Што такое сонце. Информация о Солнце

Ближайшая к нам звезда – это конечно Солнце. Расстояние от Земли до него по космическим параметрам совсем небольшое: от Солнца до Земли солнечный свет идет всего лишь 8 минут.

Солнце – это не обычный желтый карлик, как считали ранее. Это центральное тело солнечной системы, возле которой вертятся планеты, с большим количеством тяжелых элементов. Это звезда, образовавшаяся после нескольких взрывов сверхновых, около которой сформировалась планетная система. За счет расположения, близкого к идеальным условиям, на третьей планете Земля возникла жизнь. Возраст Солнца насчитывает уже пять миллиардов лет. Но давайте разберемся, почему же оно светит? Какое строение Солнца, и каковы его характеристики? Что ждет его в будущем? Насколько значительное влияние оно оказывает на Землю и ее обитателей? Солнце – это звезда, вокруг которой вращаются все 9 планет солнечной системы, в том числе и наша. 1 а.е. (астрономическая единица) = 150 млн. км – таким же является и среднее расстояние от Земли до Солнца. В Солнечную систему входят девять больших планет, около сотни спутников, множество комет, десятки тысяч астероидов (малых планет), метеорные тела и межпланетные газ и пыл. В центре всего этого и находится наше Солнце.

Солнце светит уже миллионы лет, что подтверждают современные биологические исследования, полученные из остатков сине-зелено-синих водорослей. Изменись температура поверхности Солнца хотя бы на 10 %, и на Земле, погибло бы все живое. Поэтому хорошо, что наша звезда равномерно излучает энергию, необходимую для процветания человечества и других существ на Земле. В религиях и мифах народов мира, Солнце постоянно занимало главное место. Почти у всех народов древности, Солнце было самым главным божеством: Гелиос – у древних греков, Ра – бог Солнца древних египтян и Ярило у славян. Солнце приносило тепло, урожай, все почитали его, потому что без него не было бы жизни на Земле. Размеры Солнца впечатляют. Например, масса Солнца в 330 000 раз больше массы Земли, а его радиус в 109 раз больше. Зато плотность нашего звездного светила небольшая – в 1,4 раза больше, чем плотность воды. Движение пятен на поверхности заметил еще сам Галилео Галилей, таким образом доказав, что Солнце не стоит на месте, а вращается.

Конвективная зона Солнца

Радиоактивная зона около 2/3 внутреннего диаметра Солнца, а радиус составляет около 140 тыс.км. Удаляясь от центра, фотоны теряют свою энергию под влиянием столкновения. Такое явление называют — феномен конвекции. Это напоминает процесс, происходящий в кипящем чайнике: энергии, поступающей от нагревательного элемента, намного больше того количества, которое отводится тепло проводимостью. Горячая вода, находящаяся в близости от огня, поднимается, а более холодная опускается вниз. Этот процесс называются конвенция. Смысл конвекции в том, что более плотный газ распределяется по поверхности, охлаждается и снова идет к центру. Процесс перемешивания в конвективной зоне Солнца осуществляется непрерывно. Глядя в телескоп на поверхность Солнца, можно увидеть ее зернистую структуру — грануляции. Ощущение такое, что оно состоит из гранул! Это связано с конвекцией, происходящей под фотосферой.

Фотосфера Солнца

Тонкий слой (400 км) — фотосфера Солнца, находится прямо за конвективной зоной и представляет собой видимую с Земли «настоящую солнечную поверхность». Впервые гранулы на фотосфере сфотографировал француз Янссен в 1885г. Среднестатистическая гранула имеет размер 1000 км, передвигается со скоростью 1км/сек и существует примерно 15 мин. Темные образования на фотосфере можно наблюдать в экваториальной части, а потом они сдвигаются. Сильнейшие магнитные поля, являются отличительно чертой таких пятен. А темный цвет получается вследствие более низкой температуры, относительно окружающей фотосферы.

Хромосфера Солнца

Хромосфера Солнца (цветная сфера) – плотный слой (10 000 км) солнечной атмосферы, который находится прямо за фотосферой. Хромосферу наблюдать достаточно проблематично, за счет ее близкого расположения к фотосфере. Лучше всего ее видно, когда Луна закрывает фотосферу, т.е. во время солнечных затмений.

Солнечные протуберанцы – это огромные выбросы водорода, напоминающие светящиеся длинные волокна. Протуберанцы поднимаются на огромные расстояние, достигающие диаметра Солнца (1.4 млм км), двигаются со скоростью около 300 км/сек, а температура при этом, достигает 10 000 градусов.

