Основная часть массы вещества Солнечной
системы приходится на долю Солнца. Масса Солнца в 750 раз больше массы
всех планет,
вместе взятых, и в 330000 раз больше массы Земли.
Движение планет и многих других тел Солнечной системы вокруг Солнца происходит
под действием силы притяжения. Расстояние от Земли до Солнца называется
астрономической единицей (а. е.).
По современным данным, 1 а. е. = 1.49600
х 1011 м = 1.5 х 108
км.
Угол, под которым виден диаметр Солнца,
определяется достаточно резкой границей того слоя, от которого приходит
свет на Землю, - так называемой фотосферой. Он составляет около
0.5о.
Солнце дает в космическое пространство
колоссальное по мощности излучение. Оно-то в значительной мере и определяет
физические условия в межпланетном пространстве и на поверхности планет.
На площадь, равную 1 м2,
перпендикулярную солнечным лучам и находящуюся за пределами атмосферы Земли,
падает за 1 сек. Энергия, равная 1.36 кДж. Земля получает от Солнца всего
лишь одну двухмиллиардную долю излучаемой им энергией. Полная мощность
излучения Солнца называется его светимостью. Она равна 3.8 х 1023
кВт.
II
Солнце, как и многие звезды, представляет
собой огромный шар, состоящий из плазмы. Поскольку из наблюдений известно,
что размеры Солнца практически не меняются, следует считать, что в каждом
его слое соблюдается условие гидростатического равновесия: силы внутреннего
давления газа (плазмы) уравновешиваются силами тяжести.
Расчеты показывают, что в недрах Солнца
температура составляет около миллионов градусов, а давление примерно в
100 миллионов раз больше атмосферного давления на поверхности Земли. При
таких условиях протекают так называемые термоядерные реакции превращения
водорода в гелий. Эти реакции и служат источником энергии, излучаемой Солнцем
в течение примерно десятка миллиардов лет.
III
Передача энергии на Солнце от центральной
части (ядра) к более холодным наружным слоям, а оттуда - в космическое
пространство осуществляется двумя способами: излучением и конвекцией.
К ядру, у которого радиус примерно втрое
меньше, чем радиус самого Солнца, непосредственно примыкает зона, где главную
роль играет передача энергии излучением; выше расположена конвективная
зона. Толщина этих зон примерно одинакова.
Для возникновения конвекции необходимо,
чтобы перепад температур между отдельными слоями газа был достаточно велик.
Если в глубине Солнца температура некоторой массы газа повышается за счет
энергии, поступающей из центральной области, то газ начинает расширяться;
плотность его уменьшается; он становится легче окружающей среды и поднимается
вверх. Его место занимают более холодные области газа из наружных слоев.
IV
На уровне фотосферы, т. е. Того слоя,
который мы видим как поверхность Солнца, за счет притока энергии из недр
устанавливается температура около 6000оС. Следствием конвективного
движения вещества является грануляция. Это своеобразный вид фотосферы,
который хорошо виден на фотографиях. Каждую гранулу можно представить как
огромный фонтан горячего газа, наблюдаемый сверху. Размеры отдельных гранул
- это несколько сот километров в поперечнике, а время жизни - всего 5-10
мин. На месте исчезнувшей гранулы возникает новая.
Фотосфера - самый нижний слой солнечной
атмосферы. Прилегающий к ней сверху слой называют хромосферой, еще выше
простирается солнечная корона. Корону удобно наблюдать во время полных
солнечных затмений, когда более яркая фотосфера закрывается диском Луны.
V
Описанный облик фотосферы наблюдается
в период спокойного Солнца. Однако в солнечной атмосфере наблюдаются многообразные
проявления солнечной активности: пятна,
протуберанцы, хромосферные вспышки.
Солнечные пятна наблюдались в древности и были описаны Галилеем
в начале XVII в. Как правило, это сначала
сравнительно маленькие темные участки диаметром 2000-3000 км, большинство
из которых в течение суток исчезает, но некоторые увеличиваются в размерах
и иногда достигают десятков тысяч километров в поперечнике. У крупных пятен
вокруг наиболее темной центральной части (тени) наблюдается менее темная
полутень. Если температура фотосферы равна 6000оС, то температура
в области полутени - около 5400оС, а в центре пятна - около
4000оС.
Самыми мощными процессами активности
Солнца являются хромосферные вспышки, при которых за несколько минут
выделяется энергии порядка 1025Дж.
Вспышки видны как внезапные усиления яркости солнечной поверхности в районе
пятна. Они продолжаются в среднем около 3 ч, а слабые - примерно 20 мин.
Поток частиц (корпускулярный поток) из
района вспышки через сутки или двое достигает окрестностей Земли и вызывает
магнитные бури - сильные изменения магнитного поля Земли, беспорядочные
колебания стрелки компаса, а также другие геофизические явления. При сильных
вспышках прекращается слышимость радиопередач.
VI
Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями
солнечной активности является наблюдаемые в короне огромные по объему
и массе облака газа - протуберанцы. Их масса достигает несколько миллиардов
тонн; различаются они характером движения газов, наблюдаемых в виде различных
по форме объектов.
Все протуберанцы представляют собой массы
сравнительно холодного плотного газа, температура которого рана всего 5-7
тыс. Градусов, в то время как сама корона разогрета до температуры 1 млн.
градусов и более.
Вследствие такой высокой температуры плазма
короны не удерживается тяготением солнца, она расширяется и как бы испаряется
в космическое пространство. Этот непрерывный поток плазмы носит название
солнечного ветра. Распространяясь с большой скоростью, солнечный ветер
заполняет собой Солнечную систему до расстояний, равных примерно 100 а.
е. Основными составляющими солнечного ветра являются протоны и электроны.
Кроме того, в его составе обнаружены альфа-частицы (ядра гелия), ионы кислорода,
кремния, серы, железа, неона, аргона и других элементов. Средняя концентрация
частиц в солнечном ветре - около 6 протонов в 1 см3.
Скорость частиц равна сотням километров в секунду.
ФИЗИКА
И АСТРОНОМИЯ. Пробный учебник для 8 класса. Под редакцией А. А.
Пинского, В. Г. Разумовского. Москва.
