Надо Знать

добавить знаний



Солнце


Yohkohimage.gif

План:


Введение

Солнце Yohkohimage.gif
Среднее расстояние от
Земли
149,6 10 6 км
Видимая звездная величина (V) -26,8 M
Абсолютная звездная величина 4,8 m
Орбитальные характеристики
Среднее расстояние от
центра Млечного Пути
2,5 17 октября км
(26 000 световых лет)
Галактический период 2,26 10 8 лет
Скорость 217 км / с
Физические характеристики
Диаметр 1,392 10 6 км
(109 Земли)
Площадь поверхности 6,09 10 декабря км
(11900 Земных)
Объем 1,41 18 октября км
(1 300 000 земных)
Масса 1,9891 30 октября кг

(332 950 Земных)

Плотность 1,408 г / см
поверхностное ускорения ( тяжести) 273,95 м / с -2

(27.9 g)

Вторая космическая скорость
на поверхности
617,54 км / с
Температура поверхности 5780 K
Температура короны 5 M K
Температура ядра ~ 13,6 M K
Светимость (L ☉) 3,86 10 33 эрг / с
или 3,827 26 октября W
Средняя интенсивность (I ☉) 2,009 10 7 W m -2 sr -1
Характеристики вращения
Наклон 7,25
(До эклиптики)
67,23
(До галактической плоскости)
Прямое восхождение
Северного полюса 1
286,13
(19 ч 4 мин 31.2 сек)
Склонение
Северного полюса
63,87
Период вращения
на экваторе
25,3800 дней
(25 дней 9 часов 7 минут 12,8 сек) 1
Скорость вращения
на экваторе
7174 км / ч
Состав фотосферы
Водород 73,46%
Гелий 24,85%
Кислород 0,77%
Углерод 0,29%
Железо 0,16%
Неон 0,12%
Азот 0,09%
Кремний 0,07%
Магний 0,05%
Сера 0,04%

Солнце ( лат. Sol ) - Единственная звезда в Солнечной системе. Земля и семь других планет вращаются вокруг Солнца. Кроме них вокруг Солнца вращаются кометы, астероиды и другие мелкие объекты.

Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,866% от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле ( фотоны необходимы для начальных стадий процесса фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~ 73% от массы и ~ 92% от объема), гелия (~ 25% от массы и ~ 7% от объема) и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 магния, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех остальных элементов. Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г / см , т.е. равна плотности воды в Мертвом море. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V ("желтый карлик"). Температура поверхности Солнца достигает 6000 К, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильное рассеяние и поглощение коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый желтый оттенок (при ясном небе, в сумме с голубым оттенком рассеянного света от неба общее освещение объект объектов на Земле снова становится белым).

Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. В нашей галактике Млечный Путь насчитывается свыше 100 млрд звезд. При этом 85% звезд нашей галактики - это звезды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своем красные карлики). Как и все звезды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путем термоядерного синтеза. У Солнца большая часть энергии вырабатывается при синтезе гелия из водорода.

Расстояние Солнца от Земли, 149600000 км, примерно равен астрономической единицы, а видимый угловой диаметр, как и у Луны - чуть больше полградуса (31-32 минут). Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот более чем за 200 млн лет.

Орбитальная скорость Солнца равна 217 км / с - таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу - за 8 земных суток. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемой "Местной межзвездной облаке" - области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в "Местному пузыре" - зоне рассеянного высокотемпературного межзвездного газа. Из звезд, которые принадлежат 50 ближайшее звездным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвертой по яркости звездой (его абсолютная звездная величина +4,83 m).


1. Солнце как звезда

Солнце - центральная и массивные тело Солнечной системы. Его масса приблизительно в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - мощный источник энергии, которую оно постоянно излучает во всех областях спектра электромагнитных волн - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение сильно влияет на все тела Солнечной системы: нагревает их, сказывается на атмосферах планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.

Вместе Солнце - ближайшая к нам звезда, в которой, в отличие от всех других звезд, можно наблюдать диск, и с помощью телескопа изучать на нем мелкие детали, размером до нескольких сотен километров. Это типичная звезда, поэтому ее изучение помогает понять природу звезд вообще. По звездной классификации Солнце имеет спектральный класс G2V. В популярной литературе Солнце довольно часто классифицируют как желтый карлик.

Видимый угловой диаметр Солнца несколько изменяется из-за эллиптичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32 'или 1/107 радиана, т.е. диаметр Солнца равен 1/107 а.е., или примерно 1 400 000 км.


