Природа Сонця. Планети

Звідси маємо: р = 6,6 • 1013Па, тобто тиск у мільярд разів біль¬ший за атмосферний тиск.

За газовими законами тиск пропорційний температурі й густи¬ні. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця.

Точні обчислення, які враховують зростання густини й темпе¬ратури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 • 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск — близько 2 • 1018 Па, а температура — близько 15000 000 К.

При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виді¬ляється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кіль¬кість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню — зменшується.

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зов¬нішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від цент¬ра. Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини (мал. 67):

1) внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і темпера¬тура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на відстань приблизно 1/3 /?©;/

2) «промениста» зона (відстань від 1/3 до 2/3 /?0), в якій енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідов¬ного вбирання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;3) конвективна зона — від верхньої частини «променис¬тої» зони майже до самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого відбувається перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;

4) атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо не видно, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затем¬нень, або за допомогою спеціальних приладів.

Сонячну атмосфе¬ру також можна умовно поділити на кілька шарів (див", мал.).

Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 — 300 км, нази¬вається фотосферою (сфера світла). З нього виходить'майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижу¬ється з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуют-ься вна¬слідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери (мал. 68) добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих «зерняток» — гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура нази¬вається грануляцією. Вона є результатом руху газів, шо відбувається в розміщеній під Ьотосферою конвективній зоні Сонця.

Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випроміню¬вання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відпові¬дають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оп¬тика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька со¬тень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близь¬ко 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близь¬ко 0,01 % атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову почина¬ють підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Ча¬стина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, нази¬вається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті мо¬менти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери темпе¬ратура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостері¬гати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у між¬планетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.