Контрольна робота з "Астрономії"

Контрольна  робота з астрономії

1. Астрономія як наука. Об’єкти дослідження в астрономії

Астрономія (від грец. «астрон» — «зоря», «номос» —  «закон») — наука про небесні  світила, про закони їхнього руху, будови і розвитку, а також про  будову і розвиток Всесвіту в цілому.

Астрономія вивчає всю  сукупність небесних світил: планети  та їхні супутники, комети і метеорні тіла, Сонце, зорі, зоряні скупчення, туманності, галактики, а також речовину та поля, які заповнюють простір між світилами.

Основа астрономії — спостереження. Вивчаючи потоки електромагнітних хвиль від небесних світил, астрономи не тільки змогли визначити відстані до них, дослідити фізичні умови в їхніх надрах, встановити хімічний склад їхніх атмосфер, з'ясувати внутрішню будову, але й накреслити шляхи їхньої еволюції впродовж мільярдів років.

Можна сказати, що сучасна  астрономія утримується на трьох  «китах»:

по-перше, це потужна світло приймальна техніка, тобто телескопи з найрізноманітнішими допоміжними приладами та світло реєструвальними пристосуваннями;

по-друге, вся сукупність законів, ідей і методів теоретичної фізики, встановлених і розроблених за останні  триста років;

по-третє, весь складний і різноманітний математичний апарат у поєднанні з можливостями сучасної обчислювальної техніки.

Сучасна астрономія є  настільки розвиненою наукою, що поділяється  на понад десять окремих дисциплін, в кожній з яких використовуються лише їй властиві методи досліджень, типи інструментів, поняттєвий апарат. Так, астрометрія розробляє методи вимірювання  положень небесних світил і кутових відстаней між ними, вона ж розв'язує проблеми вимірювання часу. Небесна механіка з'ясовує динаміку руху небесних тіл. Астрофізика вивчає фізичну природу, хімічний склад і внутрішню будову зір. Зоряна астрономія досліджує будову нашої Галактики та інших зоряних систем. Питаннями походження і розвитку небесних тіл займається космогонія, а розвитком Всесвіту в цілому — космологія (від грец. «космос» — «Всесвіт», «гоне» — «походження», «логос» — «вчення»).

Астрономія - одна з найдавніших наук. Перші астрономічні записи, знайдені в давньоєгипетських гробницях, датуються ХХІ-ХVII ст. до н.е. Так, відомо, що вже за 3000 років до н.е. єгипетські жерці за першою ранковою появою найяскравішої зорі земного зоряного неба Сіріус визначали час настання розливу річки Ніл. В давньому Китаї за 2000 років до н. е. видимі рухи Сонця та Місяця були так добре вивчені, що китайські астрономи передбачали настання сонячних та місячних затемнень.

Було принаймні три  причини, що обумовили і стимулювали зародження і розвиток астрономії.

Перший і, безумовно, найдавніший  стимул - це практичні потреби людей. Для первісних кочових племен, які займалися мисливством, дуже важливою обставиною було чергування темних безмісячних та світлих місячних ночей, що вимагало спостережень за зміною фаз Місяця.

З ритмічною зміною пір  року пов'язаний річний цикл життя землеробів. Для народів Межиріччя, Єгипту, Китаю  дуже важливим було завбачення розливів великих річок, у долинах яких вони жили. А це вимагало як спостережень за висотою Сонця над обрієм упродовж року, так і зіставлення подій на Землі з виглядом зоряного неба. Спираючись на ці спостереження, люди вже з давніх давин розробили певні системи лічби часу - календарі.

Для встановлення напрямку вночі люди запам'ятовували розташування на небі яскравих зір та їхніх окремих характерних груп, з'ясовували умови видимості світил на небі впродовж року.

Другим стимулом для  ретельних спостережень зоряного неба, а загалом - для нагромадження  астрономічних знань і розвитку астрономії, були астрологічні завбачення.

Вже в III тис. до н. е. давні вавилоняни уважно слідкували за рухом так званих «блукаючих світил», які, на відміну від нерухомих зір, не займали постійних положень на небі, а рухались, переміщаючись із сузір'я в сузір'я. Від давніх греків до нас дійшла їхня загальна назва - планети, від римлян - власні назви: Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн. До числа планет у ті часи відносили ще й Сонце та Місяць, бо вони також «блукали» небом по сузір'ях.

