КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина V

ФІЗИЧНА ПРИРОДА ТІЛ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Розділ 11

СОНЦЕ

11.1. Основні параметри Сонця. Сонячна стала

Сонце — єдина зоря, яка знаходиться настільки близько до Землі, що на ній видно окремі деталі її поверхні. Вивчаючи їх, можна глибше з'ясувати природу інших зір, які перебувають на значно більших відстанях.

Спостережуване випромінювання Сонця формується в його відносно тонкому зовнішньому шарі, який називається фотосферою (тобто «сферою світла»). При цьому хоча в газовій кулі тиск і густина з відстанню від центра зменшуються поступово, ми бачимо Сонце у вигляді круга з різко окресленим краєм (лімбом). Пояснюється це так. При вивченні краю сонячного диска спостерігач приймає випромінювання, яке формується у стовпчику газу з оптичною товщиною τ~ 1. Сюди ж кванти світла надходять з глибших шарів, тут вони поглинаються і перевипромінюються у всіх напрямах, частково — саме в напрямі до спостерігача. Очевидно, що чим далі від центра Сонця, тим менша кількість атомів налічується в одиниці об'єму, тим меншою є його оптична товщина, тим менше квантів буде розсіяно в напрямі до спостерігача. Розрахунок показує, що зміна інтенсивності від І = Imax до І≈ 0 відбувається у шарі товщиною 300 км. Із Землі цей шар видно під кутом усього 0,4". Він і сприймається спостерігачем як різкий край сонячного диска.

Знаючи видимий кутовий радіус Сонця (у середньому це 16') і відстань до Сонця, неважко знайти його лінійний радіус R0 = 696 000 км, що у 109 разів перевищує радіус Землі і майже удвічі — відстань від Землі до Місяця. Як знаємо (див. підрозділ 6.2), з третього узагальненого закону Кеплера випливає, що маса Сонця Мʘ = 330 000M3, тобто Мʘ = 2-1030 кг. Звідси легко обчислити, що середня густина Сонця ρʘ = 1,41 г/см3, а це в 4 рази менше від середньої густини Землі.

На поверхні Сонця прискорення сили тяжіння gʘ = 274 м/с2, що в 28 разів більше земного. Параболічна швидкість Vп = 618 км/с.

Одною з найважливіших характеристик Сонця є його світність Lʘ — повний потік енергії з усієї поверхні Сонця за одну секунду. Її визначили після того, як виміряли сонячну сталу — енергію q, що находить від Сонця на одиницю поверхні за одиницю часу за межами земної атмосфери:

image1

Уся ж енергія, яка проходить за одиницю часу через сферу радіусом в одну а. о. (149,6 · 109 м) і яка, власне кажучи, і є світністю Сонця:

image2

Неважко обчислити, що Земля отримує лише одну двохмільярдну частину цієї енергії.

Знаючи світність Сонця, можна визначити кількість енергії, яку випромінює Сонце з одиниці своєї поверхні за секунду:

image3

Уважаючи, що Сонце випромінює як чорне тіло, неважко за формулою (8.9) обчислити температуру його поверхні:

image4

Тут доречно зауважити таке. В інших джерелах можна знайти дещо відмінні від наведеного вище значення ефективної температури Сонця. Річ у тім, що хоча параметр q і називається сонячною сталою, він (і це вже можна вважати доведеним) змінюється принаймні на 1,5% за довгий час і не менш як на ±0,4% з короткими періодами. Наприклад, у 1968 р. приймали (на підставі тодішніх вимірів), що q = 1,96 кал/(см2-хв). Тому й тепер значення ефективної температури Сонця дають з похибкою ±29 К.

Сонце — стаціонарна зоря, тобто можна вважати, що в будь-якій точці всередині його температура, тиск, густина не змінюється з часом. Крім того, фізичні параметри залежать тільки від відстані від центра r (сферично-симетричне наближення). За цих умов справедливе рівняння гідростатичної рівноваги:

image5

де p — тиск, ρ — густина, G — гравітаційна стала, m(r) — маса в обсязі, обмеженому відстанню r від центра. Рівняння констатує той факт, що сила гравітації всюди врівноважена градієнтом тиску (детальніше див. підрозділ 14.6).

Для Сонця, як і для інших зір нормального складу (не дуже великі густини, відсутність виродження газу), можна використовувати наближення ідеального газу (підрозділ 8.8) і на основі рівняння гідростатичної рівноваги робити оцінки фізичних умов у його надрах.

Змінюючи ρ в (11.4) його середнім значенням і поділяючи змінні, одержимо:

image6

Інтеграл зліва дає тиск у центрі pC (на поверхні р0 ≈ 0). Інтеграл праворуч прямує до безконечності в центрі, тому від (11.5) можна перейти до нерівності (враховуючи, що m(R) = M — повна маса зорі):

image7

Для Сонця (M = Mʘ, R = Rʘ) маємо таку нижню межу центрального тиску:

image8

Приймаючи густину незмінною, з (11.4) та (8.35) одержимо:

image9

На поверхні значення T0, мале порівняльно з центральним Tс, тому можна знехтувати T0. Тоді маємо:

image10

Звідси нижня межа центральної температури Сонця:

image11

Спостереження за положенням плям на поверхні Сонця показують, що плями зміщуються від одного краю видимого сонячного диска до іншого. Це є свідченням того, що Сонце обертається навколо своєї осі у напрямі орбітального руху планет навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати цей рух з боку північного полюса екліптики.Площина сонячного екватора нахилена до площини екліптики під кутом 7°15'. Тому положення осі обертання Сонця відносно земного спостерігача в різні місяці є неоднаковим (рис. 11.1).

Як виявилося за даними спостережень англійського астронома Річарда Керрінгтона (1859 р.), Сонце обертається не як тверде тіло. У такому випадку говорять про диференційне обертання. Кутова швидкість обертання зменшується з віддаленням від екватора (рис. 11.2). Лінійна швидкість обертання на екваторі близька до 2 км/с. Кутова ж швидкість залежить від геліографічної широти В так: ω = 14,4° — 3,0°sin2B. У цілому період обертання Сонця змінюється від 25 діб на екваторі до 30 діб поблизу його полюсів. Ці числа вказують сидеричні періоди, вони описують обертання Сонця відносно далеких зір. Для спостерігача, який разом з Землею рухається навколо Сонця, вони відповідно дорівнюють 27 і 33 доби.

image13

Рис. 11.1. Положення осі обертання Сонця і сонячного екватора в різні

моменти року

image12

Рис. 11.2. Схема обертання Сонця. Зліва — «плями», розташовані уздовж центрального меридіана, справа — їхнє положення після одного оберту Сонця. Стрілками вказано напрям і величину швидкості обертання сонячної поверхні






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.