Сонце не тiльки джерело свiтла i тепла, але i первинне джерело багатьох iнших видiв енергii

Введення

Коли б смертним високо

Було можливе ввись летiти

Щоб до Сонця тлiнне наше око

Могло, наблизившися, глянути

Тодi б зi всiх вiдкрився краiн

Океан, що горить вiчно.

Там вогнянi вали прагнуть

РЖ не знаходять берегiв;

Там вихори полум'янi крутяться

Борючись безлiч столiть;

Там камiння, як вода, кипить

Палаючi там дощi шумлять.

М.В. Ломоносов

Сонце граi виняткову роль в життi Землi. Декiлька мiльярдiв рокiв тому навкруги нього сформувалися планети i в iх числi Земля. Згодом весь органiчний свiт нашоi планети став зобов'язаний Сонцю своiм iснуванням. Сонце не тiльки джерело свiтла i тепла, але i первинне джерело багатьох iнших видiв енергii. З ним не пов'язанi лише сейсмiчнi процеси на Землi, невелика притока тепла з надр Землi, енергiя, що видiляiться в результатi мiсячних приливiв i при падiннi метеоритiв, а також нiкчемна кiлькiсть енергii, що поступаi на Землю вiд iнших небесних тел.

Трохи з iсторii

Сонце тАФ саме знайоме кожному небесне тiло. Сонце завжди привертало до себе увагу людей, але i сьогоднi вченим доводиться визнавати, що Сонце таiть в собi немало загадок.

Вiдвiку у рiзних народiв Сонце було предметом поклонiння. Використовуючи очевидну роль Сонця як джерела життя на Землi, представники церкви сприяли розвитку поклонiння Сонцю, культу Сонця. Сонце обожнювалося рiзними народами (Гелiос тАФ грецький бог Сонця, Митра тАФ бог Сонця у персидцiв, Ра тАФ у iгиптян, Яр або Ярiло тАФ у наших предкiв слов'ян, Молох тАФ у стародавнiх карфагенян i iн.). Щоб задобрити могутнього бога Сонця, люди приносили йому в жертву багатi дари, а нерiдко i людськi життя.

Сучасному уявленню про Сонце передував важкий багатовiковий шлях людини вiд незнання до знання, вiд явища до iства, вiд обожнювання Сонця до практичного використовування його енергii. Був час, коли люди нiчого не знали про розмiри Сонця i його температуру, стан речовини Сонця i т.д. не знаючи про вiдстань до Сонця, стародавнi приймали видимi розмiри за дiйснi. Гераклiт, наприклад, вважав, що ВлСонце маi ширину в ступню людськуВ», Анаксагор вельми невпевнено допускав, що Сонце може бути бiльшим, нiж воно здаiться, i порiвнював його з Пелопоннесськiм пiвостровом. Абсолютно неясною залишалася картина фiзичноi природи Сонця. Пiфагорiйцi, наприклад, його вiдносили до планет i надiлювали кришталевою сферою. Один з учнiв Пiфагора тАФ Фiлолай (V в. до н. э.), допускаючий думку про рух Землi, вважав, що Сонце не маi нiякого вiдношення до Влцентрального вогнюВ», навкруги якого воно, на його думку, саме обертаiться разом iз Землею, Мiсяцем i п'ятьма планетами (i вигаданим небесним тiлом тАФ ВлпротивоземлеюВ») i який залишаiться невидимим для жителiв Землi. Слiд зазначити, що подiбнi вигаданi уявлення про рух Землi не можна змiшувати з першими науковими припущеннями про рух Землi, що належать, мабуть, Аристарху Самосському (III в. до н. э.), який вперше дав метод визначення порiвняльних вiдстаней до Сонця i Мiсяця. Не дивлячись на незадовiльнiсть одержаних результатiв (було знайдено, що Сонце знаходиться в 19тАФ20 разiв далi вiд Землi, нiж Мiсяць), свiтоглядне i наукове значення iх дуже велике, оскiльки вперше був науково поставлено i частково вирiшено питання про визначення вiдстанi до Сонця. Без принципово правильного дозволу цього питання не могло бути i мови про з'ясування iстинних розмiрiв Сонця. В II в. до н.е. Гиппарх знаходить, що паралакс Сонця (тобто кут, пiд яким з вiдстанi Сонця видний радiус Землi) рiвний 3¢, що вiдповiдаi вiдстанi до нього в 1200 земних радiусiв, i це вважалося вiрним, майже вiсiмнадцять столiть тАФ до робiт Кеплера, Гевелiя, Галлея, Гюйгенса. Останньому (XVII в.) належить найточнiше визначення вiдстанi до Сонця (160 млн. км). Надалi дослiдники вiдмовляються вiд безпосереднього визначення паралакса Сонця i застосовують непрямi методи. Так, наприклад, досить точне значення горизонтального паралакса набували з наглядiв марса в протистояннi або Венери пiд час ii проходження по диску Сонця.

