Зміст
Вступ 3
Дещо з історії 4
Сонце як небесне тіло 7
Прилади спостереження за Сонцем 13
Сонячне випромінювання та його вплив на Землю 15
Висновок 19
Список літератури
Додаток
Введення
Коли б смертним толь високо
Можливо було возлететь,
Щоб до Сонця тлінне наше око
Могло, наблизившись, споглянуть,
Тоді б з усіх відкрився країн
Палаючий вічно Океан.
Там вогняні вали прагнуть
І не знаходять берегів;
Там вихори полум'яні крутяться,
Борються безліч століть;
Там каміння, як вода, киплять,
Горящі там дощі шумлять.
М. В. Ломоносов
Сонце грає виняткову роль у житті Землі. Кілька мільярдів років тому навколо нього сформувалися планети і в їх числі Земля. Згодом весь органічний світ нашої планети став зобов'язаний Сонця своїм існуванням. Сонце не тільки джерело світла і тепла, але і первинне джерело багатьох інших видів енергії (енергії нафти, вугілля, води, вітру). З ним не пов'язані лише сейсмічні процеси на Землі, невеликий приплив тепла з надр Землі, енергія, що виділяється в результаті місячних припливів і при падінні метеоритів, а також незначна кількість енергії, що надходить на Землю від інших небесних тіл.
Дещо з історії
Сонце - саме знайоме кожному небесне тіло. Сонце завжди привертало до себе увагу людей, але і сьогодні вченим доводиться визнавати, що Сонце таїть у собі чимало загадок.
Здавна у різних народів Сонце було предметом поклоніння. Використовуючи очевидну роль Сонця як джерела життя на Землі, представники церкви сприяли розвитку поклоніння Сонцю, культу Сонця. Сонце обожнювалося різними народами (Геліос - грецький бог Сонця, Мітра - бог Сонця у персів, Ра - у єгиптян, Яр або Ярило - у наших предків слов'ян, Молох - у стародавніх карфагенян та ін.) Щоб задобрити могутнього бога Сонця, люди приносили йому в жертву багаті дари, а нерідко і людські життя.
Сучасному поданням про Сонце передував важкий багатовіковий шлях людини від незнання до знання, від явища до сутності, від обожнювання Сонця до практичного використання його енергії. Був час, коли люди нічого не знали про розміри Сонця і його температурі, стан речовини Сонця і т. д. Не знаючи про відстань до Сонця, стародавні брали видимі розміри за дійсні. Геракліт, наприклад, вважав, що «Сонце має ширину в ступню людську», Анаксагор вельми невпевнено допускав, що Сонце може бути більшим, ніж воно здається, і порівнював його з Пелопоннесским півостровом. Зовсім неясною залишалася картина фізичної природи Сонця. Піфагорійці, наприклад, його відносили до планет і наділяли кришталевою сферою. Один з учнів Піфагора - Філолай (V ст. До н. Е..), Допускав думку про рух Землі, вважав, що Сонце не має ніякого відношення до «центрального вогню», навколо якого воно, на його думку, саме обертається разом з Землею , Місяцем і п'ятьма планетами (і вигаданим небесним тілом - «протівоземлей») і який залишається невидимим для жителів Землі. Слід зазначити, що подібні вигадані уявлення про рух Землі не можна змішувати з першими науковими припущеннями про рух Землі, що належать, мабуть, Аристарх Самоський (III ст. До н. Е..), Який вперше дав метод визначення порівняльних відстаней до Сонця і Місяця . Незважаючи на незадовільність отриманих результатів (було знайдено, що Сонце знаходиться в 19-20 разів далі від Землі, ніж Місяць), світоглядне та наукове значення їх дуже велике, тому що вперше був науково поставлений і почасти вирішено питання про визначення відстані до Сонця. Без принципово правильного вирішення цього питання не могло бути й мови про з'ясування справжніх розмірів Сонця. У II ст. до н. е.. Гіппарх знаходить, що паралакс Сонця (тобто кут, під яким з відстані Сонця видно радіус Землі) дорівнює 3 ¢, що відповідає відстані до нього в 1200 земних радіусів, і це вважалося вірним, майже вісімнадцять століть - до робіт Кеплера, Гевелія , Галлея, Гюйгенса. Останньому (XVII ст.) Належить найбільш точне визначення відстані до Сонця (160 млн. км). Надалі дослідники відмовляються від безпосереднього визначення паралакса Сонця і застосовують непрямі методи. Так, наприклад, досить точне значення горизонтального паралакса отримували зі спостережень Марса в протистоянні або Венери під час її проходження по диску Сонця.
У XX ст. успішні вимірювання сонячного паралакса виконувалися при спостереженнях астероїдів. Була досягнута значна точність у визначенні паралакса Сонця (р = 8 ", 790 ± 0", 001). Сонячний паралакс вимірювали і різноманітними іншими методами, з яких найбільш точними виявилися радіолокаційні спостереження Меркурія і Венери, виконані радянськими та американськими вченими на початку 60-х років.
До початку XVII ст. відносяться знамениті телескопічні спостереження Галілеєм сонячних плям, його боротьба за доказ того, що плями знаходяться на поверхні Сонця. Було відкрито обертання Сонця, накопичені дані про ядра і півтіні плям, виявлені плямовиникною зони на Сонце. Тим не менш плями ще довгий час приймали за вершини гір або продукти вулканічних вивержень. Понад півстоліття визнавалася фантастична теорія Вільяма Гершеля, запропонована ним у 1795 р., яка грунтувалася на підтверджених згодом уявленнях А. Вілсона про те, що плями - це заглиблення в сонячній поверхні. Відповідно до теорії Гершеля, внутрішнє ядро Сонця - холодне, тверде, темне тіло, оточене двома шарами: зовнішній хмарний шар - це фотосфера, а внутрішній - грає роль захисного екрана (що захищає ядро від дії огнедишною фотосфери). Тінь плями - це просвіт холодного ядра Сонця крізь хмарні шари, а півтінь - просвіти внутрішнього хмарного шару. Гершель зробив наступний загальний висновок зі своєї теорії: «З цієї нової точки зору Сонце видається мені незвично величної, величезною і яскравою планетою; очевидно, це перше або, точніше кажучи, єдине первинне тіло нашої системи ... імовірніше, що воно населена, подібно до інших планет, істотами, органи яких пріноровлени до особливих умов, панівним на цьому величезному кулі ». Як не схожі ці наївні уявлення про Сонце на геніальні думки Ломоносова про природу нашого денного світила.
Давно пішло в минуле релігійне поклоніння світила. Зараз вчені вивчають природу Сонця, з'ясовують його вплив на Землю, працюють над проблемою практичного застосування невичерпної сонячної енергії. Важливо і те, що Сонце - найближча до нас зірка, єдина зірка в Сонячній, системі. Тому, вивчаючи Сонце, ми дізнаємося про багато явищ і процеси, властиві зіркам і недоступних детального спостереження через величезну віддаленість зірок.
