Найважливішим небесним тілом Сонячної системи є Сонце. Його маса в 750 разів перевищує загальну масу інших небесних тіл Сонячної системи. Інші небесні тіла Сонячної системи також мають карликові розміри поряд із Сонцем (рис. 74). Таким чином, у процесах, що відбуваються в Сонячній системі, «домінують» гравітаційне поле та випромінювання Сонця. Під Сонячною системою ми маємо на увазі область середовища Сонця, в якій панує гравітаційне поле Сонця. Цей простір становить приблизно Сфера радіусом 2 світлових роки (2 ⋅ 10 13 км). Крім того, гравітаційний ефект інших зірок вже «пригнічує» вплив Сонця.

Наступні небесні тіла класифікуються в Сонячній системі:

б) 9 планет та їх приблизно 60 супутників,

в) приблизно 100 000 астероїдів,

г) комети і метеори,

д) міжпланетна матерія.

Рисунок 74 - Співвідношення розмірів Сонця до планет

зірка

Планети, астероїди, комети і метеори обертаються навколо Сонця відповідно до законів Кеплера. Дев'ять планет, астероїди, обертаються в одному напрямку, і Сонце обертається в одному напрямку. Супутники обертаються навколо планет, за невеликим винятком, в одному напрямку. За винятком Венери та Урана, обертання планет відбувається в одному напрямку. Таким чином, Сонячна система має значний загальний імпульс. Цікаво, що лише 200% імпульсу (обертання) Сонячної системи припадає на Сонце, решта частина імпульсу надходить майже виключно з орбіт планет.

Характерною особливістю Сонячної системи є те, що 99% речовини зосереджено поблизу площини. Це площина симетрії Сонячної системи (також відома як інваріантна площина Лапласа).

Одиницею відстані, яка використовується при вивченні Сонячної системи, є астрономічна одиниця (CsE або A. U. [2]). Це дорівнює довжині половини головної осі еліптичної орбіти Землі навколо Сонця, що також є середньою відстанню Сонце-Земля. Його значення становить 149 600 000 км. Цю відстань долає світло за 8 хв і 19 с. Найдальша планета Сонячної системи від Сонця, Плутон, обертається навколо 40 CsE Сонця. Цю відстань долає світло за 5,5 годин. Загальний розмір Сонячної системи (згідно з попереднім тлумаченням) становить близько півмільйона CSE.

Сонячне випромінювання нагріває область навколо нього. На відстань до Землі на кожен квадратний метр від Сонця за секунду надходить 1,37 кДж променистої енергії, що становить 1,96 калорій на квадратний сантиметр і хвилину, виражене в старих одиницях. Це називається сонячною константою, тому її значення становить 1370 Вт/м 2. На відстані Плутона це значення падає до 0,8 Вт/м 2. З усіх планет одне лише випромінювання Сонця на Землі дозволяє воді тривалий час залишатися в рідкому стані, тому в Сонячній системі на Землі могло розвинутися лише вище життя.

Сонце (доктор Міклош Марік)

Сонце, хоча найважливіше небесне тіло в Сонячній системі, є "лише" середньою зіркою. Серед інших зірок його близькість виділяє його. Сонце - єдина нерухома зірка, яка, здається, не є родзинкою нашого бінокля, але ми можемо також обходити його поверхню в полі зору. Тому вивчення Сонця надзвичайно важливо для пізнання інших зірок.

Матеріал і маса Сонця.

Матеріал Сонця газоподібний, плазма. (Плазмою називають рідини та гази, які добре проводять електрику.) Хімічний склад: прибл. 80% водню і 20% гелію. Інші елементи є щонайменше в слідах.

В астрономії Сонце коротко символізується символом .

Найважливіші дані дня:

Діаметр: D ⊙ = 1,4 млн км = 110 діаметр землі.

Вага: M ⊙ = 2 · 10 30 кг.

Середня щільність: ρ ⊙ = 1,41 г/см 3 .

Центральна температура: T ⊙ ≈ 10–20 млн. K.

Температура поверхні: T ⊙ f = 5800 K.

Гравітаційне прискорення на "поверхні":

g ⊙ = 2,7 ⋅ 10 2 м с 2 ≈ 30 г Землі

Період обертання: P ⊙ = від 26 до 34 днів.

Маса Сонця (2 · 10 30 кг) є типовою зірковою масою. Навряд чи можна знайти зірки з масами в 10 і 10 разів меншими, ніж Сонце. Середня щільність Сонця (1,41 г/см 3) менше, ніж в півтора рази перевищує середню щільність води, а середня щільність Землі (5,5 г/см 3) становить лише приблизно. чверть. Через велике прискорення поверхневого гравітації людина вагою 70 кг мав би на Сонці більше двох тонн.

Сонце, будучи газоподібним станом, не обертається як тверде тіло, а диференційовано обертається. Діапазони, близькі до екватора, обертаються під більшими кутами, а ті, що близькі до полюсів, обертаються з меншими кутовими швидкостями. Ми припускаємо, що це диференціальне обертання відіграє фундаментальну роль у розвитку різних сонячних явищ.

Будова Сонця.

Сонце, як уже згадувалося, є газоподібним небесним тілом, тому воно не має поверхні в строгому розумінні. Однак більше 90% сонячного випромінювання, що потрапляє в наші очі, генерується (відновлюється) у дуже тонкому шарі Сонця. Товщина цього шару становить лише 400 км, що є незначним порівняно з діаметром півтора мільйона кілометрів Сонця. Цей шар називається фотосферою.

Говорячи про поверхню Сонця, ми маємо на увазі не геометричну поверхню, а шар, фотосферу. Області Сонця під фотосферою називають внутрішністю Сонця, фотосферу та області над нею - атмосферою Сонця. Іншими словами, ми бачимо атмосферу Сонця, а не її.

