Loading AI tools
єдина зоря в Сонячній системі З Вікіпедії, вільної енциклопедії
Со́нце (лат. Sol) — зоря, що є центром Сонячної системи. Це майже ідеальна куля з гарячої плазми, розігрітої до світіння термоядерними реакціями, що йдуть в її надрах[12][13]. Сонце випромінює переважно у спектрі видимого світла, в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах і є найважливішим джерелом енергії для життя на Землі, а також визначає клімат планети. Сонячне світло є необхідним для фотосинтезу. Сонячна світність (сумарна кількість енергії, випромінена Сонцем за 1 секунду) в середньому становить 3,827⋅1026 Вт.
 | |
| Спостережувані дані | |
|---|---|
| Середня відстань до Землі | 1.496×108 км 8 хв 19 с на швидкості світла |
| Видима зоряна величина (V) | −26.74[1] |
| Абсолютна зоряна величина | 4.83[1] |
| Спектральний клас | G2V |
| Металічність | Z = 0.0122[2] |
| кутовий розмір | 31.6-32.7′[3] |
| Орбітальні характеристики | |
| Середня відстань до центру Чумацького Шляху | ≈ 2.7×1017 км 27200 світлових років |
| Галактичний період | (2.25-2.50)× 108 років |
| Швидкість | ≈ 220 км/с (орбітальна навколо центру Галактики) ≈ 20 км/с (відносно середньої швидкості інших зір в околицях) ≈ 370 км/с[4] (відносно реліктового випромінювання) |
| Фізичні характеристики | |
| Екваторіальний радіус | 696342±65 км[5] 109 × земних[6] |
| Сплющеність | 9×10−6 |
| Площа поверхні | 6.09×1012 км²[6]12000 × земних[6] |
| Об'єм | 1.41×1018 км3[6] 1300000 × земних |
| Маса | (1.98855±0.00025)×1030 кг[1] 333000 × земних[1] |
| Середня густина | 1.408 г/см³ 1.408×103 кг/м3[1][6][7] 0.255 × земних[1][6] |
| Густина в центрі (модельована) | 1.622×105 кг/м3[1] |
| Екваторіальна гравітація на поверхні | 274.0 м/с2[1] 28 × прискорення біля земної поверхні[6] |
| Друга космічна швидкість (з поверхні) | 617.7 км/с[6] 55 × земних[6] |
| Температура в центрі (модельована) | 1.57×107 K[1] Фотосфера (ефективна): 5778 K[1] Корона: ≈ 5×106 K |
| Світність (Lsol) | 3.846×1026 Вт[1] ≈ 3.75×1028 люмен ≈ 98 лм/Вт Світлова віддача |
| Середня енергетична яскравість (Isol) | 2.009×107 Вт·м−2·ср−1 |
| Вік | ≈4.6 мільярдів років[8][9] |
| Обертові характеристики | |
| Нахил осі | 7,25°[1] (до екліптики) 67.23° (до галактичної площини) |
| Пряме піднесення Північного полюсу[10] | 286,13° 19 год 4 хв 30 с |
| Схилення Північного полюсу | +63.87° 63° 52' Пн |
| Сидеричний період обертання (на екваторі) | 25.05 днів[1] |
| (на широті 16°) | 25.38 днів[1] 25 д 9 год 7 хв 12 с[10] |
| (на полюсах) | 34.4 днів[1] |
| Швидкість обертання (на екваторі) | 7.189×103 км/год[6] |
| Фотосферний склад (за масою) | |
| Водень | 73,46 %[11] |
| Гелій | 24,85 % |
| Оксиген | 0,77 % |
| Карбон | 0,29 % |
| Залізо | 0,16 % |
| Неон | 0,12 % |
| Нітроген | 0,09 % |
| Кремній | 0,07 % |
| Магній | 0,05 % |
| Сульфур | 0,04 % |
Радіус Сонця становить близько 695 000 км, що в 109 разів більше від радіуса Землі. Маса Сонця приблизно в 330 000 разів перевищує Земну — це кг, що становить приблизно 99,86 % від загальної маси Сонячної системи.[14]. Приблизно три чверті маси Сонця становить водень (~73 %); решта — переважно гелій (~25 %) і набагато менша кількість важчих елементів, зокрема кисень, вуглець, неон, залізо. Сонце — зірка головної послідовності G-типу (G2V). Отож його неофіційно, і не зовсім точно, називають жовтим карликом (його світло насправді біле). Він утворився приблизно 4,6 млрд[15] років тому в результаті гравітаційного колапсу речовини в області великої молекулярної хмари.
