Короткі відомості про Сонце

Сонце є типовою зіркою, однієї з 100 000 000 000 зірок в нашій Галактиці. Спектральний клас Сонця G2V, на діаграмі Герцшпрунга-Рассела воно знаходиться ближче до холодного кінця головної послідовності, і відноситься до класу жовтих карликів. Сонце є типовою зіркою, однієї з 100 000 000 000 зірок в нашій Галактиці

Сонце-центральне світило нашої планетної системи, і фізичні процеси, що протікають в ньому, в значній мірі визначають також фізику планет, принаймні найближчих до Сонця. Середня відстань від Землі до Сонця- 150 мільйонів кілометрів-світло проходить його за 8 хвилин. Для порівняння-наступна найближча до нас зірка Проксима Центавра знаходиться на відстані 4 світлових років ...

Маючи діаметр майже 1 392 000км (приблизно в 109 разів більше діаметру Землі) і масу 1.9891х1030кг (це становить 98% маси сонячної системи), Сонце є потужним джерелом енергії-джерелом усього життя на Землі.

Ядро Сонця дуже гаряче (близько 15 млн К) і тиск в ньому дуже висока (приблизно в 300 млрд разів більше атмосферного тиску на Землі) і атоми підходять так близько, що можуть зливатися:

В даний час приблизно половина водню в ядрі вже вигоріла в термоядерних реакціях. Сонце в цілому на 92,1% складається з водню, 7.8% становить гелій і 0.01% припадає на вуглець, залізо та інші елементи. Кожну секунду 700 млрд тонн водню згоряє на Сонце. Незважаючи на таку величезну швидкість втрат, енергії Сонця вистачить ще на 5 млрд років такого життя (приблизно стільки ж років Сонцю від народження). Закінчить своє життя Сонце білим карликом.

Середня щільність киплячого плазмової кулі, яким є Сонце, разу в 4 менше щільності Землі.
Фотону потрібно мільйон років, щоб дістатися від ядра Сонця до його поверхні. Спочатку енергія передається ізлученіем- приблизно 70% шляху. Потім починає працювати конвекція- процес, що нагадує кипіння. За конвективного зоною слідує шар атмосфери Сонця, званий фотосферой- це поверхня Сонця, яку ми бачимо. Товщина фотосфери дуже маленькая- ~ 350 км-це близько 1/200 радіусу Сонця. Розташовані над фотосферою хромосфера і корона практично вільно пропускають безперервне випромінювання фотосфери. У першому наближенні можна вважати, що фотосфера випускає безперервне теплове випромінювання як абсолютно чорне тіло з температурою 6000К. Практично вся енергія випромінювання Сонця укладена у випромінюванні фотосфери, що доводиться на інтервал довжин хвиль від 1500 А до 0.5 см. У видимій області спектра випромінювання Сонця майже не залежить від Cолнечной активності- наявності на фотосфері плям і т.д. Кількість енергії, принесеної сонячними променями за 1 хв на площу в 1 см2, розташовану поза земною атмосферою на середній відстані від Землі до Сонця, називають сонячною константою. її значення дорівнює 1.4х103 вт / м2. Звідси можна порахувати, що світимість Сонця дорівнює 3.86х1026 Ватт. Зірки типу Сонця- стаціонарні зірки з термоядерним джерелом енергії-не змінюють своєї світності протягом багатьох мільйонів років. Все ж слід зауважити, що зміни сонячної постійної можуть складати частки відсотка залежно від сонячної активності.

До винаходу радіо і запуску космічних телескопів, які дозволили спостерігачам освоїти всю шкалу електромагнітних хвиль, від найжорсткішого гамма випромінювання, рентгена і ультрафіолету до метрових радіохвиль, єдиним свідченням змінності сонячної активності була зміна кількості плям на фотосфере- воно змінюється з періодом в 11 років. Фактично, між 1640 і 1700 рр на Сонці взагалі не було плям Цей період, який називається мінімумом Маундера, збігся з "малим льодовиковим періодом" - загальним похоладаніем на Землі, коли річки, які ніколи не замерзали, покрилися льодом, а сніг лежав цілий рік на всіх широтах. Це може бути випадковим збігом, а скоріше, немає.

Насправді повний магнітний цикл Сонця становить 22 року- за цей час відбувається повна переполюсовка магнітного поля Сонця, і плями, які є місцями виходу магнітного поля з-під фотосфери, повертаються на свої місця. Тобто плями на Сонці з'являються не де попало, а там, де диктує магнітне поле (теорія "сонячного динамо"). Місця плям протягом циклу утворюють "діаграму метелики" - на початку циклу плями з'являються на середніх широтах, потім, розширюючи свій "ареал", дрейфують до екватора.