Третім, напевно, найголовнішим стимулом для розвитку астрономії було нестримне бажання людської думки проникнути в суть речей, усвідомити справжнє положення Землі й людини у Всесвіті, пізнати закони, за якими рухаються світила і які визначають їхнє народження, будову та подальший розвиток. Тобто астрономія задовольняла потребу людини в поясненні походження та розвитку навколишнього світу.

Відіграючи величезну  світоглядну роль, астрономія завжди посідала чільне місце в духовному  житті людства.

Сучасна астрономія, залишаючись фундаментальною наукою, має величезне прикладне значення і безпосередньо пов'язана з науково-технічним прогресом людства. Вивчення різноманітних небесних тіл, які можуть перебувати в умовах і дуже високих, і дуже низьких температур, густин і тисків, збагачує важливими даними «земні» науки - фізику, хімію тощо. Закони небесної механіки покладено в основу теорії руху космічних апаратів, а практичну космонавтику уявити без астрономії взагалі неможливо. Дослідження Місяця і планет дозволяють значно краще вивчати нашу Землю.

Крім того, астрономія є однією з найголовніших наук, завдяки яким створюється наукова  картина світу - система уявлень  про найзагальніші закони будови і розвитку Всесвіту та його окремих  частин. І ця наукова картина світу, більшою чи меншою мірою, стає елементом світогляду кожної людини.

2. Загальна  характеристика Сонячної системи

      З астрономічної точки зору Сонячна система - це незначна частина Всесвіту в галактиці Чумацький (Молочний) Шлях, яка включає в себе всі небесні тіла, які рухаються по своїх орбітах навколо  жовтої середньої зірки - Сонця. До таких небесних тіл належать: планети, комети, астероїди, метеорити. 
   Визначимо поняття використані в цьому визначенні:

Планети - холодні небесні тіла, що відбивають світіння зірок.

Комети - небесні тіла, що складаються з голови й "хвоста", який являє собою суміш пилу й газів.

Астероїди - це маленькі планети діаметром до 100 км

Метеорити - уламки астероїдів, що падають на поверхню планет. Якщо ж метеорити згорають від тертя в атмосфері, то їх називають метеорами.

До складу Сонячної системи  входять 9 планет: Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон (Плутон нещодавно був позбавлений звання планети).

Перші 4 належать до планет земної групи, Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун - це планети-гіганти.

Плутон - це дуже крихітна планета. ЇЇ маса в 10 разів менша за масу Землі. Такі аномальні характеристики Плутона дозволяють вченим розглядати його як колишній супутник Нептуна.

В Сонячній системі близько 2300 астероїдів, більшість з яких утворюють так зване астероїдне кільце між Марсом і Юпітером.

Всі планети обертаються  навколо Сонця в напрямку руху Землі - з заходу на схід. Так званий прямий рух.

Всі планети Сонячної системи обертаються навколо  Сонця по еліптичних орбітах, в одному з фокусів яких і знаходиться Сонце. Під час руху по еліптичній орбіті планети то наближаються то віддаляються від Сонця. Точка, в якій планета знаходиться найближче до Сонця називається перигелієм, а в якій найдальше  - афелієм.

Рухом планет керує сила тяжіння, яка створюється центральною масою Сонця. Саме ця сила не дає планетам розлетітися, а тримає їх в зв`язаній системі орбіт, по яких планети й рухаються.

Між Землею та Місяцем  також виникає сила тяжіння, яка  й викликає припливи та відпливи.

Планети Сонячної системи

    Описуючи будову Сонячної системи, слід також згадати про супутники планет - невеликі астероїди, які пов`язані з планетою силою тяжіння. Меркурій і Венера супутників не мають, Земля має 1 природній супутник - Місяць, Марс - 2. Юпітер має більше 16 супутників, головні з яких - Іо, Європа, Ганімед. Сатурн має за різними даними від 15 до 18 супутників, які утворюють кільце. Найбільшим супутником Сатурна є Титан. Уран має 15 супутників, а Нептун - 8, серед яких і найбільший супутник в Сонячній системі - Тритон. У Плутона також є один супутник.