Солнечная корона – внешние и протяженные слои атмосферы Солнца, берущие начало над хромосферой. Длина солнечной короны является очень продолжительной и достигает значений в несколько диаметров Солнца. На вопрос где именно она заканчивается, ученые пока не получили однозначного ответа.

Состав солнечной короны – это разряженная, высоко ионизированная плазма. В ней содержатся тяжелые ионы, электроны с ядром из гелия и протоны. Температура короны достигает от 1 до 2ух млн градусов К, относительно поверхности Солнца.

Солнечный ветер – это непрерывное истечение вещества (плазмы) из внешней оболочки солнечной атмосферы. В его состав входят протоны, атомные ядра и электроны. Скорость солнечного ветра может меняться от 300 км/сек до 1500 км/сек, в соответствии с процессами, происходящими на Солнце. Солнечный ветер, распространяется по всей солнечной системе и, взаимодействуя с магнитным полем Земли, вызывает различный явления, одним из которых, является северное сияние.

Характеристики Солнца

Масса Солнца: 2∙1030 кг (332 946 масс Земли)
Диаметр: 1 392 000 км
Радиус: 696 000 км
Средняя плотность: 1 400 кг/м3
Наклон оси: 7,25° (относительно плоскости эклиптики)
Температура поверхности: 5 780 К
Температура в центре Солнца: 15 млн градусов
Спектральный класс: G2 V
Среднее расстояние от Земли: 150 млн. км
Возраст: 5 млрд. лет
Период вращения: 25,380 суток
Светимость: 3,86∙1026 Вт
Видимая звездная величина: 26,75m

Восход Солнца - завораживающее зрелище. Словно назло всем силам тьмы, алый диск медленно и величественно выплывает из-за горизонта. Солнце - это свет, тепло, жизнь!

Тысячи имен одного божества

В подавляющем числе культур дневное светило всегда занимало центральное место. Солнце - это олицетворение живительной и созидательной энергии. Пантеон древнеегипетских богов возглавлял Бог Солнца Ра, изображаемый как человек с соколиной головой. Он имел влияние на все происходившее на земле Египта: смену времен года, дня и ночи, природные и погодные изменения, повседневную жизнь народа. Власть древнеегипетских фараонов считалась незыблемой, потому что они были "детьми Солнца". Древнегреческий поэт Гомер в своих гимнах восхвалял ослепительного Бога Солнца Гелиоса и его огненную колесницу, дарующую свет всему живому.

У каждой народности для божественного светила существовали свои имена, свои мифы, сказания и легенды о нем, пронизанные глубоким почитанием и искренней любовью.

Солнце - это звезда или планета?

В V веке до н. э. был обвинен в осквернении богов и, чудом избежав смертной казни, с позором изгнан из Афин философ Анаксагор, утверждающий, что Солнце - раскаленная глыба. Аристарх Самосский (310-230 гг. до н. э.) впервые предположил, что планеты и Земля вращаются вокруг Солнца. Но почти на тысячу лет утвердилась картина мира, предложенная Гиппархом Никейским (190-126 гг. до н. э.). На заре тысячелетия она была математически обоснована в труде "Альмагест" Птолемеем (100-170 гг.) и получила его имя. Согласно птолемеевской системе, в центре мироздания, вокруг которого вращаются небесные сферы, располагается Земля. Вообще, борьба между гео- и гелиоцентризмом - отдельный разговор! Только факты: привычное нам описание мироустройства сформулировал польский астроном Н. Коперник в 16 веке (труд издан в 1543 г.), но окончательное подтверждение эта система получила только в 1687 году благодаря сэру Ньютону и его теории.

Солнце - это звезда или планета? Поскольку "планета" в переводе с древнегреческого - "блуждающая звезда", астрономы того времени и считали светило одним из семи известных, меняющих свое положение среди звезд, небесных тел, т. е. планетой. Предположения, что Солнце - это обычная звезда, высказывались различными учеными неоднократно. Точку в дискуссиях поставил немецкий физик Й. Фраунгофер, в 1824 году сравнив спектральные данные некоторых звезд и Солнца.

Одна из многих. Основные параметры

Так что такое Солнце в современном представлении? Это единственная звезда, расположенная в центре нашей планетной системы и составляющая 99,86% от ее суммарной массы. Среднее расстояние от Земли до Солнца - 149450 тыс. км. Диаметр светила более чем в 100 раз превышает диаметр нашей планеты и составляет 1390,6 тыс. км (больше орбиты Луны). Среднее значение плотности Солнца лишь немного превосходит плотность воды и равно 1,41 г/см 3 . Сила тяжести в 28 раз превышает земную.

На водород приходится 73% всей массы звезды, 25% - на гелий. Содержание остальных элементов - около 2%.

