Сонца

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Сонца
Зорка
Sun in X-Ray.png
Сонца ў рэнтгенаўскіх прамянях
Назіральныя даныя
(Эпоха J2000.0)
Адлегласць

149,6×106 км[1] (8,31 светлавых хвілін) 1 а. в.

Бачная зорная велічыня (V)

−26,74m[1]

Астраметрыя
Абсалютная зорная велічыня (V)

4,83m[1]

Характарыстыкі
Спектральны клас

G2V

Фізічныя характарыстыкі
Маса

1,9891×1030 кг
(332 982 мас Зямлі)[1] M

Радыус

6,9551×108 м[2] R

Тэмпература

5778 К[1] K

Сонца (астр.☉) — адзіная зорка Сонечнай сістэмы. Вакол Сонца абарочваюцца іншыя аб'екты гэтай сістэмы: планеты і іх спадарожнікі, карлікавыя планеты і іх спадарожнікі, астэроіды, метэарыты, каметы і касмічны пыл. Маса Сонца складае 99,866 % ад сумарнай масы ўсёй Сонечнай сістэмы[3]. Сонечнае выпраменьванне падтрымлівае жыццё на Зямлі[4](святло неабходнае для пачатковых стадый фотасінтэзу), вызначае клімат. Сонца складаецца з вадароду (~73 % ад масы і ~92% ад аб'ёму), гелію (~25% ад масы і ~7 % ад аб'ёму[5]) і іншых элементаў з меншай канцэнтрацыяй: жалеза, нікеля, кіслароду, азоту, крэмнію, серы, магнію, вугляроду, неону, кальцыю і хрому[6]. На 1 млн атамаў вадароду даводзіцца 98000 атамаў гелія, 851 атам кіслароду, 398 атамаў вугляроду, 123 атама неону, 100 атамаў азоту, 47 атамаў жалеза, 38 атамаў магнію, 35 атамаў крэмнію, 16 атамаў серы, 4 атама аргону, 3 атама алюмінію, па 2 атама нікелю, натрыю і кальцыю, а таксама зусім няшмат усіх іншых элементаў. Сярэдняя шчыльнасць Сонца складае 1,4 г/см³. Па спектральнай класіфікацыі Сонца адносіцца да тыпу G2V («жоўты карлік»). Тэмпература паверхні Сонца дасягае 6000 К. Таму Сонца свеціць амаль белым святлом, але прамое святло Сонца каля паверхні нашай планеты набывае некаторае жоўтае адценне з-за больш моцнага рассейвання і паглынання караткахвалевай часткі спектру атмасферай Зямлі (пры ясным небе, разам з блакітным рассеяным святлом ад неба, сонечнае святло зноў дае белае асвятленне).

Сонечны спектр утрымлівае лініі іанізаваных і нейтральных металаў, а таксама вадароду і гелію. У нашай галактыцы Млечны Шлях налічваецца звыш 100 мільярдаў зорак[7]. Пры гэтым 85 % зорак нашай галактыкі — гэта зоркі, менш яркія, чым Сонца (у большасці сваёй чырвоныя карлікі). Як і ўсе зоркі галоўнай паслядоўнасці, Сонца выпрацоўвае энергію шляхам тэрмаядзернага сінтэзу. У выпадку Сонца пераважная частка энергіі выпрацоўваецца пры сінтэзе гелію з вадароду.

Аддаленасць Сонца ад Зямлі, 149 мільёнаў 600 тысяч кіламетраў, прыблізна роўная астранамічнай адзінцы, а бачны вуглавы дыяметр пры назіранні з Зямлі, як і ў Месяца, — крыху больш за паўградуса (31-32 хвіліны). Сонца знаходзіцца на адлегласці каля 26 000 светлавых гадоў ад цэнтра Млечнага Шляху і круціцца вакол яго, робячы адзін абарот больш чым за 200 мільёнаў гадоў[8]. Арбітальная хуткасць Сонца роўная 217 км/с — такім чынам, яно праходзіць адзін светлавы год за 1400 зямных гадоў, а адну астранамічную адзінку — за 8 зямных сутак[9]. У цяперашні час Сонца знаходзіцца ва ўнутраным краі рукава Арыёна нашай Галактыкі, паміж рукавом Персея і рукавом Стральца, у так званым «Мясцовым міжзоркавым воблаку» — вобласці падвышанай шчыльнасці, размешчанай, у сваю чаргу, у «Мясцовай бурбалцы» — зоне рассеянага высокатэмпературнага міжзоркавага газу. З зорак, якія належаць 50 самым блізкім зорным сістэмах ў межах 17 светлавых гадоў, вядомым у цяперашні час, Сонца з'яўляецца чацвёртай па яркасці зоркай (яго абсалютная зорная велічыня 4,83 m).