Сонце — типова зоря головної послідовності спектрального класу G2. Воно майже ідеально сферичне і є гарячою плазмою, сплетеною магнітними полями[16]. За діаметра приблизно 1,3 млн км, що в 109 разів більше від земного, має масу близько 2× 1030 кг, що перевищує земну приблизно в 330 000 разів. Джерелом енергії Сонця є термоядерні реакції в його ядрі. Земля та сім інших планет обертаються навколо Сонця. Крім них, навколо Сонця обертаються комети, астероїди, метеороїди, космічний пил та інші дрібні об'єкти. Маса Сонця становить 99,866 % від загальної маси всієї Сонячної системи[17]. Сонячне випромінювання підтримує життя на Землі (фотони необхідні для початкових стадій процесу фотосинтезу) та визначає клімат нашої планети[18]. Сонце складається з водню (~73 % від маси і ~92 % від об'єму), гелію (~ 25 % від маси і ~ 7 % від об'єму) та інших елементів з меншою концентрацією (менше 2 % від маси) — заліза, нікелю, кисню, азоту, кремнію, сірки, магнію, вуглецю, неону, кальцію, хрому. Середня густина Сонця становить 1400 кг/м³. Температура поверхні Сонця становить близько 6000°К[19]. Сонце світить майже білим світлом, однак через сильніше розсіювання і поглинання короткохвильової частини спектра атмосферою Землі пряме світло Сонця біля поверхні нашої планети набуває певного жовтого відтінку. Якщо небо ясне, то блакитний відтінок розсіяного світла складається з жовтуватим прямим сонячним світлом і загальне освітлення об'єктів на Землі стає білим. Сонячний спектр містить лінії іонізованих і нейтральних металів, а також іонізованого водню.
У нашій Галактиці налічується понад 100 млрд зірок[20]. З них 85 % — це зірки, менші за Сонце (здебільшого — червоні карлики). При цьому, Сонце є масивнішим за 71 із 75 інших зірок у радіусі 5 парсек (16,3 світлових років), що робить його однією з найбільших зірок у нашому безпосередньому сусідстві, а саме, воно входить в топ-5 % найважчих серед своїх сусідів у цьому радіусі[21]. Як і всі зорі головної послідовності, Сонце виробляє енергію шляхом термоядерного синтезу. У Сонця переважна частина енергії виробляється внаслідок синтезу гелію з водню.
Відстань Сонця від Землі — близько 149,6 млн км — приблизно дорівнює астрономічній одиниці, а видимий кутовий діаметр, як і в Місяця, трохи більший за пів градуса (31-32 мінути). Сонце перебуває на відстані близько 26 000 світлових років від центру «Чумацького Шляху» й обертається навколо нього з періодом близько 220 млн років.
Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса приблизно в 333 000 раз більша за масу Землі та у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце — потужне джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання сильно впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.
Сонце — найближча до нас зоря, на поверхні якої, завдяки її великому кутовому розміру, за допомогою телескопа можна вивчати дрібні деталі, розміром до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зірок загалом. За зоряною класифікацією Сонце має спектральний клас G2V. Водночас Сонце доволі часто класифікують як жовтий карлик.
Видимий кутовий діаметр Сонця дещо змінюється через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км. Згідно з спостереженнями НАСА, радіус Сонця становить 696 342 км із похибкою 65 км[22].
Сонце складається в основному з водню та гелію. В сьогоднішню епоху еволюції Сонця їхня масова частка, зокрема, в фотосфері Сонця складає (визначено з аналізу сонячного спектра) 74.9% та 23.8% відповідно, з часом частка водню зменшуватиметься через термоядерне горіння[23]. Всі важчі елементи, що в астрономії називають металами, складаються менше 2% маси, а саме: кисень - приблизно 1% маси Сонця, вуглець - 0.3%, неон - 0.2%, залізо - 0.2% та інші з ще меншими частками[24]. Хімічний склад за кількістю атомів є таким: водень становить близько 90 % всіх атомів, гелій — 9,88 %, інші елементи — порядку 0,1 %, а саме: на 1 млн атомів водню припадає 851 атом кисню, 398 вуглецю, 123 неону, 100 азоту, 47 заліза, 38 магнію, 35 кремнію, 16 сірки, 4 аргону, 3 алюмінію, по 2 атоми нікелю, натрію і кальцію, а також зовсім небагато всіх інших елементів.
Початковий хімічний склад Сонця був успадкований від міжзоряного середовища, з якого воно утворилося. Спочатку він складався з 71,1% водню, 27,4% гелію і 1,5% важких елементів[23]. Водень і більша частина гелію на Сонці були б утворені в результаті Первинного нуклеосинтезу у перші 20 хвилин життя Всесвіту, а важчі елементи були синтезовані в ході зоряного нуклеосинтезу у зорях попередніх поколінь before the Sun was formed, and spread into the interstellar medium during the final stages of stellar life and by events such as supernovae.[25]
Речовина Сонця дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми.
Середня густина сонячної речовини ρ ≈ 1400 кг/м³. Це значення близьке до густини води та в 1000 разів більше від густини повітря біля поверхні Землі. У зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі — у 100 раз більша за середню.
Обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, засвідчують, що в центрі Сонця густина становить близько 1,5×105 кг/м³, тиск — близько 2×1018 Па, а температура — близько 15 000 000 °К.
За такої температури ядра атомів водню (протони та дейтрони) мають дуже великі швидкості (сотні км/с) і можуть наближатися одне до одного попри дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, внаслідок яких з водню утворюється гелій і вивільняється значна кількість енергії, що перетворюється на тепло. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню — зменшується.
Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячної плазми знижується з віддаленням від центра. Залежно від температури й характеру процесів, що нею визначаються, Сонце можна умовно поділити на 4 частини:
Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілео Галілей помітив, що вони пересуваються вздовж видимого диска Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо власної осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається своєю орбітою в тому ж напрямку, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця за 27 діб.
