Солнце: его состав и внутреннее строение

светом, теплом, является источником всех видов энергии, используемых людьми. Солнце

влияет на магнитное поле и верхние слои атмосферы Земли, вызывая магнитные бури, ионизацию и циркуляцию атмосферы. Солнечная «погода» влияет на климат, биосферу и земную жизнь в целом. Значение Солнца человек осознал еще в древности.

раскаленный плазменный шар.
Солнце — одна из 100 млрд звезд

нашей Галактики. Детально изучая физическую природу Солнца, мы получаем важнейшие сведения о природе остальных звезд.

Диск Солнца, видимый с Земли, - ослепительно желтый круг со средним угловым диаметром 32′. Свет от него доходит до Земли за 8 1/3 мин.

Земли). Объем Солнца, таким образом, более чем в миллион раз

превосходит объем Земли, а его масса составляет
М = 1,99 · 1030 кг, что примерно равно 330 000 земных масс.

постоянной.
Солнечная постоянная - поток солнечного излучения, который приходит на поверхность

площадью 1 м2, расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца (1 а. е.).

Солнечная постоянная равна 1,37 кВт/м2. Умножив эту величину на площадь поверхности шара, радиус которого 1 а. е., определим полную мощность излучения Солнца, его светимость, которая составляет 4·1026 Вт.

излучаемая нагретым телом с единицы площади, определяется законом Стефана—Больцмана:
Закон Стефана—Больцмана:

в единицу времени) известна, остаётся узнать, какова площадь поверхности Солнца.
С

Земли мы видим Солнце как небольшой диск. Угловой диаметр солнечного диска примерно 30ʹ. Зная расстояние до Солнца (150 млн км), нетрудно вычислить его линейные размеры и площадь поверхности. Радиус Солнца равен приблизительно 700 тыс. км.

r = Dρ

величина ρ выражена в радианах

телескопы. Система зеркал непрерывно поворачивается вслед за Солнцем и направляет

его лучи вниз на главное зеркало, а затем они попадают в спектрографы или другие приборы, с помощью которых проводятся исследования Солнца. Благодаря большому фокусному расстоянию солнечных телескопов (до 90 м) можно получить изображение Солнца диаметром до 80 см и детально изучать происходящие на нём явления.

спектра. Химические элементы, которые присутствуют в атмосфере Солнца, поглощают из

непрерывного спектра, излучаемого фотосферой, свет определенной частоты. В результате в непрерывном спектре появляются темные линии. Йозеф Фраунгофер впервые изучил и зарисовал 576 темных линий солнечного спектра. Ученый правильно указал, что источник темных спектральных линий — солнечная атмосфера. По положениям в спектре (т. е. длинам волн) и интенсивностям этих фраунгоферовых линий можно установить, какие химические элементы присутствуют в солнечной атмосфере.

Йозеф Фраунгофер

присутствующих в атмосфере Солнца. Фраунгоферовы линии по интенсивности и ширине

чрезвычайно разнообразны. Анализ спектральных линий показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится свыше 70 % массы Солнца, около 28 % приходится на гелий и около 2 % на другие элементы.

и ставшие ионами, вместе со свободными электронами образуют плазму. Средняя

плотность солнечного вещества примерно 1400 кг/м3. Она соизмерима с плотностью воды и в 1000 раз больше плотности воздуха у поверхности Земли.

законах, можно получить данные о давлении, плотности, температуре и химическом

составе на разных расстояниях от центра Солнца. При приближении к центру Солнца растут, достигая максимальных значений, температура, давление и плотность. Химический состав Солнца тоже различается: процентное содержание водорода меньше всего в центре.

стремятся сжать Солнце. Им противодействует упругость горячего газа и давление

излучения, идущие из недр. Эти силы стремятся расширить Солнце. Тяготение, с одной стороны, а упругость газов и давление излучения, с другой — уравновешивают друг друга. Равновесие имеет место во всех слоях от поверхности до центра Солнца. Такое состояние Солнца и звезд называется гидростатическим равновесием.

Эта простая идея была выдвинута в 1924 г. английским астрофизиком Артуром Эддингтоном. Она позволила составить уравнения, по которым рассчитывают модели внутреннего строения Солнца, а также других звезд.

К, давление 2,2·1016 Па, а плотность вещества значительно превышает плотность

твёрдых тел в земных условиях: 1,5·105 кг/м3, т. е. в 13 раз больше плотности свинца.

Мы уже знаем, что солнечное вещество в основном состоит из водорода.
Внутри Солнца (на расстояниях до 0,3 радиуса от центра создаются условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций превращения атомов легких химических элементов в атомы более тяжелые.

легчайших элементов — гелий. Для образования одного ядра гелия требуется

4 ядра водорода. На промежуточных стадиях образуются ядра тяжелого водорода (дейтерия) и ядра изотопа Не3. Эта реакция называется протон-протонной. При реакции небольшое количество массы реагирующих ядер водорода теряется, преобразуюсь в огромное количество энергии. Выделившаяся энергия поддерживает излучение Солнца. Через слои, окружающие центральную часть звезды, эта энергия передается наружу. В области от 0,3 до 0,7 радиуса от центра Солнца находится зона лучистого равновесия энергии, где энергия распространяется через поглощение и излучение γ-квантов.

большую, чем энергия квантов видимого света. Длина волны гамма-квантов очень

мала. В процессе поглощения квантов атомами и дальнейшего их переизлучения происходит постепенное уменьшение их энергии и увеличение длины волны. Количество квантов во время этого процесса возрастает. Мощные гамма-кванты постепенно дробятся на обладающие меньшей энергией: возникают рентгеновские, ультрафиолетовые и, наконец, видимые и инфракрасные лучи.

энергия передается не излучением, а посредством конвекции (перемешивания). Причина возникновения

конвекции в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем сосуде с водой: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество приходит в движение и само начинает переносить тепло. Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы).

— центральная зона, где при высоком давлении и температуре происходят

термоядерные реакции;
— лучистая зона, где энергия передаётся наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов;
— наружная конвективная зона, где энергия от слоя к слою переносится самим веществом в результате перемешивания (конвекции).
Каждая из этих зон занимает примерно 1/3 солнечного радиуса.

пределы видимого диска Солнца. Её нижний слой — фотосфера —

воспринимается как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо из космического пространства, либо при помощи специальных приборов с поверхности Земли.