В XX в. успiшнi вимiрювання сонячного паралакса виконувалися при наглядах астероiдiв. Була досягнута значна точнiсть у визначеннi паралакса Сонця (р=8",790В±0",001). Сонячний паралакс вимiрювали i рiзноманiтними iншими методами, з яких найточнiшими виявилися нагляди радiолокацiй Меркурiя i Венери, виконанi радянськими i американськими ученими на початку 60-х рокiв.

До початку XVII в. вiдносяться знаменитi телескопiчнi нагляди Галiлеiм сонячних плям, його боротьба за доказ того, що плями знаходяться на поверхнi Сонця. Було вiдкрито обертання Сонця, накопиченi данi про ядра i пiвтiнь плям, знайденi плямостворювальнi зони на Сонцi. Проте плями ще довгий час приймали за вершини гiр або продукти вулканiчних вивержень. Бiльш пiвстолiттям признавалася фантастична теорiя Вiльяма Гершеля, запропонована iм в 1795 р., яка грунтувалася на уявленнях А. Вилсона, що пiдтвердилися згодом, про те, що плями тАФ це поглиблення в сонячнiй поверхнi. Згiдно теорii Гершеля, внутрiшнi ядро Сонця тАФ холодне, тверде, темне тiло, оточене двома шарами: зовнiшнiй хмарний шар тАФ це фотосфера, а внутрiшнiй тАФ граi роль захисного екрану (захищаючого ядро вiд дii огнедишноi фотосфери). Тiнь плями тАФ це просвiт холодного ядра Сонця крiзь хмарнi шари, а пiвтiнь тАФ просвiти внутрiшнього хмарного шару. Гершель зробив наступний загальний висновок з своii теорii: Влз цiii новоi точки зору Сонце представляiться менi незвичайно величною, величезною i яскравою планетою; очевидно, це перше або, точнiше кажучи, iдине первинне тiло нашоi системи.. всього вiрогiднiше, що воно жиле, подiбно рештi планет, iстотами, органи яких пристосували до особливих умов, пануючих на цiй величезнiй кулiВ». Не якi схожi цi наiвнi уявлення про Сонце на генiальнi думки Ломоносова про природу нашого денного свiтила.

Давно пiшло в минуле релiгiйне поклонiння свiтилу. Зараз ученi вивчають природу Сонця, з'ясовують його вплив на Землю, працюють над проблемою практичного вживання невичерпноi сонячноi енергii. Важливо i те, що Сонце тАФ найближча до нас зiрка, iдина зiрка в Сонячнiй, системi. Тому, вивчаючи Сонце, ми дiзнаiмося про багато явищ i процеси, властивi зiркам i неприступних детальному нагляду через величезну вiддаленiсть зiрок.

Сонце як небесне тiло

Сонце тАФ центральне тiло Сонячноi системи тАФ i дуже гарячою плазмовою кулею. Сонце тАФ найближча до Землi зiрка. Свiтло вiд нього доходить до нас за 8? хв. Сонце вирiшальним чином вплинуло на утворення всiх тiл Сонячноi системи i створило тi умови, якi привели до виникнення i розвитку на Землi життя.

Сонце, ймовiрно, виникло разом з iншими тiлами Сонячноi системи з газопиловоi туманностi приблизно 5 млрд. рокiв тому. Спочатку речовина Сонця сильно розiгрiвалася через гравiтацiйне стиснення, але незабаром температура i тиск в надрах настiльки збiльшилися, що мимовiльно почали вiдбуватися ядернi реакцii. В результатi цього дуже сильно пiднялася температура в центрi Сонця, а тиск в його надрах зрiс настiльки, що змогло зрiвноважити силу тяжкостi i зупинити гравiтацiйне стиснення. Так виникла сучасна структура Сонця. Ця структура пiдтримуiться повiльним перетворенням водню, що вiдбуваiться в його надрах, в гелiй. За 5 млрд. рокiв iснування Сонця вже близько половини водню в його центральнiй областi перетворилося на гелiй. В результатi цього процесу видiляiться та кiлькiсть енергii, яке Сонце випромiнюi в свiтовий простiр.

