Найближча до нас зірка

Сонце є найспекотнішим місцем у Сонячній системі, тому постає питання, яка його температура? Температура лежить на поверхні Сонця становить приблизно 5800 Кельвін, але у центрі, температура сягає 15 млн. Кельвін. Чому так відбувається?

Що являє собою Сонце

Воно являє собою велику плазмову кулю з водню, що утримується взаємним тяжінням усієї своєї маси. Ця величезна маса водню тисне на нижні шари, тому зі збільшенням глибини, тиск зростає. Якби ви могли опуститися в ядро ​​Сонця, то в самому його центрі, побачили б, що тиск і температура достатні для запуску реакцій ядерного синтезу. Це процес, у якому протони поєднуються в атоми гелію.

Це відбувається лише за високих температур і під неймовірним тиском. Процес злиття виділяє велику кількість енергії та гамма-випромінювання.

Загадкові торнадо на поверхні Сонця

Тиск, розігрітого до величезних температур газу в ядрі, змушує його розширюватися, при цьому зупиняється процес ще більшого стиснення. Фактично, воно знаходиться в такому стані, коли тиск вищерозміщених шарів, врівноважується тиском розігрітого газу. Сонце знаходиться в ідеальній рівновазі.

Гравітація намагається стиснути його якнайсильніше в невелику кулю, і це створює сприятливі умови для ядерного синтезу.

Сонцем називається зірка, що виробляє тепло в результаті термоядерних реакцій, що відбуваються в ній, з перетворення молекул водню в інертний газ — гелій. Вимірюється температура в градусах та різниться у різних його шарах. Завдяки тому, що Земля знаходиться на великій відстані від світила, ми захищені від його впливу, що спопелює. Щоб почуватися у безпеці, людству необхідно розгадати всі його секрети.

Будова світила

Як виглядає Сонце і що складається. У своїй основі це багатошарова плазмово-газова сфера, внутрішній обсяг якої можна розділити на кілька зон з різним складом, властивостями, поведінкою та характеристиками речовини.

Будова Сонця можна уявити так:

• ядро - гігантська термоядерна «пекти», яка генерує тепло та енергію у вигляді фотонів. Саме вони несуть світло на землю. Радіус ядра не перевищує чверті загального радіусу небесного світила; температура у центрі сонця сягає 14 мільйонів Кельвінів;
• радіаційна (випромінююча) зона має товщину близько трьохсот тисяч кілометрів і характеризується високою щільністю. Тут енергія повільно п еремещается до поверхні. По суті, це і є область термоядерного синтезу;
• конвективна зона, де енергія переміщається значно швидше на поверхню або фотосферу;
• над поверхнею починається зона вихрових газів сонячної атмосфери.

Сфери та їх особливості

Фотосфера - найтонший і глибинний шар, розташований вище поверхні Сонця, його можна спостерігати у безперервному спектрі видимого світла. Висота фотосфери приблизно 300 км. Чим глибший шар фотосфери, тим він стає гарячішим.

Хромосфера - зовнішня оболонка, що оточує фотосферу. Її товщина становить приблизно 10 000 км і вона відрізняється неоднорідною структурою. Корона - зовнішня і тому надзвичайно розріджена частина атмосфери, яку можна побачити під час повного затемнення. Має температуру понад мільйон градусів.

Атмосфера схильна до постійних резонансних коливань п римерно кожні 5 хвилин. Поширюючись у верхніх шарах атмосфери, хвилі передають їм частину енергії, гази інших шарів (хромосфери та корони) нагріваються. Тому верхня частина фотосфери на Сонці виявляється найхолоднішою.

Увага!Щільність, температура та тиск усередині гігантського термоядерного реактора зменшуються в міру віддалення від ядра.

Температура сонця в градусах різна в кожній з його сфер, так температура Сонця на поверхні становить 5800 градусів Цельсія, сонячної корони – 1 500 000, температура ядра сонця - 13500000.