Спектральные характеристики Солнца идентифицируют наше светило как звезду класса G2V (в популярной литературе эту группу называют желтыми или оранжевыми карликами).

Как устроены звезды?

По мнению ученых, внутреннюю структуру Солнца, по мере удаления от центра, можно условно разделить на четыре области:

1. Ядро - основная область генерации излучаемой энергии. Распространяется почти на треть радиуса раскаленного газового шара (0-0,3R). Здесь плотность газа огромна - 150 г/см 3 . Температура составляет около 15×10 6 ˚К, давление - 2×10 8 Па.
2. Зона лучистого переноса энергии (0.3-0.7R). Вся сгенерированная энергия передается во внешние слои посредством лучистого теплообмена (повторяющимися процессами поглощения, отражения, испускания, переноса энергии). При этом температура постепенно понижается (до 2×10 6 К˚), а длина волны излучения увеличивается. Время, затраченное на проход этой зоны, у кванта электромагнитного излучения, фотона, занимает до 170 тыс. лет.
3. Зона конвекции. Простирается до поверхности. Передача энергии осуществляется путем перемешивания газов. Снижение температуры происходит более интенсивно и к поверхности достигает 5800˚К.

Внешние слои атмосферы

Как определить, где границы тела, состоящего из газа и атмосферы? У звезд под атмосферой понимается область, из которой излучение беспрепятственно может уходить в пространство. Первый внешний слой - фотосфера (300-400 км). Именно ее мы воспринимаем как видимую поверхность солнечного диска. Под большим увеличением легко заметить ее ячеистую структуру. Ячейки или гранулы - это и есть выходы конвекционных потоков. Иногда концентрированные магнитные поля тормозят вертикальные потоки ионизированного газа, перемешивание замедляется, и на видимой поверхности формируются области с пониженной температурой (4500˚К) и яркостью. Так образуются "пятна". Самые большие из них можно увидеть даже невооруженным глазом (через светофильтр, конечно). По пятнам можно отследить вращения Солнца вокруг своей оси. Угловые скорости на разных широтах различны. Для экваториальных областей период составляет 25 суток.

Верхние слои атмосферы (хроносферу и солнечную корону) можно увидеть только в моменты полного солнечного затмения или с помощью специальных инструментов.

Источник энергии Солнца

Современная гелиосейсмология определяет возраст нашего светила в 4,6 млрд лет. Какие источники столь продолжительного существования скрывают огненные недра? Что такое Солнце как источник энергии?

Ежесекундно Солнце излучает в мировое пространство энергии в 100 тыс. раз больше, чем человечество выработало за все время своего существования. Если бы весь объем нашей звезды заполнял каменный уголь, то такого запаса топлива, при излучении с обычной интенсивностью, едва хватило на 5 тыс. лет. Химические процессы и гравитационные взаимодействия тоже не годятся на роль "долгопериодического" источника энергии.

И только с открытием атомного распада и синтеза американский астрофизик Х. Бете предположил, что Солнце - это природный термоядерный реактор. Суть процесса сводится к образованию ядра гелия из четырех ядер водорода (протонов) с выделением энергии (Нобелевская премия по физике, 1967 год).

Гори, гори, моя звезда!

А когда израсходуется весь водород, что будет с Землей? Человечеству не стоит беспокоиться о планете. Солнце находится в середине своего звездного жизненного цикла. По мере выгорания водорода интенсивность излучения будет постепенно нарастать, но минимум миллиард лет комфортного существования людям обеспечен. Описание апокалиптических картин последующего расширения светила не является целью данной статьи.

Наблюдая ежедневный восход Солнца, давайте будем наслаждаться его светом и теплом, ценить жизнь, любить и беречь друг друга.

Солнце - центральное тело Солнечной системы, «наша», и потому ближайшая к нам звезда (среднее расстояние от Земли примерно 149,6 млн. км). Солнце представляет собой гигантский плазменный шар, удерживающий вокруг себя все остальные тела Солнечной системы своим тяготением. Излучение Солнца является основным источником энергии для жизни на Земле.

Солнце - одна из сотен миллиардов звёзд нашей Галактики; расположено в одном из её рукавов примерно в 25 000-28 000 световых лет от центра Млечного Пути и совершает один оборот примерно за 226 млн. лет. Возраст Солнца - 5 млрд. лет. Спектральный класс Солнца G2V, оно является жёлтым карликом.
Физические характеристики
Радиус Солнца составляет 696 тыс. км, что в 109 раз превышает радиус Земли, причём полярный и экваториальный диаметры различаются не более, чем на 10 км. Соответственно, объём Солнца превышает земной в 1,3 миллиона раз. Масса Солнца равна 1,99 1030 кг, в 330 000 раз больше массы Земли. Средняя плотность Солнца невелика - всего 1,4 г/см3, хотя в центре Солнца она достигает 150 г/см3. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца равно 274 м/с2, а вторая космическая скорость - 618 км/с.