Агульныя звесткі[правіць | правіць зыходнік]

Сонца належыць да першага тыпу зорнага насельніцтва. Адна з распаўсюджаных тэорый ўзнікнення Сонечнай сістэмы мяркуе, што яе фарміраванне было выклікана выбухамі адной або некалькіх звышновых зорак[10]. Гэтае дапушчэнне заснавана, у прыватнасці, на тым, што ў рэчыве Сонечнай сістэмы ўтрымліваецца анамальна вялікая доля золата і ўрану, якія маглі б быць вынікам эндатэрмічных рэакцый, выкліканых гэтым выбухам, або ядзернага ператварэння элементаў шляхам паглынання нейтронаў рэчывам масіўнай зоркі другога пакалення.

Зямля і Сонца (фотамантаж з захаваннем суадносін памераў)

Выпраменьванне Сонца — асноўная крыніца энергіі на Зямлі. Яго магутнасць характарызуецца сонечнай пастаяннай — колькасцю энергіі, якая праходзіць праз пляцоўку адзінкавай плошчы, перпендыкулярную сонечным прамяням. На адлегласці ў адну астранамічную адзінку (гэта значыць на арбіце Зямлі) гэтая пастаянная роўная прыблізна 1,37 кВт/м².

Праходзячы скрозь атмасферу Зямлі, сонечнае выпраменьванне губляе ў энергіі прыкладна 370 Вт/м², і да зямной паверхні даходзіць толькі 1000 Вт/м² (пры ясным надвор'і і калі Сонца знаходзіцца ў зеніце). Гэтая энергія можа выкарыстоўвацца ў розных натуральных і штучных працэсах. Так, расліны, выкарыстоўваючы яе з дапамогай фотасінтэзу, сінтэзуюць арганічныя злучэнні з вылучэннем кіслароду. Прамое награванне сонечнымі прамянямі або пераўтварэнне энергіі з дапамогай фотаэлементаў можа быць выкарыстана для вытворчасці электраэнергіі (сонечнымі электрастанцыямі) або выканання іншай карыснай працы. Шляхам фотасінтэзу была ў далёкім мінулым атрыманая і энергія, назапашаная ў нафце і іншых відах выкапнёвага паліва.

Параўнальныя памеры Сонца пры назіранні з ваколіц добра вядомых цэл Сонечнай сістэмы

Ультрафіялетавае выпраменьванне Сонца мае антысептычныя ўласцівасці, якія дазваляюць выкарыстоўваць яго для дэзінфекцыі вады і розных прадметаў. Яно таксама выклікае загар і мае іншыя біялагічныя эфекты — напрыклад, стымулюе вытворчасць у арганізме вітаміна D. Уздзеянне ўльтрафіялетавай частцы сонечнага спектру моцна аслабляецца азонавым слоем у зямной атмасферы, таму інтэнсіўнасць ультрафіялетавага выпраменьвання на паверхні Зямлі моцна змяняецца з шыратой. Вугал, пад якім Сонца стаіць над гарызонтам апоўдні, ўплывае на многія тыпы біялагічнай адаптацыі — напрыклад, ад яго залежыць колер скуры чалавека ў розных рэгіёнах зямнога шара[11]..

Назіраны з Зямлі шлях Сонца па нябеснай сферы змяняецца на працягу года. Шлях, што апісваецца на працягу года тым пунктам, які займае Сонца на небе ў вызначаны зададзены час, называецца аналемай і мае форму лічбы 8, выцягнутай уздоўж восі поўнач-поўдзень. Самая прыкметная варыяцыя ў бачным становішчы Сонца на небе — яго ваганне ўздоўж напрамку поўнач-поўдзень з амплітудай 47° (выкліканае нахіленнем плоскасці экліптыкі да плоскасці нябеснага экватара, роўным 23,5°). Існуе таксама іншая кампанента гэтай варыяцыі, накіраваная ўздоўж восі ўсход-захад і выкліканая павелічэннем хуткасці арбітальнага руху Зямлі пры яе набліжэнні да перыгелія і памяншэннем — пры набліжэнні да афелія. Першы з гэтых рухаў (поўнач-поўдзень) з'яўляецца прычынай змены пор года.

