Сонячна система. сонце

Сонячна система. Сонце. Загальні відомості

Сонце - найближча до нас зірка. Відстань до нього за астрономічними мірками невелика: лише 8 хвилин йде світло від Сонця до Землі. Але як пощастило нам, жителям Землі!

Сонце високо в горах (см. Фото зліва).

Сонце - це не пересічний жовтий карлик, як раніше було прийнято говорити. Це зірка, біля якої є планети, що містять багато важких елементів. Це зірка, яка утворилася після вибухів наднових, вона багата залізом і іншими елементами. Близько якій змогла сформуватися така планетна система, на третій планеті якої - Землі - виникло життя.

П'ять мільярдів років - вік нашого Сонця. За рахунок чого воно світить? Яка структура і подальша еволюція Сонця? Який вплив робить Сонце на Землю? Сонце - зірка, навколо якої обертається наша планета. Середня відстань від Землі до Сонця, тобто велика піввісь орбіти Землі, складає 149,6 млн. км = 1 а.о. (Астрономічна одиниця). Сонце є центром нашої планетної системи, в яку крім нього входять 9 великих планет, кілька десятків супутників планет, кілька тисяч астероїдів (малих планет), комети, метеорні тіла, міжпланетні пил і газ.

Сонце - зірка, яка світить досить рівномірно протягом мільйонів років, що доведено сучасними біологічними дослідженнями залишків синьо-зелених водоростей. Якби температура поверхні Сонця змінилася всього на 10%, життя на Землі, ймовірно, була б знищена. Наша зірка рівно і спокійно випромінює енергію, таку необхідну для підтримання життя на Землі.

Ця роль Сонця була помічена ще в давнину. У релігіях всіх народів світу, міфах і казках Сонце займало завжди головне місце. У всіх народів Сонце - головне божество, наприклад променистий бог Геліос у древніх греків, Дажбог і Ярило у древніх слов'ян. Від Сонця залежало життя людини, його добробут. Саме Сонце приносило тепло, давало хороший урожай.

Тисячоліттями Сонце уявлялося чимось непорушним, досконалим, могутнім і було скоріше предметом поклоніння, ніж дослідження. Тільки з початком спостережень в телескоп Галілей довів, що на Сонці є плями, що Сонце обертається, встановив період обертання нашої зірки. Російський учений-енциклопедист Михайло Ломоносов висловив в оді «Міркування з нагоди полярного сяйва» в 1743 році думки про Сонце, дуже близькі до сучасних наукових уявлень:

«Там вогняні вали прагнуть І не знаходять берегів, Там вихори полум'яні крутяться, що борються безліч століть; Там камені як вода киплять, Горящі там дощі шумлять ».

• Загальні відомості про Сонце:
• Маса - 2 ∙ 1030 кг
• Радіус - 696 000 км
• Середня щільність - 1 400 кг / м3
• Середня відстань від Землі - 149,6 млн. Км
• Період обертання - 25,380 доби
• Світність - 3,86 ∙ 1026 Вт
• Видима зоряна величина -26,75m
• Спектральний клас - G2 V
• Ефективна температура поверхні - 5 780 К
• Вік - близько 5 млрд. Років

Радіус Сонця в 109 разів більше радіуса Землі. Розміри Сонця дуже великі. Так, радіус Сонця в 109 разів, а маса - в 330 000 разів більше радіуса і маси Землі. А от середня щільність нашого світила невелика - всього в 1,4 рази більше щільності води. Вперше обертання Сонця спостерігав Галілей по руху плям по поверхні. Різні зони Сонця обертаються навколо осі з різними періодами. Так точки на екваторі мають період близько 25 діб, на широті 40 ° період обертання дорівнює 27 діб, а поблизу полюсів - 30 діб. Це доводить, що Сонце обертається не як тверде тіло, швидкість обертання точок на поверхні Сонця зменшується від екватора до полюсів. Загальна кількість енергії, випромінюваної Сонцем, становить L = 3,86 ∙ 1033 ерг / с = 3,86 ∙ +1026 Вт. Це відповідає 6,5 кВт з кожного квадратного сантиметра його поверхні! Лише одну двомільярдну частина цієї енергії отримує Земля.

На 1 квадратний метр зверненої до Сонця поверхні майданчика в околицях Землі щосекунди надходить 1400 Дж енергії, яку переносять сонячним електромагнітним випромінюванням. Ця величина називається сонячної постійної. Іншими словами, щільність потоку енергії сонячного випромінювання становить 1,4 кВт / м2.

