Астрономічний сайт ІФМІ

Основне меню

Лабораторні роботи

Лабораторна робота №3

Лабораторна робота №4

Лабораторна робота №5

Лабораторна робота №6

Лабораторна робота №7

Лабораторна робота №8

Behind the Gas and Dust of Orion's Trapezium Cluster

Астрологічний календар

Рухома карта

Ви можете самостійно зробити рухому карту зоряного неба. Скачайте і роздрукуйте зображення карти та рухомого круга (розширення 2008х2077).

Головна

Лекції

§34 Характеристики Сонця

Сонце — центральне тіло нашої планетної системи. Розміри і маса його величезні порівняно навіть з найбільшими з планет, тому його притягання є головною силою, що керує рухом тіл Сонячної системи. З другого боку, Сонце являє собою колосальне джерело енергії, що безперервно посилає у всіх напрямках величезні кількості тепла і світла. У Всесвіті Сонце — просто зоря, така сама, як мільйони інших.

Середня відстань Сонця від Землі, так звана астрономічна одиниця, становить 1а.о.=149,5·10⁶ км. Радіус Сонця можна визначити за формулою:

R_¤ = R_Å · r_¤ / p_¤,

де R_Å - радіус Землі, p_¤=8",794 – паралакс Сонця (внаслідок еліптичності земної орбіти в перигелії (в січні) ця відстань буває на 2,5·10⁶ км меншою, а в афелії (в липні) – на стільки ж більшою). r_¤ - середній видимий радіус Сонця.
Отже R_¤ = 109,1 · R_Å = 6,96 · 10⁸м.

Знаючи масу Землі (m_з=5,98·10²⁴кг) і використовуючи уточнений 3-й закон Кеплера

обчислимо масу Сонця М_¤ = 2 · 10³⁰кг, що дає можливість обчислити середню густину його речовини

Прискорення сили тяжіння на поверхні Сонця можна визначити за формулою:

у 28 раз більше ніж на поверхні Землі; параболічна швидкість:

Сонце обертається навколо своєї осі. Сонячні плями переміщуються з сходу на захід. Отже напрям обертання Сонця такий самий, як і Землі. Спостереження за рухом плям показало, що період їх обертання різний на різній віддалі від сонячного екватора. Кутова швидкість зменшується з віддаленням від екватора. Для точок екватора сидеричний період 25^d, а поблизу полюсів - 30^d. Синодичні періоди відповідно 27^d та 32^d.

Однією з найважливіших характеристик Сонця є його світність L_¤ - повний потік енергії з усієї поверхні Сонця за одну секунду. Ця величина характеризується сонячною сталою (q)- енергія, що надходить від Сонця на одиницю поверхні за одиницю часу за межами земної атмосфери:

q=1,97 кал/(хв·см²)=1,37·10⁶ерг/сек·см²=1,37·10³Вт/м².

Уся ж енергія, яка проходить через сферу радіусом а=149,6·10⁹м, яка є світністю Сонця L_¤=4πa²q. (Земля отримує 1/2 млрд частину). Кількість енергії, що випромінює Сонце з одиниці своєї поверхні за секунду:

Якщо вважати Сонце абсолютно чорним тілом, тоді за законом Стефана-Больцмана: ε=σT⁴, а температура наз. ефективною: