Сонце – центральне тіло Сонячної системи.

1. Сонце - найближча зоря Чернецький І.С., кандидат педагогічних наук, Завідувач відділу створення навчально-тематичних систем знань НЦ МАНУ, Голова ВГО “Асоціація учителів фізики “Шлях освіти – ХХІ”

2. Сонце – центральне тіло Сонячної системи. Сонце – єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими зорями добре вивчені.

3. Маса Сонця 1,9891·1030 кг Радіус Сонця 6,96·108 м. Середня густина сонячної речовини 1408 кг/м3 Світність Сонця 3,85·1026 Вт. Температура поверхні (фотосфери) 5800 К Спектральний клас G2 Фізичні характеристики Сонця

4. Обертання Сонця Сонце обертається як газова куля - у різних ділянках з різною швидкістю.

5. Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання. Сонячна поверхня, маючи температуру 5800К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хімічних елементів. Хімічний склад видимої поверхні Сонця

6. Гідроген -73,46 % Гелій -24,85 % Оксиген - 0,77 % Вуглець - 0,29 % Залізо - 0,16 % Неон - 0,12 % Азот - 0,09 % Сіліцій - 0,07 % Магній - 0,05 % Сульфур -0,04 % Хімічний склад видимої поверхні Сонця

7. Фізична модель сонця Центральна частинаСонцярадіусомприблизно 150–175 тис. км (тобто 20-25% відрадіусаСонця), в якійвідбуваютьсятермоядерніреакції, називаєтьсясонячним ядром.  Густинаречовинив ядрі становить приблизно 150 000 кг/м³, а температура в центрі ядра — більше 14 млнК. В ядрівідбуваютьсятермоядерніреакції, врезультатіякихізчотирьохпротонівутворюється ядро гелію-4.

8. Фізична модель сонця Внаслідокцьогощосекундинавипромінювання перетворюється4,26 млн тонн речовини, однакця величина нікчемна в порівняннізмасоюСонця — 2×1027 тонн. Потужність, щовиділяється у різних зонах ядра, залежитьвідїхвідстані до центру Сонця. У самому центрівідповідно до теоретичнихоцінок вона сягає 276,5 Вт/м³, що на порядок меншепитомоготепловиділеннясплячоїлюдини.

9. Фізична модель сонця Питоме ж тепловиділенняСонця у ціломуще на два порядки менше. Завдякинастільки невеликому питомомуенерговиділенню, запасів «палива» (водню) для підтримкитермоядерноїреакціївистачає на кількамільярдівроків.

10. Джерело енергії сонця Головним джерелом енергії Сонця є реакції термоядерного синтезу. За рахунок зміни маси реагентів вивільнюється енергія, що випромінюється у вигляді фотонів та переноситься елементарними частками, зокрема нейтрино.

11. Потоки нейтрино, що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів, встановлений глибоко під землею або під водою. Нейтринний телескоп Супер-Каміоканде. Спостереження нейтрино

12. Фізична модель сонця Над ядром, на відстаніприблизновід 0,2-0,25 до 0,7 радіусаСонця, розташованазона променистого переносу. У ційзоніперенесенняенергіївідбуваєтьсяздебільшого за допомогоювипромінюванняіпоглинанняфотонів.

13. Фізична модель будови сонця Напрямок кожного конкретного фотона, випроміненого шаром плазми, ніяк не залежитьвід того, якіфотони плазмою поглиналися, тому вінможе як потрапити до вищого шару в променистійзоні, так іповернутися назад, до центру. Через цепроміжок часу, за якийбагаторазовоперевипромінений фотон (спочаткуутворений в ядрі) досягаєконвективноїзони, можевимірюватисямільйонамироків. В середньомуцейтермін становить 170 тис. років.