Ежесекундно Солнце излучает 3,84 1026 Дж энергии, что в масс-энергетическом эквиваленте соответствует потере массы 4,26 миллионов тонн в секунду. Температура видимой поверхности Солнца равна 5800 К, в центре Солнца температура достигает 15 000 000 К.

С Земли Солнце выглядит как ослепительно сверкающий диск с угловым размером около половины градуса (видимый угловой размер Солнца незначительно меняется в течение года из-за изменения расстояния Солнце - Земля при годовом движении Земли по орбите). Звёздная величина Солнца равна 26,7m; эт

Развёрнутая цитата одним абзацем

о самый яркий объект на земном небе.

Наблюдения деталей на поверхности Солнца показывают, что оно вращается вокруг оси, наклоненной к плоскости земной орбиты на 82° 45". При этом поверхностные слои Солнца вращаются не как твёрдое тело - угловая скорость вращения убывает по мере приближения к полюсам, так что точка на экваторе Солнца совершает один оборот за 25 суток, а точка вблизи полюса - за 30 суток.

См. также: Солнечная масса, Солнечный радиус, Солнечная светимость.
Спектр и химический состав Солнца
В видимой области Солнце излучает непрерывный спектр, на фоне которого видны десятки тысяч темных линий поглощения, образующихся при прохождении солнечного света через атмосферу Солнца и Земли. Впервые они были описаны в 1814 г. австрийским физиком Фраунгофером, и потому часто называются фраунгоферовыми линиями. Их изучение позволяет судить о химическом составе Солнца. Установлено, что преобладающими химическими элементами на Солнце являются водород и гелий. Водород составляет 92 % по числу атомов и 70 % по массе, гелий - 7,8 % и 29 % соответственно. Остальные элементы вместе взятые составляют менее процента массы Солнца.
Источники солнечной энергии
Источник энергии Солнца - реакции термоядерного синтеза, протекающие в его недрах. Об этом впревые в 1920 году предположил выдающийся английский астроном Артур Эддингтон (1882-1944). Впоследствии другие учёные развили эту идею.

Суммарным итогом термоядерной реакции является слияние четырёх протонов с образованием ядра атома гелия и выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Эта реакция, получившая название протон-протонного цикла, проходит в три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон - ядро атома водорода, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро атома лёгкого изотопа гелия; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождается два протона. p + p 2D + e+ + e 2D + p 3He + 3He + 3He 4He + 2p

Используя сформулированный Альбертом Эйнштейном закон взаимосвязи массы и энергии можно подсчитать, что в указанной реакции выделяется 6,3·1013 джоулей на каждый килограмм водорода.

Реакция протекают при температурах около 10 млн. К., в «центральной» области Солнца с радиусом, равным примерно четверти солнечного. Перенос энергии из ядра Солнца к поверхности совершается крайне медленно, сперва за счёт поглощения и переизлучения, а после – за счёт конвекции.

Время, за которое Солнце истощит запасы водородного топлива настолько, что термоядерная водород-гелиевая реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет .
Эволюция Солнца
Возраст Солнца оценивается в 4,5 миллиарда лет с момента начала водородного синтеза. В течение этого времени яркость Солнца постепенно росла. Водородного топлива хватит ещё примерно на 6 миллиардов лет, причём яркость Солнца будет продолжать расти . После этого Солнце превратится в красный гигант, и размеры его станут сравнимыми с расстоянием от Земли до Солнца. В течение порядка 250 миллионов лет яркость Солнца будет в 500 раз больше нынешней , что, вероятно, приведёт к испарению всей находящейся на Земле воды и гибели всех живых существ на Земле.