Потужнiсть випромiнювання Сонця дуже велика: вона рiвна 3,8тАв1020 МВт. На Землю потрапляi нiкчемна частина сонячноi енергii, що становить близько половини мiльярдноi частки. Вона пiдтримуi в газоподiбному станi земну атмосферу, постiйно нагрiваi сушу i водоймища, даi енергiю вiтрам i водопадам, забезпечуi життiдiяльнiсть тварин i рослин. Частина сонячноi енергii запасена в надрах Землi у виглядi кам'яного вугiлля, нафти i iнших корисних копалин.

Видимий iз Землi дiаметр Сонця складаi бiля 0,5В°, вiдстань до нього в 107 разiв перевищуi його дiаметр. Отже, дiаметр Сонця рiвний 1 392 000км, що в 109 разiв бiльше земного дiаметра.

Якщо порiвняти декiлька послiдовних фотографiй Сонця, то можна помiтити, як мiняiться положення деталей, наприклад плям на диску. Це вiдбуваiться через обертання Сонця. Сонце обертаiться не як тверде тiло. Плями, що знаходяться поблизу екватора Сонця, випереджають плями, розташованi в середнiх широтах. Отже, швидкостi обертання рiзних шарiв Сонця рiзнi: точки екваторiальноi областi Сонця мають не тiльки найбiльшi лiнiйнi, але i найбiльшi кутовi швидкостi. Перiод обертання екваторiальних областей Сонця 25 земних дiб, а полярних тАФ бiльше 30.

Сонце i сферично симетричним тiлом, що знаходиться в рiвновазi. Усюди на однакових вiдстанях вiд центру цiii кулi фiзичнi умови однаковi, але вони помiтно мiняються у мiру наближення до центру. Густина i тиск швидко наростають углиб, де газ сильнiше стислий тиском вищерозмiщених шарiв. Отже, температура також росте у мiру наближення до центру. Залежно вiд змiни фiзичних умов Сонце можна роздiлити на декiлька концентричних шарiв, поступово перехiдних один в одного.

В центрi Сонця температура складаi 15 млн. градусiв, а тиск перевищуi сотнi мiльярдiв атмосфер. Газ стислий тут до густини близько 1,5тАв105 кг/м3^.

Всi розглянутi вище шари Сонця фактично не спостерiгаються. Про iх iснування вiдомо або з теоретичних розрахункiв, або на пiдставi непрямих даних. Над конвективною зоною розташовуються безпосередньо спостережуванi шари Сонця, званi його атмосферою. Вони краще вивченi, оскiльки про iх властивостi можна судити з наглядiв.

Сонячна атмосфера також складаiться з декiлькох рiзних шарiв. Найглибший i тонкий з них тАФ фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектрi. Фотосфера тАФ сфераВ» Сонця, що Влсвiтиться, тАФ самий нижнiй шар його атмосфери, випромiнюючий левову частку поступаючоi вiд Сонця енергii. Товщина фотосфери близько 300км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячiше. В зовнiшнiх, бiльш холодних шарах фотосфери на фонi безперервного спектру утворюються фраунгоферовi лiнii поглинання.

Дослiдження фраунгоферових лiнiй дозволяi визначити хiмiчний склад атмосфери Сонця. На Сонцi знайдено бiльше 70 хiмiчних елементiв. Нiяких ВлнеземнихВ» елементiв Сонце не мiстить. Найпоширенiшi елементи на Сонцi тАФ водень (бiля 70% всiii маси Сонця) i гелiй (29%).

Пiд час найбiльшого спокою земноi атмосфери в телескоп можна спостерiгати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких свiтлих плямочок тАФ гранул тАФ розмiром близько 1000км, оточенi темними промiжками, створюi враження комiрчастоi структури тАФ грануляцiя. Виникнення грануляцii пов'язано з конвекцiiю, що вiдбуваiться пiд фотосферою. Окремi гранули на декiлька сотень градусiв гарячiше навколишнього iх газу, i протягом декiлькох хвилин iх розподiл по диску Сонця мiняiться. Спектральнi змiни свiдчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективнi: в гранулах газ пiдiймаiться, а мiж ними тАФ опускаiться.

