Давление солнца чему равно

§21.2. Строение Солнца

Как и все звезды, Солнце — раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Количество атомов всех остальных элементов вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше Однако по массе на эти более тяжелые элементы приходится 1—2% массы Солнца.

На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы лишены внешних своих электронов, которые становятся свободными частицами ионизованного газа — плазмы.

Для определения средней плотности солнечного вещества надо массу Солнца поделить на его объем:

это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре — в 100 раз больше, чем .

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление. Если бы вещество внутри Солнца было распределено равномерно и плотность всюду равнялась средней, то рассчитать внутреннее давление было бы легко. Сделаем приближенно такой расчет для глубины, равной половине радиуса.

Сила тяжести на этой глубине будет определяться только притяжением масс, находящихся внутри сферы радиусом l/2R. Объем этой сферы составляет 1/8 от объема всего Солнца, и при постоянстве плотности в нем заключена 1/8М_c. Следовательно, по закону всемирного тяготения гравитационное ускорение на расстоянии 1/2R_c от центра «однородного» Солнца составит:

Сила давления на данной глубине складывается из силы тяжести всех вышележащих слоев. Само же давление будет (численно) равно силе тяжести радиального столбика вещества высотой l/2R, расположенного над площадью S=1 м 2 в рассматриваемой точке. В этом столбике заключена масса

Отсюда получаем, что р = 6,6•10 13 Па.

Согласно газовым законам давление пропорционально температуре и плотности. Это дает возможность определить температуру в недрах Солнца. Для средней плотности солнечного вещества давление в 10 15 Па получится при температуре порядка 5 000 000 К.

Точные расчеты показывают, что в центре Солнца плотность газа составляет около 1,5•10 5 кг/м 3 (в 13 раз больше, чем у свинца!), давление — около 2•10 18 Па, а температура — около 15 000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) имеют очень высокие скорости (сотни километров в секунду) и могут сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатической силы отталкивания между ними. Некоторые из таких столкновений завершаются ядерными реакциями, при которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество теплоты. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. В результате количество гелия в центральной области Солнца постепенно увеличивается, а водорода — уменьшается. В самом центре Солнца за 4—5 млрд. лет, которые прошли с момента его образования, примерно половина водорода уже превратилась в гелий.

Рис. 74. Схема строения Солнца.

Поток энергии, возникающей в недрах Солнца, передается во внешние слои и распределяется на все большую и большую площадь. Вследствие этого температура солнечных газов убывает по мере удаления от центра Сначала температура уменьшается медленно, а в наружных слоях очень быстро.

В зависимости от значения температуры и характера определяемых ею процессов все Солнце условно можно разделить на 4 области (рис. 74):

1. внутренняя, центральная область (ядро), где давление и температура обеспечивают протекание ядерных реакций, она простирается от центра до расстояния примерно 1/3 R_c;
2. «лучистая» зона (расстояние от 1/3 до 2/3R_c), в которой энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов электромагнитной энергии;
3. конвективная зона — от верхней части «лучистой» зоны почти до самой видимой границы Солнца. Здесь температура быстро уменьшается по мере приближения к видимой границе Солнца, в результате чего происходит перемешивание вещества (конвекция), подобное кипению жидкости в сосуде, подогреваемом снизу;
4. атмосфера, начинающаяся сразу за конвективной зоной и простирающаяся далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы включает тонкий слой газов, который воспринимается нами как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо при помощи специальных приборов.

1. Какова средняя молекулярная масса смеси полностью ионизованного газа состоящего на 90% из водорода и 10% гелия (по числу атомов)?

Источник

Внутреннее строение Солнца

Мы не можем непосредственно заглянуть внутрь Солнца, позтому представление о его строении получаем только на основе теоретического анализа, используя наиболее обшие законы физики и такие характеристики Солнца, как масса, радиус, светимость.

По современным представлениям, внутреннее строение Солнца слоистое, или оболочечное, оно состоит из ряда сфер, или областей. В центре находится ядро, затем область лучевого переноса энергии, далее конвективная зона и, наконец, слои атмосферы Солнца. К ним ряд исследователей относят три внешние области: фотосферу, хромосферу и корону. Правда, другие астрономы к солнечной атмосфере относят только хромосферу и корону.