3. Планета Земля  ії будова

Земля — третя по відстані від Сонця більша планета Сонячної системи. Маса Землі рівна 5976*1021 кг, що становить ¹/₄₄₈ частку маси більших планет і ¹/₃₃₀₀₀₀ маси Сонця. Під дією притягання Сонця Земля, як і інші тіла Сонячної системи, обертається навколо нього по еліптичній орбіті.

Природній супутник Землі — Місяць обертається навколо Землі по еліптичній орбіті на середній відстані 384 400 км. Маса Місяця становить 1:81,5 частку маси Землі (73,5*1021 кг). Обоє тіла — Земля й Місяць — обертаються навколо центру мас системи. Відношення маси Місяця до маси Землі — найбільше серед усіх планет і їх супутників у Сонячній системі, тому систему Земля — Місяць часто розглядають як подвійну планету.

Магнітосфера

Самою зовнішньою й протяжною оболонкою Землі є магнітосфера — область навколоземного простору, фізичні властивості якої визначаються магнітним полем Землі і його взаємодією з потоками заряджених часток.

Дослідження, проведені за допомогою  космічних зондів і штучних супутників Землі, показали, що Земля постійно перебуває в потоці корпускулярного випромінювання Сонця. Він утворюється завдяки безперервному розширенню (витіканню) плазми сонячної корони складається із заряджених часток (протонів, ядер і іонів гелію, а також більш важких позитивних іонів і електронів).

Магнітосфера реагує на прояви сонячної активності, помітні зміни в сонячному вітрі і його магнітнім полі. Виникає складний комплекс явищ, що одержав назва магнітні бурі. При бурах спостерігається безпосереднє вторгнення в магнітосферу часток сонячного вітру, відбувається нагрівання й посилення іонізації верхніх шарів атмосфери, прискорення заряджених часток, збільшення яскравості полярних сяйв, виникнення електромагнітних шумів, порушення радіозв'язку на коротких хвилях і т.д. В області замкнених ліній геомагнітного поля існує магнітна пастка для заряджених часток. Нижня її границя визначається поглинанням захоплених у пастку часток атмосферою на висоті кілька сот км, верхня практично збігається із границею магнітосфери на денній стороні Землі, трохи знижуючись на нічній стороні. Потоки захоплених у пастку часток високих енергій ( головним чином протонів і електронів) утворюють т.зв. Радіаційний пояс Землі. Частки радіаційного пояса представляють значну радіаційну небезпеку при польотах у космос.

Атмосфера

Атмосферою, або повітряною оболонкою Землі, називають газове середовище, що оточує «тверду» Землю  й обертову разом з нею. Маса атмосфери  становить ~5,15*1018 кг. Середній тиск атмосфери на поверхню Землі на рівні моря дорівнює 101 325 н/м² (це відповідає 1 атмосфері або 760 мм рт. ст.). Щільність і тиск атмосфери швидко убувають із висотою. Атмосфера має шарувату будову, шари різняться своїми фізичними й хімічними властивостями (температурою, хімічним складом, іонізацією молекул і ін.).

Прийнятий розподіл атмосфери на шари засноване головним чином на зміні  в ній температури з висотою, оскільки воно відбиває баланс основних енергетичних процесів в атмосфері.

Нижня частина атмосфери, що містить близько 80% усієї її маси, називається тропосферою. Вона поширюється до висоти 16—18 км в екваторіальному поясі й до 8—10 км у полярних широтах. Температура тропосфери знижується з висотою в середньому на 0,6 С на кожні 100 м. Над тропосферою до висоти 55 км розташована стратосфера, у якій укладено майже 20% маси атмосфери. Від тропосфери вона відділена перехідним шаром — тропопаузою, з температурою 190—220 С. До висоти ~25 км температура стратосфери трохи падає, але далі починає рости, досягаючи максимуму (~270 С) на висоті 50—55 км. Цей ріст зв'язаний головним чином зі збільшенням у верхніх шарах стратосфери концентрації озону, що інтенсивно поглинає ультрафіолетове випромінювання Сонця. Над стратосферою розташовані мезосфера ( до 80 км), термосфера ( від 80 км до 800—1000 км) і екзосфера (вище 800—1000 км). Загальна маса всіх цих шарів не перевищує 0,5% маси атмосфери. У мезосфері, відділеної від стратосфери стратопаузою, озон зникає, температура знову падає до 180—200 С поблизу її верхньої границі (мезопаузи). У термосфері відбувається швидкий ріст температури, зв'язаний головним чином з поглинанням у ній сонячного короткохвильового випромінювання. Ріст температури спостерігається до висоти 200—300 км. Вище, приблизно до 800—1000 км, температура залишається постійної (~1000 С), тому що тут розріджена атмосфера слабко поглинає сонячне випромінювання.

