Опис, склад і внутрішня будова Сонця

Опис, склад і внутрішня будова Сонця

Знущання Сонце викликало захоплення у людей у всьому світі. Не випадково в різних куточках нашої планети існували, а подекуди існують і понині солярні міфи і культи, яким тією чи іншою мірою властиве шанування Сонця. Вони відігравали важливу роль у релігії єгиптян, індіанців, індійців, а також, на думку деяких вчених, у слов 'янських релігіях. Ще не маючи обладнання, яким володіють сучасні вчені, і не підозрюючи про те, яка внутрішня будова Сонця, наші предки розуміли, що воно - джерело життя на Землі.

Сонце - одна з зірок Чумацького Шляху, єдина зірка в Сонячній системі. За спектральною класифікацією воно належить до класу жовтих карликів. Сонце - не дуже гаряча і порівняно невелика зірка, але відносно Землі її розміри величезні. У всіх точках Сонця завжди підтримується рівновага гравітації і тиску газу. Ці сили діють у протилежних один одному напрямках. Таким чином, завдяки їх оптимальному співвідношенню Сонце залишається досить стабільним астрономічним тілом. Склад і внутрішня будова Сонця в даний момент досить добре вивчені.

Склад Сонця

Сонце містить приблизно 75% водню і 25% гелію по масі (92,1% водню і 7,8% гелію за кількістю атомів). Інші елементи (кремній, кисень, азот, сірка, магній, кальцій, хром, залізо, нікель, вуглець і неон) становлять лише 0,1% від загальної маси.

Вчені довго намагалися скласти уявлення про склад і внутрішню будову Сонця, використовуючи такі методи астрономії, як спостереження, спектроскопія, теоретичний аналіз тощо. В результаті вони прийшли до висновку, що завдяки вибуху народилася зірка, що складається переважно з гелію і водню. Їхнє співвідношення мінливе, тому що в глибині Сонця водень перетворюється на гелій через постійний процес ядерного синтезу. Запуск цього процесу неможливий без вкрай високої температури і великої маси небесного тіла.

Внутрішня будова Сонця

Сонце є сферичним тілом, що знаходиться в рівновазі. На рівних відстанях від центру фізичні показники скрізь однакові, але вони неухильно змінюються, якщо рухатися від центру до умовної поверхні. Сонце має кілька шарів, і їх температура тим вище, чим вони ближче до середини. Не можна не згадати, що гелій і водень у різних шарах має різні характеристики.

Сонячне ядро

Ядро - центральна частина Сонця. Експериментальним шляхом встановлено, що сонячне ядро за розміром становить приблизно 25% від усього радіусу Сонця і складається з сильно стисненої речовини. Маса ядра - майже половина від загальної маси Сонця. Умови в серцевині нашого світила екстремальні. Температура і тиск досягають там максимальних показників: температура ядра становить приблизно 14 млн К, а тиск у ньому сягає 250 млрд атм. Газ у сонячному ядрі більш ніж у 150 разів щільніший від води. Це саме те місце, де протікає термоядерна реакція, що супроводжується виділенням енергії. Водень перетворюється на гелій, а разом з ним з 'являються світло і тепло, які потім доходять до нашої планети і дають їй життя.

На відстані від ядра понад 30% радіусу температура стає менше 5 млн градусів, тому ядерні реакції там вже майже не відбуваються.

Зона лучистого перенесення

Зона променистого перенесення розташована біля кордону ядра. Імовірно вона займає близько 70% всього радіусу зірки і складається з гарячої речовини, через яку теплова енергія передається від ядра до зовнішнього шару.

У результаті термоядерної реакції, що протікає в сонячному ядрі, утворюються різні радіаційні фотони. Пройшовши крізь зону променистого перенесення і всі наступні шари, вони викидаються в космос і блукають по там разом із сонячним вітром, що доходить від Сонця до Землі всього за 8 хвилин. Вченим вдалося встановити, що на подолання цієї зони фотонам потрібно приблизно 200 000 років.

