§ 18. Основні відомості про Сонце

1. Атмосфера й «поверхня» Сонця. Спостерігачеві Сонце (рис, 18.1) здається ідеально круглим диском, яскравість якого плавно зменшується від центра до чітко обкресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як й у будь-якої газової кулі, - поверхні у звичайному для нас розумінні в нього немає. Існує плавне зменшення щільності з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніх шарів. Зовнішні шари Сонця - це його атмосфера, що традиційно ділять на три концентричні оболонки.

Ф отосфера (від грецьк. — «сфера світла») — найнижчий і найщільніший шар атмосфери, близько 300 км товщиною, від якого ми одержуємо основний потік сонячного випромінювання. Товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частини радіуса Сонця, тому її умовно називають поверхнею Сонця.

Фотосфера — жовто-білих кольорів. Її щільність у сотні разів менше щільності земної поверхні. Температура фотосфери зменшується про висоту. Температура шаруючи, випромінювання якого сприймає людське око, становить приблизно 6 000 К. У таких умовах майже всі молекули розпадаються на окремі атоми, але у верхніх шарах все-таки існують деякі найпростіші молекули, такі як Н₂, ОН, СН.

На фотознімках поверхні Сонця, можна побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що вся вона засіяна дрібними яскравими зернятками,

так називаними гранулами, які розділені вузькими темними доріжками (мал. 18.2). Температура гранул у середньому на 500 К вище, ніж у проміжках між ними. Розміри гранул — біля 700 км. Гранули утворюються й існують у середньому близько 7 хвилин, після чого розпадаються і їхнє місце займають нові. Дослідження показали, що гранули — це потоки гарячого газу, які піднімаються нагору, тоді як у темних, прохолодніших місцях, газ опускається вниз.

Н ад фотосферою лежить наступний шар атмосфери Сонця (мал. 18.3) - хромосфера (гречок. - «кольорова сфера»), яку можна побачити під час повного сонячного затьмарення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Товщина хромосфери - 12-15 тис. км, а температура збільшується від 4 500 К на кордоні з фотосферою до 100 000 К у її верхніх шарах.

Сонячна хромосфера досить неоднорідна: у ній присутні довгасті, схожі на язики полум'я утворення, так називані спікули. Тому хромосфера нагадує палаючу траву. Час життя окремої спікули - до 5 хвилин, діаметр у основи - від 500 до 3 000 км, температура в 2-3 рази вище, а щільність менше, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімаючись із хромосфери в корону, розчиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, що лежить вище.

Над хромосферою перебуває самий протяжний шар сонячної атмосфери - сонячна корона (мал. 8.5). Корона має сріблясто-білі кольори й простирається на висоту до декількох сонячних радіусів. Її температура на границі із хромосферою становить 100 000 К и зростає до 2 000 000 К.

Корона в мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця в повню, тому її можна спостерігати тільки під час фази повного сонячного затьмарення або за допомогою спеціальних телескопів. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється із часом.

Найбільш віддалені частини корони не втримуються біля Сонця, і речовина корони постійно минає в міжпланетний простір, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру в основному складається з ядер водню (протонів) і гелію (α-часток). У основі корони швидкість часток не перевищує 0,3 км/з, а поблизу орбіти Землі при концентрації часточок 1-10 у см³ їхня швидкість досягає 500 км/с.

Сонячний вітер поширюється на величезну відстань (далеко за орбіту Сатурну), утворюючи велетенську геліосферу. Геліосфера межує із ще більш розрідженим міжзоряним простором.

2. Радіус, маса й світність Сонця. Уявлення про фотосферу, хромосферу й корону Сонця складалися безпосередньо зі спостережень, у тому числі проведених під час повних сонячних затем­нень. Величини таких параметрів Сонця, як радіус, маса, світність вдалося одержати лише після того, як у другій половині XVII в. була визначена відстань до нього. Знаючи відстань Земля - Сонце (1 а. е. = 150 млн км) і кутовий радіус Сонця r_©= 16', можна визначити його лінійний радіус R_© = 700 000 км = 109R_Θ.