Солнце не расширяется и не сжимается, оно находится в равновесии, так как силе гравитации, стремящейся сжать Солнце, препятствует сила газового давлення изнутри. Для оценок представим, что Солнце состоит из двух равных половинок, центры масс которых находятся на расстоянии порядка радиуса Солнца R_o. Считая, что все параметры, характеризующие вешество Солнца, одни и те же в различных его частях, можно, воспользовшись законом Менделеева — Клапейрона, определить давление газа на границе между двумя половинками: p=R*ρ/μ*T где газовая постоянная R = 8,31 Дж/(К*моль), μ — молярная масса вещества, ρ — его плотность и Т — абсолютная температура.

Высокое давление внутри Солнца обусловлено действием вышележащих слоев. Силы тяготения стремятся сжать Солнце. Им противодействует упругость горячего газа и давление излучения, идущие из недр. Эти силы стремятся расширить Солнце. Тяготение, с одной стороны, а упругость газов и давление излучения, с другой — уравновешивают друг друга. Равновесие имеет место во всех слоях от поверхности до центра Солнца. Такое состояние Солнца и других звезд называется гидростатическим равновесием.

В действительности и плотность и температура внутри Солнца меняются с расстоянием от его центра. В расчетах мы положим их равными средним значениям. Средняя плотность солнечного вещества ро =1,4*10 3 кг/м 3 , а так как оно состоит в основном из атомарного водорода, μ= 10 -3 кг/моль. (Однако следует помнить, что внутри Солнца водород ионизован, поэтому молярная масса будет в два раза меньше.)

То, что средняя температура Солнца близка к 8*10 6 К, а на поверхности Солнца она равна 6000 К, означает, что температура Солнца меняется с глубиной. Более точные расчеты показывают, что температура в центре Солнца достигает значения 15 млн. кельвинов, на расстоянии 0,7R температура падает до 10 6 К. Плотность вещества в центре Солнца 1,5*10 5 кг/м3, что более чем в 100 раз выше его средней плотности.

Термоядерные реакции идут наиболее эффективно в центральной области Солнца радиусом, равным 0,3R. Эта область получила название ядра. В более внешних слоях температура не достаточна для протекания термоядерных реакций.

Солнечное вещество в основном состоит из водорода. При огромных давлениях и температурах протоны (ядра водорода) движутся со скоростями в сотни километров в секунду. Внутри Солнца, в его ядре (на расстояниях до 0,3 радиуса от центра) установились условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций превращения атомов легких химических элементов в атомы более тяжелых элементов. В результате такой реакции из ядер водорода образуется гелий. Для образования одного ядра гелия требуется 4 ядра водорода.

Ядро имеет радиус не более трети общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды.

Энергия, выделившаяся в ядре Солнца, переносится наружу, к поверхности двумя способами: лучистым и конвективным. В первом случае энергия переносится излучением; во втором — при механических движениях нагретых масс вещества.

Лучистый перенос энергии происходит в ядре и далее вплоть до расстояния (0,6— 0,7) R от центра Солнца, далее к поверхности энергия переносится конвекцией.

Интересен сам механизм лучистого переноса. Гамма-излучение, возникающее при термоядерных реакциях, сразу поглощается атомами окружающего вещества. Атом при этом возбуждается, а затем быстро излучает гамма-квант, переходя в исходное состояние. Излученный атомом квант уже движется в другом направлении. Далее это излучение поглощается и переизлучается другими атомами; направление излучения все время меняется. Таким образом, излучение движется наружу не по прямой вдоль радиуса, а по ломаной, длина которой значительно больше радиуса Солнца. Пройти радиус Солнца по прямой излучение может почти за 2 с, в действительности путь излучения настолько удлиняется, что энергия, переносимая им, выходит наружу за 10 млн. лет. Кроме этого, на своем долгом пути наружу излучение претерпевает такие изменения, что гамма-лучи, которые возникли в центре Солнца, выходят наружу в форме излучения видимого диапазона длин волн.

Конечно, астрономы ищут способы заглянуть внутрь Солнца и проверить теоретические представления о его строении. На этом пути им на помощь пришли физики, изучающие элементарные частицы. Дело в том, что при термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино. Выяснилось, что в отличие от излучения нейтрино практически не задерживается веществом. Возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью света, они через 2 с покидают поверхность Солнца и через 8 мин достигают Земли. Если бы удалось измерить этот поток нейтрино от Солнца, то мы смогли бы непосредственно судить о физических процессах, протекающих внутри Солнца.