Сукупність явищ, спричинених генерацією потужних магнітних полів на Сонці, називають сонячною активністю. Ці поля проявляються у фотосфері як сонячні плями та зумовлюють такі події, як сонячні спалахи, генерація потоків пришвидшених частинок, зміни рівня електромагнітного випромінювання Сонця в різних діапазонах, корональні викиди маси, збурення сонячного вітру, варіації потоків галактичних космічних променів (Форбуш-ефект) тощо.
Із сонячною активністю пов'язані також зміни геомагнітної активності (зокрема, магнітні бурі), які є наслідком збурень міжпланетного середовища, що досягають Землі, зумовлені, своєю чергою, активними явищами на Сонці.
Одним із найпоширеніших показників рівня сонячної активності є число Вольфа, пов'язане з кількістю сонячних плям на видимій півсфері Сонця. Загальний рівень сонячної активності змінюється з характерним періодом, що дорівнює приблизно 11 років (так званий «цикл сонячної активності» або «одинадцятирічний цикл»). Цей період витримується неточно і в XX ст. був ближчим до 10 років, а за останні 300 років змінювався приблизно від 7 до 17 років. Циклам сонячної активності дають послідовні номери за початком від умовно обраного першого циклу, максимум якого був 1761 року. 2000 року спостерігався максимум 23-го циклу сонячної активності.
Існують також варіації сонячної активності більшої тривалості. Так, у другій половині XVII століття сонячна активність і, зокрема, її 11-річний цикл були значно ослаблені (мінімум Маундера). У цю епоху в Європі спостерігалося зниження середньорічних температур (так званий малий льодовиковий період), можливо, зумовлене впливом сонячної активності на клімат Землі. Існує також думка, що глобальне потепління певною мірою зумовлене підвищенням рівня сонячної активності в другій половині XX століття. Проте механізми такого впливу поки що недостатньо зрозумілі.
Сонячну пляму AR3310, яка виявилася вчетверо більшою за Землю, наприкінці травня 2023 року можна було спостерігати фактично неозброєним оком за умови наявності відповідного обладнання для безпечного спостереження Сонця. Згідно з повідомленнями в ЗМІ, спостерігачі в Нью-Джерсі, Нью-Йорку, Пенсільванії та Небрасці (США) змогли сфотографувати сонячну пляму без жодних окулярів, оскільки дим від сусідніх лісових пожеж став природним фільтром для променів Сонця[26].
В червні 2023 року на Сонці з'явилася пляма, яка була вдесятеро більшою за розмір Землі, що зробило її однією з найбільших сонячних плям 25-го сонячного циклу. За даними Центру прогнозування космічної погоди, саме у червні на поверхні Сонця з'явилися 163 сонячні плями. Востаннє така кількість темних плям вкривала Сонце у вересні 2002 року, коли спостерігали 187 сонячних плям[27].
Проте найбільшу групу сонячних плям за всю історію спостережень зафіксували в квітні 1947 у південній півкулі Сонця. Її максимальна довжина становила 300 000 км, найбільша ширина — 145 000 км[28]. Групу плям було добре видно неозброєним оком у вечірні години. Згідно з каталогом Пулковської обсерваторії, ця група (№ 87 за 1947 рік) проходила видимою із Землі півсферою Сонця з 31 березня до 14 квітня 1947 року, її максимальна площа становила 6761 мчп (мільйонних часток площі півсфери Сонця), що приблизно в 36 разів більша від площі поверхні Землі, а максимальна площа найбільшої плями в групі — 5 055 мчп; кількість плям у групі сягала 172[29].
Оскільки магнітна активність Сонця схильна до періодичних змін, а разом з цим змінюється і його світність (див. Сонячний цикл), його можна розглядати як змінну зорю. У роки максимуму активності Сонце яскравіше, ніж у роки мінімуму. Амплітуда змін сонячної сталої досягає 0,1 % (в абсолютних значеннях це 1 Вт/м², тоді як середнє значення сонячної постійної — 1361,5 Вт/м²)[30].
Також деякі дослідники відносять Сонце до класу малоактивних змінних зір типу BY Дракона[31][32]. Поверхня таких зір вкрита великими плямами (до 30 % від загальної площі), і, внаслідок обертання цих зір, із Землі спостерігаються зміни їх блиску. У Сонця така змінність дуже слабка.
Сонце є зорею третього покоління (популяції I) із високим вмістом металів, тобто, воно утворилося з речовини, яка була збагачена важкими елементами, що утворилися в надрах зір першого й другого поколінь (відповідно популяцій III і II). Сьогодні Сонце приблизно на середині найстабільнішої фази свого життя. Воно не зазнало кардинальних змін за понад 4 останніх мільярди років і залишатиметься відносно стабільним ще понад 5 мільярдів років. Однак після того, як зупиниться синтез водню в його ядрі, Сонце зазнає драматичних змін, як внутрішніх, так і зовнішніх.
Вважається, що Сонце сформувалося приблизно 4,59 млрд років тому, коли колапс під дією сил гравітації гігантської молекулярної хмари, що складалась переважно з водню та гелію, призвів до утворення зорі типу T Тельця[33], та, можливо, кількох інших зір. Цей вік оцінюється за допомогою комп'ютерних моделей зоряної еволюції з одного боку, з іншого ж з нуклеокосмохронології за вмістом важких елементів[8] та радіометричним датуванням найдавнішого матеріалу Сонячної системи, яке дає час утворення 4.567 мільярда років тому[34][35]. Дослідження стародавніх метеоритів виявили сліди стабільних дочірніх ядер короткоживучих ізотопів, таких як залізо-60, які утворюються лише у зірках, що живуть недовго та вибухають. Це вказує на те, що одна або кілька наднових мали виникнути поблизу місця, де утворилося Сонце.