Сонце, ймовірно, виникло разом з іншими тілами Сонячної системи з газопилової туманності приблизно 5 млрд. років тому. Спочатку речовину Сонця сильно розігрівалася через гравітаційного стиснення, але незабаром температура і тиск у надрах настільки збільшилися, що мимовільно почали відбуватися ядерні реакції. У результаті цього дуже сильно піднялася температура в центрі Сонця, а тиск в його надрах зросла настільки, що змогло врівноважити силу тяжіння і зупинити гравітаційне стиснення. Так виникла сучасна структура Сонця. Ця структура підтримується тим, що відбувається в його надрах повільним перетворенням водню в гелій. За 5 млрд. років існування Сонця вже близько половини водню в його центральній області перетворилося на гелій. У результаті цього процесу виділяється та кількість енергії, яку Сонце випромінює у світовий простір.
Потужність випромінювання Сонця дуже велика: вона дорівнює 3,8 • 10 20 МВт. На Землю потрапляє незначна частина сонячної енергії, що становить близько половини мільярдної частки. Вона підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, постійно нагріває суходіл і водойми, дає енергію природним явищам тощо, забезпечує життєдіяльність тварин і рослин. Частина сонячної енергії запасена в надрах Землі у вигляді кам'яного вугілля, нафти та інших корисних копалин.
Видимий із Землі діаметр Сонця становить близько 0,5 °, відстань до нього в 107 разів перевищує його діаметр. Отже, діаметр Сонця дорівнює 1 392 000 км, що в 109 разів більше земного діаметра.
Якщо порівняти кілька послідовних фотографій Сонця, то можна помітити, як змінюється положення деталей, наприклад плям на диску. Це відбувається через обертання Сонця. Сонце обертається не як тверде тіло. Плями, що знаходяться поблизу екватора Сонця, випереджають плями, розташовані в середніх широтах. Отже, швидкості обертання різних шарів Сонця різні: точки екваторіальній області Сонця мають не тільки найбільші лінійні, але й найбільші кутові швидкості. Період обертання екваторіальних областей Сонця 25 земних діб, а полярних - більше 30.
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. Щільність і тиск швидко наростають усередину, де газ сильніше стиснутий тиском горішніх шарів. Отже, температура зростає в міру наближення до центру. У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, що поступово переходять один в одного.
У центрі Сонця температура сягає 15 млн градусів, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стиснутий тут до щільності близько 1,5 • 105 кг / м 3. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно в ⅓ сонячного. Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Протягом останньої третини радіусу знаходиться конвективна зона. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, що надходить від нагрівача, набагато більше того, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушено починає рухатися й починає саме переносити тепло.
Всі розглянуті вище шари Сонця фактично не спостережувані. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних. Над конвективного зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця, звані його атмосферою. Вони краще вивчені, тому що про їхні властивості можна судити зі спостережень.
Сонячна атмосфера також складається з декількох різних шарів. Найглибший і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектрі. Фотосфера - «світиться сфера» Сонця - самий нижній шар його атмосфери, що випромінює левову частку надходить від Сонця енергії. Товщина фотосфери близько 300 км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх, більш холодних шарах фотосфери на фоні безперервного спектру утворюються фраунгоферові лінії поглинання.
Дослідження фраунгоферових ліній дозволяє визначити хімічний склад атмосфери Сонця. На Сонці виявлено більше 70 хімічних елементів. Ніяких «неземних» елементів Сонце не містить. Найпоширеніші елементи на Сонці - водень (близько 70% всієї маси Сонця) і гелій (29%).
Під час найбільшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих цяток - гранул - розміром близько 1000 км, оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції. Виникнення грануляції пов'язане з яка відбувається під фотосферою конвекцією. Окремі гранули на декілька сотень градусів гарячіше навколишнього їх газу, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця змінюється. Спектральні зміни свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ піднімається, а між ними - опускається.
Ці рухи газів породжують в сонячної атмосфері акустичні хвилі, подібні звуковим хвилям в повітрі.
Поширюючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосфери Сонця - хромосфери і корони. У результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500 К виявляються найбільш «холодними» на Сонці. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте.
Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повних сонячних затемнень у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видно як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі як би язички полум'я - хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна отримати в них його зображення. У додатку наведена фотографія ділянки Сонця, отримана в променях водню (червона спектральна лінія з довжиною хвиль 656,3 нм). Для випромінювання в цій довжині хвилі хромосфери непрозора, а тому випромінювання глибше розташованої фотосфери на знімку відсутня.
Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильною неоднорідною структурою. Помітно два типи неоднорідностей - яскраві та темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком рухів газів в підфотосферній конвективної зоні, тільки що відбуваються в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів.
Сама зовнішня і дуже розріджена частина сонячної атмосфери - корона, яка простежується від сонячного лімба до відстаней в десятки сонячних радіусів. Вона має температуру близько мільйона градусів. Корону можна бачити тільки під час повного сонячного затемнення або за допомогою коронографа.
Вся сонячна атмосфера постійно коливається. У ній поширюються як вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжинами в кілька тисяч кілометрів. Коливання носять резонансний характер і відбуваються з періодом близько 5 хв.
У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці, велику роль відіграють магнітні поля. Речовина на Сонце скрізь є намагніченою плазму. Іноді в окремих областях напруженість магнітного поля швидко і сильно зростає. Цей процес супроводжується виникненням цілого комплексу явищ сонячної активності в різних шарах сонячної атмосфери. До них відносяться факели і плями у фотосфері, флоккули в хромосфері, протуберанці в короні. Найбільш чудовим явищем, що охоплює всі верстви сонячної атмосфери і зароджується в хромосфері, є сонячні спалахи.
У ході спостережень вчені з'ясували, що Сонце - могутнє джерело радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають радіохвилі, які випромінює хромосфера (сантиметрові хвилі) і корона (дециметрові та метрові хвилі).
Радіовипромінювання Сонця має дві складові - постійну і змінну (сплески, «шумові бурі»). Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі і навіть мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Це радіовипромінювання має нетепловую природу.
Вступ 3
Дещо з історії 4
Сонце як небесне тіло 7
Прилади спостереження за Сонцем 13
Сонячне випромінювання та його вплив на Землю 15
Висновок 19
Список літератури
Додаток
Введення
Коли б смертним толь високо
Можливо було возлететь,
Щоб до Сонця тлінне наше око
Могло, наблизившись, споглянуть,
Тоді б з усіх відкрився країн
Палаючий вічно Океан.
Там вогняні вали прагнуть
І не знаходять берегів;
Там вихори полум'яні крутяться,
Борються безліч століть;
Там каміння, як вода, киплять,
Горящі там дощі шумлять.
М. В. Ломоносов
Сонце грає виняткову роль у житті Землі. Кілька мільярдів років тому навколо нього сформувалися планети і в їх числі Земля. Згодом весь органічний світ нашої планети став зобов'язаний Сонця своїм існуванням. Сонце не тільки джерело світла і тепла, але і первинне джерело багатьох інших видів енергії (енергії нафти, вугілля, води, вітру). З ним не пов'язані лише сейсмічні процеси на Землі, невеликий приплив тепла з надр Землі, енергія, що виділяється в результаті місячних припливів і при падінні метеоритів, а також незначна кількість енергії, що надходить на Землю від інших небесних тіл.