14. Фізична модель сонця Ближче до поверхніСонця температура та густинаречовининедостатні для повногоперенесенняенергії шляхом ревипромінювання. Виникаєвихровеперемішуванняплазми, іперенесенняенергії до поверхні (фотосфери) здійснюєтьсяпереважнорухомречовини.

15. Фізична модель сонця Охолоджуючись на поверхні, речовинафотосферизанурюєтьсявглибконвективноїзони, а в нижнійчастиніречовинанагріваєтьсявідзонипроменистого переносу іпіднімаєтьсявгору, обидвапроцесийдутьзізначноюшвидкістю. Такийспосібпередачіенергіїназиваєтьсяконвекцією, а підповерхневий шар Сонцязавтовшкиприблизно 200 000 км, де вона відбувається — конвективною зоною.

16. Фізична модель сонця Терміки в конвекційнійзонівикликають на поверхнігранули (які по сутіє вершинами терміків) ісупергрануляцію. Швидкістьпотоків становить в середньому 1-2 км/с, а максимальніїїзначеннядосягають 6 км/с. Час життягранули становить 10-15 хвилин, щоможнапорівнятиізперіодом, за який газ можеобійтинавкологранули. Рухи в ційзонівикликаютьефектмагнітного динамо, івідповіднопороджуютьмагнітне поле, щомаєскладну структуру.

17. Фізична модель сонця Фотосфера (шар, щовипромінюєсвітло) утворюєвидимуповерхнюСонця. За різнимиоцінками фотосфера маєтовщинувід 100 до 400 км. З фотосферивиходитьосновначастинаоптичного (видимого) випромінюванняСонця. Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К. Водень за таких умов майжеповністюперебуває в нейтральному стані.

18. Фізична модель сонця Саме у фотосферіСонцяз'являються так званісонячніплями — порівнянохолодніобластіпроривумагнітного поля.

19. Фізична модель сонця Навколоплямспостерігаютьсязонипідвищеноїтемператури. Їхназиваютьфакельними полями.

20. Фізична модель сонця Об’ємна модель рухуречовини в зонісонячноїплями.

21. Фізична модель сонця Над фотосферою розташовано хромосферу, тонкий шар якої (їїтовщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизуютьнитковидні потоки розпеченого газу — спікули. Температура хромосфериспочатку плавно змінюється, збільшуючисьзвіддаленнямвідфотосфери. У невеликий перехіднійзоні 100 км завтовшкистрибкоподібнопідвищується до температуринайбільшгарячої та розрідженоїчастиниатмосфери — корони.

22. Фізична модель сонця Виверженнясонячноїречовинизутвореннямгіганськогоеруптивногопротуберанця.

23. Фізична модель сонця Корона — останнязовнішняоболонкаСонця. Корона в основному складаєтьсязпротуберанців та енергетичнихвивержень, щовириваютьсяйвивергаються на кількасотень, а інколинавіть на відстаньбільшемільйонакілометрів у простір, утворюючи таким чином сонячнийвітер. Середнякорональна температура становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремихділянках, — до 20 млн К. Незважаючи на такувисоку температуру, корону видно неозброєним оком тількипід час повнихсонячнихзатемнень, оскількигустинаречовини в коронідуже мала, а тому їїяскравість невелика.

24. Фізична модель сонця Випромінювання на різнихділянкахкоронивідбуваєтьсянерівномірно. Існуютьгарячіактивні та спокійніділянки, а такожкорональнідіриізпорівняноневисокою температурою в 600 000 К, зяких у простірвиходятьмагнітнісиловілінії. Така («відкрита») магнітнаконфігураціядозволяєчастинкамзалишатиСонце, тому сонячнийвітервипромінюєтьсяздебільшогозкорональнихдір.