Для наблюдения солнечных нейтрино советский академик Б. Понтекорво предложил способ их обнаружения по наблюдениям ядер атомов аргона, образующихся при взаимодействии хлора с нейтрино. Для этого был изготовлен большой резервуар объемом 400 м3, наполненный жидким веществом, в состав которого входили атомы хлора. Так как атомы аргона могут образовываться из атомов хлора при их взаимодействии с быстрыми частицами, проникающими из космического пространства, то во избежание этого резервуар поместили в глубокой шахте. Для нейтрино толстый слой Земли не помеха, а космические частицы поглощаются им.

На что же рассчитывали астрономы, ставя такой эксперимент? Ожидаемый у Земли поток солнечных нейтрино легко оценить по солнечной светимости. Так как при образовании одного ядра атома гелия выделяется энергия связи ΔЕ = = 4,3*10 -12 Дж и излучаются два нейтрино, то легко подсчитать число ядер атомов гелия, образующихся в недрах Солнца каждую секунду. Для этого достаточно светимость Солнца I=4*10 26 Вт разделить на энергию связи. Умножая полученное частное на два, найдем число нейтрино, ежесекундно излучаемых Солнцем со всей его поверхности:

Выполнив вычисления, получим 2*10 23 нейтрино/с.

В результате взаимодействия этого потока нейтрино с хлором в резервуаре должно образоваться всего несколько десятков атомов аргона, которые и следует обнаружить химическим путем. Отсюда понятны трудности «вылавливания» этих десятков атомов аргона среди колоссального числа атомов, содержащихся в резервуаре. Исследования последних лет показали, что обнаруженный поток солнечных нейтрино в два-три раза меньше ожидаемого, но это пока не опровергает наших основных представлений о внутреннем строении Солнца. Во многом эти расхождения, определяются изученностью свойств нейтрино (например в последние годы появидись теоретические и экспериментальные указания на отличие массы покоя нейтрино от нуля), а также неопределенностью наших знаний о тонких деталях физических процессов, протекающих в солнечном ядре.

Источник

Что такое Солнце — описание, структура, образование, эволюция, орбита, исследование и факты

Солнце является основным источником энергии для Земли и всей Солнечной системы. Без него жизнь на нашей планете была бы невозможна. Неслучайно у многих древнейших цивилизаций (например, у египтян) именно бог Солнца считался верховным божеством, которому все остальные Боги были подчинены. Однако современная наука может рассказать о нашем светиле значительно больше, чем древнеегипетские мифы. Какие процессы протекают внутри Солнца, какова история этой звезды, и какое будущее ожидает ее через миллиарды лет?

Общая характеристика

Солнце – это огромный разогретый шар из газа, чей диаметр оценивается в 1,392 млн км. Это в 109 раз больше диаметра нашей планеты. На звезду приходится 99,87% всей массы Солнечной системы.

С Земли кажется, что светило имеет желтый цвет, однако это иллюзия, связанная с влиянием атмосферы нашей планеты на солнечный свет. На самом деле Солнце излучает почти белый свет.

Солнце – это одна из сотен миллиардов звезд галактики Млечный путь. Ближайшая к Солнцу звезда – это Проксима Центавра, находящаяся от неё на расстоянии 4,24 световых лет. Для сравнения – расстояние от Земли до Солнца, принимаемое за астрономическую единицу (а.е.), солнечный свет проходит всего за 8,32 минут.

По астрономической классификации Солнце относится к типу «желтых карликов». Это значит, что оно не так и велико по сравнению с размерами других звезд, но довольно ярко светит. Наше светило входит 15% самых ярких звезд Млечного Пути. Вместе с тем в галактике есть звезды, чей радиус превышает солнечный в 2000 раз!

Источником тепла, излучаемого звездой, являются термоядерные реакции. В центре Солнца атомы водорода сливаются друг с другом, в результате чего образуется атом гелия и некоторое количество энергии. Это реакция называется протон-протонным циклом, на него приходится порядка 98% энергии, вырабатываемой светилом. Однако имеют место и иные реакции, в ходе которых «сгорают» такие элементы, как гелий, углерод, кислород, неон и кремний, а образуются металлы (железо, магний, кальций, никель) и другие элементы (сера). Все эти процессы называют звездным нуклеосинтезом.

Влияние Солнца на окружающие небесные тела огромно. Солнечный ветер (частицы вещества, излучаемого звездой), доминируют в межпланетном пространстве на расстоянии до 100-150 а.е. от светила. Считается, что гравитация нашей звезды определяет орбиты тел, находящихся даже на расстоянии светового года от неё (в облаке Оорта).