Дещо з історії
Сонце - саме знайоме кожному небесне тіло. Сонце завжди привертало до себе увагу людей, але і сьогодні вченим доводиться визнавати, що Сонце таїть у собі чимало загадок.
Здавна у різних народів Сонце було предметом поклоніння. Використовуючи очевидну роль Сонця як джерела життя на Землі, представники церкви сприяли розвитку поклоніння Сонцю, культу Сонця. Сонце обожнювалося різними народами (Геліос - грецький бог Сонця, Мітра - бог Сонця у персів, Ра - у єгиптян, Яр або Ярило - у наших предків слов'ян, Молох - у стародавніх карфагенян та ін.) Щоб задобрити могутнього бога Сонця, люди приносили йому в жертву багаті дари, а нерідко і людські життя.
Сучасному поданням про Сонце передував важкий багатовіковий шлях людини від незнання до знання, від явища до сутності, від обожнювання Сонця до практичного використання його енергії. Був час, коли люди нічого не знали про розміри Сонця і його температурі, стан речовини Сонця і т. д. Не знаючи про відстань до Сонця, стародавні брали видимі розміри за дійсні. Геракліт, наприклад, вважав, що «Сонце має ширину в ступню людську», Анаксагор вельми невпевнено допускав, що Сонце може бути більшим, ніж воно здається, і порівнював його з Пелопоннесским півостровом. Зовсім неясною залишалася картина фізичної природи Сонця. Піфагорійці, наприклад, його відносили до планет і наділяли кришталевою сферою. Один з учнів Піфагора - Філолай (V ст. До н. Е..), Допускав думку про рух Землі, вважав, що Сонце не має ніякого відношення до «центрального вогню», навколо якого воно, на його думку, саме обертається разом з Землею , Місяцем і п'ятьма планетами (і вигаданим небесним тілом - «протівоземлей») і який залишається невидимим для жителів Землі. Слід зазначити, що подібні вигадані уявлення про рух Землі не можна змішувати з першими науковими припущеннями про рух Землі, що належать, мабуть, Аристарх Самоський (III ст. До н. Е..), Який вперше дав метод визначення порівняльних відстаней до Сонця і Місяця . Незважаючи на незадовільність отриманих результатів (було знайдено, що Сонце знаходиться в 19-20 разів далі від Землі, ніж Місяць), світоглядне та наукове значення їх дуже велике, тому що вперше був науково поставлений і почасти вирішено питання про визначення відстані до Сонця. Без принципово правильного вирішення цього питання не могло бути й мови про з'ясування справжніх розмірів Сонця. У II ст. до н. е.. Гіппарх знаходить, що паралакс Сонця (тобто кут, під яким з відстані Сонця видно радіус Землі) дорівнює 3 ¢, що відповідає відстані до нього в 1200 земних радіусів, і це вважалося вірним, майже вісімнадцять століть - до робіт Кеплера, Гевелія , Галлея, Гюйгенса. Останньому (XVII ст.) Належить найбільш точне визначення відстані до Сонця (160 млн. км). Надалі дослідники відмовляються від безпосереднього визначення паралакса Сонця і застосовують непрямі методи. Так, наприклад, досить точне значення горизонтального паралакса отримували зі спостережень Марса в протистоянні або Венери під час її проходження по диску Сонця.
У XX ст. успішні вимірювання сонячного паралакса виконувалися при спостереженнях астероїдів. Була досягнута значна точність у визначенні паралакса Сонця (р = 8 ", 790 ± 0", 001). Сонячний паралакс вимірювали і різноманітними іншими методами, з яких найбільш точними виявилися радіолокаційні спостереження Меркурія і Венери, виконані радянськими та американськими вченими на початку 60-х років.
До початку XVII ст. відносяться знамениті телескопічні спостереження Галілеєм сонячних плям, його боротьба за доказ того, що плями знаходяться на поверхні Сонця. Було відкрито обертання Сонця, накопичені дані про ядра і півтіні плям, виявлені плямовиникною зони на Сонце. Тим не менш плями ще довгий час приймали за вершини гір або продукти вулканічних вивержень. Понад півстоліття визнавалася фантастична теорія Вільяма Гершеля, запропонована ним у 1795 р., яка грунтувалася на підтверджених згодом уявленнях А. Вілсона про те, що плями - це заглиблення в сонячній поверхні. Відповідно до теорії Гершеля, внутрішнє ядро Сонця - холодне, тверде, темне тіло, оточене двома шарами: зовнішній хмарний шар - це фотосфера, а внутрішній - грає роль захисного екрана (що захищає ядро від дії огнедишною фотосфери). Тінь плями - це просвіт холодного ядра Сонця крізь хмарні шари, а півтінь - просвіти внутрішнього хмарного шару. Гершель зробив наступний загальний висновок зі своєї теорії: «З цієї нової точки зору Сонце видається мені незвично величної, величезною і яскравою планетою; очевидно, це перше або, точніше кажучи, єдине первинне тіло нашої системи ... імовірніше, що воно населена, подібно до інших планет, істотами, органи яких пріноровлени до особливих умов, панівним на цьому величезному кулі ». Як не схожі ці наївні уявлення про Сонце на геніальні думки Ломоносова про природу нашого денного світила.
Давно пішло в минуле релігійне поклоніння світила. Зараз вчені вивчають природу Сонця, з'ясовують його вплив на Землю, працюють над проблемою практичного застосування невичерпної сонячної енергії. Важливо і те, що Сонце - найближча до нас зірка, єдина зірка в Сонячній, системі. Тому, вивчаючи Сонце, ми дізнаємося про багато явищ і процеси, властиві зіркам і недоступних детального спостереження через величезну віддаленість зірок.
Сонце як небесне тіло
Сонце - центральне тіло Сонячної системи - є дуже гарячий плазмовий кулю. Сонце - найближча до Землі зірка. Світло від нього доходить до нас за 8 ⅓ хв. Сонце вирішальним чином вплинуло на освіту всіх тіл Сонячної системи і створило ті умови, які призвели до виникнення і розвитку на Землі життя.Сонце, ймовірно, виникло разом з іншими тілами Сонячної системи з газопилової туманності приблизно 5 млрд. років тому. Спочатку речовину Сонця сильно розігрівалася через гравітаційного стиснення, але незабаром температура і тиск у надрах настільки збільшилися, що мимовільно почали відбуватися ядерні реакції. У результаті цього дуже сильно піднялася температура в центрі Сонця, а тиск в його надрах зросла настільки, що змогло врівноважити силу тяжіння і зупинити гравітаційне стиснення. Так виникла сучасна структура Сонця. Ця структура підтримується тим, що відбувається в його надрах повільним перетворенням водню в гелій. За 5 млрд. років існування Сонця вже близько половини водню в його центральній області перетворилося на гелій. У результаті цього процесу виділяється та кількість енергії, яку Сонце випромінює у світовий простір.
