Спектр и температура Солнца
В физике имеется понятие абсолютно черного тела, под которым подразумевается тело, полностью поглощающее весь падающий на него поток излучения и само способное излучать энергию во всех диапазонах электромагнитных волн. Излучение абсолютно черного тела характеризуется непрерывным, или сплошным, спектром. Солнце излучает энергию во всех длинах волн, от гамма-излучения до радиоволн. Видимая, или визуальная, часть солнечного спектра представляет собой спектр поглощения, непрерывный фон которого создается излучением солнечной фотосферы. Следовательно, к Солнцу применимы законы излучения абсолютно черного тела. Как мы уже писали на нашем сайте polnaja-jenciklopedija.ru в статье о методах космических исследований, это позволяет установить многие характеристики Солнца, в частности температуру его фотосферы.
По одному из таких законов, закону Вина, температура солнечной фотосферы T = 6000 К. Наиболее обоснованная оценка температуры фотосферы получается из закона Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения с единицы поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. i = σТ 4 , где σ = 5,67*10 -8 Вт/ (м 2 *К 4 ) — постоянная величина. Так как радиус Солнца RΘ = 6,96*10 5 км = 6,96*10 8 м, то площадь всей солнечной поверхности SΘ =4πR 2 . С этой поверхности мощность излучения энергии 4*10 26 Вт; отсюда следует, что температура солнечной фотосферы:
Подставив в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Г = 5800 К.
Вычисленная по закону Стефана — Больцмана температура называется эффективной температурой. Она несколько отличается от найденной по закону Вина, в котором используется узкий участок спектра. Однако такое различие несущественно, так как при столь высокой температуре фотосфера находится в газообразном состоянии и бурное перемешивание в ней газа приводит к непостоянству температуры различных ее участков. Поэтому среднее значение температуры солнечной фотосферы можно считать близкой к 6000 К.
Темные линии поглощения в спектре Солнца (фраунго-феровы линии) вызываются поглощением света в нижних слоях разреженной газовой оболочки, окружающей фотосферу. Эта газовая оболочка хорошо видна невооруженным глазом при полных солнечных затмениях, когда Луна полностью заслоняет солнечный диск-фотосферу. Эта оболочка поднимается над фотосферой на высоту почти до 10 000 км, имеет красновато-розоватый цвет и поэтому называется хромосферой (от греч. «хроматос»—цвет). Наблюдения показали, что в момент покрытия Луной солнечного диска непрерывный фон солнечного спектра, создаваемый излучением фотосферы, исчезает, а темные фраунгоферовы линии превращаются в яркие линии излучения — спектр вспышки. Такое поведение солнечного спектра вполне объясняется законом Кирхгофа. Яркие линии излучения образуются горячим разреженным газом хромосферы. Вне полных солнечных затмений свет от фотосферы проходит сквозь разреженный газ хромосферы, а так как температура ее нижних слоев меньше температуры фотосферы и близка к 4800 К, то на месте линий излучения фотосферы появляются линии поглощения.
Атомы поглощают и излучают энергию квантами. При поглощении квантов атомы получают энергию, возбуждаются, а затем излучают ее и переходят в обычное состояние. Энергия каждого, кванта пропорциональна частоте, т. е. Е = = hv, причем постоянная величина h = 6,62*10 -34 Дж*с называется постоянной Планка, по имени немецкого физика М. Планка (1858—1947), впервые применившего ее в 1900 г.
В зависимости от условий атомы разных химических элементов излучают и поглощают кванты только со строго определенными значениями частоты, а им соответствуют определенные длины волн. Так, в визуальной части солнечного спектра хорошо видны линии, соответствующие излучению атомов нейтрального водорода (линии серии Бальмера, см. с. 22), а также линии нейтрального гелия (λ = 5876Å (желтая линия), λ = 4922 Å (зеленая линия) и др. В ультрафиолетовом диапазоне солнечного спектра расположены линии серии Бальмера с меньшей длиной волны (вплоть до ее границы с λ = 3646 Å), а за этой серией находятся линии нейтрального водорода серии Лаймана с длинами волн от 1216 А до 912 Å (граница серии).