Само Солнце также вращается вокруг своей оси. Так как оно состоит из газов, то разные его слои вращаются с разной угловой скоростью. Если в районе экватора период обращения составляет 25 дней, то на полюсах он увеличивается до 34 дней. Более того, последние исследования показывают, что внутренние области совершают оборот значительно быстрее, чем внешняя оболочка.

Таблица «Основные физические характеристики Солнца»

Состав Солнца

Основными элементами, из которых состоит наша звезда, являются водород (73,5% солнечной) и гелий (24,9%). На все остальные элементы приходится примерно 1,5%.

Химический состав светила непостоянен – он меняется из-за превращений, происходящих во время термоядерных реакций. На заре своего существования Солнце почти полностью состояло из водорода. В ходе термоядерных реакций этот элемент превращается в гелий, поэтому его массовая доля падает. Гелий также превращается в более тяжелые элементы, однако, однако в целом его доля возрастает. Изменения химического состава звезд оказывают огромное влияние на процессы их эволюции.

Строение Солнца

Конечно, у Солнца, состоящего из газов, нет привычной нам твердой поверхности. Значительную ее часть составляет атмосфера, которая по мере движения к центру светила уплотняется. Тем не менее принято выделять 6 «слоев», из которых состоит звезда. Три из них являются внутренними, а следующие три образуют солнечную атмосферу.

Внутреннее строение Солнца

Внутренняя структура нашей звезды включает следующие слои:

В центре светила располагается ядро. Именно в этой области идут термоядерные реакции. Радиус ядра оценивается в 150 тыс. км. Температура здесь не опускается ниже 13,5 млн градусов, а давление доходит до 200 млрд атм. Из-за этого вещество здесь находится в крайне плотном состоянии. Его плотность составляет 150 г/куб. см. Это в 7,5 раз выше плотности золота. Именно такие условия необходимы для протекания термоядерных реакций. Надо понимать, что именно в ядре вырабатывается энергия, которую и излучает Солнце. Все остальные области звезды лишь обогреваются ядром, но сами ее не вырабатывают.

Зона лучистого переноса

Над ядром располагается зона радиации, которую также именуют зоной лучистого переноса. Ее внешняя граница проходит по сфере радиусом 490 тыс. км. Температура постепенно падает от отметки в 7 млн градусов на границе с ядром до 2 млн градусов у внешней границы. Также и плотность вещества снижается с 20 до 0,2 г/куб. см. Тем не менее из-за высокой плотности атомы водорода не могут двигаться. То есть если при нагреве, например, воды ее теплые слои поднимаются на поверхность, перенося туда тепло, то здесь такой механизм не работает – вещество остается неподвижным. Единственный способ энергии пробраться через зону радиации – это длительная цепочка поглощений и излучений фотонов атомами водорода. Из-за этого фотон, возникший при термоядерной реакции в ядре, в среднем «пробирается» наружу через зону радиации примерно 170 тыс. лет!

Зона конвективного переноса

Выше располагается зона конвективного переноса толщиной 200 тыс. км. Здесь плотность уже невысока, и вещество активно перемешивается – нагретые газы поднимаются наверх, отдают тепло, остывают и снова погружаются вниз. Скорость газовых потоков может достигать 6 км/с. Именно это движение порождает магнитное поле Солнца. Температура на поверхности падает до 6000° С, а плотность на три порядка ниже плотности земной атмосферы.

Атмосфера

Атмосфера Солнца состоит из следующих слоев:

Фотосфера

Нижний слой атмосферы называют фотосферой. Именно она излучает тот свет, который согревает планеты Солнечной системы. Толщина фотосферы колеблется от 100 до 400 км. На внешней границе фотосферы температура падает до 4700° С.

Хромосфера

Над фотосферой располагается хромосфера – слой толщиной около 2000 км. Её яркость очень мала, поэтому с Земли её можно наблюдать довольно сложно. Удобнее всего это делать во время солнечных затмений. Она имеет специфический красный оттенок. В хромосфере можно наблюдать спикулы – столбы плазмы, выбрасываемые из нижних слоев хромосферы. Время существования одной спикулы не превышает 10 минут, а длина доходит до 20 тыс. км. Одновременно в хромосфере находится около миллиона спикул. Интересно, что с увеличением высоты температура хромосферы не падает, а растет, и на верхней границе может доходить до 20 000° С.