Цi рухи газiв породжують в сонячнiй атмосферi акустичнi хвилi, подiбнi звуковим хвилям в повiтрi.

Розповсюджуючись у верхнi шари сонячноi атмосфери, хвилi, що виникли в конвективнiй зонi i у фотосферi, передають iм частину механiчноi енергii конвективних рухiв i проводять нагрiвання газiв подальших шарiв атмосфери Сонця тАФ хромосфери i корони. В результатi верхнi шари фотосфери з температурою близько 4500 До виявляються ВлнайхолоднiшимиВ» на Сонцi. Як углиб, так i вгору вiд них температура газiв швидко росте.

Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, пiд час повних сонячних затьмарень в тi хвилини, коли Мiсяць повнiстю закриваi фотосферу, видний як рожеве кiльце, що оточуi темний диск. На краю хромосфери спостерiгаються виступаючi як би язички полум'я тАФ хромосфернi спiкули, представляючi собою витягнутi стовпчики з ущiльненого газу. Тодi ж можна спостерiгати i спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Вiн складаiться з яскравих емiсiйних лiнiй водню, гелiю, iонiзованого кальцiю i iнших елементiв, якi раптово спалахують пiд час повноi фази затьмарення. Видiляючи випромiнювання Сонця в цих лiнiях, можна одержати в них його зображення. В додатку приведена фотографiя дiлянки Сонця, одержана в промiннi водню (червона спектральна лiнiя з довжиною хвиль 656,3 нм). Для випромiнювання в цiй довжинi хвилi хромосфери непрозора, а тому випромiнювання глибше розташованоi фотосфери на знiмку вiдсутнi.

Хромосфера вiдрiзняiться вiд фотосфери значно бiльш неправильною неоднорiдною структурою. Помiтнi два типи неоднорiдностей тАФ яскравi i темнi. За своiми розмiрами вони перевищують фотосфернi гранули. В цiлому розподiл неоднорiдностей утворюi так звану хромосферну сiтку, особливо добре помiтну в лiнii ионизованного кальцiю. Як i грануляцiя, вона i слiдством рухiв газiв в пiдфотосфернiй конвективнiй зонi, що тiльки вiдбуваються в бiльш крупних масштабах. Температура в хромосферi швидко росте, досягаючи у верхнiх ii шарах десяткiв тисяч градусiв.

Сама зовнiшня i дуже розрiджена частина сонячноi атмосфери тАФ корона, що простежуiться вiд сонячного лiмба до вiдстаней в десятки сонячних радiусiв. Вона маi температуру близько мiльйона градусiв. Корону можна бачити тiльки пiд час повного сонячного затьмарення або за допомогою коронографа.

Вся сонячна атмосфера постiйно коливаiться. В нiй розповсюджуються як вертикальнi, так i горизонтальнi хвилi з довжинами в декiлька тисяч кiлометрiв. Коливання носять резонансний характер i вiдбуваються з перiодом близько 5 мiн.

У виникненнi явищ, що вiдбуваються на Сонцi, велику роль грають магнiтнi поля. Речовина на Сонцi усюди i намагнiченою плазмою. РЖнодi в окремих областях напруженiсть магнiтного поля швидко i сильно зростаi. Цей процес супроводжуiться виникненням цiлого комплексу явищ сонячноi активностi в рiзних шарах сонячноi атмосфери. До них вiдносяться факели i плями у фотосферi, флоккули в хромосферi, протуберанцi в коронi. Найчудовiшим явищем, що охоплюi всi шари сонячноi атмосфери i що зароджуiться в хромосферi, i сонячнi спалахи.

В ходi наглядiв ученi з'ясували, що Сонце тАФ могутнi джерело радiовипромiнювання. В мiжпланетний простiр проникають радiохвилi, якi випромiнюi хромосфера (сантиметровi хвилi) i корона (дециметровi i метровi хвилi).

Радiовипромiнювання Сонця маi двi складовi тАФ постiйну i змiнну (сплески, Влшумовi бурiВ»). Пiд час сильних сонячних спалахiв радiовипромiнювання Сонця зростаi в тисячi i навiть мiльйони раз в порiвняннi з радiовипромiнюванням спокiйного Сонця. Це радiовипромiнювання маi нетеплову природу.

Рентгенiвське промiння виходить в основному вiд верхнiх шарiв хромосфери i корони. Особливе сильним випромiнювання буваi в роки максимуму сонячноi активностi.

