Основные характеристики солнца таблица химический состав внешних слоев

Фотосферой называется та часть атмосферы Солнца, в которой образуется видимое излучение. Ее толщина составляет всего 700 км. В фотосфере наблюдаются гранулы (светлые мелкие образования, размером 1000–2000 км), пятна (холодные области фотосферы, температура пятен около 3500–4500 К, размеры крупных пятен могут превышать 100000 км), факелы (светлые образования, окружающие пятна, температура факелов может достигать 8000 К, размеры – 30000 км).

Выше фотосферы расположена хромосфера Солнца, протяженностью 10000–15000 км. Над хромосферой могут наблюдаться протуберанцы – причудливой формы арки, фонтаны, облака.

Над хромосферой находится корона – самая разреженная и самая горячая часть атмосферы Солнца, размеры которой превышают размеры более низких слоев в сотни раз.

Основной характеристикой солнечной активности является число Вольфа , равное сумме общего количества пятен и удесятеренного количества групп пятен (одиночное пятно также считается группой) : Цикл солнечной активности повторяется в среднем через 11 лет.

Солнце – это звезда, которая образовалась после взрывов сверхновых, состоящая не только из водорода и гелия, но и содержащая железо и другие элементы, звезда, около которой есть планеты, содержащие много тяжелых элементов. Около Солнца смогла сформироваться планетная система, на третьей планете которой – Земле – возникла жизнь.

Источник

Характеристика Солнца

Солнце – единственная звезда в нашей солнечной системе, являющаяся её центром и самым большим в ней объектом. 99,866% от всей массы солнечной системы приходиться на долю нашей звезды. Основная характеристика Солнца изложена в таблице 1.

1 500 000 К

13 500 000 К

Характеристика Солнца
Видимая звёздная величина (V)	−26,74m
Абсолютная звёздная величина	4,83m
Спектральный класс	G2V
Средний диаметр	1,392•10 9 м
Экваториальный радиус	6,9551•10 8 м
Длина окружности экватора	4,37001•10 9 м
Полярное сжатие	9•10 −6
Площадь поверхности	6,07877•10 18 м 2
Объём	1,40927•10 27 м 3
Масса	1,9891•10 30 кг
Средняя плотность	1409 кг/м 3
Ускорение свободного падения на экваторе	274,0 м/с 2
Эффективная температура поверхности	5778 К
Температура короны
Температура ядра
Светимость	3,846•10 26 Вт
Яркость	2,009•10 7 Вт/м 2
Наклон оси (относительно плоскости эклиптики)	7,25°
Прямое восхождение	286,13°
Склонение	+63,87°
Сидерический период	25 дней 9 ч 7 мин 13 с
Скорость вращения внешних видимых слоёв (на экваторе)	7284 км/ч

Солнце, сравнительно, молодая звезда, по спектральному классу G2V (жёлтый карлик). Возраст составляет где-то приблизительно 4,57 млрд. лет. Это самый мощный источник энергии во всей солнечной системе. Например, за секунду, наше Солнце выделяет где-то в миллион раз больше энергии, чем всё население Земли потребляет за год.

Солнце на 73,46% состоит из водорода (состав приведён в таблице 2). При условиях, которые царят на нашем светиле, происходит так называемая протон-протонная термоядерная реакция. Она сопровождается огромным выбросом энергии и тепла. Которые, за 8 минут, доходят до Земли, и мы видим нашу звезду такой, какая она есть сейчас.

Но не всё так гладко. При такой ядерной реакции водород «выгорает», превращаясь в гелий. Так что эволюция Солнца очевидна – оно будет расширяться, и достигнет орбиты Юпитера включительно, став красным гигантом. Но это отдельная тема для разговора.

Все термоядерные реакции на Солнце протекают в его ядре. Радиус солнечного ядра составляет где-то от 150 до 175 тысяч км. и температура равна 13,5 млн. К. Плотность вещества, находящегося в ядре, равна 150000 кг/м³. Для примера, самый плотный металл на Земле – осмий. Но его плотность в 6,6 раз ниже плотности солнечного ядра.

Энергия, которая выделяется из ядра проходит через так называемую зону лучистого переноса. Эта зона, расположена прямо над солнечным ядром и находится на расстояниях от 0,2-0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его же центра. Перенос энергии в этой зоне происходит за счёт излучения и поглощения фотонов. Самое интересное в этом то, что один отдельный фотон может как переместится в следующий слой лучистой зоны, так и вернуться обратно. Поэтому, образовавшемуся в ядре фотону, чтобы выйти из зоны лучистого переноса, может потребоваться не один миллион лет! В среднем фотону нужно около 170 тыс. лет, чтобы дойти до следующего слоя Солнца – конвективной зоны.

В конвективной зоне происходит вихревое перемешивание плазмы, и дальнейший перенос солнечной энергии к поверхности Солнца осуществляемого движением, непосредственно, самого вещества. Охлаждённое на поверхности вещество фотосферы погружается в конвективную зону. С другой стороны, в нижней части зоны конвекции вещество получает излучение от лучистой зоны и поднимается вверх. Оба эти процесса идут с большой скоростью и называются конвекцией. Конвективная зона имеет толщину 200 тыс. км и находится под самой поверхностью Солнца. Всё вещество тут охлаждается до температуры в 5800 К. Эта зона имеет очень большое значение. Конвекция вызывает эффект магнитного динамо. И за счёт этого возникает магнитное поле.

Дальше характеристика Солнца такова.

Над конвективной зоной располагается фотосфера – это непосредственно видимая поверхность Солнца, толщиной приблизительно 100-400 км. Температура, возле края фотосферы уменьшается до 4400 К. Эффективная температура составляет 5778 градусов по Кельвину.

