Концепції сучасного природознавства - Карпов Я. С. - 4.4 Сонячна система

4.4.1 Сонце

Як би нас це не ображало, але Сонце — звичайна, пересічна зірка нашої Галактики. Потужність випромінювання Сонця становить Вт. Але лише одну двохмільйонну частину його одержує Земля. Температура Сонця — 5806 К. Середня густина речовини Сонця — 1,4 г/см3. Сонце обертається; тривалість одного оберту екваторіального поясу становить 25 діб. Сонце — це розпечена газова куля, і тому вона не має різких меж. У зв'язку із цим верхні шари газової оболонки поділяють на три концентричні оболонки: фотосферу, хромосферу й корону. Такий розподіл є досить умовним, тому що речовина Сонця перебуває в невпинному русі.

Зовнішній шар Сонця, що випромінює неперервний спектр, тобто сліпучо яскрава оболонка, яку ми спостерігаємо як сонячний диск, — це фотосфера товщиною приблизно 700 км. Над фотосферою розташована хромосфера, товщина якої становить приблизно 10000 км. Наступна оболонка — зовнішня, найбільш розріджена частина сонячної атмосфери — корона. Температура корони сягає 2 мільйонів градусів.

Розглядаючи Сонце в телескоп, легко помітити, що за яскравістю сонячна поверхня неоднорідна. Фотосфера складається з багатьох світлих осередків — гранул. Яскравість гранул на - 35 % більша порівняно з навколишнім фоном. Отже, їхня температура вища на 300-400 К. Середня тривалість життя гранул — близько 7 хвилин. Потім гранула розпадається, і на її місці утворюються нові. Як показали дослідження, гранули — це струмені гарячого газу, який піднімається вгору зі швидкістю 0,1-0,5 км/с, тоді як у зонах темних плям газ опускається вниз.

Згадки про сонячні плями зустрічаються ще в хроніках Стародавнього Китаю. Кількість плям на Сонці коливається в середньому протягом 11 років від найменшого до найбільшого значень. Розміри дрібних плям — кілька кілометрів, великі ж сягають навіть 100000 км. Виявилося, що напруженість магнітного поля поблизу плям дуже велика, це наштовхує на висновок, що плями є результатом виходу на поверхню Сонця могутніх "джгутів" — трубок магнітних силових ліній.

Поблизу краю сонячного диска спостерігаються так звані смолоскипи -- більш яскраві зони порівняно із сусідніми ділянками. Смолоскипи — постійні супутники плям. Вони з'являються на поверхні Сонця значно раніше від плям і залишаються ще кілька днів після того, як плями зникнуть.

Із хромосфери невпинно викидаються протуберанці, які являють собою гігантські фонтани й хмари більш щільного газу, що піднімається над хромосферою на десятки й сотні тисяч кілометрів.

Одним з найбільш могутніх проявів сонячної активності є сонячні спалахи. У роки максимуму активності реєструється до 10 спалахів на добу, а мінімум — коли за кілька місяців не спостерігається жодного. Розміри зон, охоплених спалахами, — менше однієї тисячі кілометрів. Тривалість спалаху — від 5 хвилин до кількох годин. За цей час виділяється енергія, еквівалентна вибуху 1 мільйона мегатонних водневих бомб.

4.4.2 Джерела енергії Сонця

Джерелами енергії Сонця, як і будь-якої зірки, є гравітаційне стиснення й термоядерний синтез.

При стисненні газової кулі виділяється енергія. Гравітаційна енергія зірки

де М — маса зірки;

R — її радіус;

G — гравітаційна стала.

Половина енергії випромінюється, а інша частина витрачається на розігрівання речовини.

Як показує аналіз, гравітаційне стиснення може бути джерелом енергії зірки лише на незначному проміжку її еволюції. Але за рахунок гравітаційного стиснення речовина зірки розігрівається до температури близько 10 мільйонів градусів, унаслідок чого починаються термоядерні реакції.