Для излучения серии Лаймана атомы водорода должны получить извне значительно большую энергию, чем для излучения серии Бальмера. Ультрафиолетовый диапазон солнечного спектра поглощается земной атмосферой, но он неоднократно фотографировался с орбитальных научных станций. Оказалось, что на его коротковолновом участке с длиной волны менее 1680 Å непрерывный фон становится очень слабым и спектр состоит преимущественно из многочисленных ярких (эмиссионных) линий.
Если энергия, полученная атомом, достаточно велика, то атом частично или даже полностью ионизируется. Температура, при которой начинается однократная ионизация, называется температурой ионизации, и для различных химических элементов она разная. Так, ионизация водорода начинается при температуре около 15 000 К, ионизация гелия — при 30 000 К, а кальция — даже при 4000 К. Поэтому в спектре Солнца присутствуют линии водорода, нейтрального гелия и однократно ионизованного кальция, причем очень интенсивные, так как все атомы кальция, присутствующие в солнечной хромосфере, уже ионизованы.
В спектре Солнца присутствуют линии свыше 70 химических элементов, известных на Земле, в том числе углерода, кислорода, натрия, калия, алюминия, железа и др.
Интересна история открытия гелия. В 1868 г. во время полного солнечного затмения французский астроном П. Жансен (1824—1907 гг.) обнаружил в спектре вспышки (в спектре хромосферы) яркую желтую линию неизвестного на Земле химического элемента. В том же году такое же открытие независимо сделал английский астроном Дж. Локьер (1836— 1920 гг.), который назвал этот химический элемент гелием, т. е. солнечным (от греч. «гелиос» — солнце). И только в 1895 г. английский химик У Рамзай (1852—1916 гг.), наблюдая спектр излучения газов, выделившихся из редкого минерала клевейта, обнаружил в нем желтую линию гелия. В дальнейшем из этих газов гелий был выделен в чистом виде.
Таким образом, уже тогда методы спектрального анализа подтвердили свою силу. Теперь они позволили с большой точностью определить химический состав Солнца. В настоящее время установлено, что масса Солнца состоит на 70% из водорода, на 28% из гелия, а оставшаяся доля принадлежит более тяжелым химическим элементам. А поскольку атомы водорода наиболее интенсивно излучают красный свет, а атомы гелия — желтый, то состоящая из этих разреженных газов хромосфера имеет красновато-розовый цвет.
Источник
Как измеряется температура Солнца на поверхности
Солнцем называется звезда, вырабатывающая тепло в результате происходящих в ней термоядерных реакций по преобразованию молекул водорода в инертный газ гелий. Измеряется температура Солнца в градусах и различается в разных его слоях. Благодаря тому, что Земля находится на огромном расстоянии от светила, мы защищены от его испепеляющего воздействия. Чтобы чувствовать себя в безопасности, человечеству необходимо разгадать все его секреты….
Строение светила
Как выглядит Солнце и из чего состоит. В своей основе это многослойная плазменно-газовая сфера, внутренний объем которой можно разделить на несколько зон с различным составом, свойствами, поведением и характеристиками вещества.
Строение Солнца можно представить следующим образом:
- ядро гигантская термоядерная печь, которая генерирует тепло и энергию в виде фотонов. Именно они несут свет на Землю. Радиус ядра не превышает четверти общего радиуса небесного светила, температура в центре солнца достигает 14 миллионов Кельвинов,
- радиационная (излучающая) зона, имеет толщину около трехсот тысяч километров и характеризуется высокой плотностью. Здесь энергия медленно перемещается к поверхности. По сути это и есть область термоядерного синтеза,
- конвективная зона, где энергия перемещается значительно быстрее на поверхность или в фотосферу,
- над поверхностью начинается зона вихревых газов солнечной атмосферы.