Через некоторое время (сотни миллионов лет) после превращения Солнца в красный гигант, ядро красного гиганта сожмётся и нагреется настолько, что там начнётся реакция гелиевого синтеза: ядра гелия будут превращаться в ядра углерода и кислорода. Ещё сотни миллионов лет Солнце будет красным гигантом, светящим за счёт гелиевого синтеза. После выгорания гелиевого топлива, оно потеряет часть массы и превратится в белый карлик, поначалу светящийся за счёт гравитационного сжатия, а потом постепенно охлаждающийся.
Проблема солнечных нейтрино

В ходе реакций протон-протонного цикла образуются электронные нейтрино. Практически не взаимодействуя с веществом, они беспрепятственно покидают ядро Солнца. С 1960-х годов предпринимаются попытки зарегистрировать солнечные нейтрино при помощи огромных подземных детекторов. В ходе экспериментов солнечные нейтрино действительно были обнаружены и доказано их солнечное происхождение. Однако в разных экспериментах количество зарегистрированных нейтрино составляло от трети до половины ожидаемого. Это расхождение теории и эксперимента получило название проблемы солнечных нейтрино. Решение этой проблемы требовало пересмотра либо представлений о процессах, происходящих в ядре Солнца, либо о свойствах нейтрино. Эксперименты, проведенные в последние годы, сделали наиболее вероятным объяснением то, что причиной несоответствия является превращение электронных нейтрино в другие типы (мюонное или тау-нейтрино), которые не регистрировались детекторами.
Внутреннее строение Солнца
Ядро

Центральная часть Солнца называется его ядром. Радиус ядра составляет примерно пятую часть от радиуса Солнца.
Зона излучения

На протяжении полурадиуса выше ядра (т.е. в зоне 0,20,7 радиуса Солнца) находится зона переноса энергии излучением .
Конвекционная зона

Ближе к поверхности Солнца возникает вихревое перемешивание вещества и перенос энергии совершается преимущественно самим веществом. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца, гле она происходит - конвекционной зоной. По предположениям исследователей Солнца её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.
Атмосфера Солнца
Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает толщины ~320 км и образует видимую поверхность Солнца. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до уже не доходит. Температура в фотосфере достигает в среднем 5800 К. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха, а температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д.
Хромосфера

Хромосфера достигает высоты 7 000 км, её температура изменяется от 4000 К (нижняя хромосфера) до 100 000 K (верхняя хромосфера).
Можно увидеть во время полного солнечного затмения в виде узкого желто-красного кольца. Толщина хромосферы – 12-15 тыс. км.
Солнечная хромосфера весьма неоднородна: в ней присутствуют продолговатые, похожие на языки пламени образования, так называемые спикулы.
Корона

Корона плавно переходит в межпланетую среду, ее форма и интенсивность излучения сильно зависит от фазы цикла солнечной активности. Температура короны доходит до 1,8 х 106 K.
Солнечный ветер

Солнечная активность и солнечный цикл
Солнечной активностью называют комплекс явлений, связанных с генерацией в глубине Солнца и всплыванием к его поверхности сильных магнитных полей. Эти поля проявляются в фотосфере как солнечные пятна и вызывают такие явления, как солнечные вспышки, генерацию потоков ускоренных частиц, изменения в уровнях электромагнитного излучения Солнца в различных диапазонах, корональные извержения массы, вариации скорости солнечного ветра и т.д.

С солнечной активностью связаны также вариации геомагнитной активности, которые являются следствием достигающих Земли возмущений межпланетной среды, вызыванных, в свою очередь, активными явлениями на Солнце.

Одним из наиболее распространённых показателей уровня солнечной активности являятся число Вольфа, связанное с количеством солнечных пятен на видимой полусфере Солнца. Общий уровень солнечной активности меняется с характерным периодом, примерно равным 11 годам (так называемый «цикл солнечной активности» или «одиннадцатилетний цикл»). Этот период выдерживается неточно и в 20 веке был ближе к 10 годам, а за последние 300 лет варьировался примерно от 7 до 17 лет. Циклам солнечной активности принято приписывать последовательные номера, начиная от условно выбранного первого цикла, максимум которого был в 1761 году. В 2000 году наблюдался максимум 23 цикла солнечной активности.

Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине 17 века солнечная активность и, в частности, её одиннадцатилетний цикл были сильно ослаблены (минимум Маундера). В эту же эпоху в Европе отмечалось снижение среднегодовых температур (т.н. Малый Ледниковый Период), что, возможно, вызвано воздействием солнечной активности на климат Земли. Существует также точка зрения, что глобальное потепление до некоторой степени вызвано повышением глобального уровня солнечной активности во второй половине 20 века. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны.
Солнце и Земля
См. Солнечная радиация
Городские легенды о Солнце
В 2002 и последующих годах в СМИ появилось сообщение, что через 6 лет Солнце взорвётся (то есть превратится в сверхновую звезду) . Источником информации назывался «голландский астрофизик доктор Пирс Ван дер Меер (Piers Van der Meer), эксперт Европейского космического агентства (ESA)». В действительности в ЕSA нет сотрудника с таким именем . Более того, астрофизика с таким именем вообще не существует . Водородного топлива хватит Солнцу на несколько миллиардов лет. По истечении этого времени Солнце разогреется до высоких температур (хотя и не сразу - этот процесс займёт десятки или сотни миллионов лет), но не станет сверхновой звездой. Солнце в принципе не может превратиться в сверхновую звезду из-за недостаточной массы.