Ударна хвиля від наднової що вибухнула поруч могла зініціювати формування Сонячної системи: вона могла стиснути газ материнської молекулярної хмари достатньо, щоб хмара почала колапсувати під дією власної гравітації[36]. У міру колапсу частини хмари, матерія почала обертатися навколо центра мас, внаслідок закону збереження моменту імпульсу, водночас нагріваючись із збільшенням тиску[37]. В ядрі колапсуючої хмари гравітація та тиски зрештою підняли температуру матерії настільки, щоб почались термоядерні реакції, що і означало народження Сонця[38].
Зорі HD 162826 та HD 186302 вважаються «близнятами» Сонця, що народились при колапсі тієї ж молекулярної хмари, оскільки мають дуже схожий з Сонцем вміст рідкісних елементів, таких як барій та ітрій[39][40].
Зоря такої маси, як Сонце, має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років, перед тим як перетворитись на червоного гіганта[41]. Таким чином, зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого еволюційного шляху. На сучасному етапі в сонячному ядрі відбуваються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Щосекунди близько 4 млн тонн речовини перетворюється на променисту енергію, внаслідок чого генерується сонячне випромінювання й потік сонячних нейтрино. У віці 8 мільярдів років Сонце досягне своєї найвищої температури — на це вказують дані спостережень за зорями такого ж класу космічним телескопом Gaia[42].
Поступово, під час перебування в головній послідовності, ядро та поверхня Сонця ставатимуть гарячішими, а Сонце ставатиме більшим у радіусі та яскравішим[43]. З початку свого перебування на головній послідовності його радіус збільшився на 15 %, а температура поверхні підвищилася з 5620К до 5772К, що призвело до збільшення світності на 48 % з 0,677 сьогоднішньої сонячної світності, до її сучасного значення. Це відбувається тому, що атоми гелію мають вищу середню молярну масу, ніж атоми водню, що призводить до поступового зменшення теплового тиску під час синтезу перших з других в ядрі. Тому ядро стискається, дозволяючи зовнішнім шарам Сонця наближатися до центру, вивільняючи гравітаційну потенційну енергію. Згідно з теоремою віріала, половина цієї вивільненої гравітаційної енергії йде на нагрівання, що призводить до поступового збільшення швидкості термоядерного синтезу та розширення області синтезу далі від центру і, отже, до збільшення світності. Цей процес прискорюється, оскільки ядро поступово стає щільнішим[44]. Тепер[коли?] його яскравість збільшується приблизно на 1 % кожні 100 мільйонів років.
Приблизно через 5 млрд років від сьогодні перебування Сонця на головній послідовності закінчиться. Вигорання водню в ядрі приведе до його зжимання і підвищення температури в ньому. Це, в свою чергу, приводитиме до підвищення температури оболонки та її розширення. Температура в шарах близьких до тепер вже інертного гелієвого ядра стане достатньою, щоб в них почалось термоядерне вигорання водню[45]. Із початком термоядерного горіння водню в оболонці, а не в ядрі, Сонце вступить в свою фазу червоного гіганта. Це призведе до подальшого розширення оболонки, можливо, аж до радіусу сучасної орбіти Венери[44][46][47].
Зрештою, в ядрі температура підніметься настільки (до приблизно 100 млн К), що у ньому почнеться термоядерна реакція синтезу вуглецю з гелію. Оскільки газ в гелієвому ядрі буде за такого тиску й температури виродженим, то воно стане ізотермічним, а отже, початок потрійного альфа-процесу (горіння гелію) відбудеться одночасно у всьому ядрі — що приведе до гелієвого спалаху Сонця. Після цього горіння стане поступовим в новій термодинамічній рівновазі.
На той час коли Сонце досягне кінчика еволюційної гілки червоних гігантів, воно буде приблизно в 256 разів більше, ніж сьогодні, з радіусом 1,19 астрономічних одиниць[47][48]. Сонце проіснує в стадії червоного гіганта приблизно мільярд років і втратить приблизно третину своєї маси на момент до цієї стадії[47].
Після того, як Сонце пройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що його зовнішня оболонка (приблизно половина від сьогоднішньої маси Сонця) буде іонізована й зірвана. З неї утворюється планетарна туманність. У центрі цієї туманності залишиться сформований із дуже гарячого (температури порядку 100 000К) ядра білий карлик[47], який протягом мільярдів років буде поступово остигати й згасати. Планетарна туманність розвіється приблизно через 10 000 років, а білий карлик повільно остигатиме трильйони років, аж поки не перетвориться на чорного карлика[49][50][51], мертву зорю з надвисокою густиною. Таким чином, він не виділятиме більше енергії протягом навіть більш тривалішого часу, ніж коли був білим карликом..[52]
Такий життєвий цикл вважається типовим для зір малої та середньої маси. Маса Сонця недостатня для того, щоб його еволюція завершилася вибухом наднової й утворенням чорної діри.