Сила випромінювання

Потужність випромінювання дуже велика: приблизно 385 мільярдів мегават. Майже миттєво 700 млн. тонн водню перетворюються на 695 млн. тонн гелію і 5 млн. тонн гамма-променів. Через високу температуру зірки синтез, що трансформує водень у гелій протікає з формуванням сонячної енергії та випромінюванням потоку фотонів. Такий потік прийнято називати сонячним вітром, що поширюється зі швидкістю понад 450 км/с.

Завдяки випромінюванню підтримується життєві процеси Землі, визначається її клімат. Формально світіння має практично білий колір, проте, наближаючись до земної поверхні, стає жовтого відтінку – це результат розсіювання світла та поглинання короткохвильової частини спектру.

Сонячний вітер має й інше визначення — корональні викиди маси (КВМ), що є колосальним фронтом радіоактивних. іонізованих заряджених частинок, що направляються в космічну безодню і випікають все на своєму шляху.

Коли фотони добираються до поверхневих шарів, вони змушують обертатися зовнішні шари зірки, внаслідок чого утворюються потужні магнітні протистояння та ударні хвилі.

Розігнавшись до неймовірних швидкостей, гази також генерують сильні магнітні поля, які при обертанні зірки стикаються і вириваються з поверхні.

У космічний простір викидаються магнітні петлі величезного розміру. Деякі з цих утворень настільки великі, що Земля змогла б пройти їх із величезним запасом.

Від них відривається і відноситься на величезній швидкості потік високорадіоактивної іонізованої плазми. Це і є КВМ. Він може зашкодити космічні апарати і навіть загрожувати життю астронавтів. Такий убивчий фронт іноді досягає Земліза 16 годин. Для порівняння: на швидкому космічному кораблі політ зайняв би роки, а сонячному вітру на цей шлях потрібний лише лічені години.

Важливо!Сонячний вітер є смертельною загрозою для існування всього живого на нашій планеті. Якби не було у Землі магнітного поля, що створює непрохідний бар'єр для частинок, життя перервалося б за кілька секунд.

Виникнення

Існують різні теорії виникнення сонця. Ось одна з них. У безмежному просторі мільйони років збиралися пил та газ, під дією гравітації та тиску відбулося зростання тепла, що призвело до ядерного синтезу та вибуху. Спочатку з великого скупчення матеріалу сформувалася зіркапотім близькі до неї планети.

Багато хто запитує, скільки ж нашому Сонцю років і як воно утворилося. Точний вік світила, звісно, ​​з'ясувати неможливо. Вважається, що єдина зірка у системі з'явилася 4,57 млрд років тому.

Існує гіпотеза, що термін існування зірки на головній послідовності не перевищує 10 млрд років. Це означає, що зараз вона знаходиться практично посередині свого життєвого періоду і після закінчення терміну існування її світіння стане набагато яскравіше, а температура стрімко падатиме, і світило досягне етапу червоного гіганта. Потім його зовнішня оболонка почне розширюватися, а потім втрачати масу. Це може призвести до того, що поверхневі шари можуть досягти орбіти Землі.

Діаметр диска

Оскільки зірка — це газова куля, яка обертається, то її форма трохи сплюснута по полюсах. Згідно з науковими дослідженнями, на поверхні сонця взагалі немає твердих ділянок, тому термін «діаметр» характеризує розмір одного з шарів атмосфери.

На основі астрономічних спостережень за допомогою оптичного ефекту «Чіток Бейлі», цей параметр визначають як діаметр фотосфери - зони променистої передачі енергії.

Отриманий у такий спосіб середній радіус Сонця становить 695 990 км. Отже, діаметр сонця за кілометри становить 1 млн 392 тис.

Існує й інший спосіб обчислення розмірів сонячного світила - використання методів геліосейсмології з вивченням поверхневих гравітаційних f-хвиль, утворених на сонці.

Дані, отримані «сейсмічним» методом, показують інше значення радіуса – 695 700 км, А діаметр сонця в кілометрах - 1391400. Дана величина менше радіуса фотосфери приблизно на 300 км.