Інтер'єр Сонця можна розділити на три частини:

1. центральне ядро,

2. рентгенівська зона,

3. конвективна зона.

Сонце виробляє енергію в центральному ядрі. Секретар виробництва енергії Сонця лише в XX ст. в середині століття. На початку минулого століття ще вважали, що на Сонці стався звичайний опік. Однак це поняття довелося незабаром відкинути, бо якби Сонце виготовляло вугілля найкращої якості, воно все одно виробляло б енергію на сьогоднішній день лише кілька тисяч років - хоча з геологічних знахідок ми знаємо, що Сонця було фактично більше, ніж чотири з половиною мільярди років без змін.

У середині минулого століття Гельмгольц припустив, що Сонце постійно стискається і виробляє свою енергію за рахунок гравітаційної енергії. Однак цей процес не може охопити виробництво енергії Сонця протягом декількох сотень тисяч років. У 20-х роках сонячне випромінювання та світлове випромінювання були пов’язані з радіоактивним розпадом, але це також не виявилося задовільним. Проблема виробництва енергії Сонця була вирішена ядерною фізикою. Оскільки Сонце виробляє 3,86 · 10 26 Дж енергії в секунду, 6 · 10 11 кг ≈ 600 мільйонів тонн водню в секунду перетворюються на гелій, щоб покрити це. Навіть через 5 мільярдів років це становить лише 5% від поточної маси Сонця 2 · 10 30 кг. Наскільки нам відомо на сьогодні, виробництво енергії Сонця можна задовільно пояснити вищезазначеними процесами ядерного синтезу. Для наших нащадків також заспокоює, що процеси ядерного синтезу все ще тривають приблизно. Вони зможуть покрити видобуток енергії Сонця на незмінному рівні протягом 10 мільярдів років.

Рентгенівська зона розташована навколо центрального ядра і передає енергію, що генерується в центральному ядрі, у зовнішні області. Його називають рентгенівською зоною, оскільки тут через високу температуру енергія в основному присутня у вигляді рентгенівських променів.

Конвективна зона починається на 100 000 км під поверхнею Сонця. Тут через особливі фізичні умови випромінювання вже не може передавати енергію назовні. Передача енергії - це потік речовини, дещо схожий на джерело води, т. Зв конвекція забезпечує.

Атмосфера Сонця також складається з трьох діапазонів. Найпотаємніший шар - це згадана раніше фотосфера. Над цим розташовані хромосфера і корона.

Фотосфера товщиною близько 400 км, температура тут становить близько. 6000 К. Досліджуючи Сонце без спеціальних допоміжних засобів, ми бачимо фотосферу.

Фігура 1 -. Грануляційна структура Сонця.

На фотографіях фотосфери (поверхні) Сонця в дуже хороших атмосферних умовах ми можемо спостерігати менші або більші, яскравіші частинки на темному тлі. Це називається грануляційною структурою (рис. 1). Гранули називаються гранулами. Одна гранула становить приблизно Він має діаметр 500 км і рухається до поверхні зі швидкістю 1-2 км/с. Тривалість їх життя становить 5-7 хвилин; через стільки часу вони змішуються із своїм оточенням і зникають.

Малюнок 2 -. Характерна сонячна пляма. Темна умбра оточена більш світлою волокнистою півтінню

У темних місцях між гранулами матеріал стікає всередину. Верхня межа конвективної зони всередині Сонця простягається до фотосфери, і гранули насправді є висхідними конвективними елементами.

Найяскравішими явищами у фотосфері є сонячні плями. Одне сонячне пляма (малюнок 2) має середній діаметр 10000 км і тривалість життя близько. 1 тиждень. Складається з двох частин: темнішої внутрішньої бурштини і світлішої волокнистої півтіні, яка її оточує. Температура зонта приблизно на 1000 К нижче температури фотосфери - тому вона виглядає темнішою. Причиною появи сонячних плям є те, що у фотосфері іноді створюється дуже сильне магнітне поле. Там, де збільшується щільність магнітного потоку, з’являється сонячна пляма. Є сонячні плями північної та південної полярності; перші поводяться як N полюс стрижневого магніту, другі як його D полюс. Щільність магнітного потоку становить 0,1–0,35 Т.

Сонячні плями рідко можна побачити самі по собі, як правило, згруповані в групи плям. Типова група латок розміром 100 000 км і тривалістю життя близько. 1 місяць. Більшість груп патчів можна розділити на дві частини граничною лінією; в одній частині є плями лише північної полярності, а в іншій - лише плями південної полярності. Ці групи патчів називаються біполярними групами патчів. З них той, який першим проходить через центральний меридіан під час обертання Сонця (лінія, що проходить через центр сонячного диска в напрямку ПН), називається провідною плямою, а наступний - наступною плямою.

Непрозорість сонця не є постійною. Іноді на Сонці багато плям, інколи плям навряд чи є. Непрозорість сонця плямами вимірюється відносною кількістю Вовка:

де f - загальна кількість плям, видимих ​​на Сонці, g - кількість груп плям (окрема пляма також вважається групою плям), k - постійна характеристика телескопа. (Для бінокля лінзи діаметром 10 см k ≈ 1.) Якщо значення R нанесено як функцію від часу, отримаємо криву, зображену на рис. 75. Видно, що R періодично змінюється з часом: існують мінімуми та максимуми сонячних плям. Час між двома мінімумами називається циклом сонячного проміння. Середня тривалість циклів сонячних променів становить 11,2 року. Можна навіть встановити 90-річний цикл.

Рисунок 75 - Зміна відносного числа, що виражає покриття сонячного плями між 1730 і 1975 роками