Потужність випромінювання Сонця дуже велика: вона дорівнює 3,8 • 10 20 МВт. На Землю потрапляє незначна частина сонячної енергії, що становить близько половини мільярдної частки. Вона підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, постійно нагріває суходіл і водойми, дає енергію природним явищам тощо, забезпечує життєдіяльність тварин і рослин. Частина сонячної енергії запасена в надрах Землі у вигляді кам'яного вугілля, нафти та інших корисних копалин.
Видимий із Землі діаметр Сонця становить близько 0,5 °, відстань до нього в 107 разів перевищує його діаметр. Отже, діаметр Сонця дорівнює 1 392 000 км, що в 109 разів більше земного діаметра.
Якщо порівняти кілька послідовних фотографій Сонця, то можна помітити, як змінюється положення деталей, наприклад плям на диску. Це відбувається через обертання Сонця. Сонце обертається не як тверде тіло. Плями, що знаходяться поблизу екватора Сонця, випереджають плями, розташовані в середніх широтах. Отже, швидкості обертання різних шарів Сонця різні: точки екваторіальній області Сонця мають не тільки найбільші лінійні, але й найбільші кутові швидкості. Період обертання екваторіальних областей Сонця 25 земних діб, а полярних - більше 30.
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. Щільність і тиск швидко наростають усередину, де газ сильніше стиснутий тиском горішніх шарів. Отже, температура зростає в міру наближення до центру. У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, що поступово переходять один в одного.
У центрі Сонця температура сягає 15 млн градусів, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стиснутий тут до щільності близько 1,5 • 105 кг / м 3. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно в ⅓ сонячного. Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Протягом останньої третини радіусу знаходиться конвективна зона. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, що надходить від нагрівача, набагато більше того, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушено починає рухатися й починає саме переносити тепло.
Всі розглянуті вище шари Сонця фактично не спостережувані. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних. Над конвективного зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця, звані його атмосферою. Вони краще вивчені, тому що про їхні властивості можна судити зі спостережень.
Сонячна атмосфера також складається з декількох різних шарів. Найглибший і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектрі. Фотосфера - «світиться сфера» Сонця - самий нижній шар його атмосфери, що випромінює левову частку надходить від Сонця енергії. Товщина фотосфери близько 300 км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх, більш холодних шарах фотосфери на фоні безперервного спектру утворюються фраунгоферові лінії поглинання.
Дослідження фраунгоферових ліній дозволяє визначити хімічний склад атмосфери Сонця. На Сонці виявлено більше 70 хімічних елементів. Ніяких «неземних» елементів Сонце не містить. Найпоширеніші елементи на Сонці - водень (близько 70% всієї маси Сонця) і гелій (29%).
Під час найбільшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих цяток - гранул - розміром близько 1000 км, оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції. Виникнення грануляції пов'язане з яка відбувається під фотосферою конвекцією. Окремі гранули на декілька сотень градусів гарячіше навколишнього їх газу, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця змінюється. Спектральні зміни свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ піднімається, а між ними - опускається.
Ці рухи газів породжують в сонячної атмосфері акустичні хвилі, подібні звуковим хвилям в повітрі.
Поширюючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосфери Сонця - хромосфери і корони. У результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500 К виявляються найбільш «холодними» на Сонці. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте.
Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повних сонячних затемнень у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видно як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі як би язички полум'я - хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна отримати в них його зображення. У додатку наведена фотографія ділянки Сонця, отримана в променях водню (червона спектральна лінія з довжиною хвиль 656,3 нм). Для випромінювання в цій довжині хвилі хромосфери непрозора, а тому випромінювання глибше розташованої фотосфери на знімку відсутня.
Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильною неоднорідною структурою. Помітно два типи неоднорідностей - яскраві та темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком рухів газів в підфотосферній конвективної зоні, тільки що відбуваються в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів.
Сама зовнішня і дуже розріджена частина сонячної атмосфери - корона, яка простежується від сонячного лімба до відстаней в десятки сонячних радіусів. Вона має температуру близько мільйона градусів. Корону можна бачити тільки під час повного сонячного затемнення або за допомогою коронографа.
Вся сонячна атмосфера постійно коливається. У ній поширюються як вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжинами в кілька тисяч кілометрів. Коливання носять резонансний характер і відбуваються з періодом близько 5 хв.
У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці, велику роль відіграють магнітні поля. Речовина на Сонце скрізь є намагніченою плазму. Іноді в окремих областях напруженість магнітного поля швидко і сильно зростає. Цей процес супроводжується виникненням цілого комплексу явищ сонячної активності в різних шарах сонячної атмосфери. До них відносяться факели і плями у фотосфері, флоккули в хромосфері, протуберанці в короні. Найбільш чудовим явищем, що охоплює всі верстви сонячної атмосфери і зароджується в хромосфері, є сонячні спалахи.
У ході спостережень вчені з'ясували, що Сонце - могутнє джерело радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають радіохвилі, які випромінює хромосфера (сантиметрові хвилі) і корона (дециметрові та метрові хвилі).
Радіовипромінювання Сонця має дві складові - постійну і змінну (сплески, «шумові бурі»). Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі і навіть мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Це радіовипромінювання має нетепловую природу.
Рентгенівські промені виходять в основному від верхніх шарів хромосфери і корони. Особливо сильним випромінювання буває в роки максимуму сонячної активності.
Сонце випромінює не тільки світло, тепло і всі інші види електромагнітного випромінювання. Воно також є джерелом постійного потоку частинок - корпускул. Нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також більш важкі атомні ядра всі разом складають корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання являє собою більш-менш безперервне витікання плазми - сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів сонячної атмосфери - сонячної корони. На тлі цього постійно дме плазмового вітру окремі області на Сонці є джерелами більш спрямованих, посилених, так званих корпускулярних потоків. Швидше за все вони пов'язані з особливими областями сонячної корони - коронарними дірами, а також, можливо, з довгоживучими активними областями на Сонці. Нарешті, з сонячними спалахами пов'язані найпотужніші короткочасні потоки часток, головним чином електронів і протонів. У результаті найбільш потужних спалахів частки можуть набувати швидкості, складові помітну частку швидкості світла. Частинки з такими великими енергіями називаються сонячними космічними променями.
Сонячне корпускулярне випромінювання впливає на Землю, і перш за все на верхні шари її атмосфери і магнітне поле, викликаючи безліч цікавих геофізичних явищ.
Прилади спостереження за Сонцем
Для спостережень Сонця використовуються спеціальні інструменти, звані сонячними телескопами. Потужність випромінювання, що приходить від Сонця, в сотні мільярдів разів більше, ніж від самих яскравих зірок, тому в сонячних телескопах використовують об'єктиви з діаметрами не більше метра, але і в цьому випадку велика кількість світла дозволяє використовувати сильне збільшення і працювати, таким чином, з зображеннями Сонця діаметром до 1 м. Для цього телескоп повинен бути довгофокусним. У найбільших сонячних телескопів фокусна відстань об'єктивів досягає сотні метрів. Такі довгі інструменти неможливо монтувати на паралактичний установках, і зазвичай їх роблять нерухомими. Щоб направити промені Сонця в нерухомо розташований сонячний телескоп, користуються системою двох дзеркал, одне з яких нерухомо, а друге, зване целостат, обертається так, щоб компенсувати видиме добове переміщення Сонця по небу. Сам телескоп розташовують або вертикально (баштовий сонячний телескоп), або горизонтально (горизонтальний сонячний телескоп). Зручність нерухомого розташування телескопа полягає ще й у тому, що можна використовувати великі прилади для аналізу сонячного випромінювання (спектрографи, збільшувальні камери, різного типу світлофільтри).