Верхній шар атмосфери  — екзосфера — украй розріджений (у його нижньої границі число  протонів в 1 м³ становить ~ 1011) і зіткнення часток у ньому відбуваються рідко. Швидкості окремих часток екзосфери можуть перевищувати критичну швидкість втікання. Ці частки, якщо їм не перешкодять зіткнення, можуть, подолавши притягання Землі, покинути атмосферу й піти в міжпланетний простір. Так відбувається розсіювання атмосфери. Тому екзосферу називають також сферою розсіювання. Вислизають із атмосфери в міжпланетний простір головним чином атоми водню й гелію. 

Наведені характеристики шарів атмосфери слід розглядати як усереднені. Залежно від географічної широти, пори року, доби і ін. вони можуть помітно мінятися.

Через атмосферу до поверхні Землі надходить електромагнітне  випромінювання Сонця — головне  джерело енергії фізичних, хімічних і біологічних процесів. У географічній оболонці Землі атмосфера прозора  для електромагнітного випромінювання в діапазоні довжин хвиль  від 0,3 мкм (3000 Å) до 5,2 мкм (у якім укладено близько 88% усієї енергії сонячного випромінювання) і радіодіапазоні — від 1 мм до 30 м. Випромінювання інфрачервоного діапазону поглинається в основному парами води й вуглекислим газом тропосфери й стратосфери. Непрозорість атмосфери в радіодіапазоні обумовлена відбиттям радіохвиль від її іонізованих шарів (іоносфери). Випромінювання ультрафіолетового діапазону поглинається озоном на висотах 15—60 км, а хвилі довжиною 1800—1000 Å і коротше — азотом, молекулярним і атомарним киснем (на висоті від декількох десятків до кількох сотень км над поверхнею Землі. Тверде короткохвильове випромінювання (рентгенівське й гамма-випромінювання) поглинається всією товщею атмосфери, до поверхні Землі воно не доходить. Таким чином, біосфера виявляється захищеної від згубного впливу короткохвильового випромінювання Сонця. У вигляді прямій і неуважної радіації поверхні Землі досягає лише 48% енергії сонячного випромінювання, що падає на зовнішню границю атмосфери. У той же час атмосфера майже непрозора для теплового випромінювання Землі (за рахунок присутності в атмосфері вуглекислого газу й пар води.

Гідросфера

Вода утворює переривчасту оболонку Землі. Близько 94% загального обсягу гідросфери зосереджене в океанах і морях; 4% укладене в підземних водах; близько 2% — у льодах і снігах (головним чином Арктики, Антарктики й Гренландії); 0,4% — у поверхневих водах суши (ріки, озера, болота). Незначна кількість води втримується в атмосфері й організмах. Усі форми водних мас переходять одна в іншу в процесі обігу. Щорічна кількість опадів, що випадають на земну поверхню, дорівнює кількості води, що випарувався в сумі з поверхні суши й океанів. У загальному круговороті вологи найбільш рухливі води атмосфери.

Внутрішня будова Землі.

[1] Товщина Земної кори (зовнішньої оболонки) змінюється від декількох кілометрів (в океанічних областях) до декількох десятків кілометрів (у гірських районах материків). Сфера земної кори дуже невелика, на її частку доводиться всього близько 0,5% загальної маси планети. Основна сполука кори - це окисли кремнію, алюмінію, заліза й лужних металів. У складі континентальної кори, що містить під осадовим шаром верхній (гранітний) і нижній (базальтовий), зустрічаються найбільш прадавні породи Землі, вік яких оцінюється більш ніж в 3 млрд. років. Океанічна ж кора під осадовим шаром містить в основному один шар, близький по сполуці до базальтових. Вік осадового чохла не перевищує 100-150 мільйонів років.

