Доклад Солнце как космический объект

Солнце, центральное тело Солнечной системы, представляет собой раскалённый плазменный шар; Солнце — ближайшая к Земле звезда. Масса Солнца 1,990 х 1030 кг (в 332958 раз больше массы Земли). В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс равен 8,794" (4,263 х 10-5 радиан). Расстояние от Земли до Солнца меняется от 1,4710 х 1011 м (в январе) до 1,5210 х 1011 (в июле), составляя в среднем 1,4960 х 1011 м. Это расстояние принято считать одной астрономической единицей. Средний угловой диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305 х 10-3 рад.), чему соответствует линейный диаметр Солнца, равный 1,392 х 109 м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность Солнца 1,41 х 103 кг/м3. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца составляет 273,98 м/сек2. Вторая космическая скорость на поверхности Солнца равна 6,18 х 105 м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца, определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному излучению Солнца равна 5770 К.
История телескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений, выполненных Г. Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, определён период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие методов спектрального анализа позволило изучить физические условия на Солнце. В 1814 году Й. Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре Солнца — это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836 года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнаружению короны и хромосферы Солнца, а также солнечный протуберанцев. В 1913 году американский астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б. Эдлен и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями высокоионизированных элементов, доказав этим высокую температуру в солнечной короне. В 1931 году Б. Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В начале 40-х годов XX века было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца ведётся методами внеатмосферной астрономии с помощью ракет, автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, космических лабораторий с людьми на борту.
Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению различных деталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. Положение различных деталей на поверхности Солнца определяется с помощью гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска Солнца или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так называемого меридиана Каррингтона). При этом считают, что Солнце вращается как твёрдое тело. Один оборот относительно Земли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Время оборота на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический период) — 25,38 суток. Угловая скорость вращения я7f для сидерического вращения изменяется с гелиографической широтой я7w по закону: я7w = 14,33° – 3° sin 2я7f в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца — около 2000 м/сек.
Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74, абсолютная визуальная звёздная величина Mv равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра MB-MV = 0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7 х 103 м/сек. Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра. Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200 миллионов лет. Возраст Солнца около 5 х 109 лет.
Внутреннее строение Солнца определено в предположении, что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переноса энергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, закон Стефана-Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости, полной массы и радиуса Солнца и данным о его химическом составе дают возможность построить модель внутреннего строения Солнца. Полагают, что содержание водорода в Солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре Солнца составляет 10 – 15 х 106 К, плотность около 1,5 х 105 кг/м3, давление 3,4 х 1016 Н/м2 (около 3 х 1011 атмосфер). Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру Солнца, являются ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца. Среднее количество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек.
Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На Солнце возможны две группы термоядерных реакций: так называемый протон протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на Солнце преобладает протон-протонный цикл, состоящий из трёх реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса 2); во второй из ядер водорода образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.