Важливо!Незважаючи на незначні відмінності між двома значеннями (близько 0,04%), зміна встановленої раніше величини може призвести до переоцінки інших параметрів, за винятком щільності та температури .

Швидкість обертання

Нетверде тіло обертається не так, як планети. У різних верств зірки свої швидкості обертання. Найбільша - в районі екватора, один оборот займає близько 25 днів. Чим далі розташований шар від екватора, тим швидкість його обертання менша. Так, полюси роблять один оборот приблизно за 36 днів. Саме тому світило має мільйони магнітних полюсів, а не два, як наша планета.

Увага! Схід і захід у тропічних країнах поблизу відбувається ніби за графіком - одночасно, щодня, протягом року. Тому доба в тропіках поділяється порівну: тривалість дня і ночі дорівнює 12 годин.

Зовнішня оболонка та її будова

Поверхнею прийнято називати зовнішні шари, які стрясаються жахливої ​​сили вибухами, викидами та виверженнями Температура сонця в градусах тут становить 6000 С⁰.

На поверхні Сонця існує безліч незвичайних утворень різного розміру, найбільш відомі з яких плями. ділянки темного кольору, Що позначають місця виходу сильних магнітних полів в атмосферу сонця Вся поверхня сонця вкрита, так званими конвективними клітинами.

Увага!На поверхні Сонця трапляються часті спалахи, що супроводжуються викидами високотемпературної плазми та газу.

Така сонячна активність може мати негативні наслідки нашої планети. Тим більше, що такий процес носить раптовий і непередбачуваний характер і може тривати від кількох годин до кількох діб. Те, що багато людей звикли називати магнітними бурями, що негативно впливають на стан людини

Вченим важливо знати не лише температуру Сонця в градусах за Цельсієм та його діаметр за кілометри, але й інші характеристики, щоб відстежувати активність небесної зірки.

Температура на поверхні Сонця в градусах за Цельсієм становить у середньому 5726 градусів, корони – 1500 тисяч та ядра 13,5 млн градусів.

Сьогодні можна спостерігати за космічною погодою у режимі онлайн, дізнаватися яка температура Сонця у градусах. Стан світила значно впливає на космічну погоду в нашій системі. Її визначають за кількома параметрами:

• потоків іонізованої плазми,
• жорсткого випромінювання та спалахів,
• силі сонячного вітру.

Температура різних верств сонця

Будова сонця та інші цікаві факти

Висновок

Розвиток астрономії дало можливість визначати далеку перспективу небесних тіл та полегшило збирання. інформації для метеослужб. Сьогодні з'явилася можливість проводити дослідження нових планет, зростає рівень безпеки Землі, розробляються засоби захисту від можливих зіткнень з астероїдами та іншими небесними тілами.

Яка температура на Сонці?