Сонце випромiнюi не тiльки свiтло, тепло i всi iншi види електромагнiтного випромiнювання. Воно також i джерелом постiйного потоку частинок тАФ корпускул. Нейтрино, електрони, протони, альфа-частки, а також важчi атомнi ядра всi разом складають корпускулярне випромiнювання Сонця. Значна частина цього випромiнювання i бiльш менш безперервним закiнченням плазми тАФ сонячний вiтер, що i продовженням зовнiшнiх шарiв сонячноi атмосфери тАФ сонячноi корони. На фонi цього постiйно дуючого плазмового вiтру окремi областi на Сонцi i джерелами бiльш направлених, посилених, так званих корпускулярних потокiв. Швидше за все вони пов'язанi з особливими областями сонячноi корони тАФ коронарними дiрами, а також, можливо, з довгоживучими активними областями на Сонцi. Нарештi, з сонячними спалахами пов'язанi наймогутнiшi короткочаснi потоки частинок, головним чином електронiв i протонiв. В результатi наймогутнiших спалахiв частинки можуть придбавати швидкостi, складовi помiтну частку швидкостi свiтла. Частинки з такими великими енергiями називаються сонячним космiчним промiнням.

Сонячне корпускулярне випромiнювання робить сильний вплив на Землю, i перш за все на верхнi шари ii атмосфери i магнiтне поле, викликаючи безлiч цiкавих геофiзичних явищ.

Прилади нагляду за Сонцем

Для наглядiв Сонця використовуються спецiальнi iнструменти, званi сонячними телескопами. Потужнiсть випромiнювання, що приходить вiд Сонця, в сотнi мiльярдiв раз бiльше, нiж вiд найяскравiших зiрок, тому в сонячних телескопах використовують об'iктиви з дiаметрами не бiльше метра, але i в цьому випадку велика кiлькiсть свiтла дозволяi використовувати сильне збiльшення i працювати, таким чином, iз зображеннями Сонця дiаметром до 1м. Для цього телескоп повинен бути довгофокусним. У найбiльших сонячних телескопiв фокусна вiдстань об'iктивiв досягаi сотнi метрiв. Такi довгi iнструменти неможливо вмонтовувати на параллактичних установках, i звичайно iх роблять нерухомими. Щоб направити промiння Сонця в нерухомо розташований сонячний телескоп, користуються системою двох дзеркал, одне з яких нерухоме, а друге, зване цiлостатом, обертаiться так, щоб компенсувати видиме добове перемiщення Сонця по небу. Сам телескоп розташовують або вертикально (баштовий сонячний телескоп), або горизонтально (горизонтальний сонячний телескоп). Зручнiсть нерухомого розташовуi телескопа полягаi ще i в тому, що можна використовувати великi прилади для аналiзу сонячного випромiнювання (спектрографи, збiльшувальнi камери, рiзного типу свiтлофiльтри).

Крiм баштових i горизонтальних телескопiв для наглядiв Сонця можуть бути використанi звичайнi невеликi телескопи з дiаметром об'iктиву не бiльше 20-40см. Вони повиннi бути забезпеченi спецiальними збiльшувальними системами, свiтлофiльтрами i камерами iз затворами, що забезпечують короткi експозицii.

Для нагляду сонячноi корони застосовують коронограф, що дозволяi видiляти слабке випромiнювання корони на фонi яскравого навколосонячного ореолу, викликаного розсiянням фотосферного свiтла в земнiй атмосферi. За своiю суттю це звичайний рефрактор, в якому розсiяне свiтло сильно ослабляiться завдяки ретельному пiдбору високоякiсних сортiв скла, високому класу iх обробки, спецiальнiй оптичнiй схемi, що знiмаi велику частину розсiяного свiту, i вживанню вузькополосних свiтлофiльтрiв.

Для вивчення сонячного спектру крiм звичайних спектрографiв широко використовуються спецiальнi прилади тАФ спектрогелiографи i спектрогелiоскопи, що дозволяють одержати монохроматичне зображення Сонця в будь-якiй довжинi хвилi.

Сонячне випромiнювання i вплив його на Землю

РЖз загальноi кiлькостi енергii, випромiнюваноi Сонцем в мiжпланетний простiр, меж земноi атмосфери досягаi лише 1/2000000000 частина. Зразково третина сонячного випромiнювання, падаючого на Землю, вiдображаiться нею i розсiваiться в мiжпланетному просторi. Багато сонячнiй енергii йде на нагрiвання земноi атмосфери, океанiв i сушi. Але i Частка, що залишаiться, забезпечуi iснування життя на Землi.