Зямля праходзіць праз пункт афелія на пачатку ліпеня і аддаляецца ад Сонца на адлегласць 152 млн км, а праз пункт перыгелія — на пачатку студзеня і набліжаецца да Сонца на адлегласць 147 млн кмref>Windows to the Universe</ref>. Бачны дыяметр Сонца паміж гэтымі двума датамі змяняецца на 3 %[12]. Паколькі розніца ў адлегласці складае прыкладна 5 млн км, то ў афеліі Зямля атрымлівае прыкладна на 7 % менш цяпла. Такім чынам, зімы ў паўночным паўшар'і трохі цяплей, чым у паўднёвым, а лета трохі больш прахалоднае.

Сонца — магнітаактыўная зорка. Яна валодае моцным магнітным полем, напружанасць якога змяняецца з часам. Яно змяняе кірунак прыблізна кожныя 11 гадоў, падчас сонечнага максімуму. Варыяцыі магнітнага поля Сонца выклікаюць разнастайныя эфекты, сукупнасць якіх называецца сонечнай актыўнасцю і ўключае ў сябе такія з'явы, як сонечныя плямы, сонечныя ўспышкі, варыяцыі сонечнага ветру і г. д., а на Зямлі выклікае палярныя ззянні ў высокіх і сярэдніх шыротах і геамагнітныя буры, якія негатыўна адбіваюцца на працы сродкаў сувязі, сродкаў перадачы электраэнергіі, а таксама негатыўна ўздзейнічаюць на жывыя арганізмы (выклікаюць галаўны боль і дрэннае самаадчуванне ў людзей, адчувальных да магнітных бур)[13][14]. Мяркуецца, што сонечная актыўнасць гуляла вялікую ролю ў фарміраванні і развіцці Сонечнай сістэмы. Яна таксама аказвае ўплыў на структуру зямной атмасферы.

Сонечныя зацьменні[правіць | правіць зыходнік]

Сонечныя зацьменні згадваюцца ўжо ў антычных крыніцах[15]. Аднак найбольшая колькасць датаваных апісанняў змяшчаецца ў заходне-еўрапейскіх сярэднявечных хроніках і аналах. Напрыклад, сонечнае зацьменне згадвае Максімін Трырскі, які запісаў, што ў «538 г. 16 лютага, з першай да трэцяй гадзіны было сонечнае зацьменне»[16].

Шматлікія адлюстраванні сонечнага зацьмення на Зямлі ў цені лісця дрэў, атрыманыя з прычыны эфекту камеры-абскуры, які ствараецца святлом, што праходзіць праз маленькія зазоры паміж лісцем.

Узнікае дадзеная з'ява з-за таго, што Месяц закрывае (засланяе) цалкам або часткова Сонца ад назіральніка на Зямлі. Сонечнае зацьменне магчыма толькі ў маладзіка, калі бок Месяца, звернуты да Зямлі, не асветлены, і сам Месяц не бачны. Зацьменні магчымыя толькі калі маладзік адбываецца паблізу аднаго з двух месяцовых вузлоў (пункты перасячэння бачных арбіт Месяца і Сонца), не далей, чым прыкладна ў 12 градусах ад аднаго з іх. Па астранамічнай класіфікацыі, калі зацьменне хоць бы дзесьці на паверхні Зямлі можа назірацца як поўнае, яно называецца поўным[17]. Калі зацьменне можа назірацца толькі як частковае (такое бывае, калі конус цені Месяца праходзіць паблізу зямной паверхні, але не тычыцца яе), зацьменне класіфікуецца як частковае. Калі назіральнік знаходзіцца ў цені ад Месяца, ён назірае поўнае сонечнае зацьменне. Калі ён знаходзіцца ў вобласці паўцені, ён можа назіраць частковае сонечнае зацьменне. Акрамя поўных і частковых сонечных зацьменняў, бываюць кольцападобныя зацьменні. Візуальна пры кольцападобным зацьменні Месяц праходзіць па дыску Сонца, але аказваецца менш Сонца ў дыяметры, і не можа схаваць яго цалкам. Дадзеная з'ява выклікана змяненнем вуглавых памераў Месяца на небе з прычыны эліптычнасці яго арбіты[18][19].