При переході до стадії червоного гіганта зовнішні шари Сонця досягнуть сучасної орбіти Землі. Дослідження показують, що ще до того часу втрата Сонцем маси призведе до того, що Земля перейде на віддаленішу від Сонця орбіту і, таким чином, уникне поглинання зовнішніми шарами сонячної плазми[53][54].
Попри це, уся вода на Землі перейде в газоподібний стан, а більша частина її атмосфери розсіється в космічному просторі[53]. Збільшення світності Сонця в цей період буде таким, що протягом наступних 500—700 млн років поверхня Землі буде занадто гарячою для того, щоб на ній могло існувати життя в його сучасному вигляді.
Всередині Сонця (під фотосферою) виокремлюють такі структурні шари:
Ядро Сонця простягається від центру приблизно до 20-25 % сонячного радіуса[55]. Має густину до 150 г/см3[56][57] (приблизно в 150 разів більша за густину води) і температуру близько 15,7 млн. К[57]. Протягом більшої частини життя Сонця енергія вироблялася шляхом термоядерного синтезу водню у гелій в ядрі Сонця через протон-протонний ланцюжок[58]. На цьому етапі еволюції Сонця лише 0,8 % енергії походить від іншої послідовності реакцій термоядерного синтезу, яка називається вуглецево-азотним циклом, але очікується, що ця частка зростатиме, коли Сонце буде старішим і яскравішим[59][60].
Енерговиділення Сонця відбувається майже виключно в ядрі: 99 % енергії виробляється в межах 24 % радіуса Сонця, а на 30 % радіуса термоядерний синтез майже повністю зупинився. Решта Сонця нагрівається тією енергією, яка переноситься назовні процесами теплообміну, зрештою досягаючи сонячної фотосфери, звідки енергія виходить у космос через випромінювання (фотони) або адвекцію (масивні частинки)[61][62].
Кожному протону, в середньому, потрібно близько 9 млрд років, щоб злитися з іншими у протон-протонному ланцюжку в ядрі Сонця[63]. Злиття чотирьох вільних протонів (ядер водню) в одну альфа-частинку (ядро гелію) вивільняє близько 0,7 % маси у вигляді енергії[64]. Сонце щосекунди перетворює на гелій 600 млрд кг водню[65], обертаючи таким чином масу на енергію зі швидкістю 4,26 млрд. кг/с і виділяючи потужність 3.846·1026 Вт. Велика сумарна потужність Сонця зумовлена його великим розміром, натомість як на одиницю об'єму виробляється відносно невелика кількість енергії, — приблизно 276,5 Вт/м3 у центрі ядра[66], — величина того ж порядку, що потужність енерговиділення в одиниці об'єму компостної купи[67].
Зона променистого переносу — найтовщий шар Сонця, який простягається від ядра до приблизно 0,7 сонячного радіуса, і в якому теплове випромінювання є основним способом передачі енергії[68]. Зі збільшенням відставні від центру Сонця густина тут знижується у 100 разів — від 0,2 г/см³ (на 0.25 радіуса Сонця) до 20 г/см³ (на 0.7 радіуса Сонця), а температура знижується приблизно з 7 млн. до 2 млн. кельвінів[69]. Цей температурний градієнт менший за значення адіабатичного градієнта і, отже, не може викликати конвекцію, що пояснює, чому передача енергії через цю зону відбувається за допомогою випромінювання[69]. Іони водню та гелію випромінюють фотони, які проходять лише коротку відстань, перш ніж знову поглинаються іншими іонами[68]. Напрямок кожного випроміненого фотона ніяк не залежить від напрямку поглинутого фотона: він може піти як в бік поверхні Сонця, так і в бік його центру. Багаторазово поглинаючись і знову випромінюючись в іншому напрямку, фотони виконують випадкові блукання, і подолання зони променистого переносу займає у фотона десятки тисяч років[70], хоча по прямій фотон міг би пройти цю відстань за секунду.
Радіаційна зона і конвективна зона розділені перехідним шаром — тахоклином. Це область, де різка зміна режиму між рівномірним обертанням радіаційної зони та диференціальним обертанням конвекційної зони призводить до великого зсуву між ними — умови, коли сусідні горизонтальні шари ковзають один відносно одного[71]. Поширена гіпотеза, за якою магнітне динамо всередині цього шару (сонячне динамо) створює магнітне поле Сонця[72].
Ближче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом перевипромінення. Виникає вихрове перемішування плазми, і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини. Охолоджуючись на поверхні, речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони, а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого перенесення і піднімається вгору, обидва процеси йдуть зі значною швидкістю. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км, де вона відбувається — конвективною зоною. З наближенням до поверхні температура спадає в середньому до 5800 К, а густина газу стає у 1000 разів меншою густини приземного повітря[73].
За сучасними даними, роль конвективної зони у фізиці сонячних процесів надзвичайно велика, оскільки саме в ній відбувається різноманітний рух сонячної речовини. Терміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію. Швидкість потоків становить в середньому 1-2 км/с, а максимальні її значення досягають 6 км/с. Час життя гранули становить 10-15 хвилин, що можна порівняти із періодом, за який газ може обійти навколо гранули. Отже, терміки в конвекційній зоні перебувають в умовах, різко відмінних від умов, що сприяють виникненню комірок Бенара. Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо, і відповідно породжують магнітне поле, що має складну структуру[73].