Крім баштових і горизонтальних телескопів для спостережень Сонця можуть бути використані звичайні невеликі телескопи з діаметром об'єктива не більше 20-40 см. Вони повинні бути забезпечені спеціальними збільшувальними системами, світлофільтрами і камерами з затворами, забезпечують короткі експозиції.
Для спостереження сонячної корони застосовують коронограф, що дозволяє виділяти слабке випромінювання корони на тлі яскравого околосолнечного ореолу, викликаного розсіюванням фотосферного світла в земній атмосфері. За своєю суттю це звичайний рефрактор, в якому розсіяне світло сильно послаблюється завдяки ретельному підбору високоякісних сортів скла, високому класу їх обробки, спеціальної оптичної схемою, усуває більшу частину розсіяного світла, і застосування вузькосмугових світлофільтрів.
Для вивчення сонячного спектру крім звичайних спектрографів широко використовуються спеціальні прилади - спектрогеліографи і спектрогеліоскоп, що дозволяють отримати монохроматичне зображення Сонця в будь-якій довжині хвилі.
Сонячне випромінювання і вплив його на Землю
Із загальної кількості енергії, випромінюваної Сонцем в міжпланетний простір, меж земної атмосфери досягає лише 1 / 2 млрд частину. Приблизно третина сонячного випромінювання, що падає на Землю, відображається нею і розсіюється в міжпланетному просторі. Багато сонячної енергії йде на нагрівання земної атмосфери, океанів і суші. Але й залишається Частка забезпечує існування життя на Землі.
У майбутньому люди обов'язково навчаться безпосередньо перетворювати сонячну енергію в інші види енергії. Вже застосовуються в народному господарстві найпростіші геліотехнічний установки: різні типи сонячних теплиць, парників, опріснювачів, водонагрівачів, сушарок. Сонячні промені, зібрані у фокусі увігнутого дзеркала, плавлять самі тугоплавкі метали. Ведуться роботи по створенню сонячних електростанцій, з використання сонячної енергії для опалення будинків і опріснення морської води. Практичне застосування знаходять напівпровідникові сонячні батареї, безпосередньо перетворюють енергію Сонця в електричну енергію. Поряд з хімічними джерелами струму сонячні батареї використовуються, наприклад, на штучних супутниках Землі та космічних ракетах. Все це лише перші успіхи геліотехніки.
Ультрафіолетові та рентгенівські промені виходять в основному від верхніх шарів хромосфери і корони. Це вдалося довести, запускаючи ракети з приладами під час сонячних затемнень. Дуже гаряча сонячна атмосфера завжди є джерелом невидимого короткохвильового випромінювання, але особливо потужним воно буває в роки максимуму сонячної активності. У цей час ультрафіолетове випромінювання зростає приблизно в два рази, а рентгенівське - в десятки і навіть сотні разів у порівнянні з випромінюванням у роки мінімуму. Інтенсивність короткохвильового випромінювання змінюється також день від дня, різко зростаючи, коли в хромосфері Сонця відбуваються спалахи.
Короткохвильове випромінювання Сонця впливає на процеси, що відбуваються в атмосфері Землі. Так, наприклад, ультрафіолетові і рентгенівські промені частково ионизуют шари повітря, утворюючи шар земної атмосфери - іоносферу. Іоносфера відіграє важливу роль у здійсненні дальнього радіозв'язку: радіохвилі, що йдуть від радіопередавача, перш ніж досягти антени приймача, багаторазово відбиваються від іоносфери і від поверхні Землі. Стан іоносфери змінюється в залежності від умов освітлення її Сонцем і від відбуваються на Сонці явищ. Тому для забезпечення стійкого радіозв'язку доводиться враховувати час доби, пору року і стан сонячної активності. Під час найбільш потужних спалахів на Сонці число іонізованих атомів в іоносфері зростає і радіохвилі частково або повністю поглинаються нею. Це призводить до погіршення або навіть до тимчасового припинення радіозв'язку.
Систематичне дослідження радіовипромінювання Сонця почалося тільки після другої світової війни, коли з'ясувалося, що Сонце - могутнє джерело радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають радіохвилі, які випромінює хромосфера (сантиметрові хвилі) і корона (дециметрові та метрові хвилі) - вони і досягають Землі.
Радіовипромінювання Сонця має дві складові - постійну, майже не змінюється, і змінну, спорадичну (сплески, «шумові бурі»). Радіовипромінювання «спокійного» Сонця пояснюється тим, що гаряча сонячна плазма завжди випромінює радіохвилі поряд з електромагнітними коливаннями інших довжин хвиль (теплове радіовипромінювання). Під час великих хромосферних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі і навіть мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Це радіовипромінювання, породжене швидкоплинучими нестаціонарними процесами, має нетепловую природу.
Ряд геофізичних явищ (магнітні бурі, тобто короткочасні зміни магнітного поля Землі, полярні сяйва та ін) викликаний сонячною активністю. Але ці явища відбуваються не раніше ніж через добу після спалахів на Сонці. Викликаються вони не електромагнітним випромінюванням, що доходить до Землі через 8,3 хв, а виверженими корпускулами, які із запізненням проникають в навколоземний простір.
Корпускули випускаються Сонцем і тоді, коли на ньому немає спалахів і плям. Безперервно розширюється корона створює сонячний вітер, що охоплює рухомі поблизу Сонця планети і комети. Спалахи супроводжуються «поривами» сонячного вітру. Експерименти на космічних ракетах і штучних супутниках Землі дозволили безпосередньо знайти сонячні корпускули в міжпланетному просторі.
Під час спалахів в міжпланетний простір проникають не тільки корпускули, а й магнітне поле - все це визначає «обстановку» в навколоземному космічному просторі. Так, наприклад, сонячний вітер деформує геомагнітне поле, стискає його і локалізує в просторі; корпускули заповнюють радіаційний пояс. З проникненням корпускул в земну атмосферу пов'язані полярні сяйва. Після спалахів на Сонці на Землі відбуваються магнітні бурі. Так, після спалаху 4 серпня 1972 відбулася сильна магнітна буря, яка порушила радіозв'язок на коротких хвилях, спостерігалися полярні сяйва і різке зниження рівня космічних променів, які йшли до нас з глибин Галактики і яким перегородили шлях вивержені Сонцем плазмові потоки (ефект Форбуша).
Проблема «Сонце - Земля», що зв'язує сонячну активність з її впливом на Землю, знаходиться на стику кількох найважливіших для людства наук - астрономії, геофізики, біології, медицини.
Деякі частини цієї комплексної проблеми досліджуються вже кілька десятиліть, наприклад іоносферні прояви сонячної активності. Тут вдалося не тільки накопичити безліч фактів, а й виявити закономірності, що мають велике значення для здійснення безперебійної радіозв'язку (вибір робочих частот радіозв'язку та прогнози умов радіозв'язку).
