<<< Раздел  Солнце : >>>
  > Введение и история Стр. 1

3. Солнце         

3.1. Введение и история            

           Солнце – центральное тело Солнечной системы. Оно представляет собой высокотемпературный плазменный шар, состоящий в основном из атомарного водорода. На рис.3.1. показано Солнце.



Рис.3.1. Солнце 
Кроме водорода в нем также присутствует около 20 % гелия. Число атомов всех других элементов, вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Масса Солнца в 332958 раз больше массы Земли. В Солнце сосредоточено 99,866 % массы Cолнечной системы. Диаметр Солнца 1,392109 м , что в 109 раз больше земного. В то же время, Солнце – рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии Солнца, его строение, образование спектра, являются общими для физики Солнца и звезд.
Солнце как звезда является типичным желтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звезд на диаграмме. Скорость его движения относительно совокупности ближайших звезд 19.7 км/с. Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпк от ее центра. Период его обращения вокруг центра Галактики около 220 млн. лет. Мощность общего излучения Солнца 3,831026 Вт, из которых на Землю попадает около 21017 Вт.
Считается, что источником энергии, пополняющим потерянную энергию и поддерживающим высокую температуру около 6000К, являются ядерные реакции перехода водорода в гелий, протекающие в недрах Солнца. Однако в действительности внутренняя структура Солнца и источников его энергии вытекает только из моделей, применяемых для расчета. Прямых экспериментов до настоящего времени не выполнено, так как Солнце не прозрачно для электромагнитных волн и любых частиц, кроме нейтрино. Исследуя потоки нейтрино можно определить источники энергии и структуру Солнца. Но, многолетние исследования по поиску сопутствующего термоядерному синтезу нейтринного излучения не привели к успеху. Это заставляет искать новые источники энергии Солнца, не связанные с термоядерным синтезом.
Интересно, что на Солнце отсутствует общее магнитное поле, аналогичное земному. Незначительные локальные магнитные поля временно появляются в определенных активных зонах.

 
  Наверх

  > Введение и история  (продолжение) Стр. 2

Атмосферу Солнца образуют внешние доступные наблюдению слои. Почти все излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы, называемой фотосферой, имеющей температуру около 6000К. В подфотосферной зоне Солнца видна зернистость – так называемая грануляционная структура поверхности Солнца. В отличие от других образований на поверхности Солнца грануляция одинакова на всей поверхности и не зависит от солнечной активности.
Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы. Солнечные пятна – это темные образования, имеющие более низкую температуру – до 4500К. Обычно пятна образуют группы. Группы пятен всегда окружены факелами и протуберанцами. Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнца достигает 30–50 тыс. км. Температура в них не превышает 5000–10000 К. Природа этих явлений до настоящего времени не выяснена.
Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хромосферой. Температура этого слоя сначала падает с увеличением высоты от 6000К до 4000К, а на высоте 2000 км резко возрастает до 1,510К и переходит в солнечную корону. Солнечная корона – самая внешняя и разреженная часть Солнца и простирается более чем на 10 солнечных радиусов. Во внешних частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер – поток коронального газа, имеющий скорость, достаточную для преодоления солнечного тяготения.
Сравнительно недавно были найдены новые явления на поверхности Солнца в виде постоянных колебаний его поверхности – солнцетрясений. Природа их также является загадкой.
История исследования Солнца начинается с телескопических наблюдений, выполненных Г. Галилеем, который в 1611 г. открыл солнечные пятна и определил период обращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 г. немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. В 1814 г. Й. Фраунгофер обнаружил темные линии в спектре поглощения Солнца, что положило начало изучению его химического состава. С 1836 г. регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнаружению у него короны и хромосферы, а также солнечных протуберанцев. В ХХ веке были исследованы радиоизлучение Солнца, определены его температура и колебания поверхности. Традиционной проблемой остается описание источников энергии Солнца.

 
  > Существующие модели источников солнечной энергии  (следующая глава) Наверх