Внешняя оболочка Солнца, которая окружает фотосферу, называется хромосферой. Имеет толщину порядка 2000 км. Температура хромосферы увеличивается с возрастанием высоты над поверхностью Солнца. И составляет от 4400 К. – на поверхности, и 20000 К. на наибольшей высоте. Наблюдать хромосферу, без помощи специальных приспособлений, невозможно. Потому что её плотность очень невелика. Исключение составляют полные солнечные затмения. Когда диск Луны закрывает фотосферу, тогда расположенная над ней хромосфера видна, и светиться красным цветом.

Крайняя внешняя оболочка Солнца, именуемая солнечной короной и состоит из энергетических извержений и протуберанцев. Которые, отходя от Солнца, образуют солнечный ветер. Температура этой области составляет от одного до двух миллионов градусов по Кельвину. Максимальная корональная температура равна, на некоторых участках, от 8 млн. до 20 млн. К. Но существуют, так называемые, корональные дыры, в которых температура достигает 600 тыс. К. Как и хромосфера, солнечная корона имеет очень малую плотность, поэтому наблюдать её можно только когда происходят полные солнечные затмения или же с помощью приспособлений. Форма короны всегда разная и зависит от силы солнечной активности.

Из внешних частей солнечной короны устремляется солнечный ветер. Это направленное движение ионизированных частиц и доходит до самой границы солнечной системы — гелиосферы. Солнечный ветер бывает медленный (400 км/с) и быстрый (750 км/с). Отличаются они друг от друга не только скоростью, но и температурой, плотностью и своей структурой. Из-за солнечного ветра, на Земле происходит много явлений, такие как полярные сияния и геомагнитные бури. Так же он оказывает огромное влияние на работу электроники на Земле. От губительного воздействия солнечного ветра нашу Землю защищает её магнитное поле. На модели ниже видно, как меняется магнитное поле Земли под воздействием солнечного ветра.

В данной статье отображена не полная характеристика Солнца, а только лишь маленькая её часть. Которая, в общих чертах, рассказывает про нашу звезду.

Если Вам понравилась статья, поделитесь ней

Источник

Химический состав Солнца

С земной поверхности наше светило выглядит как яркий шар идеальной формы. До официального открытия на нём пятен астрономы были уверены в том, что объект не имеет дефектов. Однако впоследствии было выяснено, что звезда имеет несколько слоёв, как и Земля. Каждому из них присваивается своя опция. Особого внимания также заслуживает химический состав Солнца.

Химические элементы

Если бы человечество могло разложить эту звезду по частям и произвести сравнение составных элементов, получилась бы следующая картина:

• 74% приходится на водород;
• 24% — на гелий;
• 1% — на кислород;
• 1% — на прочие химические вещества.

К прочим элементам относится, например, кальций, неон, хром. Также в составе присутствует в незначительном количестве сера, кремний, магний, железо и т. д.

Состав фотосферы Солнца

Теория появления нынешнего состава

Вследствие Большого взрыва возник гелий и водород. На первых этапах становления космического пространства произошло возникновение водорода из элементарных частиц. Ввиду высокой температуры и немалого давления условия во Вселенной были примерно такими же, как в звёздном ядре. Впоследствии водород синтезировался в гелий, и возникли пропорции, которые сохранились до настоящего времени.

Что касается прочих элементов светила, их создание произошло в прочих звёздах. Дело в том, что в их ядерных частях наблюдается постоянный синтез водорода в гелий. Вследствие выработки всего кислородного вещества в ядре наблюдается их переход на ядерный синтез веществ с относительно большой массой. Например, лития, гелия, кислорода. Множество тяжёлых металлов, образовавшихся на Солнце, присутствует в прочих звёздах на завершающих этапах их жизней.

Интересен химический состав Солнца ещё и потому, что другие вещества в нём образовались иным способом. Например, самые тяжёлые элементы (уран, золото) появились в процессе детонирования светил, превышающих Солнце по размеру. За очень короткое время (буквально доли секунды) появления черной дыры элементы сталкивались между собой, что приводило к появлению новых веществ. После взрыва они были разбросаны по Вселенной, из-за этого и образовались новые светила.

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера — это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения.

Солнечные слои

Химический состав Солнца вызывает среди учёных немало вопросов. В частности, они связаны со слоями, которые в него входят. На первый взгляд, светило кажется обычным шаром с водородом и гелием. Но если изучить его строение и свойства более глубоко, можно обнаружить, что в составе присутствует несколько ярусов. По мере приближения к ядру происходит повышение температуры и давления. Вследствие этого произошло формирование слоёв, ведь при разных условиях основные вещества различны по характеристикам.

В нём наблюдается высокий температурный режим и давление. Это приводит к благоприятным условиям для синтеза. Здесь же формируются атомы гелия, образуется тепловая, световая энергия, доходящая до Земли.

Зона радиации

Начинается она у границы ядра и составляет 70% от радиуса звезды. Внутри неё присутствует особое вещество высокой плотности и температуры. Здесь же наблюдается реакция ядерного синтеза, вследствие которой формируются атомы гелия.

Конвективная зона

Располагается она снаружи области радиации. В ней внутреннее солнечное тепло перетекает по столбам горячего газа. Такая зона присутствует практически у всех звёзд. Например, у Солнца она простирается от 70%. У некоторых светил, где есть эта зона, может отсутствовать радиационная часть (обычно это карлики).

Фотосфера

Этот слой единственный, который можно увидеть с Земли. После него прозрачность утрачивается, поэтому специалисты астрономической науки вынуждены использовать для изучения внутренней части другие способы.

Таким образом, химический состав Солнца, несмотря на относительно большое количество полученных данных, является изученным не до конца.

Источник