Сонячну атмосферу можна умовно поділити на кілька шарів.
Найглибший шар атмосфери, завтовшки 200—300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього випромінюється майже вся енергія, яка спостерігається у видимій частині спектра, вона утворює видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичній товщині приблизно у 2/3. Температура із наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К, зовнішні шари фотосфери охолоджуються внаслідок випромінювання в міжпланетний простір.
На фотографіях фотосфери добре помітно її тонку структуру у вигляді яскравих «зернят» — гранул розміром близько 1000 км, розмежованих вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, який відбувається в розташованій під атмосферою конвективній зоні Сонця.
Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К. Вона може бути розрахована за законом Стефана — Больцмана, за яким потужність випромінювання абсолютно чорного тіла прямо пропорційна четвертому ступеню температури тіла. Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані. Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри Сонця, відстань від поверхні Сонця і т. д. Оскільки газ у фотосфері є доволі розрідженим, то швидкість його обертання багато менша швидкості обертання твердих тіл. При цьому газ в екваторіальній і полярних областях, рухається нерівномірно — на екваторі він здійснює оберт за 24 дні, на полюсах — за 30 днів.
У спектрі видимого випромінювання Сонця, що майже цілком утворюється у фотосфері, зниженню температури у зовнішніх шарах відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше 1814 року замалював кілька сотень таких ліній. З тієї ж причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.
Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіально витягнутих фотосферних гранул.
У найвищих шарах фотосфери температура становить близько 4000 К. За такої температури та густини 10−3—10−4 кг/м³ водень стає практично нейтральним. Іонізовано лише близько 0,01 % атомів, здебільшого металів.
Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація, знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура й послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів становить 106 — 2×106 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється.
Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.. Корона переважно складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що вириваються й вивергаються на кілька сотень, а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи таким чином сонячний вітер. Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремих ділянках, — до 20 млн К.
Надзвичайно інтенсивний нагрів цього шару викликано, мабуть, ефектом магнітного перез'єднання і впливом ударних хвиль. Форма корони змінюється в залежності від фази циклу сонячної активності: у періоди максимальної активності вона має округлу форму, а в мінімумі — витягнута уздовж сонячного екватора. Оскільки температура корони дуже висока, вона інтенсивно випромінює в ультрафіолетовому й рентгенівському діапазонах. Це випромінювання поглинається земною атмосферою, але останнім часом з'явилася можливість вивчати його за допомогою космічних апаратів. Випромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно. Існують гарячі активні та спокійні ділянки, а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К, з яких у простір виходять магнітні силові лінії. Така («відкрита») магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце, тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір.
Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами (або, відповідно, L-корона, K-корона і F-корона; ще одна назва L-компоненти — E-корона. K-компонента — неперервний спектр корони. На його тлі до висоти 9-10' від видимого краю Сонця видно емісійну L-компоненту. Починаючи з висоти близько 3' (кутовий діаметр Сонця — близько 30') і вище видно Фраунгоферовий спектр, такий же як і спектр фотосфери. Він становить F-компоненту сонячної корони. На висоті 20' F-компонента домінує в спектрі корони. Висота 9-10' вважається межею, що відокремлює внутрішню корону від зовнішньої. Випромінювання Сонця з довжиною хвилі менше 20 нм, повністю виходить з корони. Це означає, що, наприклад, на поширених знімках Сонця на довжинах хвиль 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видно виключно сонячну корону з її елементами, а хромосферу та фотосферу — не видно. Дві корональні діри майже завжди наявні біля північного і південного полюсів Сонця, а інші лише тимчасово з'являються на його видимій поверхні, і практично зовсім не випромінюють рентгенівське випромінювання.
Хромосферу та корону найкраще спостерігати з супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.
Оскільки сонячна плазма має високу електропровідність, у ній можуть виникати електричні струми і, як наслідок, магнітні поля. Спостережувані в сонячній фотосфері магнітні поля поділяють на два типи, відповідно до їх масштабів.
Великомасштабне (загальне або глобальне) магнітне поле з характерними розмірами, порівняними з розмірами Сонця, має середню напруженість на рівні фотосфери близько декількох гаус. У мінімумі циклу сонячної активності воно має приблизно дипольну структуру, напруженість поля на полюсах Сонця максимальна. Потім, у міру наближення до максимуму циклу сонячної активності, напруженість поля на полюсах поступово зменшуються і через один-два роки після максимуму циклу дорівнює нулю (так звана «переполюсовка сонячного магнітного поля»). У цій фазі загальне магнітне поле Сонця не зникає повністю, але його структура має не дипольний, а квадрупольний характер. Після цього напруженість сонячного диполя знову зростає, але він має вже іншу полярність. Таким чином, повний цикл змін загального магнітного поля Сонця, з урахуванням зміни полярності, дорівнює подвоєній тривалості 11-річного циклу сонячної активності — приблизно 22 роки («закон Хейла»).