[1-2] Від ниж лежачої мантії земну кору відокремлює у в багато чому ще загадковий Шар Мохо (названий так на честь сербського сейсмолога Мохоровичича, що відкрив його в 1909 році), у якім швидкість поширення сейсмічних хвиль стрибкоподібно збільшується.

[2] На частку Мантії доводиться близько 67% загальної маси планети. Твердий шар верхньої мантії, що поширюється до різних глибин під океанами й континентами, разом із земною корою називають літосферою - самою твердою оболонкою Землі. Під нею відзначений шар, де спостерігається деяке зменшення швидкості поширення сейсмічних хвиль, що говорить про своєрідний стан речовини. Уважається, що речовина мантії перебуває в безперервному русі, і висловлюється припущення, що у відносно глибоких шарах мантії з ростом температури й тиску відбувається перехід речовини в більш щільні модифікації. Такий перехід підтверджується й експериментальними дослідженнями.

[3] У нижній мантії на глибині  2900 км відзначається різкий стрибок  не тільки у швидкості поздовжніх  хвиль, але й у щільності,  а поперечні хвилі тут зникають зовсім, що вказує на зміну речовинної сполуки порід. Це зовнішня границя ядра Землі.

[4-5] Земне ядро відкрите  в 1936 році. Одержати його зображення  було надзвичайне важко через  мале число сейсмічних хвиль,  що досягали його, що й верталися  до поверхні. Крім того, екстремальні температури й тиску ядра довгий час важкий було відтворити в лабораторії. Земне ядро розділяється на 2 окремі області: рідку (ЗОВНІШНЄ ЯДРО) і тверду (BHУTPEHHE), перехід між ними лежить на глибині 5156 км. Залізо - елемент, який відповідає сейсмічним властивостям ядра й рясно розповсюджений у Всесвіті, щоб представити в ядрі планети приблизно 35% її маси. За сучасним даними, зовнішнє ядро являє собою обертові потоки розплавленого заліза й нікелю, що добре проводять електрика. Саме з ним зв'язують походження земного магнітного поля, уважаючи, що, електричні струми, що течуть у рідкім ядрі, створюють глобальне магнітне поле. Шар мантії, що перебуває в зіткненні із зовнішнім ядром, випробовує його вплив, оскільки температури в ядрі вище, чим у мантії.

[6] ВНУТРІШНЄ ТВЕРДЕ  ЯДРО не пов'язане з мантією. Починають, що його твердий стан, незважаючи на високу температуру, забезпечується гігантським тиском у центрі Землі. Висловлюються припущення про те, що в ядрі крім залізо-нікелевих сплавів повинні бути присутнім і більш легкі елементи, такі як кремній і сірка, а можливо, кремній і кисень. Питання про стан ядра 3емли дотепер залишається дискусійним. У міру видалення від поверхні збільшується стиск, якому зазнає речовина. Розрахунки показують, що в земнім ядрі тиск може досягати 3 млн. атм. При цьому багато речовин як би металізуються - переходять у металевий стан. Існувала навіть гіпотеза, що ядро Землі складається з металевого водню.

4. Сонце –  найближча зоря.

 Атмосфера  і „поверхня” Сонця. Спостерігачеві Сонце здається ідеально круглим диском, яскравість якого дещо зменшується від центра до чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі - поверхні у звичному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

Сонце має складну  будову як внутрішніх, так і зовнішніх  шарів. Зовнішні шари Сонця - це його атмосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Фотосфера (з грец. - «сфера світла») - це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно називають поверхнею Сонця.

Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, випромінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н₂, ОН, СН.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими зернятками, розділеними вузькими темними доріжками. Ці зернятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К вища, ніж у проміжках між ними, розміри - близько 700 км. Гранули з'являються та існують пересічно близько 7 хв., після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхні здійснюється шляхом конвекції.

Над фотосферою лежить наступний шар атмосфери Сонця -хромосфера (з грец. - «забарвлена сфера»). її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає  від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 К у ЇЇ верхніх шарах.

Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум'я утворення - так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву, що горить. Час життя окремої спікули - до 5 хв., діаметр біля основи - від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромосфери в корону і розчиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Над хромосферою знаходиться  найпротяжніший шар сонячної атмосфери - сонячна корона. Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних радіусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон  разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні а тому спостерігається лише під час повної фази сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини  корони не утримуються сонячним тяжінням, і тому речовина корони неперервна витікає в міжпланетне середовище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концентрації частинок 1-10 в 1 см³. Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, сонячний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем.

 Радіус, маса  і світність Сонця. Уявлення про фотосферу, хромосферу і корону Сонця складались безпосередньо зі спостережень, зокрема під час повних сонячних затемнень. Але про такі параметри Сонця як радіус, маса чи світність, можна було отримати певні дані лише після того, як вдалося встановити відстань до нього, тобто з другої половини XVII ст. Знаючи відстань Земля-Сонце (1 а. о. = 150 млн. км) і кутовий радіус Сонця r_o = 16', можна знайти його лінійний радіус r_о = 700 000 км = 109 r_о.

Маса Сонця визначається за третім узагальненим законом Кеплера (3.2): М_о = 330000М_о = 2 • 10³⁰ кг. Відповідно середня густина Сонця = 1,4 г/см³, що в 4 рази менше від середньої густини Землі.

Вимірявши сонячну сталу - енергію, що надходить від Сонця на одиницю поверхні Землі за одиницю часу (з урахуванням поглинання в земній атмосфері), q = 1,9 кал/см² • хв = 1,37 кВт/м², можна знайти повну енергію, яка проходить через сферу радіуса а, тобто світність Сонця L_о:

L_о = 4 a²q = 3,85 • 10²⁶ Вт,

де а - відстань від Землі до Сонця.

Розрахунки показують, що Земля отримує лише одну двохмільярдну  частку цієї енергії.

Температура і спектр Сонця. Якщо радіус Сонця r_о і його світність L_о відомі, то можна знайти кількість енергії, яку Сонце випромінює з одиниці своєї поверхні за секунду:

Е_o = = 6,3 • 10⁷ Вт/м² .

Знаючи кількість енергії, яку випромінює тіло, і враховуючи відомі залежності між температурою і енергією, можна знайти температуру  сонячної поверхні. Вона виявилася  рівною 5 770 К. Проте ця температура має нерівномірний розподіл по поверхні Сонця. Встановлено, що в окремих спектральних діапазонах температура сонячної поверхні досягає 6 500 К, але в середньому її можна приймати рівною 6 000 К.

Неперервний спектр Сонця  містить понад 10 000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими. Як виявилося, фраунгоферові лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атомами різних речовин. Загальна кількість ліній становить близько ЗО 000. Але значна їх частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, - це лінії телуричні (від лат. «телус» - «земний»). Вони утворюються внаслідок поглинання світла Сонця молекулами газів земної атмосфери.

 Хімічний  склад Сонця. Й. Фраунгофер описав у спектрі Сонця понад 570 окремих темних ліній. Найвиразніші з них він позначив великими літерами латинського алфавіту (від червоного до фіолетового діапазону спектра) -А, В, С, D, Е, F, G, Н. У 1857 p. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р. Бунзен порівняли довжини хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабораторіях довжинами хвиль, що їх випромінюють (і поглинають) відомі хімічні елементи. Так було ототожнено близько десяти елементів. А справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елемента - гелію. Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, визначено їхню відносну кількість. Найбільше у речовині Сонця водню, друге місце посідає гелій. Разом вони складають 98% маси Сонця. Кількість усіх інших елементів (за масою) не перевищує 2%.

 Обертання  Сонця. Регулярні спостереження поверхні Сонця, зокрема за положенням на ній окремих деталей, привели до висновку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і планети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати цей рух з боку Північного полюса світу. Було визначено і кут нахилу осі обертання Сонця до площини екліптики: 82°45'.

Виявилося також, що Сонце  обертається не як тверде тіло: його кутова швидкість зменшується з  віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб; а біля полюсів - ЗО діб. Для спостерігача, якай разом із Землею рухається навколо Сонця, ці періоди відповідно дорівнюють 27 і 33 доби.

1) Будова Сонця. Джерела його енергії

Умова рівноваги і  температура в центрі Сонця. Сонце - велетенська газова куля. Кожен елемент її маси М, що знаходиться на відстані r від центра, притягається у напрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс - швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд років, і астрономи «віщують» йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?