Вперше для визначення сонячної енергії був використаний метод вимірювання нагріває дії сонячних променів Пулье (1837 рік). Такий прилад називається піргеліометра. У піргеліометра перебувала вода, температуру якої вимірював звичайний термометр. Під дією сонячних променів температура води зростала. Спектр Сонця безперервний, в ньому спостерігається безліч темних фраунгоферових ліній. Фраунгофер був першим, хто описав темні лінії на тлі безперервного спектра в 1814 році. Ці лінії в спектрі Сонця утворюються в результаті поглинання квантів світла в більш холодних шарах сонячної атмосфери.

Видима частина сонячного спектра.

Найбільшу інтенсивність безперервний спектр має в області довжин хвиль 430 -500 нм. У видимій та інфрачервоній областях спектр електромагнітного випромінювання Сонця близький до спектру випромінювання абсолютно чорного тіла з температурою 6000 К. Ця температура відповідає температурі видимої поверхні Сонця - фотосфери. У видимій області спектра Сонця найбільш інтенсивні лінії Н і К іонізованого кальцію, лінії бальмеровской серії водню Нα, Нβ і Нγ. Близько 9% енергії в сонячному спектрі припадає на ультрафіолетове випромінювання з довжиною хвилі від 100 до 400 нм. Інша енергія розділена приблизно порівну між видимою (400-760 нм) та інфрачервоній (760-5000 нм) областями спектру.

Випромінювання абсолютно чорного тіла.

Сонце - могутнє джерело радіовипромінювання. В міжпланетний простір проникають радіохвилі, які випромінює хромосфера (сантиметрові хвилі) і корона (дециметрові і метрові хвилі). Радіовипромінювання Сонця має дві складові - постійну і змінну. Постійна складова характеризує радіовипромінювання спокійного Сонця. Сонячна корона випромінює радіохвилі як абсолютно чорне тіло з температурою Т = 106 К. Змінна складова радіовипромінювання Сонця проявляється у вигляді сплесків, шумових бур. Шумові бурі тривають від кількох годин до кількох днів. Через 10 хвилин після сильної сонячного спалаху радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі і навіть мільйони раз в порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця; цей стан триває від декількох хвилин до декількох годин. Це радіовипромінювання має нетепловую природу.

Щільність потоку випромінювання Сонця в рентгенівської області (0,1-10 нм) дуже мала (~ 5 ∙ 10-4 Вт / м2) і сильно змінюється зі зміною рівня сонячної активності. В ультрафіолетовій області на довжинах хвиль від 200 до 400 нм спектр Сонця також описується законами випромінювання абсолютно чорного тіла.

В ультрафіолетовій області спектра з довжинами хвиль коротше 200 нм інтенсивність безперервного спектра різко падає і з'являються емісійні лінії. Найбільш інтенсивна з них воднева лінія лаймановском серії (λ = 121,5 нм). При ширині цієї лінії близько 0,1 нм їй відповідає щільність потоку випромінювання близько 5 ∙ 10-3 Вт / м2. Інтенсивність випромінювання в лінії приблизно в 100 разів менше. Помітні також яскраві емісійні лінії різних атомів, найважливіші лінії належать Si I (λ = 181 нм), Mg II і Mg I, O II, O III, C III і інші. Короткохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця виникає поблизу фотосфери. Рентгенівське випромінювання виходить з хромосфери (Т ~ 104 К), розташованої над фотосферою, і корони (Т ~ 106 К) - зовнішньої оболонки Сонця. Радіовипромінювання на метрових хвилях виникає в короні, на сантиметрових - в хромосфері.

Сонце розташоване в площині Галактики і віддалене від її центру на 8 кпк і від площині Галактики приблизно на 25 пк. В області Галактики, де розташоване наше Сонце, зоряна щільність становить 0,12 зірок на ПК3.

Положення Сонця в Галактиці.

Перший, хто помітив, що в напрямку сузір'я Геркулеса зірки як би розходяться в різні боки, а з протилежного боку - як би зсуваються, був Вільям Гершель. Він пояснив це рухом Сонця в просторі. Сонце (і Сонячна система) рухається зі швидкістю 20 км / с в напрямку до кордону сузір'їв Ліри і Геркулеса. Це пояснюється місцевим рухом всередині найближчих зірок. Ця точка називається апексом руху Сонця, її координати α ≈ 18h, δ ≈ + 30 °. Точка на небесній сфері, протилежна апексу, називається антіапекс. У цій точці перетинаються напрямки власних швидкостей найближчих до Сонця зірок. Рухи найближчих до Сонця зірок відбуваються з невеликою швидкістю, це не заважає їм брати участь в зверненні навколо галактичного центру. Сонячна система бере участь в обертанні навколо центру Галактики зі швидкістю близько 220 км / с. Цей рух відбувається в напрямку сузір'я Лебедя. Період обертання Сонця навколо галактичного центру близько 220 млн. Років.

Джерело інформації: "Відкрита Астрономія 2.5", ТОВ "ФІЗІКОН"

Головна сторінка розділу