Середньо- й дрібномасштабні (локальні) поля Сонця відрізняються значно більшою напруженістю та меншою регулярністю. Найпотужніші магнітні поля (до декількох тисяч гаус) спостерігаються в групах сонячних плям у максимумі сонячного циклу. Типовою є ситуація, коли магнітне поле плям у західній частині групи, зокрема, найбільшої плями (т. зв. «лідера групи») збігається з полярністю загального магнітного поля на відповідному полюсі Сонця («p-полярністю»), а в східній («хвостовій») частині — протилежна їй («f-полярність»). Таким чином, магнітні поля плям мають, зазвичай, біполярну або мультиполярну структуру. У фотосфері також спостерігаються уніполярні ділянки магнітного поля, які, на відміну від груп сонячних плям, розташовуються ближче до полюсів та мають значно меншу напруженість магнітного поля (кілька гаус), але велику площу та тривалість життя (до декількох обертів Сонця).
Відповідно до сучасних уявлень магнітне поле Сонця генерується в нижній частині конвективної зони за допомогою механізму гідромагнітного конвективного динамо, а потім підіймається у фотосферу під впливом магнітної плавучості. Цим же механізмом пояснюється 22-річна циклічність сонячного магнітного поля.
Існують також деякі натяки[74] на наявність первинного (тобто такого, що утворилося разом із Сонцем) або, принаймні, магнітного поля, що дуже довго існує нижче дна конвективної зони — у променистій зоні та ядрі Сонця.
Навколо Сонця обертається вісім планет: чотири земного типу, два газові гіганти та два крижані гіганти. Також в Сонячній системі є 9 тіл що розглядаються як карликові планети, тисячі малих планет, сотні тисяч астероїдів, включаючи астероїдний пояс, багато комет та інше. І хоча Сонце є безумовною гравітаційною домінантою в системі, планети також впливають на його рух. Так, центр Сонця завжди знаходиться в межах 2,2 радіуса Сонця від барицентру системи, і Сонце обертається навколо нього. Цей рух Сонця переважно зумовлений Юпітером, Сатурном, Ураном і Нептуном. Протягом деяких періодів у кілька десятиліть рух є досить регулярним, утворюючи візерунок трилисника, тоді як між цими періодами він виглядає хаотичнішим[75]. Кожні 179 років (помножений на 9 синодичний період Юпітера і Сатурна), паттерн біль-менш повторюється, однак він стає повернутим на приблизно 24°[76].
Сонце перебуває у внутрішньому краї рукава Оріона нашої Галактики, між рукавом Персея і рукавом Стрільця, у так званій «Місцевій міжзоряній хмарі» — ділянці підвищеної щільності, що розташована, у свою чергу, у «Місцевому міхурі» — зоні розсіяного високотемпературного міжзоряного газу. Серед 50 найближчих зір, що наразі відомі (у межах 17 світлових років), Сонце є четвертою за яскравістю зорею (його абсолютна зоряна величина +4,83m).
Сонце знаходиться в галактиці Чумацький Шлях, спіральної галактики з перемичкою, що має діаметр близько 100 000 світлових років та містить понад 100 млрд зірок[77]. Сонце знаходиться в одному із зовнішніх рукавів галактики, що знаний як Рукав Оріона, або Локальний Шпур[78]. Відстань Сонця до Галактичного центру складає 26 660 світлових років[79], а його швидкість відносно центру — приблизно 220 km/s (таким чином, воно долає один світловий рік за 1400 земних років, а одну астрономічну одиницю — за 8 земних діб). То ж повний оберт Сонце здійснює кожні 240 мільйонів років[77] Такий оберт називають також Галактичним роком Сонячної системи[80]. Сонячний апекс, напрям руху Сонця крізь міжзоряний простір знаходиться в районі сузір'я Геркулеса, цей рух націлений на найближчу яскраву зорю, Вегу[81]. Площина екліптики лежить під кутом приблизно 60° до галактичної площини[lower-alpha 1].
Орбіта Сонця навколо Галактики приблизно еліптична з вкладом збурень від галактичних спіральних рукавів та неоднорідного розподілу маси. Крім того, сонце коливається вгору і вниз відносно площини Галактики приблизно 2.7 раз на орбіту. Є припущення, що проходження Сонця крізь зони вищої густини спіральних рукавів збігаються з масовими вимираннями на Землі[83], можливо, через зіткнення з космічними тілами.[84]
У 1905 році Джордж Еллері Гейл (англ. George Ellery Hale) в обсерваторії Маунт-Вілсон встановив перший сонячний телескоп побудований в невеликій обсерваторії, і зайнявся пошуком відповіді на проблему походження плям на Сонці, відкритих Галілеєм. Джордж Хейл відкрив, що плями на Сонці викликані магнітним полем, оскільки воно призводить до зниження температури поверхні. На сьогодні Сонце постійно спостерігають із численних наземних обсерваторій. Проте найбільш детальну та цінну інформацію про природу та активність нашої найближчої зорі можна отримати лише за допомогою орбітальних телескопів таких як SOHO, Обсерваторія сонячної динаміки та інші.
 Зовнішні відеофайли | |
|---|---|
 |
1. Як долетіти до Сонця // Канал «Цікава наука» на YouTube, 26 листопада 2020. |
Атмосфера Землі в багатьох діапазонах заважає проходженню електромагнітного випромінювання із космосу. Крім того, навіть у видимій частині спектру, для якої атмосфера майже прозора, зображення можуть викривлюватись її коливаннями. Тому, якщо потрібно отримати дуже чітке зображення Сонця, дослідити його ультрафіолетове чи рентгенівське випромінювання, точно виміряти сонячну сталу, то спостереження проводять з аеростатів, ракет, супутників і космічних станцій.
