І все ж, пряме світло Сонця біля кордонів Землі набуває жовтого відтінку через сильніше розсіювання і поглинання короткохвильової частини спектруатмосферою Землі. Слід зазначити, що світить досить розмірено вже мільйони років, це було обгрунтовано сучасним біологічним аналізом залишків синьо-зелених водоростей. Теоретичне моделювання ситуації, що температура поверхні Сонця змінилася лише на 10 % продемонструвало, що життя Землі б закінчилася.

Сонце поступово випромінює енергіютак незамінну для життя на Землі. Вся енергія, що випромінюється ним, дорівнює L = 3,86.1033 ерг/с = 3,86.1026 Вт. Це становить 6,5 кВт із кожного квадратного сантиметра поверхні!

І лише одну двомільярдну частину цієї енергії приймає Земля. Ця енергія може застосовуватися у різноманітних природних та штучних процедурах. Так, рослини, застосовуючи її в фотосинтезі, Виробляють органічні сполуки з виділенням кисню. Прямий обігрів сонячним промінням або трансформація енергії фотоелементамизнайшли застосування у створенні електроенергії(Сонячними електростанціями) або здійсненні іншої необхідної роботи. При фотосинтезі мільйони років тому утворилася і енергія, укладена в нафту та багато інших типів викопного палива.