1. Вважається, що температура поверхні Сонця становить близько 5500 З (10000 F). Це більш ніж у 50 разів перевищує температуру, потрібну для того, щоб закипіла вода. Центр Сонця набагато гарячіший. Вчені підрахували, що температура у центрі Сонця становить 15 млн. З (27 млн. F).
2. дивлячись де. у ядрі близько 14 млн К, у фотосфері – близько 5000 К
3. 6000 градусів за Цельсієм
4. я думаю ще точно не відомо
   ну уявіть типу який-небудь супутник летить до сонця ну там заміряє температуру, коротше летить і відрубується, але він же відрубується не на пов-ти, а коли ще летить, допустимо він відрубався і тоді була температура 5000 градусів, але на пов -ти може бути спокійно 10000 градусів і більше
   НІХТО НЕ ЗНАЄ!
5. багато градусів, і ооооочень жарко
6. На поверхні близько 5000. А от усередині мільйони
7. Сонце (астр.) — єдина зірка Сонячної системи. Навколо Сонця звертаються інші об'єкти цієї системи: планети та їх супутники, карликові планети та їхні супутники, астероїди, метеорити, комети та космічний пил. Маса Сонця становить 99,86 % від сумарної маси всієї Сонячної системи 7. Сонячне випромінювання підтримує життя Землі 8 (світло необхідне початкових стадій фотосинтезу), визначає клімат. Сонце складається з водню (73 % від маси та 92 % від об'єму), гелію (25 % від маси та 7 % від об'єму 9) та інших елементів з меншою концентрацією: заліза, нікелю, кисню, азоту, кремнію, сірки, магнію, вуглецю, неону, кальцію та хрому 10. На 1 млн атомів водню припадає 98 000 атомів гелію, 851 атом кисню, 398 атомів вуглецю, 123 атоми неону, 100 атомів азоту, 47 атомів заліза, 38 атомів магнію, 3 сірки, 4 атоми аргону, 3 атоми алюмінію, по 2 атоми нікелю, натрію та кальцію, а також мала кількість інших елементів. Середня густина Сонця становить 1,4 г/см. За спектральною класифікацією Сонце відноситься до типу G2V (жовтий карлик). Температура поверхні Сонця досягає 6000 К. Тому Сонце світить майже білим світлом, але пряме світло Сонця біля поверхні нашої планети набуває деякого жовтого відтінку через сильніше розсіювання і поглинання короткохвильової частини спектру атмосферою Землі (при ясному небі, разом з блакитним розсіяним світлом) небо, сонячне світло знову дати біле освітлення).

   Сонячний спектр містить лінії іонізованих та нейтральних металів, а також водню та гелію. У нашій галактиці Чумацький Шлях налічується понад 100 мільярдів зірок 11. При цьому 85% зірок нашої галактики це зірки, менш яскраві, ніж Сонце (здебільшого червоні карлики). Як і всі зірки головної послідовності, Сонце виробляє енергію шляхом термоядерного синтезу. У разі Сонця переважна частина енергії виробляється під час синтезу гелію з водню.

   Відстань Сонця від Землі 149 597 870,691 км приблизно дорівнює астрономічній одиниці, а видимий кутовий діаметр при спостереженні з Землі, як і у Місяця, трохи більше півградуса (3132 хвилини). Сонце знаходиться на відстані близько 26 000 світлових років від центру Чумацького Шляху і обертається навколо нього, роблячи один оборот більш ніж за 200 мільйонів років 12. Орбітальна швидкість Сонця дорівнює 217 км/с. а одну астрономічну одиницю за 8 земних діб 13. В даний час Сонце знаходиться у внутрішньому краї рукава Оріону нашої Галактики, між рукавом Персея і рукавом Стрільця, в так званій Місцевій міжзоряній хмарі області підвищеної щільності, розташованої, у свою чергу, має меншу щільність Місцевий міхур зоні розсіяного високотемпературного міжзоряного газу. Зі зірок, що належать 50 найближчим зоряним системам у межах 17 світлових років, відомим в даний час, Сонце є четвертою за яскравістю зіркою (його абсолютна зоряна величина +4,83m).

8. Температура корони 1500 000 градусів; температура ядра 13500000 градусів; температура Сонця за Цельсієм на поверхні - 5726 градусів
9. Ефективна температура поверхні Сонця (фотосфера) становить 5780 К. У центрі Сонця температура сягає 16 млн Кельвінів (1 Кельвін = 273 град. Цельсія). Вище фотосфери знаходяться хромосфера та корона. Так ось цікаво, що при русі вгору від Сонячної "поверхні" температура спочатку падає приблизно до 5000 К, а потім знову починає зростати. Температура верхніх шарів хромосфери досягає десятків тисяч Кельвінів, а корони ще більше - до мільйона Кельвінів. Детально про Сонце можна почитати тут 🙂
10. точно не 36,6
11. жарка, вбивча
12. Середня густина сонячної речовини 1400 кг/м. Це значення близьке до густини води та в 1000 разів більше густини після поверхні Землі. У зовнішніх кулях Сонця густина в мільйони разів менша, а в центр у 100 разів більша за середню.

    Обчислення, як враховують зростання густини та температури до центру, показують, що в центр Сонця густина становить близько 1,5105 кг/м, тиск близько 21018 Па, а температура близько 15 000 000 К.

