ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА СОЛНЦА

Солнце представляет собой центральное тело нашей планетной системы и ближайшую к нам звезду.

Среднее расстояние Солнца от Земли равно 149,6*106 км, его диаметр в 109 раз больше земного, а объем в 1300 000 раз больше объема Земли. Так как масса Солнца составляет 1,98*1033 г (333000 масс Земли), то в соответствии с его объе­мом находим, что средняя плотность солнечного вещества равна 1,41 г/см3 (0,26 средней плотности Земли). По известным значе­ниям радиуса и массы Солнца можно определить, что ускорение силы тяжести на его поверхности достигает 274 м/сек2, или в 28 раз больше, чем ускорение силы тяжести на поверхность Земли.

Солнце вращается вокруг оси против хода часовой стрелки при наблюдении с северного полюса эклиптики, т. е. в том же направлении, в каком обращаются вокруг него все планеты. Если смотреть, на диск Солнца, то его вращение совершается от восточного края диска к западному. Ось вращения Солнца наклонена к плоскости эклиптики под углом 83°. Но Солнце вращается не как твердое тело. Сидерический период враще­ния его экваториальной зоны равен 25 сут, близ 60° гелиографической (отсчитанной от солнечного экватора) широты он составляет 30 сут, а у полюсов достигает 35 сут.

При наблюдении Солнца в телескоп заметно ослабление его яркости к краям диска, так как через центр диска проходят лучи, идущие из более глубинных и горячих частей Солнца.

Слой, лежащий на границе прозрачности вещества Солнца и испускающий видимое излучение, называется фотосферой. Фотосфера не является равномерно яркой, а обнаруживает зернистое строение. Светлые зерна, покрывающие фотосферу, называются гранулами. Гранулы — неустойчивые образо­вания, продолжительность их существования — около 2—3 мин, а размеры колеблются в пределах от 700 до 1400 км. На поверхности фотосферы выделяются темные пятна и светлые области, называемые факелами. Наблюдения за пятнами и факелами позволили установить характер вращения Солнца и определить его период.

Над поверхностью фотосферы расположена солнечная атмосфера. Ее нижний слой имеет толщину около 600 км. Вещество этого слоя избирательно поглощает световые волны таких, длин, которые оно само способно излучать. При переиз­лучении происходит рассеяние энергии, что и является непосред­ственной причиной появления основных темных фраунгофероных линий в спектре Солнца.

Следующий слой солнечной атмосферы — хромосфера имеет ярко-красный цвет и наблюдается при полных солнечных затмениях в виде алого кольца, охватывающего темный диск Луны. Верхняя граница хромосферы постоянно волнуется, и поэтому толщина ее колеблется от 15000 до 20000 км.

Из хромосферы выбрасываются протуберанцы — фон­таны раскаленных газов, видимые невооруженным глазом во время полных солнечных затмений. Со скоростью 250—500 км/сек они поднимаются от поверхности Солнца на расстояния, равные в среднем 200000 км, а некоторые из них достигают высо­ты до 1500 000 км.

Над хромосферой располо­жена солнечная корона, видимая при полных солнеч­ных затмениях в виде окру­жающего Солнце серебристо-жемчужного ореола.

Солнечную корону разде­ляют на внутреннюю и внеш­нюю. Внутренняя корона про­стирается до высоты около 500 000 км и состоит из разреженной плазмы – смеси ионов и свободных электронов. Цвет внутренней короны подобен солнечному, а излучение ее представляет собой свет фотосферы, рассеянныйна сво­бодных электронах. Спектр внутренней короны отличается от солнечного спектра тем, что в нем не наблюдаются темные ли­нии поглощения, но зато наблюдаются на фоне непрерывного спектра линии излучения, наиболее яркие из которых принадле­жат многократно ионизованному железу, никелю и некотооым другим элементам. Так как плазма весьма разрежена, то ско­рость движения свободных электронов (а соответственно и их кинетическая энергия) столь велика, что температура внутрен­ней короны оценивается примерно в 1 млн. градусов.

Внешняя корона простирается до высоты более чем в 2 млн. км. В ее состав входят мельчайшие твердые частицы, которые отражают солнечный свет и придают ей светло-желтый оттенок.

В последние годы было установлено, что солнечная корона распространяется значительно дальше, чем предполагалось ра­нее. Наиболее удаленные от Солнца части солнечной короны — сверхкорона — простираются за пределы земной орбиты. По ме­ре удаления от Солнца температура сверхкороны постепенно понижается, а на расстоянии Земли составляет приблизительно 200 000°

Сверхкорона состоит из отдельных разреженных электрон­ных облаков, “вмороженных” в магнитное поле Солнца, кото­рые с большими скоростями движутся от него и, достигая верх­них слоев земной атмосферы, ионизируют и нагревают ее, оказывая тем самым влияние на климатические процессы.

Межпланетное пространство в плоскости эклиптики содержит мелкую пыль, производящую явление зодиакального света. Это явление состоит в том, что весной после захода Солнца на западе или осенью перед восходом Солнца на востоке иногда наблюдается слабое сияние, выступающее из-под горизонта в виде конуса.

Спектр Солнца является спектром поглощения. На фоне не­прерывного яркого спектра располагаются многочисленные тем­ные (фраунгоферовы) линии. Они возникают при прохождении луча света, испускаемого раскаленным газом через более холод­ную среду, образованную тем же газом. При этом на месте яр­кой линии излучения газа наблюдается темная линия его погло­щения.

Каждый химический элемент имеет присущий только ему ли­нейчатый спектр, поэтому по виду спектра можно определить химический состав светящегося тела. Если же излучающее свет вещество является химическим соединением, то в его спектре видны полосы молекул и их соединений. Определив длины волн всех линий спектра, можно установить химические элементы, образующие излучающее вещество. По интенсивности спект­ральных линий отдельных элементов судят о количестве принад­лежащих им атомов. Поэтому спектральный анализ позволяет изучать не только качественный, но и количественный состав небесных светил (точнее, их атмосфер) и является важнейшим методом астрофизических исследований.

На Солнце найдено около 70 известных на Земле химических элементов. Но в основном Солнце состоитиз двух элементов:

водорода (около 70% по массе) и гелия (около 30%). Из про­чих химических элементов (всего 3%) наибольшее распростра­нение имеют азот, углерод, кислород, железо, магний, кремний, кальций и натрий. Некоторые химические элементы, например хлор и бром, на Солнце еще не обнаружены. В спектре солнеч­ных пятен найдены также полосы поглощения химических сое­динений: циана (СN), окиси титана, гидроксила (ОН), углеводорода (СН) и др.

Солнце представляет собой грандиозный источник энергии, непрерывно рассеивающий свет и тепло по всем направлениям. На Землю поступает около 1:2000000000 всей излучаемой Солнцем энергии. Количество энергии, получаемое Землей от Солнца, определяется по значению солнечной постоянной. Сол­нечной постоянной называется количество энергии, получаемой в минуту 1 см2 поверхности, расположенной на границе земной атмосферы перпендикулярно к солнечным лучам. В мерах теп­ловой энергии солнечная постоянная равна 2 кал/см2 *мин, а в системе механических единиц она выражается числом 1,4-10 6эрг/сек • см2.