25. Сонцеєзіркоютретьогопоколіннязвисокимвмістомметалів, тобтовоноутворилосязрештокзірокпершогой другого поколінь. ПоточнийвікСонця (точніше — час йогоіснування на головнійпослідовності), оцінений за допомогоюкомп'ютерних моделей зоряноїеволюції, дорівнюєприблизно 4,57 млрдроків. Життєвий цикл сонця

26. Вважається, щоСонцесформувалосяприблизно 4,59 млрдроків. Зіркатакоїмаси, як Сонце, маєперебувати на головнійпослідовностіблизько 10 млрдроків. Таким чином, зараз Сонцеперебуваєприблизно в серединісвогожиттєвого шляху. Життєвий цикл сонця

27. Со́нячна акти́вність — термін, що характеризує поточну сонячну радіацію, її спектральний розподіл, супутні електромагнітні явища та зміни в часі характеристик Сонця. Сонячна активність визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, факели, флокули, протуберанці тощо. Впливає на зміну погоди та клімату.Розрізняють періодичні компоненти цих змін, основним з яких є 11-річний сонячний цикл, і аперіодичні зміни. Сонячна активність

28. Найбільшвивчений вид сонячноїактивності - зміна числа сонячнихплям. З 1610 року астрономи почали застосовуватителескопи для спостереженням за сонячнимиплямамиоднакфізична природа плямзалишаласянезрозумілою до ХХ ст. У XV іXVI ст. спостерігаласянизькасонячнаактивність - МінімумМаундера. 1845 року професори Д.Генри іС.АлександерзПрінстонськогоуніверситетуспостерігалиСонце за допомогою термометра івиявили, щоплямивипромінюютьменшепорівнянозіншимиділянкамисонячноїповерхні. Сонячна активність

29. Сонячними циклами називаютьперіодичнізмінисонячноїактивності. Передбачаєтьсянаявністьвеликоїкількостіциклівзперіодами у 11, 22, 87, 210, 2 300 і 6 000 років, але на 2009 рікізспостереженьдостовірнопідтвердженоіснуваннятільки 11 та 22 річнихциклів. Основні цикли тривалістю 11, 22 и 2 300 роківносятьвідповідноназвициклів Шваба, ХейлаіХоллстатта. Сонячна активність

30. Сонячнийвітер — потікіонізованихчастинок (в основному геліо–водневоїплазми), якийвиділяєтьсяізсонячноїкоронизішвидкістю 300–1200 км/с у навколишнійпростірувсіхнапрямках. Рух цихчастиноквикривлюємагнітне поле Сонця, Землі та галактики ігалактичнийвітер. Водночасмагнітне поле Сонцяуповільнюєсонячнийвітер, зменшуючийогодальність. Сонячний вітер

31. БіляЗемлішвидкістьсонячноговітруколиваєтьсявід 200 до 889 км/с, а середнядорівнює 450 км/с. ВінвиноситьізСонцяматерії в темпі 109 кг/с.Кількісний склад іонів у сонячномувітрітакийсамий, як у сонячнійкороні. Сонячнийвітерскладається в основному зелектронів, протонів та ядер гелію (альфа-частинок); ядра іншихелементівінеіонізованихчастинок (електронейтральних) містяться в дуженезначнійкількості.Інтенсивністьсонячноговітрузалежитьвідйогоджерел та змінсонячноїактивності. Сонячний вітер

32. Сонячнийвітерутворюєгеліосферу, завдякичомуперешкоджаєпроникненнюміжзоряного газу в Сонячну систему. Сонячнийвітерпороджує на планетах Сонячноїсистеми, щомаютьмагнітне поле, такіявища, як полярнісяйваірадіаційніпояси планет. Сонячний вітер

33. Сонячна стала — сумарнийпотіксонячноговипромінювання, що проходить за одиницю часу через одиничнуплощу, орієнтовану перпендикулярно потоку, на відстаніоднієїастрономічноїодиницівід центру Сонцязовніземноїатмосфери. За данимипозаатмосфернихвимірюваньсонячна стала становить 1367 Вт/м², або 1,959 кал.(см² * хв). Випромінювання сонця