В майбутньому люди обов'язково навчаться безпосередньо перетворювати сонячну енергiю на iншi види енергii. Вже застосовуються в народному господарствi найпростiшi гелiотехнiчнi установки: рiзнi типи сонячних теплиць, парникiв, опрiснювачiв, водонагрiвачiв, сушарок. Сонячне промiння, зiбране у фокусi увiгнутого дзеркала, плавить самi тугоплавкi метали. Ведуться роботи iз створення сонячних електростанцiй, по використовуванню сонячноi енергii для опалювання будинкiв i опрiснення морськоi води. Практичне вживання знаходять напiвпровiдниковi сонячнi батареi, безпосередньо перетворюючi енергiю Сонця в електричну енергiю. Разом з хiмiчними джерелами струму сонячнi батареi використовуються, наприклад, на штучних супутниках Землi i космiчних ракетах. Все це лише першi успiхи гелiотехнiки.

Ультрафiолетове i рентгенiвське промiння виходить в основному вiд верхнiх шарiв хромосфери i корони. Це вдалося довести, запускаючи ракети з приладами пiд час сонячних затьмарень. Дуже гаряча сонячна атмосфера завжди i джерелом невидимого короткохвильового випромiнювання, але особливе могутнiм воно буваi в роки максимуму сонячноi активностi. В цей час ультрафiолетове випромiнювання зростаi приблизно в два рази, а рентгенiвське тАФ в десятки i навiть сотнi раз в порiвняннi з випромiнюванням в роки мiнiмуму. РЖнтенсивнiсть короткохвильового випромiнювання змiнюiться також вiд дня до дня, рiзко зростаючи, коли в хромосферi Сонця вiдбуваються спалахи.

Короткохвильове випромiнювання Сонця робить вплив на процеси, що вiдбуваються в атмосферi Землi. Так, наприклад, ультрафiолетове i рентгенiвське промiння частково iонiзують шари повiтря, утворюючи шар земноi атмосфери тАФ iоносферу. РЖоносфера граi важливу роль в здiйсненнi дальнього радiозв'язку: радiохвилi, що йдуть вiд радiопередавача, перш нiж досягти антени приймача, багато разiв вiдображаються вiд iоносфери i вiд поверхнi Землi. Стан iоносфери мiняiться залежно вiд умов освiтлення ii Сонцем i вiд явищ, що вiдбуваються на Сонцi. Тому для забезпечення стiйкого радiозв'язку доводиться враховувати час доби, пору року i стан сонячноi активностi. Пiд час наймогутнiших спалахiв на Сонцi число iонiзованих атомiв в iоносферi зростаi i радiохвилi частково або повнiстю поглинаються нею. Це приводить до погiршення або навiть до тимчасового припинення радiозв'язку.

Систематичне дослiдження радiовипромiнювання Сонця почалося тiльки пiсля другоi свiтовоi вiйни, коли з'ясувалося, що Сонце тАФ могутнi джерело радiовипромiнювання. В мiжпланетний простiр проникають радiохвилi, якi випромiнюi хромосфера (сантиметровi хвилi) i корона (дециметровi i метровi хвилi) тАФ вони i досягають Землi.

Радiовипромiнювання Сонця маi двi складовi тАФ постiйну, майже не змiнну, i змiнну, спорадичну (сплески, Влшумовi бурiВ»). Радiовипромiнювання ВлспокiйногоВ» Сонця пояснюiться тим, що гаряча сонячна плазма завжди випромiнюi радiохвилi разом з електромагнiтними коливаннями iнших довжин хвиль (теплове радiовипромiнювання). Пiд час великих хромосферних спалахiв радiовипромiнювання Сонця зростаi в тисячi i навiть мiльйони раз в порiвняннi з радiовипромiнюванням спокiйного Сонця. Це радiовипромiнювання, породжене швидкопротiкаючими нестацiонарними процесами, маi нетеплову природу.

Ряд геофiзичних явищ (магнiтнi бурi, тобто короткочаснi змiни магнiтного поля Землi, полярнi сяйва i iн.) викликаний сонячною активнiстю. Але цi явища вiдбуваються не ранiше нiж через доба пiсля спалахiв на Сонцi. Викликаються вони не електромагнiтним випромiнюванням, що доходить до Землi через 8,3 мiн, а виверженими корпускулами, якi iз запiзненням проникають в навколоземний простiр.