Давно відомо, що коливання магнітної стрілки під час магнітної бурі особливо помітні в денний час і мають найбільшу амплітуду, що іноді досягає декількох градусів, в періоди максимуму сонячної активності. Добре відомо й те, що магнітні бурі зазвичай супроводжуються світінням верхніх шарів атмосфери. Це полярні сяйва - одне з найкрасивіших явищ природи. Надзвичайна гра фарб, раптова зміна спокійного світіння стрімким переміщенням дуг, смуг і променів, що утворюють то велетенські шатра, то величні завіси, здавна привертала до себе людей. Полярні сяйва, як правило, спостерігаються в полярних областях земної кулі. Але іноді в роки максимумів сонячної активності їх можна спостерігати і в середніх широтах. У полярних сяйвах переважають два кольори: зелений і червоний. Забарвлення полярних сяйв обумовлена випромінюванням атомів кисню. Існує зв'язок між явищами на Сонці та процесами в нижніх шарах земної атмосфери. Сонячне випромінювання впливає на тропосферу. З'ясування механізму цього впливу необхідно для метеорології.
Останнім часом все більшу увагу вчених привертають різноманітні явища в біосфері, які, як показують спостереження, пов'язані з сонячною активністю. Так, біологи відзначають, що протягом 11-річного циклу сонячної активності відбуваються зміни в прирості лісонасаджень, умови існування окремих видів тварин, птахів, комах. Лікарі помітили, що в роки максимуму сонячної активності помітно загострюються деякі серцево-судинні захворювання та нервові захворювання. Це, зокрема, зв'язується з виявленим впливом геомагнітного поля на різні колоїдні системи, включаючи кров людини. Вивчення подібних сонячно-земних зв'язків тільки починається.
Щоб всебічно досліджувати явища, що відбуваються на Сонці, проводяться систематичні спостереження Сонця на численних обсерваторіях. Вивчення впливу Сонця на Землю вимагає об'єднання зусиль вчених багатьох країн.
Висновок
Сонце - центральне світило нашої планетної системи, і фізичні процеси, що протікають у ньому, в значній мірі визначають також фізику планет, принаймні, найближчих до Сонця. Середня відстань від Землі до Сонця - 150 мільйонів кілометрів - світло проходить його за 8 хвилин.
Маючи діаметр майже 1 392 000 км (приблизно в 109 разів більше діаметру Землі) і масу 1.9891х10 30 кг (це становить 98% маси сонячної системи), Сонце є потужним джерелом енергії-джерелом всього життя на Землі.
В даний час приблизно половина водню в ядрі вже вигоріла в термоядерних реакціях. Сонце в цілому на 92,1% складається з водню, 7,8% становить гелій і 0,01% припадає на вуглець, залізо та інші елементи. Кожну секунду 700 млрд тонн водню згоряє на Сонце. Незважаючи на таку величезну швидкість втрат, енергії Сонця вистачить ще на 5 млрд років такого життя (приблизно стільки ж років Сонцю від народження). Закінчить своє життя Сонце білим карликом.
Середня щільність киплячого плазмового кулі, яким є Сонце, рази у 4 менше щільності Землі. Фотону потрібно мільйон років, щоб добратися від ядра Сонця до його поверхні. Спочатку енергія передається випромінюванням - приблизно 70% шляху. Потім починає працювати конвекція-процес, що нагадує кипіння. За конвективної зоною варто шар атмосфери Сонця, званий фотосферою - це поверхня Сонця, яку ми бачимо. Товщина фотосфери дуже маленька - ~ 350 км-це близько 1 / 200 радіуса Сонця. Розташовані над фотосферою хромосфера і корона практично вільно пропускають безперервне випромінювання фотосфери. У першому наближенні можна вважати, що фотосфера випускає безперервне теплове випромінювання як абсолютно чорне тіло з температурою 6000К. Практично вся енергія випромінювання Сонця укладена у випромінюванні фотосфери, що припадає на інтервал довжин хвиль від 1500 А до 0,5 см. У видимій області спектра випромінювання Сонця майже не залежить від сонячної активності - наявності на фотосфері плям і т.д. Кількість енергії, принесеної сонячними променями за 1 хв на площу в 1 см 2, розташовану поза земної атмосфери на середній відстані від Землі до Сонця, називають сонячною постійною, її значення дорівнює 1,4 х10 3 Вт / м 2. Звідси можна порахувати, що світність Сонця дорівнює 3,86 х10 26 Ватт. Зірки типу Сонця - стаціонарні зірки з термоядерним джерелом енергії - не міняють своєї світності протягом багатьох мільйонів років. Все ж таки слід зауважити, що зміни сонячної постійної можуть складати частки відсотка залежно від сонячної активності.
До винаходу радіо і запуску космічних телескопів, які дозволили спостерігачам освоїти всю шкалу електромагнітних хвиль, від самого жорсткого гама випромінювання, рентгену та ультрафіолету до метрових радіохвиль, єдиним свідченням змінності сонячної активності була зміна кількості плям на фотосфері - воно змінюється з періодом в 11 років.
В даний час Сонце знаходиться на піку активності.
Насправді повний магнітний цикл Сонця становить 22 роки - за цей час відбувається повна переполюсовка магнітного поля Сонця, і плями, які представляють собою місця виходу магнітного поля з-під фотосфери, повертаються на свої місця.
2. Струве О., Ліндсі Б., Пілланс Е. Елементарна астрономія. Пер. з англ. І. С. Щербиною-Самойлової / Под ред. і з доповненнями проф. С. А. Каплана. М.: Видавництво «Наука», 1964.
3. Енциклопедичний словник юного астронома / Укл. М. П. Ерпильов. - М.: Педагогіка, 1986.
4. http://astro.physfac.bspu.secna.ru/teacher/sun.html
5. http://www.solnce.info/
Сонце випромінює не тільки світло, тепло і всі інші види електромагнітного випромінювання. Воно також є джерелом постійного потоку частинок - корпускул. Нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також більш важкі атомні ядра всі разом складають корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання являє собою більш-менш безперервне витікання плазми - сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів сонячної атмосфери - сонячної корони. На тлі цього постійно дме плазмового вітру окремі області на Сонці є джерелами більш спрямованих, посилених, так званих корпускулярних потоків. Швидше за все вони пов'язані з особливими областями сонячної корони - коронарними дірами, а також, можливо, з довгоживучими активними областями на Сонці. Нарешті, з сонячними спалахами пов'язані найпотужніші короткочасні потоки часток, головним чином електронів і протонів. У результаті найбільш потужних спалахів частки можуть набувати швидкості, складові помітну частку швидкості світла. Частинки з такими великими енергіями називаються сонячними космічними променями.
Сонячне корпускулярне випромінювання впливає на Землю, і перш за все на верхні шари її атмосфери і магнітне поле, викликаючи безліч цікавих геофізичних явищ.