У год на Зямлі можа адбывацца ад 2 да 5 сонечных зацьменняў, з якіх не больш за два — поўныя або кольцападобныя[20][21].. У сярэднім за сто гадоў адбываецца 237 сонечных зацьменняў, з якіх 160 — частковыя, 63 — поўныя, 14 — кольцападобныя[22]. У пэўным пункце зямной паверхні зацьменні ў вялікай фазе адбываюцца досыць рэдка, яшчэ радзей назіраюцца поўныя сонечныя зацьменні. Так, на тэрыторыі Масквы з XI па XVIII стагоддзе можна было назіраць 159 сонечных зацьменняў з фазай больш 0,5, з якіх усяго 3 поўных (11.08.1124, 20.03.1140 и 7.06.1415)[23].

Поўныя сонечныя зацьменні дазваляюць назіраць карону і бліжэйшыя наваколлі Сонца, што ў звычайных умовах вельмі абцяжарана (хоць з 1996 года астраномы атрымалі магчымасць пастаянна аглядаць наваколлі нашай зоркі дзякуючы працы спадарожніка SOHO (англ.: Solar and Heliospheric Observatory — сонечная і геліясферная абсерваторыя). Французскі навуковец П'ер Жансен падчас поўнага сонечнага зацьмення ў Індыі 18 жніўня 1868 г. упершыню даследаваў храмасферу Сонца і атрымаў спектр новага хімічнага элемента. Гэты элемент назвалі ў гонар Сонца — геліем[24]. У 1882 годзе, 17 мая, падчас сонечнага зацьмення назіральнікамі з Егіпта была заўважаная камета, што пралятала паблізу Сонца[25].

Тэарэтычныя праблемы[правіць | правіць зыходнік]

Праблема сонечных нейтрына[правіць | правіць зыходнік]

Ядзерныя рэакцыі, якія адбываюцца ў ядры Сонца, прыводзяць да ўтварэння вялікай колькасці электронных нейтрына. Пры гэтым вымярэнні патоку нейтрына на Зямлі, якія пастаянна робяцца з канца 1960-х гадоў, паказалі, што колькасць сонечных электронных нейтрына, якія рэгіструюцца, прыблізна ў два-тры разы менш, чым прадказвае стандартная сонечная мадэль, якая апісвае працэсы ў Сонцы. Гэта разузгадненне паміж эксперыментам і тэорыяй атрымала назву «праблема сонечных нейтрына» і больш за 30 гадоў было адной з загадак сонечнай фізікі. Становішча ўскладняецца тым, што нейтрына вельмі слаба ўзаемадзейнічае з рэчывам, і стварэнне нейтрыннага дэтэктара, які здольны досыць сапраўды вымераць паток нейтрына нават такой магутнасці, як выходны ад Сонца — тэхнічна складаная і дарагая задача.

Прапаноўвалася два галоўных шляхі вырашэння праблемы сонечных нейтрына. Па-першае, можна было мадыфікаваць мадэль Сонца такім чынам, каб паменшыць меркаваную тэрмаядзерную актыўнасць (а, значыць, і тэмпературу) у яго ядры і, такім чынам, паток выпраменьваных Сонцам нейтрына. Па-другое, можна было выказаць дапушчэнне, што частка электронных нейтрына, выпраменьваных ядром Сонца, пры руху да Зямлі ператвараецца ў нерэгістраваныя звычайнымі дэтэктарамі нейтрына іншых пакаленняў (мюонныя і таў-нейтрына)[26]. Сёння зразумела, што правільным, хутчэй за ўсё, з'яўляецца другі шлях.