Корпускули випускаються Сонцем i тодi, коли на ньому немаi спалахiв i плям. Корона, що безперервно розширяiться, створюi сонячний вiтер, що охоплюi планети i комети, що рухаються поблизу Сонця. Спалахи супроводжуються ВлпоривамиВ» сонячного вiтру. Експерименти на космiчних ракетах i штучних супутниках Землi дозволили безпосередньо знайти сонячнi корпускули в мiжпланетному просторi.

Пiд час спалахiв в мiжпланетний простiр проникають не тiльки корпускули, але i магнiтне поле тАФ все це визначаi ВлобстановкуВ» в навколоземному космiчному просторi. Так, наприклад, сонячний вiтер деформуi геомагнiтне поле, стискаi його i локалiзуi в просторi; корпускули заповнюють радiацiйний пояс. З проникненням корпускул в земну атмосферу зв'язанi полярнi сяйва. Пiсля спалахiв на Сонцi на Землi вiдбуваються магнiтнi бурi. Так, пiсля спалаху 4 серпня 1972 р. вiдбулася сильна магнiтна буря, радiозв'язок, що порушив, на коротких хвилях, спостерiгалися полярнi сяйва i рiзке зниження рiвня космiчного промiння, яке йшло до нас з глибин Галактики i якому перегородили шлях виверженi Сонцем плазмовi потоки (ефект Форбуша).

Проблема ВлСонце тАФ ЗемляВ», що пов'язуi сонячну активнiсть з ii дiiю на Землю, знаходиться на стику декiлькох найважливiших для людства наук тАФ астрономii, геофiзики, бiологii, медицини.

Деякi частини цiii комплексноi проблеми дослiджуються вже декiлька десятирiч, наприклад iоносфернi прояви сонячноi активностi. Тут вдалося не тiльки накопичити безлiч фактiв, але i знайти закономiрностi, що мають велике значення для здiйснення безперебiйного радiозв'язку (вибiр робочих частот радiозв'язку i прогнози умов радiозв'язку).

Давно вiдомо, що коливання магнiтноi стрiлки пiд час магнiтноi бурi особливо помiтнi в денний час i мають найбiльшу амплiтуду, що iнодi досягаi декiлькох градусiв, в перiоди максимуму сонячноi активностi. Добре вiдомо i те, що магнiтнi бурi звичайно супроводжуються свiченням верхнiх шарiв атмосфери. Це полярнi сяйва тАФ одне з найкрасивiших явищ природи. Надзвичайна гра фарб, раптова змiна спокiйного свiчення стрiмким перемiщенням дуг, смуг i промiння, створюючого то гiгантськi шатри, то величнi завiси, вiдвiку привертала до себе людей. Полярнi сяйва, як правило, спостерiгаються в полярних областях земноi кулi. Але iнодi в роки максимумiв сонячноi активностi iх можна спостерiгати i в середнiх широтах. В полярних сяйвах переважають два кольори: зелений i червоний. Забарвлення полярних сяйв обумовлено випромiнюванням атомiв кисню. РЖснуi зв'язок мiж явищами на Сонцi i процесами в нижнiх шарах земноi атмосфери. Сонячне випромiнювання впливаi на тропосферу. З'ясування механiзму цiii дii необхiдне для метеорологii.

Останнiм часом всю бiльшу увагу учених привертають рiзноманiтнi явища в бiосферi, якi, як показують нагляди, пов'язанi з сонячною активнiстю. Так, бiологи вiдзначають, що протягом 11-рiчного циклу сонячноi активностi вiдбуваються змiни в приростi лiсонасаджень, умовах iснування окремих видiв тваринних, птахiв, комах. Лiкарi помiтили, що в роки максимуму сонячноi активностi помiтно загострюються деякi серцево-судиннi захворювання i нервовi захворювання. Це, зокрема, зв'язуiться iз знайденим впливом геомагнiтного поля на рiзнi колоiднi системи, включаючи кров людини. Вивчення подiбних сонячно-земних зв'язкiв тiльки починаiться.

Щоб всесторонньо дослiджувати явища, що вiдбуваються на Сонцi, проводяться систематичнi нагляди Сонця на численних обсерваторiях. Вивчення дii Сонця на Землю вимагаi об'iднання зусиль вчених багатьох краiн.

Висновок

Резюмуiмо вищесказане.