Прилади спостереження за Сонцем
Для спостережень Сонця використовуються спеціальні інструменти, звані сонячними телескопами. Потужність випромінювання, що приходить від Сонця, в сотні мільярдів разів більше, ніж від самих яскравих зірок, тому в сонячних телескопах використовують об'єктиви з діаметрами не більше метра, але і в цьому випадку велика кількість світла дозволяє використовувати сильне збільшення і працювати, таким чином, з зображеннями Сонця діаметром до 1 м. Для цього телескоп повинен бути довгофокусним. У найбільших сонячних телескопів фокусна відстань об'єктивів досягає сотні метрів. Такі довгі інструменти неможливо монтувати на паралактичний установках, і зазвичай їх роблять нерухомими. Щоб направити промені Сонця в нерухомо розташований сонячний телескоп, користуються системою двох дзеркал, одне з яких нерухомо, а друге, зване целостат, обертається так, щоб компенсувати видиме добове переміщення Сонця по небу. Сам телескоп розташовують або вертикально (баштовий сонячний телескоп), або горизонтально (горизонтальний сонячний телескоп). Зручність нерухомого розташування телескопа полягає ще й у тому, що можна використовувати великі прилади для аналізу сонячного випромінювання (спектрографи, збільшувальні камери, різного типу світлофільтри).
Крім баштових і горизонтальних телескопів для спостережень Сонця можуть бути використані звичайні невеликі телескопи з діаметром об'єктива не більше 20-40 см. Вони повинні бути забезпечені спеціальними збільшувальними системами, світлофільтрами і камерами з затворами, забезпечують короткі експозиції.
Для спостереження сонячної корони застосовують коронограф, що дозволяє виділяти слабке випромінювання корони на тлі яскравого околосолнечного ореолу, викликаного розсіюванням фотосферного світла в земній атмосфері. За своєю суттю це звичайний рефрактор, в якому розсіяне світло сильно послаблюється завдяки ретельному підбору високоякісних сортів скла, високому класу їх обробки, спеціальної оптичної схемою, усуває більшу частину розсіяного світла, і застосування вузькосмугових світлофільтрів.
Для вивчення сонячного спектру крім звичайних спектрографів широко використовуються спеціальні прилади - спектрогеліографи і спектрогеліоскоп, що дозволяють отримати монохроматичне зображення Сонця в будь-якій довжині хвилі.
Сонячне випромінювання і вплив його на Землю
Із загальної кількості енергії, випромінюваної Сонцем в міжпланетний простір, меж земної атмосфери досягає лише 1 / 2 млрд частину. Приблизно третина сонячного випромінювання, що падає на Землю, відображається нею і розсіюється в міжпланетному просторі. Багато сонячної енергії йде на нагрівання земної атмосфери, океанів і суші. Але й залишається Частка забезпечує існування життя на Землі.
У майбутньому люди обов'язково навчаться безпосередньо перетворювати сонячну енергію в інші види енергії. Вже застосовуються в народному господарстві найпростіші геліотехнічний установки: різні типи сонячних теплиць, парників, опріснювачів, водонагрівачів, сушарок. Сонячні промені, зібрані у фокусі увігнутого дзеркала, плавлять самі тугоплавкі метали. Ведуться роботи по створенню сонячних електростанцій, з використання сонячної енергії для опалення будинків і опріснення морської води. Практичне застосування знаходять напівпровідникові сонячні батареї, безпосередньо перетворюють енергію Сонця в електричну енергію. Поряд з хімічними джерелами струму сонячні батареї використовуються, наприклад, на штучних супутниках Землі та космічних ракетах. Все це лише перші успіхи геліотехніки.
Ультрафіолетові та рентгенівські промені виходять в основному від верхніх шарів хромосфери і корони. Це вдалося довести, запускаючи ракети з приладами під час сонячних затемнень. Дуже гаряча сонячна атмосфера завжди є джерелом невидимого короткохвильового випромінювання, але особливо потужним воно буває в роки максимуму сонячної активності. У цей час ультрафіолетове випромінювання зростає приблизно в два рази, а рентгенівське - в десятки і навіть сотні разів у порівнянні з випромінюванням у роки мінімуму. Інтенсивність короткохвильового випромінювання змінюється також день від дня, різко зростаючи, коли в хромосфері Сонця відбуваються спалахи.
Короткохвильове випромінювання Сонця впливає на процеси, що відбуваються в атмосфері Землі. Так, наприклад, ультрафіолетові і рентгенівські промені частково ионизуют шари повітря, утворюючи шар земної атмосфери - іоносферу. Іоносфера відіграє важливу роль у здійсненні дальнього радіозв'язку: радіохвилі, що йдуть від радіопередавача, перш ніж досягти антени приймача, багаторазово відбиваються від іоносфери і від поверхні Землі. Стан іоносфери змінюється в залежності від умов освітлення її Сонцем і від відбуваються на Сонці явищ. Тому для забезпечення стійкого радіозв'язку доводиться враховувати час доби, пору року і стан сонячної активності. Під час найбільш потужних спалахів на Сонці число іонізованих атомів в іоносфері зростає і радіохвилі частково або повністю поглинаються нею. Це призводить до погіршення або навіть до тимчасового припинення радіозв'язку.
Систематичне дослідження радіовипромінювання Сонця почалося тільки після другої світової війни, коли з'ясувалося, що Сонце - могутнє джерело радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають радіохвилі, які випромінює хромосфера (сантиметрові хвилі) і корона (дециметрові та метрові хвилі) - вони і досягають Землі.
Радіовипромінювання Сонця має дві складові - постійну, майже не змінюється, і змінну, спорадичну (сплески, «шумові бурі»). Радіовипромінювання «спокійного» Сонця пояснюється тим, що гаряча сонячна плазма завжди випромінює радіохвилі поряд з електромагнітними коливаннями інших довжин хвиль (теплове радіовипромінювання). Під час великих хромосферних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі і навіть мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Це радіовипромінювання, породжене швидкоплинучими нестаціонарними процесами, має нетепловую природу.
Ряд геофізичних явищ (магнітні бурі, тобто короткочасні зміни магнітного поля Землі, полярні сяйва та ін) викликаний сонячною активністю. Але ці явища відбуваються не раніше ніж через добу після спалахів на Сонці. Викликаються вони не електромагнітним випромінюванням, що доходить до Землі через 8,3 хв, а виверженими корпускулами, які із запізненням проникають в навколоземний простір.
Корпускули випускаються Сонцем і тоді, коли на ньому немає спалахів і плям. Безперервно розширюється корона створює сонячний вітер, що охоплює рухомі поблизу Сонця планети і комети. Спалахи супроводжуються «поривами» сонячного вітру. Експерименти на космічних ракетах і штучних супутниках Землі дозволили безпосередньо знайти сонячні корпускули в міжпланетному просторі.
Під час спалахів в міжпланетний простір проникають не тільки корпускули, а й магнітне поле - все це визначає «обстановку» в навколоземному космічному просторі. Так, наприклад, сонячний вітер деформує геомагнітне поле, стискає його і локалізує в просторі; корпускули заповнюють радіаційний пояс. З проникненням корпускул в земну атмосферу пов'язані полярні сяйва. Після спалахів на Сонці на Землі відбуваються магнітні бурі. Так, після спалаху 4 серпня 1972 відбулася сильна магнітна буря, яка порушила радіозв'язок на коротких хвилях, спостерігалися полярні сяйва і різке зниження рівня космічних променів, які йшли до нас з глибин Галактики і яким перегородили шлях вивержені Сонцем плазмові потоки (ефект Форбуша).
