§ 18. Основні відомості про Сонце

1. Атмосфера і «поверхня» Сонця. Спостерігачеві Сонце (мал. 18.1) здається ідеально круглим диском, яскравість якого де­що зменшується від центра до чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі - поверхні у звичному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умов­но щільного до дуже розрідженого.

Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніх шарів. Зовнішні шари Сонця - це його ат­мосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Фотосфера (з грец. - «сфе­ра світла») - це найнижчий і най-щільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік соняч­ного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно на  зивають поверхнею Сонця.

Мал. 18.1. Сонце Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, ви­промінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі ато­ми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н₂, ОН, CH.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими

зернятками, розділеними вузькими темними доріжками (мал. 18.2). Ці зер­нятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К вища, ніж у проміжках між ними, розміри - близько 700 км. Гранули з'яв­ляються та існують пересічно близько 7 хв, після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у тем­них, дещо прохолодніших місцях, газ опус­кається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця пе­ренесення енергії до поверхні здійснюється

шляхом конвекції.

 Мал. 18.2. Фотосфера Сонця

Над фотосферою лежить наступний

шар атмосфери Сонця - хромосфера (з грец. - «забарвлена сфера»,

мал. 18.3). її можна побачити під час повного сонячного затемнення

у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 ІСу її верхніх шарах.

Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум'я утворення - так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву, що горить. Час життя окремої спікули - до 5 хв, діаметр біля основи - від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромо­сфери в корону і розчиняється в ній. Та­ким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Над хромосферою знаходиться найпро-тяжніший шар сонячної атмосфери - со­нячна корона (мал. 8.5 на стор. 39).

Вона має сріблясто-білий колір і простя-

                                                                  Мал. 18.3. Хромофера Сонця

гається на висоту в кілька сонячних ра­діусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні, а тому спостерігається лише під час повної фа­зи сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Коро­на не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячним тяжін­ням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середо­вище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концент­рації частинок 1-10 в 1 см³.

Знаючи кількість енергії, яку випромінює тіло, і враховуючи відомі залежності між температурою і енергією, можна знайти температуру сонячної поверхні. Вона виявилася рівною 5 770 К. Проте ця темпера­тура має нерівномірний розподіл по поверхні Сонця. Встановлено, що в окремих спектральних діапазонах температура сонячної поверхні до­сягає 6 500 К, але в середньому її можна приймати рівною 6 000 К.

Неперервний спектр Сонця містить понад 10 000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими (Й. Фраунгофер, німецький фізик, першим описав ці лінії 1814 p.). Як виявилося, фраунгоферові лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атома­ми різних речовин. Загальна кількість ліній становить близько 30 000. Але значна їх частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, - це лінії телуричні (від лат. «телус» - «земний»). Вони утворюються внаслі­док поглинання світла Сонця молекулами газів земної атмосфери.

4. Хімічний склад Сонця. Й. Фраунгофер описав у спектрі Сонця понад 570 окремих темних ліній. Найвиразніші з них він позна­чив великими літерами латинського алфавіту (від червоного до фіолето­вого діапазону спектра) - А, В, С, D, Е, F, G, Н.

У 1857 p. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р. Бунзен порівняли довжи­ни хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабора­торіях довжинами хвиль, що їх випромінюють (і поглинають) відомі хімічні елементи. Так було ототожнено близько десяти елементів. А справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елемента - гелію. Спостерігаючи 1868 р. спектр Сонця, англійський ас­троном Джозеф Лок'єр виявив у ньому яскраву жовту лінію поблизу лінії натрію D. Невідомий елемент, якому належала ця лінія, отримав назву гелій, тобто «сонячний». І лише у 1895 р. гелій було знайдено на Землі при дослідженнях спектрів окремих мінералів.

Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, виз­начено їхню відносну кількість. Найбільше у речовині Сонця водню, друге місце посідає гелій. Разом вони складають 98% маси Сонця. Кількість усіх інших елементів (за масою) не перевищує 2% .

5. Обертання Сонця. Регулярні спостереження поверхні Сон­ця, зокрема за положенням на ній окремих деталей, привели до виснов­ку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і пла­нети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розгляда­ти цей рух з боку Північного полюса світу. Було визначено і кут нахилу осі обертання Сонця до площини екліптики: 82 45.

Виявилося також, що Сонце обертається не як тверде тіло: його кутова швидкість зменшується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а біля полюсів - 30 діб. Для спостерігача, який разом із Землею ру­хається навколо Сонця, ці періоди відповідно дорівнюють 27 і 33 доби.

1. Як розуміти поняття «поверхня Сонця»? 2. Що таке гранули? Що таке спікули? 3. Як змінюється температура в атмосфері Сонця? 4. Що на сьогодні відомо про хімічний склад Сонця? 5. На якій підставі зроблений висновок про те, що Сонце обертається не як тверде тіло?

18.1. Перевірте твердження про те, що Земля отримує одну двохмільярдну частку енергії, яка випромінюється Сонцем у навколишній простір.

18.2. Встановіть, чому дорівнює період обертання Сонця, якщо

із спостережень визначено, що пляма, розміщена поблизу екватора, змістилась за 3 доби на 40°?