Зона променистого перенесення є не тільки у Сонця, а й у інших зірок. Її величина і сила залежать від розміру зірки.

Конвективна зона

Зона конвекції - остання у внутрішній будові Сонця та інших подібних йому зірок. Вона розташована зовні зони променистого перенесення і займає останні 20% від радіусу Сонця (близько третини від об 'єму зірки). Енергія в ній передається конвекцією. Конвекція - це передача тепла струменями і потоками, за допомогою активного перемішування. Цей процес нагадує кипіння води. Потоки гарячого газу переміщуються до поверхні і віддають тепло назовні, а залишений газ спрямовується назад, углиб Сонця, завдяки чому реакція ядерного синтезу триває. У міру наближення до поверхні температура речовини в конвективній зоні падає до 5800 К. Конвективна зона, як і зона променистого перенесення, є майже у всіх зірок.

Всі перераховані вище шари Сонця не спостерігаються.

Атмосфера Сонця

Над конвективною зоною розташовано кілька спостережуваних шарів Сонця - атмосфера. Її хімічний склад визначається методом спектрального аналізу. Внутрішня будова атмосфери Сонця включає три шари: фотосфери (у перекладі з грецької - "" світлової сфери ""), хромосфери ("" пофарбованої сфери ") і корони. Саме в останніх двох шарах виникають магнітні спалахи.

Фотосфера

Фотосфера - єдиний видимий з нашої планети шар Сонця. Температура фотосфери - 6000 К. Вона світиться біло-жовтим світлом. Саме середина цього шару і вважається умовною поверхнею Сонця і використовується для розрахунку відстаней, тобто відліку висоти і глибини.

Товщина фотосфери - близько 700 км, вона складається з газу і випускає сонячне випромінювання, що доходить до Землі. Верхні шари фотосфери більш холодні і розряджені, ніж нижні. Хвилі, що виникають у конвективній зоні та фотосфері, передають механічну енергію вищележащим областям і нагрівають їх. Внаслідок цього верхня частина фотосфери є найхолоднішою - близько 4500 К. З обох сторін від них температура швидко підвищується.

Хромосфера

Хромосфера - наступна за фотосферою, сильно розріджена повітряна оболонка Сонця, що складається переважно з водню. У зв 'язку з її надзвичайною яскравістю її можна побачити лише при повному сонячному затемненні. Слово "хромосфера" "в перекладі з грецької означає" "пофарбована сфера" ". Коли Місяць затуляє Сонце, хромосфера завдяки присутності водню стає рожеватою. Цей шар холодніший від попереднього, оскільки його щільність нижча. Температура газів у верхніх шарах хромосфери становить 50 000 К.

На висоті 12 000 км над фотосферою лінія спектру водню стає небайдужою. Трохи вище зафіксовані сліди кальцію. Його лінія спектру закінчується ще через 2 000 км. Чим далі від поверхні Сонця, тим газ гарячіше і більш розряджений.

Корона.

Над висотою в 14 000 км над фотосферою починається корона - третя зовнішня оболонка Сонця. Корона складається з енергетичних вивержень і протуберанців - особливих плазмових утворень. Її температура варіюється від 1 до 20 млн К, є також корональні діри з температурою 600 тис. К, звідки виходить сонячний вітер. Починаючи від нижньої частини, температура зростає, а на висоті 70 000 км від поверхні Сонця починає знижуватися.

Верхня межа корони поки не встановлена, як і точна причина незвично високої температури. Як і хромосфера, сонячна корона теж видна тільки під час затемнень або при використанні спеціального обладнання. Сонячна корона є потужним джерелом постійного рентгенівського та ультрафіолетового випромінювання.

На сьогоднішній день людству досить багато відомо про внутрішню будову Сонця і про процеси, що відбуваються в нім. Проясненню їх природи багато в чому сприяв технічний прогрес. Завдяки отриманню знань про Сонце можна скласти уявлення і про інших зірок. Але оскільки спостерігати за Сонцем можна тільки здалеку, у нього залишилося ще чимало нерозгаданих таємниць.