Проблема «Сонце - Земля», що зв'язує сонячну активність з її впливом на Землю, знаходиться на стику кількох найважливіших для людства наук - астрономії, геофізики, біології, медицини.
Деякі частини цієї комплексної проблеми досліджуються вже кілька десятиліть, наприклад іоносферні прояви сонячної активності. Тут вдалося не тільки накопичити безліч фактів, а й виявити закономірності, що мають велике значення для здійснення безперебійної радіозв'язку (вибір робочих частот радіозв'язку та прогнози умов радіозв'язку).
Давно відомо, що коливання магнітної стрілки під час магнітної бурі особливо помітні в денний час і мають найбільшу амплітуду, що іноді досягає декількох градусів, в періоди максимуму сонячної активності. Добре відомо й те, що магнітні бурі зазвичай супроводжуються світінням верхніх шарів атмосфери. Це полярні сяйва - одне з найкрасивіших явищ природи. Надзвичайна гра фарб, раптова зміна спокійного світіння стрімким переміщенням дуг, смуг і променів, що утворюють то велетенські шатра, то величні завіси, здавна привертала до себе людей. Полярні сяйва, як правило, спостерігаються в полярних областях земної кулі. Але іноді в роки максимумів сонячної активності їх можна спостерігати і в середніх широтах. У полярних сяйвах переважають два кольори: зелений і червоний. Забарвлення полярних сяйв обумовлена випромінюванням атомів кисню. Існує зв'язок між явищами на Сонці та процесами в нижніх шарах земної атмосфери. Сонячне випромінювання впливає на тропосферу. З'ясування механізму цього впливу необхідно для метеорології.
Останнім часом все більшу увагу вчених привертають різноманітні явища в біосфері, які, як показують спостереження, пов'язані з сонячною активністю. Так, біологи відзначають, що протягом 11-річного циклу сонячної активності відбуваються зміни в прирості лісонасаджень, умови існування окремих видів тварин, птахів, комах. Лікарі помітили, що в роки максимуму сонячної активності помітно загострюються деякі серцево-судинні захворювання та нервові захворювання. Це, зокрема, зв'язується з виявленим впливом геомагнітного поля на різні колоїдні системи, включаючи кров людини. Вивчення подібних сонячно-земних зв'язків тільки починається.
Щоб всебічно досліджувати явища, що відбуваються на Сонці, проводяться систематичні спостереження Сонця на численних обсерваторіях. Вивчення впливу Сонця на Землю вимагає об'єднання зусиль вчених багатьох країн.
Висновок
Резюмуємо вищесказане.
Сонце є типовою зіркою, однією з 100 000 000 000 зірок у нашій Галактиці. Спектральний клас Сонця G2V, на діаграмі Герцшпрунга-Рессела воно знаходиться ближче до холодного кінця головної послідовності, і відноситься до класу жовтих карликів.Сонце - центральне світило нашої планетної системи, і фізичні процеси, що протікають у ньому, в значній мірі визначають також фізику планет, принаймні, найближчих до Сонця. Середня відстань від Землі до Сонця - 150 мільйонів кілометрів - світло проходить його за 8 хвилин.
Маючи діаметр майже 1 392 000 км (приблизно в 109 разів більше діаметру Землі) і масу 1.9891х10 30 кг (це становить 98% маси сонячної системи), Сонце є потужним джерелом енергії-джерелом всього життя на Землі.
В даний час приблизно половина водню в ядрі вже вигоріла в термоядерних реакціях. Сонце в цілому на 92,1% складається з водню, 7,8% становить гелій і 0,01% припадає на вуглець, залізо та інші елементи. Кожну секунду 700 млрд тонн водню згоряє на Сонце. Незважаючи на таку величезну швидкість втрат, енергії Сонця вистачить ще на 5 млрд років такого життя (приблизно стільки ж років Сонцю від народження). Закінчить своє життя Сонце білим карликом.
Середня щільність киплячого плазмового кулі, яким є Сонце, рази у 4 менше щільності Землі. Фотону потрібно мільйон років, щоб добратися від ядра Сонця до його поверхні. Спочатку енергія передається випромінюванням - приблизно 70% шляху. Потім починає працювати конвекція-процес, що нагадує кипіння. За конвективної зоною варто шар атмосфери Сонця, званий фотосферою - це поверхня Сонця, яку ми бачимо. Товщина фотосфери дуже маленька - ~ 350 км-це близько 1 / 200 радіуса Сонця. Розташовані над фотосферою хромосфера і корона практично вільно пропускають безперервне випромінювання фотосфери. У першому наближенні можна вважати, що фотосфера випускає безперервне теплове випромінювання як абсолютно чорне тіло з температурою 6000К. Практично вся енергія випромінювання Сонця укладена у випромінюванні фотосфери, що припадає на інтервал довжин хвиль від 1500 А до 0,5 см. У видимій області спектра випромінювання Сонця майже не залежить від сонячної активності - наявності на фотосфері плям і т.д. Кількість енергії, принесеної сонячними променями за 1 хв на площу в 1 см 2, розташовану поза земної атмосфери на середній відстані від Землі до Сонця, називають сонячною постійною, її значення дорівнює 1,4 х10 3 Вт / м 2. Звідси можна порахувати, що світність Сонця дорівнює 3,86 х10 26 Ватт. Зірки типу Сонця - стаціонарні зірки з термоядерним джерелом енергії - не міняють своєї світності протягом багатьох мільйонів років. Все ж таки слід зауважити, що зміни сонячної постійної можуть складати частки відсотка залежно від сонячної активності.
До винаходу радіо і запуску космічних телескопів, які дозволили спостерігачам освоїти всю шкалу електромагнітних хвиль, від самого жорсткого гама випромінювання, рентгену та ультрафіолету до метрових радіохвиль, єдиним свідченням змінності сонячної активності була зміна кількості плям на фотосфері - воно змінюється з періодом в 11 років.
В даний час Сонце знаходиться на піку активності.
Насправді повний магнітний цикл Сонця становить 22 роки - за цей час відбувається повна переполюсовка магнітного поля Сонця, і плями, які представляють собою місця виходу магнітного поля з-під фотосфери, повертаються на свої місця.
Список літератури
1. Левітан Е. П. Астрофізика - школярам. Посібник для учнів. М.: «Просвещение», 1977.2. Струве О., Ліндсі Б., Пілланс Е. Елементарна астрономія. Пер. з англ. І. С. Щербиною-Самойлової / Под ред. і з доповненнями проф. С. А. Каплана. М.: Видавництво «Наука», 1964.
3. Енциклопедичний словник юного астронома / Укл. М. П. Ерпильов. - М.: Педагогіка, 1986.
4. http://astro.physfac.bspu.secna.ru/teacher/sun.html
5. http://www.solnce.info/