Природа Солнца. Планеты

Главная - Астрономия, авиация, космонавтика - Природа Солнца. Планеты

Отсюда имеем: р = 6,6 1013Па, т.е. давление в миллиард раз больший за атмосферный тиск.

По газовым законам давление пропорциональное температуре и плотности. Это дает возможность определить температуру в недрах Солнца.

Точные вычисления, которые учитывают рост плотности и температуры к центру, показывают, что в центре Солнца плотность газа составляет близко 1,5 105 кг/м3 (в 13 раз большая, чем в свинце!), давление - около 2 1018 Па, а температура - около 15000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) имеют очень большие скорости (сотни километров за секунду) и могут сталкиваться одно из одним, несмотря на действие электростатической силы отталкивания. Некоторые столкновенья завершаются ядерными реакциями, в результате которых из водорода образовывается гелий и выделяется большое количество теплое. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. Вследствие этого количество гелия в центральной части светила постепенно увеличивается, а водорода - уменьшается.

Поток энергии, которая возникает в недрах Солнца, передается во внешние пластов и распределяется на все более большую площадь. Вследствие этого температура солнечных газов спадает с отдалением от центра. В зависимости от значения температуры и характера процессов, которые ею определяются, все Солнце можно условно поделить на 4 части (рис. 67):

1) внутренняя, центральная часть (ядро), где давление и температура обеспечивают ход ядерных реакций; она пролегает от центра на расстояние приблизительно 1/3 /?©;/

2) «лучистая» зона (расстояние от 1/3 до 2/3 /?0), в которой энергия передается наружу от пласта до пласта вследствие последовательного одевания и излучение квантов электромагнитной энергии;3) конвективна зона - от верхней части «лучистой» зоны почти к самой видимой границе Солнца. Здесь температура быстро уменьшается с приближением к видимой границе светила, вследствие чего происходит перемешивание вещества (конвекция), подобный кипение жидкости в сосуде, который подогревается снизу;

4) атмосфера, которая начинается сразу за конвективною зоной и протягивается далеко за границы видимого диска Солнца. Нижний пласт атмосферы содержит тонкий пласта газов, который мы воспринимаем как поверхность Солнца. Верхних пластов атмосферы непосредственно не видно, их можно наблюдать или во время полных солнечных затемнений, или с помощью специальных приладів.

Солнечную атмосферу также можно условно поделить на несколько пластов (див", рис.).

Глубочайший пласт атмосферы, толщиной 200 - 300 км, называется фотосферой (сфера света). Из него виходить'майже вся и энергия Солнца, которая наблюдается в видимой части спектра.

В фотосфере, как и в глибших пластах Солнца, температура снижается с отдалением от центра, изменяясь приблизительно от 8000 до 4000 К: внешние пласты фотосферы очень охолоджуют-ься вследствие излучения из них в межпланетный простір.

На фотографиях фотосферы (рис. 68) хорошо заметная ее тонкая структура в виде ярких «зернышек» - игра н у л размером в среднему около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками. Эта структура называется грануляцией. Она является результатом движения газов, шо происходит в размещенной под Ьотосферою конвективній зоне Солнца.

Снижению температуры во внешних пластах фотосферы в спектре видимого излучения Солнца, которое почти целиком возникает в фотосфере, отвечают темные линии поглощения. Они называются фраунгоферовими в честь немецкого оптика Й. Фраунгофера (1787-1826), который впервые в 1814 г. зарисовал несколько сотен таких линий. Из той самой причины (снижение температуры от центра Солнца) солнечный диск ближе к краю кажется темнішим.

В высочайших пластах фотосферы температура достигает около 4000 К. При такой температуре и плотности 10~3-10~4 кг/м3 водород становится практически нейтральным. Ионизировано только около 0,01 % атомов, которые принадлежат большей частью металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с ней и ионизация снова начинают повышаться, сначала медленно, а потом очень быстро. Часть солнечной атмосферы, в которой повышается температура и последовательно ионизируются водород, гелий и другие элементы, называется хромосферой, ее температура представляет десятки и сотни тысяч кельвинов. В виде блестящего розового окаймления хромосферу видно вокруг темного диска Луны в нечастые моменты полных солнечных затемнений. Выше от хромосферы температура солнечных газов достигает 106 - 2-Ю6 К і дальше на протяжении многих радиусов Солнца почти не изменяется. Эта разреженная и горячая оболочка называется солнечной короной. В виде лучистого перлового сияния ее можно наблюдать во время полной фазы затемнения Солнца, тогда она представляет собой чрезвычайно красивое зрелище. «Испаряясь» в межпланетное пространство, газ короны образовывает поток горячей разреженной плазмы, которая постоянно течет от Солнца и называется солнечным вітром.