Корона

Верхний слой атмосферы называется короной. Ее верхняя граница до сих пор четко не определена. Вещество в ней крайне разрежено, однако температура в ней может достигать нескольких миллионов градусов. На сегодня ученым не удалось полностью объяснить, за счет каких механизмов солнечная корона разогревается до такой температуры. В короне можно наблюдать протуберанцы – выбросы солнечного вещества, чья высота над поверхностью звезды может достигать 1,7 млн км.

Магнитное поле Солнца

У Солнца есть магнитное поле. Исследователи выделяют глобальное поле звезды и множество локальных полей.

Глобальное поле обладает цикличностью. Его напряженность колеблется с частотой 11 лет, при этом наблюдаются изменения в частоте появления солнечных пятен. Такой цикл называют «циклом Швабе» по фамилии ученого, заметившего ещё в XIX веке, что количество солнечных пятен на поверхности светила меняется циклически. Лишь позже стала очевидна связь этого явления с процессами в зоне конвективного переноса и колебаниями магнитного поля. В начале XX века стало ясно, что за один цикл Швабе полярность магнитного поля меняется на противоположное. То есть Солнцу нужна два 11-летних цикла, чтобы магнитное поле вернулось к начальному состоянию. В связи с этим выделяют 22-летний цикл, известный как «цикл Хейла».

В разных районах Солнца могут наблюдаться и малые, то есть локальные магнитные поля. Их напряженность может в тысячи раз превышать напряженность глобального поля, однако время их существования редко превышает несколько десятков дней. Особенно часто локальные поля наблюдаются в районе солнечных пятен. Дело в том, что эти пятна как раз и являются теми точками, через которые магнитные поля из внутренних областей выходят наружу.

Жизненный цикл Солнца

Возраст Солнца оценивается учеными в 4,5 млрд лет. Сформировалось оно из газопылевого облака, которое постепенно сжималось под действием собственной гравитации. Из этого же облака возникли планеты и почти все остальные объекты в Солнечной системе. Когда в центре сжимающегося облака плотность, а вместе с ней температура и давление выросли до критических значений, началась термоядерная реакция – так зажглось Солнце.

В ходе термоядерных реакций масса Солнца постепенно уменьшается. Каждую секунду 4 млн тон солнечного вещества преобразуется в энергию. Вместе с тем звезда разогревается. Каждый 1,1 млрд лет яркость Солнца увеличивается на 10%. Это значит, что ранее температура на Земле была значительно ниже, чем сейчас, а на Венере, возможно, была жидкая вода или даже жизнь (сейчас средняя температура на поверхности Венеры составляет 464° С). В будущем же яркость Солнца будет возрастать, что будет вести к росту температуры на Земле. Через 3,5 млрд лет яркость светила вырастет на 40%, и условия на Земле станут такими же, как и на Венере. С другой стороны, Марс также разогреется и станет более пригодным для жизни. Таким образом, в ходе эволюции звезды так называемая «зона обитаемости», постепенно удаляется от Солнца.

Постепенно из-за выгорания водорода ядро будет уменьшаться в размерах, а вся звезда в целом – увеличиваться. Через 6,4 млрд лет водород в ядре закончится, радиус звезды в этот момент будет больше современного в 1,59 раз. В течение 700 млн лет звезда расширится до 2,3 современных радиусов.

Далее рост температуры приведет к тому, что термоядерные реакции горения водорода запустятся уже не в ядре, а в оболочке звезды. Из-за этого она резко расширится, и ее внешние слои будут достигать современной земной орбиты. Однако к тому моменту светило потеряет значительную часть своей массы (28%), что позволит нашей планете перейти на более отдаленную орбиту. Солнце в этот период своей жизни, который продлится 10 млн лет, будет являться красным гигантом.

После из-за роста температуры в ядре до 100 млн градусов там начнется активная реакция горения гелия – «гелиевая вспышка». Радиус светила сократится до 10 современных радиусов. На выгорание гелия уйдет порядка 110 млн лет, после чего звезда снова расширится и станет красным гигантом, но эта стадия будет длиться уже 20 млн лет.

