Embed Size (px)
DESCRIPTION
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 ”. Сонце – центральне тіло Сонячної системи. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
СОНЦЕ - НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ ЧЕРНЕЦЬКИЙ ІС
КАНДИДАТ ПЕДАГОГІЧНИХ НАУК ЗАВІДУВАЧ ВІДДІЛУ СТВОРЕННЯ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИХ СИСТЕМ ЗНАНЬ
НЦ МАНУ ГОЛОВА ВГО ldquoАСОЦІАЦІЯ УЧИТЕЛІВ ФІЗИКИ ldquoШЛЯХ ОСВІТИ ndash ХХІrdquo
Сонце ndash центральне тіло Сонячної системиСонце ndash єдина зоря на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими зорями добре вивчені
ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОНЦЯ
Маса Сонця 19891middot1030 кг
Радіус Сонця 696middot108 м
Середня густина сонячної речовини 1408 кгм3
Світність Сонця 3851026 Вт
Температура поверхні (фотосфери) 5800 К
Спектральний клас G2
ОБЕРТАННЯ СОНЦЯ
Сонце обертається як газова куля - у різних ділянках з різною швидкістю
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
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
Гідроген -7346 Гелій -2485 Оксиген - 077 Вуглець - 029 Залізо - 016 Неон - 012 Азот - 009 Сіліцій - 007 Магній - 005 Сульфур -004
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯЦентральна частина Сонця радіусом приблизно 150ndash175 тис км (тобто 20-25 від радіуса Сонця) в якій відбуваються термоядерні реакції називається сонячним ядром Густинаречовини в ядрі становить приблизно 150 000 кгмsup3 а температура в центрі ядра mdash більше 14 млн К В ядрі відбуваються термоядерні реакції в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
Сонце ndash центральне тіло Сонячної системиСонце ndash єдина зоря на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими зорями добре вивчені
ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОНЦЯ
Маса Сонця 19891middot1030 кг
Радіус Сонця 696middot108 м
Середня густина сонячної речовини 1408 кгм3
Світність Сонця 3851026 Вт
Температура поверхні (фотосфери) 5800 К
Спектральний клас G2
ОБЕРТАННЯ СОНЦЯ
Сонце обертається як газова куля - у різних ділянках з різною швидкістю
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
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
Гідроген -7346 Гелій -2485 Оксиген - 077 Вуглець - 029 Залізо - 016 Неон - 012 Азот - 009 Сіліцій - 007 Магній - 005 Сульфур -004
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯЦентральна частина Сонця радіусом приблизно 150ndash175 тис км (тобто 20-25 від радіуса Сонця) в якій відбуваються термоядерні реакції називається сонячним ядром Густинаречовини в ядрі становить приблизно 150 000 кгмsup3 а температура в центрі ядра mdash більше 14 млн К В ядрі відбуваються термоядерні реакції в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОНЦЯ
Маса Сонця 19891middot1030 кг
Радіус Сонця 696middot108 м
Середня густина сонячної речовини 1408 кгм3
Світність Сонця 3851026 Вт
Температура поверхні (фотосфери) 5800 К
Спектральний клас G2
ОБЕРТАННЯ СОНЦЯ
Сонце обертається як газова куля - у різних ділянках з різною швидкістю
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
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
Гідроген -7346 Гелій -2485 Оксиген - 077 Вуглець - 029 Залізо - 016 Неон - 012 Азот - 009 Сіліцій - 007 Магній - 005 Сульфур -004
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯЦентральна частина Сонця радіусом приблизно 150ndash175 тис км (тобто 20-25 від радіуса Сонця) в якій відбуваються термоядерні реакції називається сонячним ядром Густинаречовини в ядрі становить приблизно 150 000 кгмsup3 а температура в центрі ядра mdash більше 14 млн К В ядрі відбуваються термоядерні реакції в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ОБЕРТАННЯ СОНЦЯ
Сонце обертається як газова куля - у різних ділянках з різною швидкістю
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
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
Гідроген -7346 Гелій -2485 Оксиген - 077 Вуглець - 029 Залізо - 016 Неон - 012 Азот - 009 Сіліцій - 007 Магній - 005 Сульфур -004
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯЦентральна частина Сонця радіусом приблизно 150ndash175 тис км (тобто 20-25 від радіуса Сонця) в якій відбуваються термоядерні реакції називається сонячним ядром Густинаречовини в ядрі становить приблизно 150 000 кгмsup3 а температура в центрі ядра mdash більше 14 млн К В ядрі відбуваються термоядерні реакції в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
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
Гідроген -7346 Гелій -2485 Оксиген - 077 Вуглець - 029 Залізо - 016 Неон - 012 Азот - 009 Сіліцій - 007 Магній - 005 Сульфур -004
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯЦентральна частина Сонця радіусом приблизно 150ndash175 тис км (тобто 20-25 від радіуса Сонця) в якій відбуваються термоядерні реакції називається сонячним ядром Густинаречовини в ядрі становить приблизно 150 000 кгмsup3 а температура в центрі ядра mdash більше 14 млн К В ядрі відбуваються термоядерні реакції в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
Гідроген -7346 Гелій -2485 Оксиген - 077 Вуглець - 029 Залізо - 016 Неон - 012 Азот - 009 Сіліцій - 007 Магній - 005 Сульфур -004
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯЦентральна частина Сонця радіусом приблизно 150ndash175 тис км (тобто 20-25 від радіуса Сонця) в якій відбуваються термоядерні реакції називається сонячним ядром Густинаречовини в ядрі становить приблизно 150 000 кгмsup3 а температура в центрі ядра mdash більше 14 млн К В ядрі відбуваються термоядерні реакції в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯЦентральна частина Сонця радіусом приблизно 150ndash175 тис км (тобто 20-25 від радіуса Сонця) в якій відбуваються термоядерні реакції називається сонячним ядром Густинаречовини в ядрі становить приблизно 150 000 кгмsup3 а температура в центрі ядра mdash більше 14 млн К В ядрі відбуваються термоядерні реакції в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВнаслідок цього щосекунди навипромінювання перетворюється 426 млн тонн речовини однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця mdash 2times1027 тонн Потужність що виділяється у різних зонах ядра залежить від їх відстані до центру Сонця У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 2765 Втмsup3 що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯПитоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню запасів laquoпаливаraquo (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
