Энергия и температура Солнца
Энергия и температура Солнца. § 21. Солнце — ближайшая звезда. Астрономия 11 класс. Воронцов-Вельяминов. Онлайн учебник
§ 21. Солнце — ближайшая звезда
Энергия и температура Солнца
Солнце — центральное тело Солнечной системы — является типичным представителем звезд, наиболее распространенных во Вселенной тел. Масса Солнца составляет 2 • 1030 кг. Как и многие другие звезды, Солнце представляет собой огромный шар, который состоит из водородно-гелиевой плазмы и находится в равновесии в поле собственного тяготения. Изучение физических процессов, происходящих на Солнце, имеет важное значение для астрофизики, поскольку эти процессы свойственны, очевидно, и другим звёздам, но только на Солнце мы можем наблюдать их достаточно детально.
Солнце излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения, который в значительной мере определяет физические условия на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве. Земля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. Однако и этого достаточно, чтобы приводить в движение огромные массы воздуха в земной атмосфере, управлять погодой и климатом на земном шаре. Большинство источников энергии, которые использует человечество, связаны с Солнцем. Тепло и свет Солнца обеспечили развитие жизни на Земле, формирование месторождений угля, нефти и газа.
Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной.
-
Солнечная постоянная — поток солнечного излучения, который приходит на поверхность площадью 1 м2, расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца (1а. е.).
Солнечная постоянная равна 1,37 кВт/м2. Умножив эту величину на площадь поверхности шара, радиус которого 1 а. е., определим полную мощность излучения Солнца, его светимость, которая составляет 4 • 1026 Вт.
Знание законов излучения позволяет определить температуру фотосферы Солнца. Энергия, излучаемая нагретым телом с единицы площади, определяется законом Стефана- Больцмана:
-
Е = σ • Т4.
Светимость Солнца известна, остаётся узнать, какова площадь поверхности Солнца.
С Земли мы видим Солнце как небольшой диск, край которого достаточно чётко определяет фотосфера (в переводе с греческого «сфера света»). Так называется тот слой, от которого приходит практически всё видимое излучение Солнца. Он имеет толщину всего 300 км и выглядит как поверхность Солнца. Угловой диаметр солнечного диска примерно 30′. Зная расстояние до Солнца (150 млн км), нетрудно вычислить его линейные размеры и площадь поверхности. Радиус Солнца равен приблизительно 700 тыс. км. Теперь можно узнать, какова температура фотосферы. Светимость Солнца
-
L = 4πR2 • E
или
-
L = 4πR2σT4,
где σ = 5,67 • 10-8 Вт/(м2 • К4). Отсюда
Подставив в эту формулу численные значения входящих в неё величин, получим Т = 6000 К. Очевидно, что такая температура может поддерживаться лишь за счёт постоянного притока энергии из недр Солнца.