Сонце i типовою зiркою, однiii з 100 000 000 000 зiрок в нашiй Галактицi. Спектральний клас Сонця G2V, на дiаграмi Герцшпрунга-Рессела воно знаходиться ближче до холодного кiнця головноi послiдовностi, i вiдноситься до класу жовтих карликiв.

Сонце тАУ центральне свiтило нашоi планетноi системи, i фiзичнi процеси, що протiкають в ньому, в значнiй мiрi визначають також фiзику планет, принаймнi, найближчих до Сонця. Середня вiдстань вiд Землi до Сонця тАУ 150 мiльйонiв кiлометрiв тАУ свiтло проходить його за 8 хвилин.

Маючи дiаметр майже 1 392 000 км ( приблизно в 109 разiв бiльше дiаметра Землi) i маса 1.9891х1030кг (це складаi 98% маси сонячноi системи), Сонце i могутнiм джерелом енергii - джерелом всього життя на Землi.

В даний час приблизно половина водню в ядрi вже вицвiла в термоядерних реакцiях. Сонце в цiлому на 92,1% складаiться з водню, 7,8% складаi гелiй i 0,01% доводиться на вуглець, залiзо i iншi елементи. Кожну секунду 700 млрд. тонн водню згоряi на Сонцi. Не дивлячись на таку величезну швидкiсть втрат, енергii Сонця вистачить ще на 5 млрд. рокiв такого життя (приблизно стiльки ж рокiв Сонцю вiд народження). Закiнчить своi життя Сонце бiлим карликом.

Середня густина киплячоi плазмовоi кулi, якою i Сонце, разу в 4 менше густини Землi. Фотону потрiбен мiльйон рокiв, щоб добратися вiд ядра Сонця до його поверхнi. Спочатку енергiя передаiться випромiнюванням тАУ приблизно 70% шляху. Потiм починаi працювати конвекцiя - процес, що нагадуi кипiння. За конвективною зоною слiдуi шар атмосфери Сонця, званий фотосферою тАУ це поверхня Сонця, яку ми бачимо. Товщина фотосфери дуже маленька - ~350 км - це близько 1/200 радiусу Сонця. Розташованi над фотосферою хромосфера i корона практично вiльно пропускають безперервне випромiнювання фотосфери. В першому наближеннi можна вважати, що фотосфера випускаi безперервне теплове випромiнювання як абсолютно чорне тiло з температурою 6000К. Практично вся енергiя випромiнювання Сонця укладена у випромiнюваннi фотосфери, що доводиться на iнтервал довжин хвиль вiд 1500 А до 0,5см. У видимiй областi спектру випромiнювання Сонця майже не залежить вiд сонячноi активностi тАУ наявнiсть на фотосферi плям i т.д. Кiлькiсть енергii, приношуваноi сонячним промiнням за 1 мiн на майданчик в 1 см2, розташований зовнi земноi атмосфери на середнiй вiдстанi вiд Землi до Сонця, називають сонячною постiйною, ii значення рiвне 1,4х103 вт/м2. Звiдси можна порахувати, що свiтимiсть Сонця рiвна 3,86х1026 Ватiв. Зiрки типу Сонця тАУ стацiонарнi зiрки з термоядерним джерелом енергii тАУ не мiняють своii свiтимостi протягом багатьох мiльйонiв рокiв. Все ж таки слiд помiтити, що змiни сонячноi постiйноi можуть складати частки вiдсотка залежно вiд сонячноi активностi.

До винаходу радiо i запуску космiчних телескопiв, якi дозволили спостерiгачам освоiти всю шкалу електромагнiтних хвиль, вiд найжорсткiшого гамма випромiнювання, рентгена i ультрафiолета до метрових радiохвиль, iдиним свiдоцтвом змiнностi сонячноi активностi була змiна кiлькостi плям на фотосферi тАУ воно мiняiться з перiодом в 11 рокiв.

В даний час Сонце знаходиться на списi активностi.

Насправдi повний магнiтний цикл Сонця складаi 22 роки тАУ за цей час вiдбуваiться повна переполюсовка магнiтного поля Сонця, i плями, якi i мiсцями виходу магнiтного поля з-пiд фотосфери, повертаються на своi мiсця.

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя ракетобудування Украiни

Авиационно-космические отрасли в российской провинции

Аналiз гiпотез виникнення Землi i Сонячноi системи

Антропний принцип у Всесвiтi