СОЛНЦЕ
звезда, вокруг которой обращаются Земля и другие планеты Солнечной системы. Солнце играет исключительную роль для человечества как первоисточник большинства видов энергии. Жизнь в известной нам форме была бы невозможна, если бы Солнце светило немного ярче или немного слабее. Солнце - типичная небольшая звезда, каких миллиарды. Но из-за близости к нам только оно дает возможность астрономам детально исследовать физическое строение звезды и процессы на ее поверхности, что практически недостижимо в отношении других звезд даже с помощью самых мощных телескопов. Как и другие звезды, Солнце - это горячий газовый шар, в основном состоящий из водорода, сжатого силой собственного тяготения. Излучаемая Солнцем энергия рождается глубоко в его недрах в ходе термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Просачиваясь наружу, эта энергия излучается в пространство из фотосферы - тонкого слоя солнечной поверхности. Над фотосферой находится внешняя атмосфера Солнца - корона, простирающаяся на много радиусов Солнца и сливающаяся с межпланетной средой. Поскольку газ в короне очень разрежен, его свечение крайне слабо. Обычно незаметная на фоне светлого дневного неба, корона становится видимой лишь в моменты полных солнечных затмений. Плотность газа монотонно снижается от центра Солнца к его периферии, а температура, достигающая в центре 16 млн. К, снижается до 5800 К в фотосфере, но затем вновь возрастает до 2 млн. К в короне. Переходный слой между фотосферой и короной, наблюдаемый в виде ярко-красного ободка в моменты полных солнечных затмений, называют хромосферой. У Солнца отмечается 11-летний цикл активности. В течение этого периода нарастает и вновь убывает количество солнечных пятен (темных областей в фотосфере), вспышек (неожиданных поярчаний в хромосфере) и протуберанцев (плотных холодных облаков водорода, конденсирующихся в короне). В этой статье мы расскажем об упомянутых выше областях и явлениях на Солнце. После краткого описания Солнца как звезды мы обсудим его внутреннее строение, затем фотосферу, хромосферу, вспышки, протуберанцы и корону.
Солнце как звезда. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии более половины галактического радиуса от ее центра. Вместе с соседними звездами Солнце обращается вокруг центра Галактики с периодом ок. 240 млн. лет. Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2. Солнце вращается вокруг оси в направлении общего вращения планет. Но поскольку Солнце не твердое тело, разные области его фотосферы вращаются с разной скоростью: период вращения на экваторе 25 сут, а на широте 75° - 31 сут.