Из-за пульсаций, связанных с изменениями температуры Солнца, его внешние слои отделятся от ядра и образуют планетарную туманность. Само же ядро превратится в белый карлик – объект, чьи размеры будут сопоставимы размерами Земли, а масса будет равна половине современной солнечной массы. Далее этот карлик, состоящий из углерода и кислорода, будет постепенно остывать. Никаких термоядерных реакций в белом карлике идти не будет, поэтому со временем (за десятки млрд лет) он превратится в черный карлик – остывшую плотную массу вещества. На этом эволюция Солнца завершится.

Орбита и расположение Солнца в галактике Млечный путь

Солнце вместе со всей Солнечной системой вращается относительно центра Млечного пути, в котором располагается огромная черная дыра. Расстояние от нее до нашего светила составляет 26 тыс. св. лет. Один оборот Солнечная система совершает примерно за 225-250 млн лет. Скорость движения звезды относительно центра галактики составляет 225 км/с.

На сегодня Солнце располагается в рукаве Ориона. Нам повезло с расположением Солнечной системы в Млечном Пути. Дело в том, что скорость вращения нашей системы почти совпадает со скоростью вращения так называемых спиральных рукавов. Из-за этого наша система не попадает в них, хотя большинство других звезд периодически оказываются там. В спиральных рукавах очень сильное излучение, которое способно убить всё живое. Если бы Солнце находилось на другой орбите, оно периодически попадало бы в спиральные рукава, что приводило бы к «стерилизации» жизни на Земле.

Исследование Солнца

Изначально люди относились к Солнцу как к божеству, дающему людям свет. Древние астрономы полагали, что наше светило – это лишь одна из планет, к которым также относили и Луну. Поэтому в честь него, как и в честь других планет, нередко называли дни недели. И сегодня в английском языке воскресенье носит название «Sunday», что переводится как «день Солнца». В 800 г. до н. э. китайцы впервые обнаружили на Солнце пятна.

Аристарх Самосский в III в. до н. э. первым предположил, что именно Земля вращается вокруг Солнца, а не наоборот. Но лишь во времена Коперника и Галилея эта теория была принята научным сообществом. Тогда же начались исследования Солнца с помощью телескопа. Галилей понял, что солнечные пятна – это часть светила. Изучая их, он понял, что звезда вращается вокруг своей оси, и даже смог определить период обращения.

В 1672 г. Д. Кассини смог достаточно точно рассчитать расстояние до светила. Для этого он определял положение Марса на небосводе в Париже и Кайенне (Южная Америка). Он получил значение в 140 млн км.

В XIX в. физики стали изучать спектр солнечного света. Этот метод позволял определить химический состав звезды. В 1868 г. было обнаружено, что в состав светила входит элемент, до того неизвестный человечеству. Его назвали гелием.

Большой загадкой для ученых оставалась природа энергии, излучаемой Солнцем. Выдвигались ошибочные версии, что звезда нагревается за счет падения на нее метеоритов или за счет гравитационного сжатия. Лишь с открытием ядерных реакций физики смогли предположить, что источник солнечного тепла – это термоядерный синтез.

Дальнейшее изучение Солнца связано с развитием космонавтики. С помощью советских аппаратов «Луна-1» и «Луна-2» в 1959 г. был открыт солнечный ветер.

Интересные факты о Солнце

Для любого объекта, излучающего тепло, можно посчитать отношение мощности к его объему. Оказывается, что удельная мощность Солнца примерно в тысячу раз меньше, чем удельная мощность человеческого организма! Это означает, что огромный объем выделяемого светилом тепла в первую очередь объясняется его гигантскими размерами.

Периодически всплески солнечной активности приводят к геомагнитным бурям. Мощнейшая из них произошла в 1859 г. В результате на Земле перестала работать телеграфная связь, а северное сияние наблюдалось даже над Кубой.

Сейчас общепризнанна теория, что Солнце образовалось из газопылевого облака. Однако откуда появилось само облако? Ученые предполагают, что оно является остатком предыдущих звезд. Химический анализ показывает, что Солнце является звездой уже третьего поколения. Это значит, что вещество, из которого состоит светило, ранее входило в состав двух других звезд, уже прекративших существование.

Хотя большинство планет вращаются вокруг Солнца в плоскости эклиптики, экватор самой звезды не совпадает с этой плоскостью, а наклонен на 7°. Эту аномалию до сих пор не удалось объяснить. Возможно, причиной этого является существование ещё одной планеты в Солнечной системе, чья орбита лежит не в плоскости эклиптики, а под углом к ней. Ряд наблюдений подтверждает существование Девятой планеты, но пока что говорить об ее открытии преждевременно.

Список использованных источников

Источник