Для таго, каб меў месца пераход аднаго гатунку нейтрына ў іншай — гэта значыць адбываліся так званыя нейтрынныя асцыляцыі — нейтрына павінна мець масу, што адрозніваецца ад нуля. У цяперашні час ўстаноўлена, што гэта сапраўды так[27]. У 2001 годзе ў нейтрыннай абсерваторыі ў Садберы (англ.: Sudbury Neutrino Observatory) былі непасрэдна зарэгістраваныя сонечныя нейтрына ўсіх трох гатункаў, і было паказана, што іх поўны паток ўзгадняецца са стандартнай сонечнай мадэллю. Пры гэтым толькі каля траціны нейтрына, што далятаюць да Зямлі, аказваюцца электроннымі. Гэта колькасць ўзгадняецца з тэорыяй, якая прадказвае пераход электронных нейтрына ў нейтрына іншага пакалення як у вакууме (уласна «нейтрынныя асцыляцыі»), так і ў сонечным рэчыве («эфект Міхеева — Смірнова — Вольфенштэйна»). Такім чынам, у цяперашні час праблема сонечных нейтрына, відаць, вырашана.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Sun Fact Sheet. NASA. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011.(Праверана 14 кастрычніка 2011)
  2. Sun: Facts & figures. Solar System Exploration. NASA. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011.(Праверана 14 кастрычніка 2011)
  3. Солнце // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия / Под ред. Р. А. Сюняева — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37. — 783 с. — ISBN 524(03).(Праверана 19 верасня 2011)
  4. ЗАМЫСЕЛ СВЕТА (недаступная спасылка — гісторыякопія)
  5. Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2007). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590. Retrieved on 2008-09-02. 
  6. Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Volume 18, Number 3, 30 September 1983, pp. 209—222. Online: http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf (retrieved 7 December 2007 20:21 UTC) (недаступная спасылка).
  7. Звезда класса G2
  8. Астрономы взвесили чёрную дыру в центре Млечного Пути. Lenta.ru. Архівавана з першакрыніцы 22 студзеня 2012.
  9. Kerr F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023—1038. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  10. Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature 270: 700—701. http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html. 
  11. Barsh G. S., 2003, What Controls Variation in Human Skin Color?, PLoS Biology, v. 1, p. 19.
  12. Перигелий и афелий. Астронет. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011.
  13. Магнитные бури: природа и влияние на человека. Справка , РИА Новости (30 октября 2009). Праверана 7 чэрвеня 2012.
  14. Бреус Т. К. Космическая и земная погода и их влияние на здоровье и самочувствие людей. В книге «Методы нелинейного анализа в кардиологии и онкологии. Физические подходы и клиническая практика». УНИВЕРСИТЕТ КНИЖНЫЙ ДОМ, Москва 2010 (pdf, 6,3Mb)
  15. Herodotus. Book VII. p. 37. http://www.bostonleadershipbuilders.com/herodotus/book07.htm. 
  16. Annales Sancti Maximini Trevirensis. MGH, SS. Bd. IV. Hannover. 1841.
  17. Fred Espenak. CENTRAL SOLAR ECLIPSES: 1991—2050. Архівавана з першакрыніцы 27 мая 2010. На анімацыйнай схеме бачна, што поўныя зацьмення могуць быць бачныя толькі на часткі паверхні Зямлі.
  18. Solar Eclipses. University of Tennessee. Архівавана з першакрыніцы 22 студзеня 2012.
  19. P. Tiedt. Types of Solar Eclipse. Архівавана з першакрыніцы 9 жніўня 2011.
  20. Littmann, Mark; Fred Espenak, Ken Willcox. (2008). Totality: Eclipses of the Sun. Oxford University Press. pp. 18—19. ISBN 0199532095. 
  21. Пять солнечных затмений наблюдалось в 1935 году. NASA (6 September 2009). "Five Millennium Catalog of Solar Eclipses". NASA Eclipse Web Site. Fred Espenak, Project and Website Manager. http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SE1901-2000.html. Retrieved on 26 January 2010. 
  22. Meeus J. (1997). Mathematical astronomy morsels. Wilmann-Bell, Inc. ISBN 0943396. 
  23. Святский Д. О. Астрономия Древней Руси / Автор предисловия, комментариев, дополнений — М. Л. Городецкий. — М.: Русская панорама, 2007.
  24. Kochhar, R. K. French astronomers in India during the 17th — 19th centuries (англ.)  // Journal of the British Astronomical Association. — 1991. — Vol. 101. — № 2. — P. 95—100.
  25. Marsden, Brian G. (1967). "The sungrazing comet group". The Astronomical Journal 72 (9): 1170—1183. doi:10.1086/110396. Bibcode1967AJ.....72.1170M. 
  26. Haxton, W. C. (1995). "The Solar Neutrino Problem" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 459—504. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  27. Schlattl, Helmut. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D 64 (1). http://arxiv.org/abs/hep-ph/0102063.