2. Строение Солнца

Как и все звезды, Солнце - раскаленный газовый шар. Химический состав (по числу атомов) определены из анализа солнечного спектра:

  • водород составляет около 90%,
  • гелий - 10%,
  • остальные элементы - менее 0,1%.

Вещество на Солнце очень ионизирован, т.е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизированного газа - плазмы.

Средняя плотность солнечного вещества ρ ≈ 1400 кг / м . Это значение близко к плотности воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако во внешних слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре - в 100 раз больше средней.

Вычисления, которые учитывают рост плотности и температуры до центра, показывают, что в центре Солнца плотность составляет около 1,5 10 5 кг / м , давление - около 2 18 октября Па, а температура - около 15 000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода ( протоны и дейтроны) имеют очень большие скорости (сотни километров в секунду) и могут приближаться друг к другу, несмотря на действие электростатической силы отталкивания. Некоторые столкновения заканчиваются ядерными реакциями, в результате которых из водорода образуется гелий и высвобождается значительное количество энергии превращается в тепло. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. Вследствие этого количество гелия в центральной части светила постепенно увеличивается, а водорода - уменьшается.

Поток энергии, возникающей в недрах Солнца, передается во внешние слои и распределяется на все большую площадь. Вследствие этого температура солнечной плазмы снижается с удалением от центра. В зависимости от температуры и характера процессов, ею определяемые, Солнце можно условно разделить на 4 части:

  • внутренняя, центральная часть (ядро), где давление и температура обеспечивают ход ядерных реакций, она простирается от центра на расстояние примерно 1/3 радиуса
  • лучистая зона (расстояние от 1/3 до 2/3 радиуса), в которой энергия передается наружу в результате последовательного поглощения и излучения квантов электромагнитной энергии;
  • конвективная зона - от верхней части "лучистой" зоны почти видимой поверхности Солнца. Здесь температура быстро уменьшается с приближением к видимой поверхности светила, вследствие чего увеличивается концентрация нейтральных атомов, вещество становится прозрачнее, лучистое переноса становится менее эффективным и тепло передается преимущественно за счет перемешивания вещества ( конвекция), подобно кипения жидкости в сосуде, который подогревается снизу;
  • солнечная атмосфера, которая начинается сразу за конвективной зоной и выходит далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы - фотосфера, тонкий слой газов, который мы воспринимаем как поверхность Солнца. Верхних слоев атмосферы непосредственно не видно из-за значительной разреженности, их можно наблюдать или во время полных солнечных затмений, либо с помощью специальных приборов.

3. Солнечная атмосфера и солнечная активность

Плазма нитевидной формы, соединяющим регионы с разной магнитной полярностью.
(Фото из оптического телескопа на спутнике Хиноде, 12.01.2007)

Солнечную атмосферу можно условно разделить на несколько слоев.

Глубокий слой атмосферы, толщиной 200-300 км, называется фотосферой (сфера света). Из него излучается почти вся энергия, которая наблюдается в видимой части спектра.

На фотографиях фотосферы хорошо заметно ее тонкую структуру в виде ярких "зерен" - гранул размером около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками. Эта структура называется грануляциями. Она является результатом движения газов, который происходит в расположенной под атмосферой конвективной зоне Солнца.

В фотосфере, как и в глубоких слоях Солнца, температура снижается с удалением от центра, изменяясь примерно от 8000 до 4000 К: внешние слои фотосферы охлаждаются вследствие излучения из них в межпланетное пространство.

В спектре видимого излучения Солнца, почти полностью образуется в фотосфере, снижению температуры в наружных слоях соответствуют темные линии поглощения. Они называются фраунгоферовыми в честь немецкого оптика И. Фраунгофера (1787-1826), впервые 1814 года зарисовал несколько сотен таких линий. По той же причине (снижение температуры от центра Солнца) солнечный диск ближе к краю кажется темнее.

В высших слоях фотосферы температура составляет около 4000 К. При такой температуре и плотности 10 -3 -10 -4 кг / м водород становится практически нейтральным. Ионизированная лишь около 0,01% атомов, преимущественно металлов.
Однако выше в атмосфере температура, а вместе с ней и ионизация, снова начинают повышаться, сначала медленно, а затем очень быстро. Часть солнечной атмосферы, в которой повышается температура и последовательно ионизируются водород, гелий и другие элементы, называется хромосферой, ее температура составляет десятки и сотни тысяч кельвинов. В виде блестящей розовой каймы хромосферу видно вокруг темного диска Луны в редкие моменты полных солнечных затмений. Выше хромосферы температура солнечных газов составляет 10 6 - 2 10 6 К и далее на протяжении многих радиусов Солнца почти не меняется. Эта разреженная и горячая оболочка называется солнечной короной. В виде лучистого жемчужного сияния ее можно наблюдать во время полной фазы затмения Солнца, тогда она представляет чрезвычайно красивое зрелище. "Испаряясь" в межпланетное пространство, газ короны образует поток горячей разреженной плазмы, постоянно течет от Солнца и называется солнечным ветром.