Пляма (активна область) здається темним, тому що температура в ньому нижче (4500К) навколишнього його фотосфери (6000К). А нижче вона тому, що в місці виходу сильного магнітного поля (1500- 3500 е) - поперечне рух плазми утруднено, а ослаблення конвекції призводить до меншого надходження енергії в область плям. Плями зазвичай спливають парами протилежної полярності- з однієї плями магнітне поле виходить, в інше входить.
Але не тільки тепло і світло посилає нам Сонце. У верхніх шарах атмосфери - хромосфере (температура якої становить 4300-8300К) і короні (мільйони К) безперервно відбуваються бурхливі події-спалахи, корональні викиди мас, перез'єднання магнітних арок над активними областями. Потік заряджених частинок (в основному електрони і протони), званий "сонячним вітром" безупинно випливає з сонця, і поширюється через сонячну систему зі швидкістю 450км в секунду. У самому скромному випадку ці потоки викликають полярні сяйва, кометні хвости, але можуть викликати і радіоперешкоди, впливати на орбіти супутників ... Супутник Улісс, який вивчав полярні області Сонця, виявив, що швидкість сонячного вітру на полюсах майже в два рази більше-750 км в с.

Процеси в хромосфері і короні добре видно, зокрема, в радіодіапазоні і рентгені (супутник Йоко), а також в ультрафіолетових лініях, в яких спостерігає телескоп EIT космічної станції СОХО (всього на цій станції 11 різних інструментів). Зображення із супутників оновлюються в інтернеті щодня.

З супутникових зображень Сонця часто складають анімаційні картики

Супутники, які спостерігають Сонце

ACE , from CalTech .
Cluster , from ESA .
Genesis Discovery , from JPL
Geotail , from ISTP at GSFC .
GOES , From NOAA.
HESSI , from GSFC
IMP 8 , from MIT .
Interball , From the Russian Space Agency .
Polar , from GSFC .
SOHO , Our homepage, from ESA / NASA at GSFC .
Solar-B from MSFC .
Solar Probe from JPL .
STEREO from Johns Hopkins APL .
TRACE , From Lockheed Martin Palo Alto Research Center.
Ulysses , from ESA / ESTEC .
Voyager 2 , from MIT .
Wind , From the ISTP pages at GSFC .

Супутник Зображення супутника Опис: завдання, інструменти та ін. Ресса
(RHESSI) Reuven Ramaty
High Energy Solar Spectroscopic Imager
05 Feb 2002 HESSI was successfully launched today at 4:08 PM EST. СОХО
(SOHO) спільний прект Європейського Космічного Агенства (ESA) і американського (NASA); запущений 2.12.1996. 3:08 EST Atlas II-AS (AC-121) з мису Канаверал. зв'язок із супутником переривалася в червні-листопаді 1998. Всього на борту 11 інструментів- докладніше див Трейс
(Trace) TRACE was launched in April 1998 on a Pegasus launch vehicle from Vandenberg Air Force Base. The launch was scheduled to allow joint observations with SOHO during the rising phase of the solar cycle to sunspot maximum.
TRACE explores the magnetic field in the solar atmosphere by studying:
• the 3-dimensional field structure
• its temporal evolution in response to photospheric flows
• the time-dependent coronal fine structure
• the coronal and ransition region thermal topology. Йоко
(Yokhoh) супутник Йоко (по японскі- "промінь") - космічна обсеваторія для вивчення рентгеноского і гамма-випромінювання Сонця. Запущена 31 Августа 1991 з Кагаошіма, Японія. Йоко є проектом Institute for Space and Astronautical Sciences. Супутник був побудований в Японії, а в наглядові інструменти внесли свій вклад США і Англія.
У 2002 р проект завершений. Улісс
(Ulysses) Улісс запущений в жовтні 1990 за допомогою Space Shuttle Discovery, в лютому 1992 року підлетів до Юпітера, де гравітація надала йому унікальну орбіту, яка дозволила йому пролетіти над південним полюсом Сонця в 1994 році і над північним в 1995 році. Гоес
(GOES) Серія метеорологічних геостаціонарних супутників США, яка проводить моніторинг космічних променів і рентгенівського випромінювання. Спостереження були розпочаті в 1974 році і за час, що минув було запущено 9 таких супутників (одночасно працюють два). Бетсі
(BATSE) Since the launch of the Compton GRO, the SDAC has maintained an on-line interactive computer facility that provides the international solar physics community with quick-look access to the BATSE 4-channel LAD rates with 1-second time resolution, as well as scientific support in the interpretation of these data. The facility displays flare catalog entries, plots quick-look displays of orbital data and flare time profiles, dumps the data in ASCII or binary format files for remote retrieval, and lists BATSE solar viewing time intervals. The database is usually current to within three days of the observations.
У 2001 р втоплений в океані.

Сонце має 9 супутників планет

Distance Radius Mass
Planet (000 km) (km) (kg) Discoverer Date
--------- --------- ------ ------- ---------- -----
Mercury 57,910 2439 3.30e23
Venus 108,200 6052 4.87e24
Earth 149,600 6378 5.98e24
Mars 227,940 3397 6.42e23
Jupiter 778,330 71492 1.90e27
Saturn 1,426,940 60268 5.69e26
Uranus 2,870,990 25559 8.69e25 Herschel 1781
Neptune 4,497,070 24764 1.02e26 Galle тисяча вісімсот сорок шість
Pluto 5,913,520 1160 1.31e22 Tombaugh 1930

Коротко про радоастрономіі

Довідник за спостереженнями Сонця на РАТАН-600 | Сонячна активність - класифікації спалахів, лінки і т.д. | Де шукати сонячні дані в ітернете- картинки

Основні результати дослідження Сонця на РАТАН-600 за 1975-2000гг
Коротка таблиця чисельних параметрів Сонця