Сонце

фраунгоферових ліній. Фраунгофер був першим, хто описав темні лінії на

тлі безперервного спектру сонячного світла в 1814 році. Ці лінії в спектрі Сонця утворюються в результаті поглинання квантів світла, яке виходить з центральних областей Сонця, холоднішими зовнішніми шарами сонячної атмосфери. За цими лініями і визначають хімічний склад Сонця. Основні елементи на Сонці – водень і гелій.

Близько 9 % енергії в сонячному спектрі припадає на ультрафіолетове випромінювання з довжинами хвиль від 100 до 400 нм. Решта енергія розділена приблизно порівну між видимою (400-760 нм) і інфрачервоною (760-5000 м) областями спектру.

склад визначено з аналізу сонячного спектра:
водень становить близько 90%,
гелій —

10%,
інші елементи — менше 0,1% .

можна умовно поділити на 4 частини:
центральна частина (ядро) (відстань 1/3

до радіуса)
промениста зона (відстань від 1/3 до 2/3 радіуса)
конвективна зона — від верхньої частини «променистої» зони майже до видимої поверхні Сонця
сонячна атмосфера — сягає далеко за межі видимого диска Сонця.
Згідно висновкам науки, Сонце наймовірніше світить завдяки тому, що на ньому постійно проходять процеси перетворення матерії в енергію. За словами вчених, 1-го відсотка маси Сонця вистачає для того, щоб воно могло тішити нас своїм яскравим промінням і залишатися гарячим на протязі 150 мільярдів років.

що відбуваються на ньому, значною мірою визначають процеси, які відбуваються

на планетах, зокрема на планеті Земля.
Водночас Сонце – типова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших, що населяють нашу Галактику. Завдяки винятковій близькості до землі Сонце – єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими зорями добре вивчені.
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).
П'ять мільярдів років - вік нашого Сонця.

дещо
зменшується від центра до чітко
окресленого краю. Цей факт
дозволяє ввести

поняття “поверхні”
Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі – поверхні в звичайному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

шарі – нижчому шарі сонячної атмосфери - який називається фотосферою.

Товщина цього шару 0,001R = 700 км.
Уся фотосфера Сонця складається зі світлих зерняток, бульбашок -гранул. Розміри гранул невеликі, 1000-2000 км, відстань між ними - 300-600 км. На Сонці спостерігається одночасно близько мільйона гранул. Кожна гранула існує декілька хвилин. У гранулах речовина піднімається, а навколо них - опускається. Грануляція - прояв конвекції в глибших шарах Сонця.

них досягає лише 4500 К – порівняно з навколишньою температурою

6000 К.
У великих плямах видяляють темніше ядро і світлішу півтінь. Час життя плям – від кількох годин до кількох місяців.
Появу плям пов'язують зі зростанням у цьому місці магнітного поля , яке гальмує вихід гарячої сонячної речовини з надр Сонця – саме через це температура у плямах нижча.

акустичні хвилі з довжиною в декілька тисяч кілометрів, подібні до

звукових хвиль в повітрі. Коливання мають резонансний характер і мають період близько 5 хвилин.
У верхніх шарах сонячної атмосфери хвилі, що виникли в конвективній зоні і у фотосфері, передають сонячній речовині

частину механічної енергії конвективних рухів і провокують нагрівання газів наступних шарів атмосфери - хромосфери і корони. В результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500 K виявляються "найхолоднішими" на Сонці. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте.

в моменти повних сонячних затемнень. Місяць повністю закриває фотосферу, і

хромосфера спалахує, як невелике кільце яскраво-червоного кольору, оточене перлинно-білою короною. Хромосфера дістала свою назву саме із-за цього явища (в перекладі з грецької - "забарвлена сфера").
Розміри хромосфери 10-15 тисяч кілометрів, а щільність речовини в сотні тисяч разів менша, ніж у фотосфері.

межі з фотосферою до 100 000 К у верхніх її

шарах. Зростання температури пояснюється дією магнітних полів і хвиль, проникаючих в хромосферу із зони конвективних рухів. Тут нагрів відбувається, як в мікрохвильовій печі, тільки гігантських розмірів.
На краю хромосфери спостерігаються виступаючі язички полум'я - спікули - витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Температура цих струменів у 2-3 рази вища, ніж температура фотосфери. Діаметр основи спікули – до 3000 км, час життя – до 5 хвилин.

Хромосфера

– раптові викиди величезної кількості енергії, накопиченої у магнітному полі

активної зони. За час одного спалаху Сонце виділяє енергію, рівну кількості енергії, що її отримує Земля за цілий рік.
Тривалість невеликих спалахів 5-10 хвилин, найпотужніших – до кількох годин. Під час таких спалахів у простір викидається величезна кількість частинок високих енергій (електронів, протонів, нейтронів, альфа-частинок) та потужна доза рентгенівського та гама-випромінювання.

– верхній шар сонячної атмосфери. Вона простежується від сонячного диску

до відстаней в десятки сонячних радіусів, поступово переходячи у космічний простір. Корона не має чітких обрисів, її вигляд змінюється з часом.
Спостерігати корону можна під час сонячних затемнень.

завдяки величезним швидкостям руху її часток. Корона має температуру близько

мільйона градусів і складається з високоіонізованого газу. Можливо, причиною такої високої температури є поверхневі викиди сонячної речовини у вигляді петель і арок. Мільйони колосальних фонтанів переносять в корону речовину, нагріту в глибинних шарах Сонця.

Сонячна корона

протони, альфа-частки, а також важчі атомні ядра всі разом складають

корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання є більш менш безперервним витіканням плазми, так званим сонячним вітром, що є продовженням зовнішніх шарів сонячної атмосфери, - сонячної корони. Поблизу Землі його швидкість складає зазвичай 400-500 км/с. Потік заряджених часток викидається з Сонця через корональні діри - області в атмосфері Сонця з відкритим в міжпланетний простір магнітним полем.
Різкі зміни потоку сонячного вітру (спричинені спалахами на Сонці), викликають збурення геомагнітного поля Землі - магнітні бурі.

густина Сонця становить всього 1,4 г/см³, тобто дорівнює густині води

Мертвого моря.
Кожну секунду Сонце випромінює в 100 000 разів більше енергії, ніж людство виробило за всю свою історію.

Сонце обертається навколо центру нашої галактики, Чумацького Шляху, роблячи повний оборот кожні 225 – 250 мільйонів років.
Сонячні затемнення в одній і тій самій місцевості спостерігаються рідко, оскільки затемнення видно лише у вузькій смузі тіні Місяця.
Всі ми бачимо, що Сонце жовтого або помаранчевого кольору, але насправді, воно біле.

дивлячись на таку величезну швидкість втрат, енергії Сонця вистачить ще

на 5 млрд. років такого життя (приблизно стільки ж років Сонцю від народження). Закінчить своє життя Сонце білим карликом, заздалегідь збільшившись в розмірах і відштовхнувши від себе всі планети. На цих планетах випарується вся вода і зникне атмосфера.

Цікаві факти