Яке відстань від Землі до Сонця?

Сонце – центральне тіло Сонячної системи, являє собою розпечену плазмовий кулю; Сонце – найближча до Землі зірка. Маса Сонця – 1,990 · 1030 кг (в 332 958 разів більше маси Землі). У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс (кут, під яким з центру Сонця видний екваторіальний радіус Землі, що знаходиться на середній відстані від Сонця, дорівнює 8 ", 794 (4,263 · 10-5 рад). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710 · 1011 м ( січень) до 1,5210 · 1011 м (липень), складаючи в середньому 1,4960 · 1011 м (астрономічна одиниця). Середній кутовий діаметр Сонця складає 1919 ", 26 (9,305 · 10-3 рад), чому відповідає лінійний діаметр Сонця 1,392 · 109 м (в 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність Сонця 1,41 · 103 кг/м3. Прискорення сили тяжіння на поверхні Сонця складає 273,98 м/сек2. Параболічна швидкість на поверхні Сонця (друга космічна швидкість) 6,18 · 105 м / сек. Ефективна температура поверхні Сонця, що визначається, відповідно до закону випромінювання Стефана-Больцмана, за повним випромінюванням Сонця, дорівнює 5770 К.

Про історію спостережень Сонця див. відповідь Які основні етапи досліджень Сонця?

Про обертання Сонця див. відповідь З якою швидкістю обертається Сонце?

Сонце як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на Герцшпрунга – Ресселла діаграмі. Видима фотовізуальная зоряна величина Сонця дорівнює – 26,74, абсолютна візуальна зоряна величина Mv дорівнює + 4,83. Показник кольору Сонця становить для випадку синій (В) і візуальної (V) областей спектру MB – MV = 0,65. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7 · 103 м / сек. Сонце розташоване усередині однієї зі спіральних галузей нашої Галактики на відстані близько 10 КПС від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактики близько 200 млн. років. Вік Сонця – близько 5.109 років.

Внутрішня будова Сонця визначено в припущенні, що воно є сферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння переносу енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана – Больцмана та умови гідростатичного, променевого і конвективного рівноваги разом з обумовленими зі спостережень значеннями повної світності, повної маси і радіусу Сонця і даними про його хімічний склад дають можливість побудувати модель внутрішньої будови Сонця. Вважають, що вміст водню в Сонце за масою близько 70%, гелію близько 27%, зміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі Сонця становить 10-15 · 106К, щільність близько 1,5 · 105 кг/м3, тиск 3,4 · 1016 Н/м2 (близько 3.1011 атмосфер). Вважається, що джерелом енергії, поповнюють втрати на випромінювання і підтримує високу температуру Сонця, є ядерні реакції, що відбуваються в надрах Сонця. Середня кількість енергії, що виробляється всередині Сонця, становить 1,92 ерг · г / с. Виділення енергії визначається ядерними реакціями, при яких водень перетворюється на гелій. На Сонця можливі 2 групи термоядерних реакцій такого типу: т. зв. протон-протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете). Найбільш ймовірно, що на Сонце переважає протон-протонний цикл, що складається з 3 реакцій, в першій з яких з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса 2); у другій з ядер дейтерію утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4.

Перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу, і наступного перевипромінювання. У результаті зниження температури при віддаленні від центра Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, що переносить велику частину енергії у верхні шари (див. Вина закон випромінювання). Перенесення енергії рухом гарячого речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину (конвекція) відіграє істотну роль у порівняно більш високих шарах, що утворюють конвективну зону Сонця, що починається на глибині близько 0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 108 м. Швидкість конвективних рухів зростає з віддаленням від центру Сонця і в зовнішній частині конвективної зони досягає (2-2,5) · 103 м / сек. У ще більш високих шарах (в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери Сонця (в хромосфері й короні) частина енергії доставляється механічними і магнітогідродинамічні хвилями, які генеруються в конвективної зоні, але поглинаються лише у цих шарах. Густина у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відвід енергії за рахунок випромінювання і теплопровідності можливий тільки, якщо кінетична температура цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони велику частину енергії забирають потоки речовини, які рухаються від Сонця, т. зв. сонячний вітер. температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість принесеної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шару.