Сферы и их особенности
Фотосфера самый тонкий и глубинный слой, расположенный выше поверхности Солнца, его можно наблюдать в непрерывном спектре видимого света. Высота фотосферы приблизительно 300 км. Чем глубже слой фотосферы, тем он становится горячее.
Хромосфера внешняя оболочка, окружающая фотосферу. Ее толщина составляет примерно 10 000 км, и она отличается неоднородной структурой. Корона внешняя и потому необычайно разреженная часть атмосферы, которую можно увидеть в период полного затмения. Имеет температуру более миллиона градусов.
Атмосфера подвержена постоянным резонансным колебаниям примерно каждые 5 минут. Распространяясь в верхних слоях атмосферы, волны передают им часть энергии, газы других слоев (хромосферы и короны) нагреваются. Поэтому верхняя часть фотосферы на Солнце оказывается самой холодной.
Внимание! Плотность, температура и давление внутри гигантского термоядерного реактора уменьшаются по мере удаления от ядра.
Температура солнца в градусах различна в каждой из его сфер, так температура Солнца на поверхности составляет 5 800 градусов Цельсия, солнечной короны – 1 500 000, температура ядра солнца – 13 500 000.
Сила излучения
Мощность излучения очень большая: примерно 385 миллиардов мегаватт. Почти мгновенно 700 млн тонн водорода превращаются в 695 млн тонн гелия и 5 млн тонн гамма-лучей. Из-за высокой температуры звезды синтез, трансформирующий водород в гелий протекает с формированием солнечной энергии и излучением потока фотонов. Такой поток принято называть солнечным ветром, который распространяется со скоростью более 450 км/с.
Благодаря излучению поддерживается жизненные процессы на Земле, определяется ее климат. Формально свечение имеет практически белый цвет, однако, приближаясь к земной поверхности, становится желтого оттенка — это результат рассеивания света и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли.
Солнечный ветер имеет и другое определение корональные выбросы массы (КВМ), представляющие собой колоссальный фронт радиоактивных ионизированных заряженных частиц, направляемых в космическую бездну и испепеляющих все на своем пути.
Когда фотоны добираются до поверхностных слоев, они заставляют вращаться внешние слои звезды, в результате чего образуются мощные магнитные противостояния и ударные волны.
Разогнавшись до невероятных скоростей газы также генерируют сильные магнитные поля, которые при вращении звезды сталкиваются и вырываются с поверхности.
В космическое пространство извергаются магнитные петли огромного размера. Некоторые из этих образований настолько большие, что Земля смогла бы пройти через них с огромным запасом.
От них отрывается и уносится на огромной скорости сгусток высокорадиоактивной ионизированной плазмы. Это и есть КВМ. Он может повредить космические аппараты и даже угрожать жизни астронавтов. Такой убийственный фронт иногда достигает Земли за 16 часов. Для сравнения: на быстром космическом корабле полет занял бы годы, а солнечному ветру на этот путь нужны всего лишь считанные часы.
Важно! Солнечный ветер представляет смертельную угрозу для существования всего живого на нашей планете. Если бы не было у Земли магнитного поля, создающего непроходимый барьер для частиц, жизнь прервалась бы за пару секунд.
Возникновение
Существуют разные теории возникновения солнца. Вот одна из них. В безграничном пространстве космоса миллионы лет собирались пыль и газ, под действием гравитации и давления произошел рост тепла, что привело к ядерному синтезу и взрыву. Сначала из огромного скопления материала сформировалась звезда, затем близкие к ней планеты.
Многие задаются вопросом, сколько же нашему Солнцу лет и как оно образовалось. Точный возраст светила, конечно, выяснить невозможно. Считается, что единственная звезда в системе появилась 4,57 млрд лет назад.
