Сонце

Сонце — найближча до Землі зоря. Воно є центральним тілом Сонячної системи і являє собою розпечену плазмову кулю. Світло від цієї зорі доходить до нас за 8,3 хв.
Маса Сонця в 333 000 разів більша за масу Землі й у 750 разів більша за масу всіх разом узятих планет Сонячної системи. За 5 мільярдів років існування Сонця вже близько половини водню в його центральній частині перетворилося на гелій. У результаті цього процесу виділяється та кількість енергії, яку Сонце випромінює у світовий простір.
Потужність випромінювання Сонця дуже велика, але на Землю потрапляє незначна частина його енергії, що складає близько половини мільярдної частки Сонячна енергія підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, підтримує постійну температуру, забезпечує життєдіяльність тварин і рослин, дає енергію природним явищам тощо. Частина сонячної енергії запасена в надрах Землі у вигляді кам'яного вугілля, нафти й інших корисних копалин.
Видимий із Землі діаметр Сонця ледь змінюються через еліптичність орбіти й у середньому складає 1 392 тис. км, що в 109 разів перевищує діаметр Землі. Відстань до Сонця в 107 разів перевищує його діаметр. Сонце являє собою сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. Усюди на однакових відстанях від центру цієї кулі фізичні умови однакові, але вони помітно змінюються з наближенням до центру. Густина і тиск швидко наростають усередину, де газ сильніше стиснутий тиском горішніх шарів. Отже, температура зростає в міру наближення до центру.
Будова сонця
У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, що поступово переходять один в інший.
У центрі Сонця температура сягає 15 млн градусів. Густина його речовини в середньому дорівнює 1,41 г/см3, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Ця енергія передається назовні через шари, що оточують центральну частину. Наступну третину радіуса займає конвективна зона. Ядро і конвективна зона фактично не спостерігаються, про них відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних. Над конвективною зоною розташовуються шари Сонця, що спостерігаються безпосередньо і називаються його атмосферою. Вони краще вивчені, тому що про їхні властивості можна дізнатися зі спостережень.
Сонячна атмосфера також складається з декількох шарів. Зовнішня оболонка типова для зір з водневою сферою, з атомним відношенням водню до гелію, близьким до 10. Найглибший і найтонший із шарів — фотосфера — безпосередньо спостерігається у видимому безперервному спектрі. Це найбільш яскрава оболонка. Товщина фотосфери складає близько 300 км (менше 0,001 сонячного радіуса). Чим глибші шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх холодніших шарах фотосфери на фоні безперервногб спектра утворюються Фра-унгоферові лінії поглинання. За допомогою великого телескопа можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери, що називається грануляцією і вказує на сильний турбулентний рух газів поблизу поверхні й на циркуляцію газів до глибин у десятки тисяч кілометрів. Виникнення грануляції пов'язане з конвекцією, що відбувається під фотосферою. Такий рух газу в сонячній атмосфері породжують акустичні хвилі. Поширюючись у верхні шари атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і здійснюють нагрівання газів наступних шарів атмосфери — хромосфери й корони. Хромосфера менш яскрава (на 16%), ніж фотосфера. Верхні шари атмосфери з температурою близько 4500 К є «найхолоднішими» на Сонці. Тут температура газів швидко зростає як усереди-, ну, так і вгору. Шар хромосфери добре помітний під час повного сонячного затемнення як рожеве кільце, що вибивається через темний диск Місяця.
На краю хромосфери спостерігаються невеликі язички полум'я — хромосферні спікули — це «язички» ущільненого газу. Тут також можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емі-
сійних ліній Гідрогену, Гелію, іонізованого Кальцію й інших елементів, що раптово спалахують під час повної фази затемнення.
За структурою хромосфера значно відрізняється від фотосфери: вона має більш неправильну й неоднорідну структуру. Виділяються два типи неоднорідності — яскрава й темна, — які за своїми розмірами перевищують фото-сферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, добре помітну в лінії іонізованого Кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком руху газів у підфотосферній конвективній зоні, який відбувається тільки в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх шарах десятків тисяч градусів.
Найвища і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери — корона, що простягається на десятки сонячних радіусів і має температуру близько мільйона градусів. Корону можна побачити тільки під час повного сонячного затемнення або за допомогою коронографа.
