Як і всі зорі, Сонце - розжарена газова куля. В основному воно складається з водню з домішками 10% (за кількістю атомів) гелію. Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 - 2% маси Сонця.
На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу - плазми.
Середня густина сонячної речовини g » 1400 кг/м3. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі - у 100 раз більша, ніж середня густина.
Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск.
Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити. Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R¤.
Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R¤, площа якого S, а також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R¤.
Середня густина сонячної речовини g » 1400 кг/м3. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі - у 100 раз більша, ніж середня густина.
Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск.
Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити. Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R¤.
Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R¤, площа якого S, а також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R¤.
(Сонце з плямами і протуберанцями.)
За газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця.
Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 • 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 2 • 1018 Па, а температура - близько 15000 000 К.
При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню - зменшується.
Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра.
Будова Сонця
Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона та фотосфера.
Зона радіації — зона, де енергія переноситься шляхом перевипромінювання окремих квантів
Конвективна зона — зона, де здійснюється передача енергії шляхом перемішування — більш гарячі комірки спливають угору, а холодні опускаються донизу
Центральна область (ядро) займає відносно невеликий об'єм, але завдяки великій густині, яка збільшується до центру, там зосереджена значна частина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом енергії Сонця. Радіус ядра становить приблизно 1/3R.
У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2/3R, енергія поширюється шляхом послідовного поглинання і наступного перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії.
У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації, майже до самої видимої межі Сонця — фотосфери) енергія передається вже не випромінюванням, а за допомогою конвекції, тобто шляхом перемішування речовини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, які трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною.
Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки. Найглибший шар атмосфери Сонця, що складається з газів, — фотосфера (від грец. sphera photos — куля світла), 200-300 км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сонця (рис. 1.3). Густина газів у фотосфері в мільйони разів менша за густину повітря біля поверхні Землі, а температура фотосфери зменшується з висотою. Середній шар фотосфери, випромінювання якого ми сприймаємо, має температуру 5780 К.
Фотосфера — найглибший шар атмосфери Сонця, який випромінює світло
У сонячний телескоп можна спостерігати структуру фотосфери, у якій конвекційні комірки мають вигляд світлих і темних зерен — гранул (рис. 1.4). Над фотосферою розташована хромосфера (від грец. chromos sphera — кольорова сфера), де атомами різних речовин утворюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця (рис. 1.5). Загальна товщина хромосфери становить 10-15 тис. км, а температура у її верхніх шарах сягає 100 000 K.
Гранули у фотосфері мають діаметр 1000 км — це прояв конвекції
Спектр Сонця. Темні лінії поглинання утворюються у хромосфері
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.
Якщо порівняти світність Сонця з його масою, то ми отримаємо, що 1 кг сонячної речовини генерує мізерну потужність ≈0,001 Вт, у той час як середня потужність випромінювання людського тіла дорівнює приблизно 100 Вт, тобто в тисячу разів більше від потужності такої самої маси сонячної речовини. Правда, Сонце світить протягом мільярдів років, випромінюючи майже одну й ту саму енергію, надійно обігріваючи Землю та інші тіла Сонячної системи.
Комментариев нет:
Отправить комментарий