тю і випарується в космос.
Через 7-7,05 млрд (з теперішнього часу) Сонце стане субгігант. На цій фазі, згідно однієї з моделей, Сонці збільшиться в діаметрі в 1,6 до 2,3 R ?, а його температура впаде з 5500 K до 4900 K.
Приблизно через 7,6-7,8 мільярдів років ядро ??Сонця розігріється настільки, що запустить процес горіння водню в навколишньому його оболонці. Це спричинить за собою бурхливий розширення зовнішніх оболонок світила, і таким чином Сонце стане червоним гігантом. У цій фазі радіус Сонця збільшиться в 256 разів у порівнянні з сучасним.
Дана фаза існування Сонця триватиме близько десяти мільйонів років. Коли температура в ядрі досягне 100 млн К, відбудеться гелієва спалах, і почнеться термоядерна реакція синтезу вуглецю і кисню з гелію. Сонце, що отримало нове джерело енергії, зменшиться в розмірі до 9,5 R ?. Через 100-110 млн років, коли запаси гелію вичерпаються, повториться бурхливий розширення зовнішніх оболонок зірки, і вона знову стане червоним гігантом. Цей період існування Сонця буде супроводжуватися потужними спалахами, часом його світність буде перевищувати сучасний рівень в 5200 разів. Це відбуватиметься від того, що в термоядерну реакцію вступатимуть раніше не порушені залишки гелію. У такому стані Сонце проіснує близько 20 млн років. Маса Сонця недостатня для того, щоб його еволюція завершилася вибухом наднової. Після того як Сонце пройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що його зовнішня оболонка буде зірвана, і з неї утворюється планетарна туманність. У центрі цієї туманності залишиться сформований з ядра Сонця білий карлик, дуже гарячий і щільний об'єкт, але розміром тільки з Землю.
. Структура сонця
З погляду будови Сонце можна умовно розділити на чотири зони, в яких відбуваються різні фізичні процеси. Енергія випромінювання і теплова енергія Сонця виникають глибоко всередині нього, в сонячному ядрі, і потім передається зовнішнім верствам допомогою випромінювання (переважно в гамма і рентгенівському діапазоні).
Ближче до поверхні в передачі тепла починають брати участь конвективні потоки плазми (сонячне речовина починає кипіти ). Шар, в якому це відбувається, називається конвективної зоною. Він починається на глибині приблизно 0.7 радіуса Сонця. Тут між конвективної та радіаційної зонами розташовується дуже тонка межа розділу, звана тахокліном (від англійського tachocline). Передбачається, що на ній формуються сонячні магнітні поля.
) Ядро.
Центральна частина Сонця з радіусом приблизно 150-175 тис. км (тобто 20-25% від радіуса Сонця), в якій йдуть термоядерні реакції, називається сонячним ядром. Щільність речовини в ядрі становить приблизно 150000 кг/м? (в 150 разів вище щільності води і в ~ 6,6 разів вище щільності самого щільного металу на Землі - осмію), а температура в центрі ядра - більш 14 млн К. Аналіз даних, проведений місією SOHO, показав, що в ядрі швидкість обертання Сонця навколо своєї осі значно вище, ніж на поверхні. У ядрі здійснюється протон-протонна термоядерна реакція, в результаті якої з чотирьох протонів утворюється гелій - 4. При цьому кожну секунду у випромінювання перетворюються 4260000 тонн речовини, однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця - 2 · тисяча двадцять сім тонн. Потужність, що виділяється різними зонами ядра, залежить від їх відстані до центру Сонця. У самому центрі вона досягає, відповідно до теоретичних оцінок, 276,5 Вт/м?. Таким чином, на обсяг людини (0,05 м?) Припадає виділення тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), що на порядок менше питомої тепловиділення живого безсонної людини. Питомий ж тепловиділення всього обсягу Сонця ще на два порядки менше. Завдяки настільки скромному питомій енерговиділення запасів палива (водню) вистачає на кілька мільярдів років підтримки термоядерної реакції.
Ядро - єдине місце на Сонці, в якому енергія і тепло виходить від термоядерної реакції, інша частина зірки нагріта цією енергією. Вся енергія ядра послідовно проходить крізь шари, аж до фотосфери, з якою випромінюється у вигляді сонячного світла і кінетичної енергії.
) Лучистая зона і Кордон розділу.
Лучистая зона.
Лучистая зона (або зона променистого переносу) - це частина будови Сонця, яка простягається від зовнішнього кордону сонячного ядра до тонкого прикордонного шару (тахокліна) на нижній межі конвективної зони і займає, таким чином, простір приблизно від 0.25 до 0.70 часткою сонячного радіуса. Свою назву ця зона отримала від способу, яким здійснюється тут перенесення енергії Сонця від ядра до поверхні - через випромінювання. Вироблені в ядрі фотони рухаються в променистої зоні, стикаючись з частинками плазми. В результаті, хоча швидкість фотонів дор...