Шлях, що проходить за рік місце Сонця на небосхилі в один і той час щодня, називають аналемою. Вона подібна до витягнутої цифри 8 й витягнута вздовж осі південь — північ.
Рідко при заході чи сході Сонця можна спостерігати оптичний ефект під назвою зелений промінь. Він викликаний світлом від Сонця, коли воно знаходиться ще за обрієм. Це світло зазнає рефракції в атмосфері Землі (зазвичай через інверсію температури) в бік спостерігача. Світло коротшої довжини хвилі (фіолетове, синє, зелене) відхиляється більше, ніж світло більшої довжини (жовте, оранжеве, червоне), однак через розсіяння Релея фіолетове і синє розсіюється більше, залишаючи зелене переважати в промені.[95]
Ядерні реакції, що відбуваються в ядрі Сонця, призводять до утворення великої кількості електронних нейтрино. При цьому вимірювання потоку нейтрино на Землі, які постійно виконуються з кінця 1960-х років, показали, що кількість зареєстрованих сонячних електронних нейтрино приблизно удвічі-втричі менша, ніж передбачає стандартна сонячна модель, яка описує процеси на Сонці. Ця неузгодженість між дослідом та теорією, отримала назву «проблема сонячних нейтрино» та понад 30 років була однією з загадок сонячної фізики. Проблема ускладнюється тим, що нейтрино вкрай слабко взаємодіє з речовиною, і створення нейтринного детектора, який здатний досить точно виміряти потік нейтрино навіть такої потужності, як іде від Сонця — технічно складна та дорога задача (див. нейтринна астрономія).
Пропонувалося два головних шляхи розв'язання проблеми сонячних нейтрино. По-перше, можна було модифікувати модель Сонця таким чином, щоб зменшити передбачувану термоядерну активність (а, значить, і температуру) в його ядрі і, отже, потік випромінюваних Сонцем нейтрино. По-друге, можна було припустити, що частина електронних нейтрино, випромінюваних ядром Сонця, під час руху до Землі перетворюється на нереєстровані звичайними детекторами нейтрино інших поколінь (мюонні та тау-нейтрино)[96]. Сьогодні зрозуміло, що правильним, найімовірніше, є другий шлях.
Для того, щоб відбувалося перетворення одного виду нейтрино в інший — тобто відбувалися так звані осциляції нейтрино — нейтрино повинно мати відмінну від нуля масу. Останнім часом встановлено, що це справді так[97]. 2001 року в нейтринній обсерваторії в Садбері були безпосередньо зареєстровані сонячні нейтрино всіх трьох поколінь, і було доведено, що їх повний потік узгоджується зі стандартною сонячною моделлю. До того ж лише близько третини нейтрино, що долітають до Землі виявились електронними. Ця кількість узгоджується з теорією, яка передбачає перетворення електронних нейтрино на нейтрино іншого покоління як у вакуумі (власне «осциляції нейтрино»), так і в сонячній матерії («ефект Міхєєва — Смирнова — Вольфенштейна»). Таким чином, проблему сонячних нейтрино вирішено.
Протягом всієї історії людської цивілізації в багатьох культурах Сонце було об'єктом поклоніння. Культ Сонця існував у Стародавньому Єгипті, де сонячним божеством був Ра[98]. У греків богом Сонця був Геліос[99], який, за переказами, щодня проїжджав небом на своїй колісниці. У слов'янській міфології було два сонячних божества — Хорс (власне уособлене сонце) і Дажбог. Річний святково-ритуальний цикл слов'ян, як і інших народів, був тісно пов'язаний з річним сонячним циклом, і ключові його моменти (сонцестояння) уособлювалися такими персонажами, як Коляда (Овсень) і Купала.
У більшості народів сонячне божество було чоловічої статі (наприклад, в англійській мові стосовно до Сонця використовується особовий займенник «he» — «він»), але в скандинавській міфології Сонце (Суль) — жіноче божество.
У Східній Азії, зокрема, у В'єтнамі Сонце позначається символом 日 (китайський піньінь rì), хоча є також інший символ — 太阳 (тай ян). У цих питомих В'єтнамських словах, слова nhật і thái dương вказують на те, що в Східній Азії Місяць і Сонце вважалися двома протилежностями — інь і ян. Як в'єтнамці, так і китайці в давнину вважали їх двома первинними природними силами, причому Місяць пов'язували з інь, а Сонце — з ян[100].
У багатьох індоєвропейських мовах Сонце позначається словом, що має корінь sol. Так, слово sol означає «Сонце» латинською мовою і в сучасних португальській, іспанській, ісландській, данській, норвезькій, шведській, каталонській та галісійській мовах. В англійській мові слово Sol також іноді вживають для позначення Сонця (переважно в науковому контексті), проте головним значенням цього слова є ім'я римського бога[101][102]. Перською мовою sol означає «сонячний рік». Від цього ж кореня утворене давньоруське слово сълньце, сучасне українське сонце, а також відповідні слова в багатьох інших слов'янських мовах.
На честь Сонця названо грошову одиницю держави Перу (новий соль), яка раніше називалася інті (так називався бог сонця в інків, який займав ключове місце в їхній астрономії та міфології), що в перекладі з мови кечуа означає сонце.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
.svg){kind=small}