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
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНОПотоки нейтрино що генеруються на Сонці спостерігають за допомогою нейтринних телескопів встановлений глибоко під землею або під водоюНейтринний телескоп Супер-Каміоканде
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад ядром на відстані приблизно від 02-025 до 07 радіуса Сонця розташована зона променистого переносу У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯНапрямок кожного конкретного фотона випроміненого шаром плазми ніяк не залежить від того які фотони плазмою поглиналися тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні так і повернутися назад до центру Через це проміжок часу за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони може вимірюватися мільйонами років В середньому цей термін становить 170 тис років
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯБлижче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання Виникає вихрове перемішування плазми і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯОхолоджуючись на поверхні речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору обидва процеси йдуть зі значною швидкістю Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км де вона відбувається mdash конвективною зоною
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯТерміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію Швидкість потоків становить в середньому 1-2 кмс а максимальні її значення досягають 6 кмс Час життя гранули становить 10-15 хвилин що можна порівняти із періодом за який газ може обійти навколо гранули Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо і відповідно породжують магнітне поле що має складну структуру
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯФотосфера (шар що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця За різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця зявляються так звані сонячні плями mdash порівняно холодні області прориву магнітного поля
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури Їх називають факельними полями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Обrsquoємна модель руху речовини в зоні сонячної плями
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯНад фотосферою розташовано хромосферу тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу mdash спікули Температура хромосфери спочатку плавно змінюється збільшуючись з віддаленням від фотосфери У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери mdash корони
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного протуберанця
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯКорона mdash остання зовнішня оболонка Сонця Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень що вириваються й вивергаються на кілька сотень а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір утворюючи таким чином сонячний вітер Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К а максимальна в окремих ділянках mdash до 20 млн К Незважаючи на таку високу температуру корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень оскільки густина речовини в короні дуже мала а тому її яскравість невелика
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯВипромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно Існують гарячі активні та спокійні ділянки а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К з яких у простір виходять магнітні силові лінії Така (laquoвідкритаraquo) магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколіньПоточний вік Сонця (точніше mdash час його існування на головній послідовності) оцінений за допомогою компютерних моделей зоряної еволюції дорівнює приблизно 457 млрд років
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається що Сонце сформувалося приблизно 459 млрд років Зірка такої маси як Сонце має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років Таким чином зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСоVнячна актиVвність mdash 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 mdash сонячні плями факели флокули протуберанці тощо Впливає на зміну погоди та кліматуРозрізняють періодичні компоненти цих змін основним з яких є 11-річний сонячний цикл і аперіодичні зміни
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬНайбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям З 1610 року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст У XV і XVI ст спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера 1845 року професори ДГенри і САлександер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили що плями випромінюють менше порівняно з іншими ділянками сонячної поверхні
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬСонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11 22 87 210 2 300 і 6 000 років але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено існування тільки 11 та 22 річних циклів Основні цикли тривалістю 11 22 и 2 300 років носять відповідно назви циклів Шваба Хейла і Холлстатта
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер mdash потік іонізованих частинок (в основному геліоndashводневої плазми) який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300ndash1200 кмс у навколишній простір у всіх напрямках Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця Землі та галактики і галактичний вітер Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер зменшуючи його дальність
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРБіля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 кмс а середня дорівнює 450 кмс Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кгсКількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий як у сонячній короні Сонячний вітер складається в основному з електронів протонів та ядер гелію (альфа-частинок) ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількостіІнтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
СОНЯЧНИЙ ВІТЕРСонячний вітер утворює геліосферу завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну системуСонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи що мають магнітне поле такі явища як полярні сяйва і радіаційні пояси планет
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯСонячна стала mdash сумарний потік сонячного випромінювання що проходить за одиницю часу через одиничну площу орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Втмsup2 або 1959 кал(смsup2 хв)