13. моя відповідь 200000 градусів
14. 6000 градусів за Цельсієм

Температура - дуже важлива характеристика стану речовини, від якої залежать його основні фізичні властивості. Її визначення - одне з найважчих астрофізичних завдань. Це як зі складністю існуючих методів визначення температури, і з принципової неточністю деяких із них. За рідкісними винятками, астрономи позбавлені можливості вимірювати температуру за допомогою будь-якого приладу, встановленого на тілі, що досліджується. Однак навіть якби це вдалося зробити, у багатьох випадках тепловимірювальні прилади виявилися б марними, оскільки їх показання сильно відрізнялися б від дійсного значення температури. Термометр дає правильні показання лише в тому випадку, коли він знаходиться в тепловій рівновазі з тілом, температура якого вимірюється. Тому для тіл, що не перебувають у тепловій рівновазі, принципово неможливо користуватися термометром, і для визначення їх температури необхідно застосовувати спеціальні методи. Розглянемо основні методи визначення температур та зазначимо найважливіші випадки їх застосування.

Визначення температури за шириною спектральних ліній. Цей метод заснований на використанні формули (7.43), коли зі спостережень відома ширина доплерівська спектральних ліній випромінювання або поглинання. Якщо шар газу оптично тонкий (самопоглинання немає), яке атоми мають лише тепловими рухами, то таким шляхом безпосередньо виходить значення кінетичної температури. Однак дуже часто ці умови не виконуються, про що насамперед говорить відхилення профілів, що спостерігаються, від кривої Гаусса, зображеної на рис. 90. Очевидно, що у цих випадках завдання визначення температури на підставі профілів спектральних ліній значно ускладнюється.

Визначення температури на підставі дослідження елементарних атомних процесів, що призводять до виникнення випромінювання, що спостерігається.. Цей метод визначення температури ґрунтується на теоретичних розрахунках спектру та порівнянні їх результатів із спостереженнями. Проілюструємо цей спосіб з прикладу сонячної корони. У її спектрі спостерігаються лінії випромінювання, що належать багаторазово іонізованим елементам, атоми яких позбавлені більше десятка зовнішніх електронів, для чого потрібні енергії принаймні кілька сотень електрон-вольт. Потужність сонячного випромінювання дуже мала, щоб викликати таку сильну іонізацію газу. Її можна пояснити лише зіткненнями з енергійними швидкими частинками, переважно вільними електронами. Отже, теплова енергія значної частки частинок у сонячній короні має дорівнювати кільком сотням електрон-вольт. Позначаючи через е енергію, виражену в електрон-вольтах і враховуючи (7.13), маємо Т = 11600 ст.

Тоді енергію в 100 ев більшість частинок газу має при температурі більше мільйона градусів.

Визначення температури на основі застосування законів випромінювання абсолютно чорного тіла. На застосуванні законів випромінювання абсолютно чорного тіла (строго кажучи, справедливих тільки для термодинамічної рівноваги) до випромінювання, що спостерігається, заснований ряд найбільш поширених методів визначення температури. Однак з причин, згаданих на початку цього параграфа, всі ці методи є принципово неточними і призводять до результатів, що містять більші або менші помилки. Тому їх застосовують або для наближених оцінок температури, або в тих випадках, коли вдається довести, що ці помилки дуже малі. Почнемо саме із цих випадків.

Оптично товстий, непрозорий шар газу відповідно до закону Кірхгофа дає сильне випромінювання у безперервному спектрі. Типовим прикладом можуть бути найглибші шари атмосфери зірки. Чим глибше знаходяться ці шари, тим краще вони ізольовані від навколишнього простору і тим ближче, отже, їхнє випромінювання до рівноважного. Тому для внутрішніх верств зірки, випромінювання яких до нас зовсім не доходить, закони теплового випромінювання виконуються з високим рівнем точності.