Таблица 1.
ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
Поскольку мы не можем непосредственно наблюдать недра Солнца, наши знания о его строении базируются на теоретических расчетах. Зная из наблюдений массу, радиус и светимость Солнца, для расчета его структуры необходимо сделать предположения о процессах генерации энергии, механизмах ее передачи от ядра к поверхности и о химическом составе вещества. Геологические данные указывают, что светимость Солнца существенно не изменилась за последние несколько миллиардов лет. Какой источник энергии может так долго ее поддерживать? Обычные химические процессы горения для этого не годятся. Даже гравитационное сжатие по расчетам Кельвина и Гельмгольца могло поддерживать свечение Солнца лишь ок. 100 млн. лет. Решил эту проблему в 1939 Г.Бете: источник энергии Солнца - термоядерное превращение водорода в гелий. Поскольку эффективность термоядерного процесса очень высока, а Солнце почти целиком состоит из водорода, это полностью решило проблему. Два ядерных процесса обеспечивают светимость Солнца: протон-протонная реакция и углеродно-азотный цикл (см. также ЗВЕЗДЫ) . Протон-протонная реакция приводит к образованию ядра гелия из четырех ядер водорода (протонов) с выделением 4,3Ч10-5 эрг энергии в форме гамма-лучей, двух позитронов и двух нейтрино на каждое ядро гелия. Эта реакция обеспечивает 90% светимости Солнца. Требуется 1010 лет, чтобы весь водород в ядре Солнца превратился в гелий. В 1968 Р. Девис с коллегами начал измерять поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца. Это стало первой экспериментальной проверкой теории солнечного источника энергии. Нейтрино очень слабо взаимодействует с веществом, поэтому оно свободно выходит из недр Солнца и достигает Земли. Но по этой же причине его крайне трудно зарегистрировать приборами. Несмотря на усовершенствование аппаратуры и уточнение модели Солнца, наблюдаемый поток нейтрино все равно остается в 3 раза меньше предсказанного. Возможных объяснений несколько: либо химический состав ядра Солнца не такой, как у его поверхности; либо математические модели происходящих в ядре процессов не совсем точны; либо по пути от Солнца к Земле нейтрино изменяет свои свойства. Необходимы дальнейшие исследования в этой области.
См. также НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ . В переносе энергии из солнечных недр к поверхности главную роль играет излучение, конвекция имеет второстепенное значение, а теплопроводность вообще не важна. При высокой температуре солнечных недр излучение в основном представлено рентгеновскими лучами с длиной волны 2-10 . Конвекция играет заметную роль в центральной области ядра и в наружном слое, лежащем непосредственно под фотосферой. В 1962 американский физик Р. Лейтон открыл, что участки солнечной поверхности вертикально колеблются с периодом ок. 5 минут. Расчеты Р.Ульриха и К.Вольфа показали, что так могут проявлять себя звуковые волны, возбужденные турбулентными движениями газа в лежащей под фотосферой конвективной зоне. В ней, как в органной трубе, усиливаются только те звуки, длина волны которых точно укладывается в толщине зоны. В 1974 немецкий ученый Ф.Дебнер экспериментально подтвердил расчеты Ульриха и Вольфа. С тех пор наблюдение 5-минутных колебаний стало мощным методом изучения внутреннего строения Солнца. Анализируя их, удалось выяснить, что: 1) толщина конвективной зоны составляет ок. 27% радиуса Солнца; 2) ядро Солнца, вероятно, вращается быстрее поверхности; 3) содержание гелия внутри Солнца ок. 40% по массе. Сообщалось и о наблюдении колебаний с периодами между 5 и 160 мин. Эти более длинные звуковые волны могут глубже проникать в недра Солнца, что поможет понять строение солнечных недр и, возможно, решить проблему дефицита солнечного нейтрино.
АТМОСФЕРА СОЛНЦА
Фотосфера. Это полупрозрачный слой толщиной в несколько сотен километров, представляющий "видимую" поверхность Солнца. Поскольку лежащая выше атмосфера практически прозрачна, излучение, достигнув снизу фотосферы, свободно покидает ее и уходит в пространство. Не имея возможности поглощать энергию, верхние слои фотосферы должны быть холоднее нижних. Доказательство этому видно на фотографиях Солнца: в центре диска, где толщина фотосферы вдоль луча зрения минимальна, она ярче и голубее, чем на краю (на "лимбе") диска. В 1902 расчеты А.Шустера, а позже - Э.Милна и А.Эддингтона подтвердили, что перепад температуры в фотосфере как раз такой, чтобы обеспечить перенос излучения сквозь полупрозрачный газ из нижних слоев в верхние. Основным веществом, поглощающим и переизлучающим свет в фотосфере, служат отрицательные ионы водорода (атомы водорода с дополнительно присоединенным электроном).
Фраунгоферов спектр. Солнечный свет имеет непрерывный спектр с линиями поглощения, обнаруженными Й. Фраунгофером в 1814; они свидетельствуют, что помимо водорода в атмосфере Солнца присутствуют и многие другие химические элементы. Линии поглощения образуются в спектре потому, что атомы верхних более холодных слоев фотосферы поглощают идущий снизу свет с определенными длинами волн, а излучают его не так интенсивно, как горячие нижние слои. Распределение яркости в пределах фраунгоферовой линии зависит от количества и состояния производящих ее атомов, т.е. от химического состава, плотности и температуры газа. Поэтому детальный анализ фраунгоферова спектра позволяет определить условия в фотосфере и ее химический состав (табл. 2). Таблица 2.
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ФОТОСФЕРЫ СОЛНЦА
Элемент Логарифм относительного количества атомов

Водород _________12,00
Гелий ___________11,20
Углерод __________8,56
Азот _____________7,98
Кислород _________9,00
Натрий ___________6,30
Магний ___________7,28
Алюминий _________6,21
Кремний __________7,60
Сера _____________7,17
Кальций __________6,38
Хром _____________6,00
Железо ___________6,76