Хромосфера и корону лучше наблюдать со спутников и орбитальных космических станций в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах.

Порой в некоторых участках фотосферы темные промежутки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие круглые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна, окруженные полутенью, состоящей из продолговатых, радиально вытянутых фотосферных гранул.

Наблюдая солнечные пятна в телескоп, Галилей заметил, что они передвигаются вдоль видимого диска Солнца. На этом основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси. Угловая скорость вращения светила уменьшается от экватора к полюсов, точки на экваторе осуществляют полный оборот за 25 суток, а вблизи полюсов звездный период обращения Солнца увеличивается до 30 суток. Земля движется по своей орбите в том же направлении, в котором вращается Солнце. Поэтому относительно земного наблюдателя период его вращения больше и пятно в центре солнечного диска вновь пройдет через центральный меридиан Солнца через 27 суток.


4. Жизненный цикл

Солнце является звездой третьего поколения (популяции I) с высоким содержанием металлов, т.е. оно образовалось из остатков [ ] Звезд первого и второго поколений (соответственно популяций III и II) [ Источник? ].

Текущий возраст Солнца (точнее - время его существования на главной последовательности), оцененный с помощью компьютерных моделей звездной эволюции, равен приблизительно 4570000000 лет.

Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,59 млрд. лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звездного населения типа T Тельца.

Звезда такой массы, как Солнце, должен находиться на главной последовательности около 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного пути. На современном этапе в солнечном ядре происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду около 4 млн тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино.

Согласно существующим представлениям через 4-5 млрд лет оно превратится в красного гиганта. По мере того, как водородное топливо в ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро ​​- сжиматься и нагреваться. Примерно через 7,8 млрд лет, когда температура в ядре достигнет приблизительно 100 млн. К, в нем начнется термоядерная реакция синтеза углерода из гелия. На этой фазе развития температурные неустойчивости внутри Солнца приведут к тому, что оно начнет терять массу и сбрасывать оболочку. Внешние слои Солнца в то время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что еще до этого момента потеря Солнцем массы приведет к тому, что Земля перейдет на более отдаленную от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы [ Источник? ].

Несмотря на это, вся вода на Земле перейдет в газообразное состояние, а большая часть ее атмосферы рассеется в космическом пространстве [ Источник? ]. Увеличение температуры Солнца в этот период такое, что в течение следующих 500-700 млн лет поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в ее современном понимании. По мнению профессора Дж. Кастинги, исчезновение жизни из-за высокой температуры возможно и до стадии красного гиганта - через 1 миллиард лет [ Источник? ].

После того, как Солнце пройдет фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана и из нее образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформирован из очень горячего ядра белый карлик, который на протяжении многих миллиардов лет будет постепенно остывать и угасать. Такой жизненный цикл считается типичным для звезд малой и средней массы. Масса Солнца недостаточна для того, чтобы эволюция завершилась взрывом сверхновой.


5. Структура

5.1. Внутреннее строение Солнца

5.1.1. Солнечное ядро

Центральная часть Солнца радиусом примерно 150-175 тыс. км (т.е. 20-25% от радиуса Солнца), в которой происходят термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг / м (что в 150 раз больше плотности воды и в ~ 6,6 раза превышает плотность плотного металла на Земле - осмия), а температура в центре ядра - более 14 млн К. В ядре происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырех протонов образуется ядро гелия-4. Вследствие этого каждую секунду на излучения превращается 4260000 тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца - 2 10 27 тонн. Мощность, выделяемая в различных зонах ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре согласно теоретическим оценкам она достигает 276,5 Вт / м , что на порядок меньше удельного тепловыделения спящего [1]. Удельная же тепловыделение Солнца в целом еще на два порядка меньше. Благодаря столь небольшом удельное энерговыделение, запасов "топлива" (водорода) для поддержки термоядерной реакции хватает на несколько миллиардов лет.


Ядро - единственное место на Солнце, в котором выделяется энергия, другая часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света.

Анализ данных, проведенный миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности.


