СОЛНЦЕ, СОСТАВ И ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ
Энергия и температура Солнца
Солнце – центральное тело Солнечной системы –
является типичным представителем звезд,
наиболее распространенных во Вселенной тел.
Масса Солнца составляет 2•10 30 кг.
Как и многие другие звезды, Солнце представляет собою огромный шар, который состоит из водородно-гелиевой плазмы
и находится в равновесии в поле собственного тяготения.
Солнце излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения, который в значительной мере определяет физические условия на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве.
Земля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. Однако и этого достаточно, чтобы приводить в движение огромные массы воздуха в земной атмосфере, управлять погодой и климатом на земном шаре.
Большинство источников энергии, которые использует человечество, связаны с Солнцем.
Тепло и свет Солнца обеспечили развитие жизни на Земле, формирование месторождений угля , нефти и газа .
Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной .
Солнечная постоянная – поток солнечного излучения, который приходит на поверхность площадью 1 м 2 , расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца (1 а.е.).
Солнечная постоянная равна 1,37 кВт/м 2 .
Умножив солнечную постоянную на площадь поверхности шара, радиус которого 1 а.е., определим полную мощность излучения Солнца, его светимость , которая составляет
L = 4•10 26 Вт.
Определим температуру фотосферы Солнца.
Энергия, излучаемая нагретым телом с
единицы площади, определяется законом
Стефана–Больцмана: ,
где .
Светимость Солнца:
или .
Отсюда
Зная расстояние до Солнца (150 000000 км) и угловой диаметр солнечного диска (≈ 30 ‘ ) нетрудно вычислить его линейные размеры и площадь поверхности.
Радиус Солнца равен ≈ 700 000 км.
Подставив в формулу численные значения входящих в нее величин, получим T = 6000 K .
Такая температура может поддерживаться лишь за счет постоянного притока энергии из недр Солнца.
Состав и строение Солнца
Для изучения Солнца используются телескопы особой конструкции – башенные солнечные телескопы .
Система зеркал непрерывно поворачивается вслед за Солнцем и направляет его лучи вниз на главное зеркало, а затем они попадают в спектрографы или другие приборы, с помощью которых проводятся исследования Солнца.
Башенный солнечный телескоп Крымской астрофизической обсерватории БСТ-1 (1957 г.)
Благодаря большому фокусному расстоянию солнечных телескопов (до 90 м) можно получить изображение Солнца диаметром до 80 см и детально изучать происходящие на нем явления.
Они лучше видны на спектрогелиограммах – снимках Солнца, которые сделаны в лучах, соответствующих спектральным линиям водорода, кальция и некоторых других элементов.
Солнце в красных лучах излучения водорода
Солнце в ультрафиолетовых лучах
Солнце в рентгеновских лучах
Важнейшую информацию о физических процессах на Солнце дает спектральный анализ .
В спектре Солнца Йозеф Фраунгофер в 1814 г. обнаружил и описал линии поглощения , по которым, как стало ясно почти полвека спустя, можно узнать состав его атмосферы.
Йозеф Фраунгофер
Солнечный спектр
В настоящее время в солнечном спектре зарегистрировано более 30000 линий, принадлежащих 72 химическим элементам.
Спектральными методами гелий (от греческого «гелиос» – солнечный) был сначала открыт на Солнце и лишь затем обнаружен на Земле.
Химический состав Солнца:
- водород составляет около 70% солнечной массы,
- гелий – более 28%,
- остальные элементы – менее 2%. Количество атомов этих элементов в 1000 раз меньше, чем атомов водорода и гелия.
Вещество Солнца сильно ионизовано : атомы, потерявшие электроны своих внешних оболочек и ставшие ионами, вместе со свободными электронами образуют плазму .
Средняя плотность солнечного вещества примерно 1400 кг/м 3 . Она соизмерима с плотностью воды и в 1000 раз больше плотности воздуха у поверхности Земли.
Диаграмма химического состава Солнца
Для вычисления температуры воспользуемся уравнением Клапейрона–Менделеева:
.
Поскольку ,,
где R –универсальная газовая постоянная, а М– молярная масса водородной плазмы.
Если считать, что в состав вещества входят в равном количестве протоны и электроны, то она примерно равна 0,5 • 10 -3 кг/моль.
Тогда Т = 2,8•10 6 К.
При высокой температуре в центральной части Солнца протоны, которые преобладают в составе солнечной плазмы, имеют столь большие скорости, что могут преодолеть электростатические силы отталкивания и взаимодействовать между собой.
В результате такого взаимодействия происходит термоядерная реакция : четыре протона образуют альфа-частицу (ядро гелия).
Все три типа нейтрино (электронное, мюонное и таонное) столь слабо взаимодействуют с веществом, что свободно проходят сквозь Солнце и Землю.
Кинетическая энергия, которую приобретают образующиеся в ходе реакции частицы, поддерживает высокую температуру плазмы, и тем самым создаются условия для продолжения термоядерного синтеза.
Энергия гамма-квантов обеспечивает излучение Солнца.
Из недр Солнца наружу энергия передается двумя способами:
излучением , т. е. самими квантами, и конвекцией , т. е. веществом.
Выделение энергии и ее перенос определяют внутреннее строение Солнца:
ядро – центральная зона, где при высоком давлении и температуре происходят термоядерные реакции;
«лучистая» зона , где энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов;
наружная конвективная зона , где энергия от слоя к слою переносится самим веществом в результате перемешивания (конвекции).
Каждая из этих зон занимает примерно 1/3 солнечного радиуса.
Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера , которая простирается далеко за пределы видимого диска Солнца.
Ее нижний слой – фотосфера – воспринимается как поверхность Солнца.
Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо из космического пространства, либо при помощи специальных приборов с поверхности Земли.