Тест: що ви знаєте про Сонце? https://cutt.ly/DO5kMdc
Наше світило, як і більшість зір, — багатошарова неймовірно гаряча плазмо-газова куля. Науковці стверджують, що Сонце існує вже близько 5 млрд років. Що ж забезпечує його існування? І чи може Сонце світити вічно?
Видатний астрофізик Йосип Самуїлович Шкловський (1916 – 1985, Україна) так висловився з цього приводу: «...Історія існування будь-якої зорі — це справді титанічна боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути, та силою газового тиску, що намагається її «розпорошити», розсіяти в навколишньому міжзоряному просторі. Мільйони й мільйони років триває ця «боротьба». Упродовж цих років сили рівні. Та врешті-решт перемога буде за гравітацією. Така драма еволюції кожної зорі».
Речовина Сонця дуже йонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками йонізованого газу — плазми.
Сонце складається з Гідрогену (73% маси і 92% об'єму), Гелію (25% маси і 7% об'єму) та інших елементів (менше 2 % маси) — Феруму, Нікелю, Оксигену, Нітрогену, Силіцію, Сульфуру, Магнію, Карбону, Неону, Кальцію та Хрому.
У центрі Сонця міститься ядро — гігантська термоядерна «піч», розмір якої становить 1/3 радіуса Сонця. У центрі Сонця густина газу в 13 разів більша, ніж у свинцю!, тиск величезний, а температура — близько 15 000 000 K.
За такої температури та тиску ядра атомів Гідрогену (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) та можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Унаслідок деяких зіткнень відбуваються ядерні реакції, у результаті яких з Гідрогену утворюються атоми Гелію та виділяється велика кількість енергії.
У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані від 1/3 до2/3 радіуса Сонця, енергія поширюється внаслідок послідовного поглинання й подальшого перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії. До того ж замість одного поглинутого гамма-кванта великої енергії, атоми, зазвичай, послідовно випромінюють кілька квантів з меншою енергією. Як наслідок, жорсткі γ-кванти дробляться на менш енергійні, і врешті-решт фотосфери дістаються кванти видимого та теплового випромінювання.
У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації майже до самої видимої межі Сонця — фотосфери) енергія передається вже не випромі-нюванням, а за допомогою конвекції, тобто перемішуванням гігантських бурхливих потоків газу, які трохи відрізняються один від одного темпера-турою та густиною.
За конвективною зоною починається сонячна атмосфера, що простягається далеко за межі видимого диска Сонця.
Нижній шар атмосфери (фотосфера) містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар випромінювання, який сприймає людське око, має температуру близько 6000 K.
На фотознімку Сонця видно тонкі деталі фотосфери — гранули.Температура гранул у середньому на 500 K вища, ніж у проміжках між ними, розміри — близько 700 км. Гранули виникають й існують близько 7 хв, після чого розпадаються. Дослідження показали, що гранули — це потоки гарячого газу, які піднімаються догори.
Над фотосферою міститься хромосфера, яку можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця. Температура зростає від 4500 K на межі з фотосферою до 100 000 K у її верхніх шарах.
Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: уній є довгасті, схожі на язики полум’я утворення — так звані спікули. Температура на межі з хромосферою становить 100 000 K, а далі зростає до 2 000 000 K.
Корона в мільйон разів тьмяніша за фотосферу, тому її спостерігають лише під час повної фази сонячного затемнення або за допомогою спеціальних телескопів. Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячним тяжінням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середовище, унаслідок чого виникає сонячний вітер. Речовина сонячного вітру складається переважно з ядер атомів Гідрогену (протонів) і Гелію (α-частинок).
Сонячний вітер поширюється на велику відстань, майже за орбіту Сатурна, та утворює велетенську геліосферу
Рух Сонця по небесній сфері Землі
Спостережуваний рух Сонця по небесній сфері спричинений обертанням Землі навколо своєї осі та наввколо Сонця.
місця сходу і заходу Сонця щодня змінюються (а зорі завжди сходять і заходять у тих самих точках горизонту);
висота Сонця над горизонтом змінюється щодня (а висота зір — завжди стала); тривалість дня (чи ночі) протягом року змінюється, а зорі над горизонтом перебувають завжди однакову кількість часу.
Якщо нерухому закріплену фотокамеру спрямуємо в південну частину неба й щоденно в полудень робитимемо знімок на той самий фотокадр, то дістанемо траєкторію, яку описує центр сонячного диска за час фотографування — аналему. Ця траєкторія нагадує «вісімку» (мал. 7.7).
Реальне обертання Землі навколо Сонця зумовлює «річний рух Сонця» — нам видається, що Сонце рухається поміж зір деякою траєкторією — екліптикою (мал. 7.8). Походження назви (екліптика — від грец. eκλειψις — «затьмарення») пов’язано з тим, що місячні й сонячні затемнення відбуваються лише тоді, коли Місяць у своєму русі небосхилом перетинає екліптику.
У своєму видимому річному русі небесною сферою Сонце проходить поміж різних зір, розташованих уздовж екліптики. Ще в давні часи ці зорі розділили на 12 сузір’їв, більшості з яких дали імена тварин. Смугу неба, утворену цими сузір’ями, назвали Зодіаком (коло тварин), а сузір’я - зодіакальними.