5.1.2. Зона лучистого переноса

Над ядром, на расстоянии примерно от 0,2-0,25 до 0,7 радиуса Солнца, расположена зона лучистого переноса. В этой зоне переноса энергии происходит в основном за счет излучения и поглощения фотонов. Направление каждого конкретного фотона, излученного слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может попасть к высшему слою в лучезарной зоне, так и вернуться обратно, к центру. Поэтому промежуток времени, за который многократно переизлученные фотон (сначала образован в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет 170 тыс. лет.

Изменение температуры в этой зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине [2]. Плотность вещества изменяется от 0,2 г / см (на поверхности) до 20 г / см (в глубине). В этой зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что свидетельствует о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевой равновесия [ Источник? ]. Для сравнения, в красных карликов зона конвекции охватывает почти всю звезду.


5.1.3. Конвективная зона Солнца

Ближе к поверхности Солнца температура и плотность вещества недостаточны для полного переноса энергии путем ревипроминювання. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосферы) осуществляется преимущественно движением собственно вещества. Охлаждаясь на поверхности, вещество фотосферы погружается вглубь конвективной зоны, а в нижней части вещество нагревается от зоны лучистого переноса и поднимается вверх, оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит - конвективной зоной. С приближением к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа становится в 1000 раз меньше плотности приземного воздуха [3].

По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов чрезвычайно велика, поскольку именно в ней происходит разнообразный движение солнечного вещества. Термики в конвекционной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем 1-2 км / с, а максимальные ее значения достигают 6 км / с. Время жизни гранулы составляет 10-15 минут, что сопоставимо с периодом, за который газ может обойти вокруг гранулы. Так термики в конвекционной зоне находятся в условиях, резко отличающихся от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара. Движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо, и соответственно порождают магнитное поле имеет сложную структуру [3].


5.2. Атмосфера Солнца

Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.

5.2.1. Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Ее толщина соответствует оптической толщине примерно в 2/3. В абсолютных величинах, по разным оценкам фотосфера имеет толщину от 100 до 400 км. С фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из глубоких слоев к нам уже не доходит. Температура с приближением к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К.

Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К. Она может быть рассчитана по законом Стефана - Больцмана, по которому мощность излучения абсолютно черного тела прямо пропорциональна четвертой степени температуры тела. Водород при таких условиях почти полностью находится в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца и т. д. Поскольку газ в фотосфере довольно разреженным, то скорость вращения много меньше скорости вращения твердых тел [ Источник? ]. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно - на экваторе он совершает оборот за 24 дней, на полюсах - за 30 дней.


5.2.2. Корона

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999

Корона - последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, вырывающиеся и извергаются на несколько сотен, а иногда даже на расстояние более миллиона километров в пространство, образуя таким образом солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 до 2 млн К, а максимальная, в отдельных участках - до 20 млн К. Несмотря на такую ​​высокую температуру, корону видно невооруженным глазом только во время полных солнечных затмений, поскольку плотность вещества в короне очень мала, поэтому ее яркость невелика.

Очень интенсивный нагрев этого слоя вызвано видимо эффектом магнитного пересоединения и влиянием ударных волн. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме - вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень высокая, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Это излучение поглощается земной атмосферой, но в последнее время появилась возможность изучать его с помощью космических аппаратов. Излучение на разных участках короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные участки, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая (открытая) магнитная конфигурация позволяет частицам оставлять Солнце, поэтому солнечный ветер излучается в основном из корональных дыр.

Видимый спектр солнечной короны состоит из трех различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; еще одно название L-компоненты - E-корона. K-компонента - непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9-10 "от видимого края Солнца видно эмиссионную L-компонента. Начиная с высоты около 3 '(угловой диаметр Солнца - около 30') и выше видно Фраунгоферовых спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20 'F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9-10 "считается чертой, отделяющей внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью выходит из короны. Это означает, что, например, на распространенных снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 ), 19,3 нм (193 ), 19,5 нм (195 ), видно только солнечную корону с ее элементами, а хромосферу и фотосферу - не видно. Две корональные дыры почти всегда имеются у северного и южного полюсов Солнца, а другие лишь временно появляются на его видимой поверхности, и практически совсем не излучают рентгеновское излучение.


6. Наблюдения Солнца

На сегодняшний день Солнце регулярно наблюдают многочисленных наземных обсерваторий. Однако наиболее подробную и ценную информацию о природе и активность нашей ближайшей звезды можно получить только при помощи орбитальных телескопов таких как SOHO, Обсерватория солнечной динамики и другие.

Путь, который проходит за год местоположение Солнца на небосклоне в один и тот час ежедневно, называют аналемою. Она подобна вытянутой цифры 8 и вытянута вдоль оси юг и север.


