азмовий реактор, що має форму кулі з середньою щільністю 1,41 кг/м3. Це означає, що середня щільність на Сонці трохи більше щільності звичайної на нашій Землі води. Світність Сонця (L) дорівнює приблизно 3,86 • 1033ерг/с. Радіус Сонця складає округлено 700 тис. км. Таким чином, два радіуса Сонця (діаметр) в 109 разів більше земного. Прискорення вільного падіння на Сонце - 274 м/с2, на Землі - 9,8 м/с2. Це означає, що друга космічна швидкість для подолання сили тяжіння Сонця дорівнює 700 км/с, для Землі - 11,2 км/с. p> Плазма - це фізичний стан, коли ядра атомів окремо співіснують з електронами. У листкового газоплазмове освіті під дією сили гравітації відбуваються суттєві відхилення від середніх значень температури, тиску і т. д. в кожному шарі Сонця. p> Термоядерні реакції йдуть усередині Сонця в кульовій області з радіусом 230 тис. км. У центрі цій області температура близько 20 млн К. Вона знижується до кордонів цієї зони до 10 млн К. Наступна кульова область з протяжністю 280 тис. км має температуру 5 млн К. У цій області термоядерні реакції не йдуть, оскільки порогова для них температура в 10 млн К. Цю область називають областю перенесення променистої енергії, що йде зсередини попередньої області. За цією областю слід область конвекції (лат. convectio - привезення, перенесення). У області конвекції температура досягає 2 млн К.
Конвекція - це фізичний процес перенесення енергії у формі тепла певної середовищем. Фізичні та хімічні властивості конвективної середовища можуть бути різними: рідина, газ і т. д. Властивості цього середовища визначають швидкість процесу перенесення енергії у формі тепла в наступну область Сонця. Конвективна область або зона має на Сонці протяжність приблизно 150-200 тис. км. p> Швидкість руху в конвективної середовищі порівнянна зі швидкістю звуку (300 м/с). Величина цієї швидкості відіграє велику роль у відводі тепла з надр Сонця в його наступні області (зони) і в космос. p> Сонце не вибухає в силу того, що швидкість горіння ядерного пального всередині Сонця помітно менше швидкості відводу тепла в конвективної зоні, навіть при дуже різких виділеннях енергії-маси. Конвективна зона в силу фізичних властивостей випереджає можливість вибуху: конвективна зона розширюється на кілька хвилин раніше можливого вибуху і тим самим переносить надлишок енергії-маси в наступний шар, область Сонця. У ядрі до конвективних зон Сонця щільність маси досягається великою кількістю легких елементів (водню і гелію). У конвективної зоні відбувається процес рекомбінації (освіти) атомів, тим самим збільшується молекулярна маса газу в конвективної зоні. Рекомбінація (лат. recombinare - з'єднувати) походить з остигаючого речовини плазми, що забезпечує термоядерні реакції всередині Сонця. Тиск у центрі Сонця дорівнює 100 г/см3. p> На поверхні Сонця температура досягає приблизно 6000 К. Таким чином, температура від конвективної зони падає до 1 млн К і досягає 6000 К на рівні повного радіуса Сонця. p> Світло - це електромагнітні хвилі різної довжини. Область Сонця, де виникає світло, називається фотосферою (грец. фотос - світло). Область над фотосферою називається хромосферою (від грец. - колір). Фотосфера займає 200-300 км (0,001 радіуса Сонця). Щільність фотосфери 10-9 - 10-6 г/см3, температура фотосфери убуває від її нижнього шару вгору до 4,5 тис. К. У фотосфері виникають сонячні плями і факели. Зниження температури у фотосфері, тобто в нижньому шарі атмосфери Сонця, досить типове явище. Наступний шар - це хромосфера, його протяжність дорівнює 7-8 тис.км. У цьому шарі температура починає зростати до 300 тис, К. Наступний атмосферний шар - сонячна корона - в ній температура вже досягає 1,5-2 млн К. Сонячна корона поширюється на кілька десятків радіусів Сонця і потім розсіюється в міжпланетному просторі. Ефект збільшення температури в сонячній короні Сонця пов'язують з таким явищем, як В«сонячний вітерВ». Це - газ, який утворює сонячну корону, полягає в основному з протонів і електронів, швидкість яких збільшується згідно однією з точок зору, так званими хвилями світловий активності із зони конвекції, розігріваючими корону. Кожну секунду Сонце втрачає 1/100 частина своєї маси, тобто приблизно 4 млн П„ за секунду. В«РозставанняВ» Сонця зі своєю енергією-масою проявляється у формі тепла, електромагнітного випромінювання, сонячного вітру. Чим далі від Сонця, тим менше друга космічна швидкість, необхідна для виходу частинок, що утворюють В«сонячний вітер ", з поля тяжіння Сонця. На відстані Земної орбіти (150 млн км) швидкість часток сонячного вітру досягає 400 м/с. Серед безлічі проблем дослідження Сонця важливе місце займає проблема сонячної активності, з якою пов'язаний ряд таких явищ, як сонячні плями, активність магнітного поля Сонця і сонячна радіація. Сонячні плями утворюються в фотосфері. Середнє річне число сонячних плям вимірюється 11-річним періодом. За своєю протяжності вони можуть досягати в поперечнику до 200 тис. км. Температура соняч...