Зовсім інакша справа з зовнішніми шарами зірки. Вони займають проміжне положення між повністю ізольованими внутрішніми шарами і дуже прозорими зовнішніми (мається на увазі видиме випромінювання). Фактично ми бачимо ті шари, оптична глибина яких не дуже відрізняється від 1. Дійсно, більш глибокі шари гірше видно внаслідок швидкого зростання непрозорості з глибиною, а зовнішні шари слабо випромінюють (нагадаємо, що випромінювання оптично тонкого шару пропорційно його оптичній товщині). Отже, випромінювання, що виходить межі даного тіла, виникає переважно у шарах. Іншими словами, ті шари, що ми бачимо, розташовані на глибині, починаючи з якої газ стає непрозорим. Для них закони теплового випромінювання виконуються лише приблизно. Так, наприклад, для зірок, як правило, вдається підібрати таку планковську криву, яка, хоч і дуже грубо, все ж таки нагадує розподіл енергії в її спектрі. Це дозволяє з великими застереженнями застосувати закони Планка, Стефана – Больцмана та Вина до випромінювання зірок.

Розглянемо застосування цих законів до випромінювання Сонця, на рис. 91 зображено спостерігається розподіл енергії в спектрі центру сонячного диска разом з кількома кривими планків для різних температур. З цього малюнка видно, що жодна з них точно не співпадає з кривою для Сонця. В останній максимум випромінювання виражений не так різко. Якщо прийняти, що він має місце у довжині хвилі max = 4300 Å, то температура, визначена за законом усунення Вина, виявиться рівною Т ( шах) = 6750 °.

Повна енергія, що випромінюється 1 см 2 поверхні Сонця, дорівнює

e ¤ = 6,28×10 10 ерг/см 2 × сек.

Підставляючи це значення у формулу (7.33) закону Стефана – Больцмана, отримуємо так звану ефективну температуру

Отже, ефективною температурою тіла називається температура такого абсолютно чорного тіла, кожен квадратний сантиметр якого у всьому спектрі випромінює такий самий потік енергії, як і 1 см 2 даного тіла.

Аналогічним чином вводяться поняття яскравості та колірної температури. Яскравою температурою називається температура такого абсолютно чорного тіла, кожен квадратний сантиметр якого в деякій довжині хвилі випромінює такий же потік енергії, як і тіло в тій же довжині хвилі. Щоб визначити яскраву температуру, треба застосувати формулу Планка до монохроматичної яскравості випромінюючої поверхні, що спостерігається. Вочевидь, що у різних ділянках спектра реальне тіло може мати різну температуру яскравості. Так, наприклад, із рис. 91 видно, що крива для Сонця перетинає різні планковські криві, відповідні температури яких показують зміну температури яскравості Сонця в різних ділянках видимого спектра.

Визначення температури яскравості вимагає дуже складних вимірювань інтенсивності випромінювання в абсолютних одиницях. Набагато простіше визначити зміну інтенсивності випромінювання у певній області спектра (відносний розподіл енергії).

Температура абсолютно чорного тіла, у якого відносний розподіл енергії в деякій ділянці спектра такий самий, як і у даного тіла, називається колірною температурою тіла. Повертаючись знову до розподілу енергії у спектрі Сонця, бачимо, що у області довжин хвиль 5000-6000 Å нахил кривої Сонця на рис. 91 такий же, як і у кривої планків для температури 7000° в тій же області спектру.

Введені вище поняття ефективної, яскравої та колірної температури є таким чином лише параметрами, що характеризують властивості випромінювання, що спостерігається. Щоб з'ясувати, з якою точністю, і на якій глибині вони дають уявлення про дійсну температуру тіла, потрібні додаткові дослідження

Проаналізуємо результати. Ефективна температура Сонця, що визначається повним потоком випромінювання, виявилася рівною 5760°, у той час як положення максимуму випромінювання в спектрі Сонця відповідає температурі, визначеної за законом Вина, близько 6750°. Відносний розподіл енергії в різних ділянках спектру дозволяє знайти колірні температури, значення яких дуже сильно змінюється навіть в межах однієї видимої області. Так, наприклад, в інтервалі довжин хвиль 4700-5400 Å колірна температура становить 6500 °, а поруч в області довжин хвиль 4300-4700 Å - близько 8000 °. У ще ширших межах змінюється за спектром яскрава температура, яка на ділянці спектру 1000-2500 Å зростає від 4500 ° до 5000 °, в зелених променях (5500 Å) близька до 6400 °, а в радіодіапазоні метрових хвиль досягає мільйона градусів! Для наочності всі ці результати зведені в табл. 4.