7. Солнце в мировой культуре

7.1. Солнце в религии и мифологии

На протяжении всей истории человеческой цивилизации во многих культурах Солнце было объектом поклонения. Культ Солнца существовал в древнем Египте, где солнечным божеством был Ра [4]. У греков богом Солнца был Гелиос [5], который, по преданию, каждый проезжающий небом на своей колесницы. В славянской мифологии было два солнечных божества - Хорс (собственно олицетворенное солнце) и Дажьбог. Годовой празднично-ритуальный цикл славян, как и других народов, был тесно связан с летним солнечным циклом, и ключевые его моменты ( солнцестояния) олицетворялись такими персонажами, как Коляда (Овсень) и Купала.

У большинства народов солнечное божество было мужского пола (например, в английском языке применительно к Солнцу используется лицевой местоимение "he" - "он"), но в скандинавской мифологии Солнце (Суль) - женское божество.

В Восточной Азии, в частности, Вьетнаме Солнце обозначается символом日(китайский пиньинь r), хотя есть и другой символ -太阳(тай ян). В этих удельных Вьетнамских словах, слова nhật и thi dương указывают на то, что в Восточной Азии Луна и Солнце считались двумя противоположностями - инь и ян. Как вьетнамцы, так и китайцы в древности считали их двумя первичными природными силами, причем Луна повьязуваоы с инь, а Солнце - с ян [6].


7.2. Солнце в языках мира

Во многих индоевропейских языках Солнце обозначается словом, что имеет корень sol. Так, слово sol означает "Солнце" латыни и в современных португальском, испанской, исландской, датской, норвежской, шведской, каталонской и галисийский языках. В английском языке слово Sol также иногда используется для обозначения Солнца (преимущественно в научном контексте), однако главным значением этого слова является имя римского бога [7] [8]. Персидском языке sol означает солнечный год. От этого же корня образовано древнерусское слово сълньце, современное украинское солнце, а также соответствующие слова во многих других славянских языках.

В честь Солнца названа денежную единицу государства Перу ( новый соль), которая раньше называлась инти (так назывался бог солнца в инков, который занимал ключевое место в их астрономии и мифологии), что в переводе с языка кечуа означает солнце.


8. Интересные факты

  • Солнце содержит в себе 99,87% массы всей Солнечной системы
  • Средняя плотность Солнца составляет всего 1,4 г / см , т.е. равна плотности воды Мертвого моря.
  • Каждую секунду Солнце излучает в 100 000 раз больше энергии, чем человечество выработало за всю свою историю
  • Удельная (на единицу массы) энергозатраты Солнца - всего 2 10 -4 Вт / кг, т.е. примерно такая же, как в кучи гнилого листьев.
  • 8 апреля 1947 года на поверхности южного полушария Солнца было зафиксировано наибольшее скопление солнечных пятен за все время наблюдений. Его длина составляла 300 000 км, а ширина - 145 000 км. Оно было примерно в 36 раз больше площади поверхности Земли и его можно было легко разглядеть невооруженным глазом при захода Солнца.
  • В честь Солнца названа новую валюту Перу
    ( новый соль)

Примечания

  1. человек выделяет 285 Ккал тепла на сутки (1192 кДж / сутки) на объем около 0,075 м
  2. The Solar Interior - solarscience.msfc.nasa.gov / interior.shtml (Англ.)
  3. а б "The Solar Interior" - solarscience.msfc.nasa.gov / interior.shtml. NASA . http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml - solarscience.msfc.nasa.gov / interior.shtml .
  4. "Re (Ra)" - www.webcitation.org/64scu356k. Ancient Egypt: The Mythology. Архив оригинала - www.egyptianmyths.net / re.htm за 2012-01-22 . http://www.webcitation.org/64scu356k - www.webcitation.org/64scu356k . Проверено 28 August 2010 .
  5. Мифы народов мира. М., 1991-92. В 2 т. Т. 1. С. 271. Любкер Ф. Реальный словарь классический древностей. М., 2001. В 3 т. Т. 2. С. 99. Псевдо-Аполлодор. Мифологическая библиотека I 2, 2 далее
  6. Osgood, Charles E. From Yang and Yin to and or but. - Language 49.2 (1973): 380-412.
  7. William Little (ed.) Oxford Universal Dictionary, 1955.
  8. Sol - www.merriam-webster.com/dictionary/Sol, Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009.

См.. также


код для вставки
Данный текст может содержать ошибки.

скачать

© Надо Знать
написать нам