Випромінювання сонця
Уся сонячна атмосфера знаходиться в постійному коливанні. У ній присутні як вертикальні, так і горизонтальні хвилі, довжина яких сягає декількох тисяч кілометрів. Коливання мають резонансний характер. У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці, велику роль відіграють магнітні поля. Магнітні поля змінюються відповідно до 11-річного циклу сонячної активності. Енергія повільно дифундує до зовнішніх шарів завдяки атомному поглинанню і випромінюванню, а в зовнішній конвективній зоні, що складає 30% радіуса Сонця і 1% його маси, вихори газу, що піднімаються й опускаються, переносять енергію до фотосфери, із якої відбувається її випромінювання, що супроводжується значною втратою сонячної маси.
Радіовипромінювання Сонця має дві складові: постійну й змінну. Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі, іноді в мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Відомо, що Сонце є джерелом постійного потоку часток — корпускул. Корпускулярне випромінювання складають нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також важчі атомні ядра Сонця. Окремі згустки гарячого іонізованого газу «вистрілюють» з областей, що оточують сонячні плями, і рухаються від Сонця зі швидкістю в кілька сотень і навіть тисяч кілометрів на секунду.
Із сонячними спалахами пов'язані найпотужніші короткочасні потоки часток, переважно електронів і протонів. У результаті найпотужніших спалахів частки можуть набувати швидкості, що складає помітну частку швидкості світла. Частки з такими великими енергіями називаються сонячними космічними променями. Сонячне корпускулярне випромінювання впливає на Землю, і, насамперед, на її верхні шари атмосфери й магнітне поле, викликаючи безліч різноманітних геофізичних явищ.
Найпотужніший прояв хромосфери — спалахи. Вони відбуваються в порівняно невеликих областях хромосфери й корони, розташованих над групами сонячних плям. За своєю природою спалах — це вибух, викликаний раптовим стисканням сонячної плазми. Стискання відбувається під тиском магнітного поля і призводить до утворення довгого плазмового джгута. Довжина такого утворення складає десятки, сотні тисяч кілометрів. Триває спалах, як правило, близько години. Хоча детально фізичні процеси, що призводять до виникнення спалахів, ще не * вивчені, зрозуміло, що вони мають електромагнітну природу.
Найбільш грандіозними утвореннями в сонячній атмосфері є протуберанці __ відносно щільні хмари газів, що виникають у сонячній короні або викидаються в неї з хромосфери. Типовий протуберанець має вигляд гігантської сяючої арки, що спирається на хромосферу, й утворений зі струменів і потоків щільнішої й холоднішої, ніж навколишня корона, речовини. Іноді ця речовина утримується прогнутими під його вагою силовими лініями магнітного поля, а іноді повільно стікає уздовж магнітних силових ліній. Є безліч різних типів протуберанців. Деякі з них пов'язані з вибухоподібними викидами речовини з хромосфери в корону.
Сонячна корона — це зовнішні, дуже розріджені шари атмосфери Сонця. Сонячну корону можна спостерігати протягом буквально декількох десятків секунд у вигляді перлового сяйва під час повної фази сонячного затемнення навколо диска Місяця.
Важливою особливістю корони є її промениста структура. Довжина променів може сягати десятка і більше сонячних радіусів. Форма корони залежить від фази циклу сонячної активності: у роки максимуму вона майже сферична, у роки мінімуму — сильно витягнута уздовж екватора. Корона являє собою сильно розріджену високо іонізовану плазму з температурою 1—2 млн градусів. Причина такого великого нагрівання сонячної корони пов'язана з хвильовими рухами, що виникають у конвективній зоні Сонця. Світло корони майже збігається зі світлом випромінювання всього Сонця. Це пов'язано з тим, що вільні електрони, які знаходяться в короні, розсіюють випромінювання, що надходить від фотосфери. Через величезну температуру частки рухаються настільки швидко, що під час зіткнень від атомів відлітають електрони, які потім рухаються як вільні частки. У результаті цього легкі елементи повністю втрачають усі свої електрони, так що в короні залишаються тільки протони й альфа-частинки. Важкі елементи втрачають до 10—15 зовнішніх електронів, тому в сонячній короні спостерігаються незвичайні спектральні лінії. Гаряча плазма сильно випромінює й поглинає радіохвилі, тому сонячне радіовипромінювання спостерігається в сонячній короні. Іноді тут також відзначаються області зниженого світіння, що називаються корональними дірами.