Відмінність між даними, наведеними у табл. 4 має принципове значення і призводить до наступних важливих висновків:

1. Випромінювання Сонця відрізняється від випромінювання абсолютно чорного тіла. А якщо ні, то всі значення температур, наведені в табл. 4 були б однаковими.

2. Температура сонячної речовини змінюється із глибиною. Справді, непрозорість сильно нагрітих газів неоднакова різних довжин хвиль. У ультрафіолетових променях поглинання більше, ніж у видимих. Водночас найсильніше такі гази поглинають радіохвилі. Тому радіо-, ультрафіолетове та видиме випромінювання відповідно відносяться до дедалі більш глибоких верств Сонця. Враховуючи залежність, що спостерігається, яскравості від довжини хвилі, отримуємо, що десь поблизу видимої поверхні Сонця розташований шар, що володіє мінімальною температурою (близько 4500°), який можна спостерігати в далеких ультрафіолетових променях. Вище та нижче цього шару температура швидко зростає.

3. З попереднього випливає, що більша частина сонячної речовини повинна бути дуже іонізована. Вже за нормальної температури 5-6 тисяч градусів іонізуються атоми багатьох металів, а за температури вище 10-15 тисяч градусів іонізується найбагатший на Сонці елемент - водень. Отже, сонячна речовина є плазмою, тобто. газ, більшість атомів якого іонізовано. Лише у тонкому шарі поблизу видимого краю іонізація слабка і переважає нейтральний водень

З табл. 5 видно, що у надрах Сонця температура перевищує 10 мільйонів градусів, а тиск - сотні мільярдів атмосфер (1 атм = 103 дин/см2). У умовах окремі атоми рухаються з величезними швидкостями, досягають, наприклад, для водню, сотень кілометрів на секунду. Оскільки при цьому щільність речовини дуже велика, часто відбуваються атомні зіткнення. Деякі з таких зіткнень призводять до тісних зближень атомних ядер, необхідних виникнення ядерних реакцій.

У надрах Сонця істотну роль грають дві ядерні реакції. В результаті однієї з них схематично зображеної на рис. 130 з чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. На проміжних стадіях реакції утворюються ядра важкого водню (дейтерію) та ядра ізотопу Не 3 . Ця реакція називається протон-протонною.

Інша реакція за умов Сонця грає значно меншу роль. Зрештою, вона також призводить до утворення ядра гелію з чотирьох протонів. Процес складніший і може протікати лише за наявності вуглецю, ядра якого входять у реакцію перших її етапах і виділяються останніх. Таким чином, вуглець є каталізатором, чому вся реакція носить назви вуглецевого циклу.

Винятково важливою є та обставина, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ця втрата маси, що здається, називається дефектом маси і є причиною виділення в результаті ядерних реакцій великої кількості енергії.

Описані ядерні реакції є джерелом енергії, що випромінюється Сонцем у світовий простір.