Маса Сонця визначається за третім узагальненим законом Кеплера (3.2): М_© = 330000МΘ = 2*10³⁰ кг. Відповідно середня щільність Сонця р_© = 1,4 г/см³, що в 4 рази менше середньої щільності Землі.

Вимірявши сонячну постійну — енергію, що надходить від Сонця на одиницю поверхні Землі за одиницю часу можна знайти повну енергію, що проходить через сферу радіуса а, тобто, світність Сонця

де а - відстань від Землі до Сонця.

Розрахунки показують, Земля одержує лише одну двохмільярдну частину цієї енергії.

3. Температура й спектр Сонця. Якщо радіус Сонця R_© і його світність L_® відомі, то можна визначити кількість енергії, що Сонцt випромінює з одиниці своєї поверхні за секунду:

Знаючи кількість енергії, випромінюваної тілом, і з огляду на відомі залежності між температурою й енергією, можна визначити температуру сонячної поверхні. Вона виявилася рівної 5 770 R. Однак температура в різних точках поверхні Сонця неоднакова. Установлено, що в окремих спектральних діапазонах температура сонячної поверхні досягає 6 500 К, середня ж її величина дорівнює 6 000 К.

Безперервний спектр Сонця містить понад 10 000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими (Й. Фраунгофер, німецький фізик, описав ці лінії в 1814 р.)- Як виявилося, фраунгоферові лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які активно поглинаються атомами різних речовин. Загальна кількість ліній становить близько 30 тисяч. Однак більша їхня частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, — це телуричні лінії (лат. «теллус» — «земний»). Вони утворяться в результаті поглинання світла Сонця молекулами газів земної атмосфери.

4. Хімічний склад Сонця. И. Фраунгофер виділив у спектрі Сонця більше 570 окремих темних ліній. Самі виразні з них він позначив великими буквами латинського алфавіту (від червоного до фіолетового діапазону спектру) -А, В, З, В, Е, Г, З, Н.

В 1857 р. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р. Бунзен зрівняли довжини хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабораторіях довжинами хвиль, які випромінюються (і поглинаються) відомими хімічними елементами. Так було ототожнено біля десяти елементів. Дійсним тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елемента - гелію. Спостерігаючи в 1868 р. спектр Сонця, англійський астроном Джозеф Лок'єр знайшов у ньому яскраву жовту лінію поблизу лінії натрію (D). Невідомий елемент, якому належала ця лінія, одержали назву гелій, тобто «сонячний». І тільки в 1895 р. гелій був знайдений на Землі в результаті дослідження спектрів окремих мінералів.

У загальному в спектрі Сонця виявлені лінії 72 хімічних елементів, визначена їхня відносна кількість. Найбільше в речовині Сонця водню, друге місце займає гелій. Разом вони становлять 98% маси Сонця. Кількість всіх інших елементів (по масі) не перевищує 2%.

5. Обертання Сонця. Регулярні спостереження за поверхнею Сонця, зокрема за розташуванням на ній окремих деталей, дозволили зробити висновок про те, що Сонце обертається навколо своєї осі в тім же напрямку, що й планети довкола нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати цей рух з боку Північного полюса миру. Кут нахилу осі обертання Сонця до площини екліптики становить 82 45'.

Виявилося також, що Сонце обертається не як тверде тіло: його кутова швидкість зменшується з видаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а поблизу полюсів - 30. Для спостерігача, що рухається навколо Сонця разом із Землею, ці періоди відповідно рівні 27 й 33 діб.

1. Що мають на увазі під поняттям «поверхня Сонця» ? Що таке гранули? Що таке спікули? 3. Як змінюється температура атмосфери Сонця?

4. Що в цей час відомо про хімічний склад Сонця?

5. Що ви знаєте про особливості обертання Сонця?

18.1. Перевірте шляхом розрахунків твердження про те, що Земля одержує одну двохмільярдну частину енергії, випромінювану Сонцем у навколишній простір.

18.2. Установіть, чому дорівнює період обертання Сонця, якщо зі спостережень визначено, що пляма, розміщена поблизу екватора, змістилося за 3 доби на 40^о?