Существует гипотеза, что срок существования звезды на главной последовательности не превышает 10 млрд лет. Это значит, что сейчас она находится практически посередине своего жизненного периода и по истечении срока своего существования ее свечение станет намного ярче, а температура будет стремительно падать, и светило достигнет этапа красного гиганта. Затем его внешняя оболочка начнет расширяться, а после терять массу. Это может привести к тому, что поверхностные слои могут достигнуть орбиты Земли.
Диаметр диска
Поскольку звезда это газовый шар, который вращается, то его форма чуть сплюснута по полюсам. Согласно научным исследованиям, на поверхности солнца вообще не имеется твёрдых участков, поэтому термин «диаметр» характеризует размер одного из слоев атмосферы.
Основываясь на астрономических наблюдениях при помощи оптического эффекта Четок Бейли, этот параметр определяют как диаметр фотосферы — зоны лучистой передачи энергии.
Полученный таким методом средний радиус Солнца составляет 695 990 км. Следовательно, диаметр солнца в километрах составляет 1 млн 392 тыс.
Существует и другой способ вычисления размеров солнечного светила использование методов гелиосейсмологии с изучением поверхностных гравитационных f—волн, образованных на солнце.
Данные, полученные «сейсмическим» методом показывают иное значение радиуса — 695 700 км, а диаметр солнца в километрах 1 391 400. Данная величина меньше радиуса фотосферы примерно на 300 км.
Важно! Несмотря на незначительные отличия между двумя значениями (около 0,04%), изменение установленной ранее величины может привести к переоценке других параметров, за исключением плотности и температуры.
Скорость вращения
Нетвердое тело вращается совсем не так, как планеты. У разных слоев звезды свои скорости вращения. Самая большая – в районе экватора, один оборот занимает около 25 дней. Чем дальше расположен слой от экватора, тем скорость его вращения меньше. Так, полюса совершают один оборот примерно за 36 дней. Именно поэтому светило обладает миллионами магнитных полюсов, а не двумя, как наша планета.
Внимание! Восход и заход в тропических странах вблизи экватора происходит словно по графику — в одно время, каждый день, в течение года. Поэтому сутки в тропиках делятся поровну: продолжительность дня и ночи равна 12 часам.
Внешняя оболочка и ее строение
Поверхностью у звезд принято называть внешние слои, которые сотрясаются чудовищной силы взрывами, выбросами и извержениями Температура солнца в градусах здесь составляет 6000 С⁰.
На поверхности Солнца существует множество необычных образований разного размера, наиболее известные из которых пятна участки темного цвета, обозначающие места выхода сильных магнитных полей в атмосферу солнца. Вся поверхность солнца покрыта, так называемыми конвективными клетками.
Внимание! На поверхности Солнца случаются частые вспышки, сопровождаемые выбросами высокотемпературной плазмы и газа.
Такая солнечная активность может иметь негативные последствия для нашей планеты. Тем более, что такой процесс носит внезапный и непредсказуемый характер и может длиться от нескольких часов до нескольких суток. То, что многие люди привыкли называть магнитными бурями, негативно влияющие на состояние человека.
Ученым важно знать не только температуру Солнца в градусах по Цельсию и его диаметр в километрах, но и другие характеристики, чтобы отслеживать активность небесной звезды.
Температура на поверхности Солнца в градусах по Цельсию составляет в среднем 5726 градусов, короны – 1500 тысяч и ядра 13,5 млн градусов.
Сегодня можно наблюдать за космической погодой в режиме онлайн, узнавать какова температура Солнца в градусах. Состояние светила оказывает значительное влияние на космическую погоду в нашей системе. Ее определяют по нескольким параметрам:
- потокам ионизированной плазмы,
- жесткого излучения и вспышек,
- силе солнечного ветра.
Температура разных слоев солнца
Строение солнца и другие интересные факты
Вывод
Развитие астрономии дало возможность определять далекую перспективу небесных тел и облегчило сбор информации для метеослужб. Сегодня появилась возможность проводить исследование новых планет, растет уровень безопасности Земли, разрабатываются способы защиты от возможных столкновений с астероидами и другими небесными телами.
Источник