Так як найбільші температури і тиск створюються в найглибших шарах Сонця, ядерні реакції і енерговиділення, що супроводжує їх, найбільш інтенсивно відбувається в самому центрі Сонця. Тільки тут поряд із протон-протонною реакцією велику роль відіграє вуглецевий цикл. У міру віддалення від центру Сонця температура і тиск стають меншими, виділення енергії за рахунок вуглецевого циклу швидко припиняється і аж до відстані близько 0,2-0,3 радіусу від центру суттєвою залишається лише протон-протонна реакція. На відстані від центру більше 0,3 радіусу температура стає менше 5 мільйонів градусів, а тиск нижчий за 10 мільярдів атмосфер. У умовах ядерні реакції відбуватися не можуть. Ці шари тільки передають назовні випромінювання, що виділилося на більшій глибині у вигляді гамма-квантів, які поглинаються та перевипромінюються окремими атомами. Істотно, замість кожного поглиненого кванта великої енергії атоми, зазвичай, випромінюють кілька квантів менших енергій. Відбувається це з наступних причин. Поглинаючи, атом іонізується або сильно збуджується і набуває здатності випромінювати. Однак повернення електрона на вихідний енергетичний рівень відбувається не відразу, а через проміжні стани при переходах між якими виділяються кванти менших енергій. Внаслідок цього відбувається як би “дроблення” жорстких квантів на менш енергійні. Тому замість гамма-променів випромінюються рентгенівські, замість рентгенівських - ультрафіолетові, які у свою чергу вже у зовнішніх шарах дробляться на кванти видимих ​​та теплових променів, що остаточно випромінюються Сонцем.

Та частина Сонця, в якій виділення енергії за рахунок ядерних реакцій несуттєве і відбувається процес перенесення енергії шляхом поглинання випромінювання та наступного перевипромінювання, називається зоною променистої рівноваги. Вона займає область приблизно від 0,3 до 0,7 r від центру Сонця. Вище цього рівня в переносі енергії починає брати участь сама речовина, і безпосередньо під зовнішніми шарами Сонця, що спостерігаються, протягом близько 0,3 його радіусу, утворюється конвективна зона, в якій енергія переноситься конвекцією.

Сонце – єдина зірка у Сонячній системі, яка відповідає за клімат та погоду Землі. Це майже ідеальна сфера з відмінністю всього за 10 км у діаметрі між полюсами та екватором. яка просто вражає своїми масштабами!

Характеристики Сонця:

Вік: 4.6 мільярда років

Тип: "жовтий карлик" (G2V)

Діаметр: 1,392,684 км

Окружність в Екваторі: 4,370,005.6 км

Маса: 1,989,100,000,000,000,000,000 мільярдів кг (у 333,060 більше землі)

Поверхнева температура: 5500 °C

У всесвітній день Сонця, LifeGuideприготував Вам 10 неймовірних фактів про цю величезну спекотну зірку

1. У Сонці може поміститися один мільйон Земель

2. Сонце зрештою поглине землю

Коли весь водень буде спалено, Сонце продовжуватиме спалювати гелій протягом близько 130 мільйонів років, під час якого поглине Меркурій, Венеру та Землю. На цьому етапі Сонце стане червоним велетнем.

3. Сонце колись стане розміром із Землю

Після стадії червоного гіганта Сонце зруйнується, зберігаючи свою величезну масу, але в обсязі нашої Землі. Коли це станеться, сонце стане білим карликом.

4. Маса Сонця становить 99,866%від сумарної маси всієї Сонячної системи

Це майже 330 000 разів більше, ніж маса Землі.

5. Світло від Сонця досягає землі всього за 8 хвилин

Відстань від Сонця до землі 150 мільйонів кілометрів, швидкість світла 300 000 км/с. Розділивши відстань на швидкість, вийде приблизно 500 секунд, або 8 хв і 20 сек.

6. Сонце рухається зі швидкістю 220 км за секунду

Відстань Сонця від центру нашої галактики 24 000 - 26 000 світлових років і йому знадобиться 225 - 250 мільйонів років, щоб облетіти орбіту Чумацького шляху.

7. Якби крапля речовини з ядра Сонця впала на поверхню Землі, то жодна жива істота не вижила б на відстані 150 км від падіння

8. Температура всередині Сонця може досягати 15 мільйонів градусів за Цельсієм.

У ядрі енергія генерується шляхом ядерного синтезу, водень перетворюється на гелій. Як відомо, гарячі об'єкти розширюються і якби сонце не мало величезної гравітаційної сили, воно б вибухнуло як величезна бомба.· 03/05/2014