Повне випромінювання Сонця визначається за освітленості, створюваної ним на поверхні Землі, – близько 100 тис. лк, коли Сонце знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тис. лк. Сила світла Сонця складає 2,84 · 1027 світлове кількість енергії, що припадає за 1 хв на площу в 1 см3, поставлену перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною постійною. Потужність загального випромінювання Сонця – 3,83 · 1026 Вт, з яких на Землю потрапляє близько 2.1017 вт, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) – 1,98 · 109 нт, яскравість центру диска Сонця – 2,48 · 109 нт. Яскравість диска Сонця зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска Сонця, наприклад для світла з довжиною хвилі 3600 A, складає близько 0,2 яскравості його центру, а для 5000 A – близько 0 , 3 яскравості центру диска Сонця. На самому краю диска Сонця яскравість падає в 100 разів протягом менше однієї секунди дуги, тому межа диска виглядає дуже різкою.

Спектральний склад світла, що випромінюється Сонцем, тобто розподіл енергії в спектрі Сонця (після врахування впливу поглинання в земній атмосфері і впливу фраунгоферових ліній), в загальних рисах відповідає розподілу енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра можуть помітні відхилення. Максимум енергії у спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 A.

Спектр Сонця – це безперервний спектр, на який накладено більше 20 тис. ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнене із спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль і відносної інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферових ліній дає відомості не тільки про хімічний склад атмосфери Сонця, а й про фізичні умови в тих шарах, у яких утворюються ті чи інші лінії поглинання. Переважним елементом на Сонці є водень. Кількість атомів гелію в 4-5 разів менше, ніж водню. Число атомів всіх інших елементів разом узятих, по крайней мере, в 1000 разів менше числа атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, кремній, сірка, залізо та ін У спектрі Сонця можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекул і вільним радикалам: OH, NH, CH, CO та ін

Магнітні поля на Сонці вимірюються головним чином по зєємановськимі розщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють декілька типів магнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике і напруженості в 1 е тієї чи іншої полярності і змінюється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторною структурою. Магнітні поля, пов'язані із сонячною активністю, можуть сягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч е.. Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля в сотні е. поза сонячних плям. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону. Велику роль на Сонце грають магнітогазодінаміческіе та плазмові процеси. При температурі 5000-10 000 До газ досить іонізованниє, провідність його велика і завдяки величезним масштабами сонячних явищ значення електромеханічних та магнітомеханіческіх взаємодій вельми велике (див. Космічна магнітогідродинаміки).

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже усе випромінювання Сонця виходить з нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променевого і локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільності з глибиною в фотосфері. Товщина фотосфери близько 300 км, її середня щільність 3.10 -4 кг/м3. температура у фотосфері падає у міру переходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення близько 6000 К, на межі фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2.104 до 102 Н/м2. Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється в нерівномірній яскравості фотосфери, її зернистості – т. зв. грануляційної структурі. Гранули являють собою яскраві цятки більш-менш круглої форми, видимі на зображенні Сонця, отриманому в білому світі. Розмір гранул 150-1000 км, час життя 5-10 хв. окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хв. Іноді гранули утворюють скупчення розміром до 30 000 км. Гранули яскравіше межгранульних проміжків на 20-30%, що відповідає різниці в температурі в середньому на 300 К. На відміну від ін утворень, на поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1-3 км / с. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2-3 тис. км, з періодом близько 5 хв і амплітудою швидкості порядку 500 м / с. Після декількох періодів коливання в даному місці загасають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали також існування осередків, у яких рух відбувається в горизонтальному напрямку від центру осередку до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м / с. Розміри осередків – супергранул – 30-40 тис. км. За положенням супергранул збігаються з осередками сітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилено. Припускають, що супергранул відбивають існування на глибині декількох тис. км під поверхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше було встановлено, що в фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр.


Category: Наука та освіта

Comments (Прокоментуй!)

There are no comments yet. Why not be the first to speak your mind.

Leave a Reply