Самым обильным элементом после водорода является гелий, который дает в оптическом спектре только одну линию. Поэтому содержание гелия в фотосфере измерено не очень точно, и о нем судят по спектрам хромосферы. Каких-либо вариаций химического состава в атмосфере Солнца не замечено.
См. также СПЕКТР .
Грануляция. На фотографиях фотосферы, полученных в белом свете при очень хороших условиях наблюдения, видны маленькие яркие точки - "гранулы", разделенные темными промежутками. Диаметры гранул ок. 1500 км. Они постоянно возникают и пропадают, сохраняясь 5-10 мин. Астрономы давно подозревали, что грануляция фотосферы связана с конвективными движениями подогреваемого снизу газа. Спектральные измерения Дж.Беккерса доказали, что в центре гранулы горячий газ действительно всплывает вверх со скорость. ок. 0,5 км/с; затем он растекается в стороны, остывает и медленно опускается вниз вдоль темных границ гранул.
Супергрануляция. Р. Лейтон обнаружил, что фотосфера делится и на значительно более крупные ячейки диаметром ок. 30 000 км - "супергранулы". Супергрануляция отражает движения вещества в конвективной зоне под фотосферой. В центре ячейки газ поднимается к поверхности, растекается в стороны со скоростью около 0,5 км/с и на ее краях опускается вниз; живет каждая ячейка около суток. Движение газа в супергранулах постоянно изменяет структуру магнитного поля в фотосфере и хромосфере. Фотосферный газ - неплохой проводник электричества (поскольку некоторые его атомы ионизованы), поэтому силовые линии магнитного поля оказываются как бы вмороженными в него и переносятся движением газа к границам супергранул, где они концентрируются и напряженность поля возрастает.
Солнечные пятна. В 1908 Дж. Хейл открыл в солнечных пятнах сильное магнитное поле, выходящее из недр на поверхность. Магнитная индукция его настолько велика (до нескольких тысяч гаусс), что ионизованный газ сам вынужден подчинять свое движение конфигурации поля; в пятнах поле тормозит конвективное перемешивание газа, что вызывает его остывание. Поэтому в пятне газ холоднее окружающего фотосферного газа и выглядит темнее. У пятен обычно выделяется темное ядро - "тень" - и окружающая его более светлая "полутень". Обычно их температура, соответственно, на 1500 и 400 К ниже, чем в окружающей фотосфере.

Пятно начинает свой рост из маленькой темной "поры" диаметром 1500 км. Большинство пор через сутки пропадает, но выросшие из них пятна сохраняются неделями и достигают диаметра 30 000 км. Детали роста и распада солнечных пятен не изучены до конца. Например, не ясно, сжимаются ли магнитные трубки пятна горизонтальным движением газа или они уже готовые "выныривают" из-под поверхности. Р.Ховард и Дж.Харвей обнаружили в 1970, что пятна движутся в сторону общего вращения Солнца быстрее окружающей их фотосферы (примерно на 140 м/с). Это указывает, что пятна связаны с подфотосферными слоями, которые вращаются быстрее видимой поверхности Солнца. Обычно от 2 до 50 пятен объединено в группу, часто имеющую биполярную структуру: на одном конце группы находятся пятна одной магнитной полярности, а на другом - противоположной. Но встречаются и мультиполярные группы. Количество пятен на диске Солнца регулярно изменяется с периодом ок. 11 лет. В начале каждого цикла новые пятна появляются на высоких солнечных широтах (± 50°). По мере развития цикла и роста числа пятен они возникают на все более низких широтах. Конец цикла знаменуется рождением и распадом нескольких пятен недалеко от экватора (± 10°). В течение цикла большинство "лидирующих" (западных) пятен в биполярных группах имеет одинаковую магнитную полярность, причем различную в северном и южном полушариях Солнца. В следующем цикле полярность лидирующих пятен меняется на противоположную. Поэтому часто говорят о полном 22-летнем цикле солнечной активности. В природе этого явления еще немало загадочного.
Магнитные поля. В фотосфере магнитное поле индукцией более 50 Гс наблюдается только в пятнах, в окружающих пятна активных областях, а также на границах супергранул. Но Л.Стенфло и Дж.Харвей нашли косвенные указания, что магнитное поле фотосферы в действительности сконцентрировано в тонких трубках диаметром 100-200 км, где его индукция от 1000 до 2000 Гс. Магнитоактивные области отличаются от спокойных областей только количеством магнитных трубок на единицу поверхности. Вероятно, солнечное магнитное поле генерируется в глубинах конвективной зоны, где бурлящий газ закручивает слабое исходное поле в мощные магнитные жгуты. Дифференциальное вращение вещества укладывает эти жгуты вдоль параллелей, а когда поле в них становится достаточно сильным, они всплывают в фотосферу, прорываясь наверх отдельными арками. Так, вероятно, рождаются пятна, хотя в этом еще много неясного. Процесс распада пятна изучен значительно полнее. Всплывающие у краев активной области супергранулы захватывают магнитные трубки и растаскивают их. Постепенно общее поле слабеет; случайное соединение трубок противоположной полярности приводит к их взаимному уничтожению.
Хромосфера. Между относительно холодной, плотной фотосферой и горячей, разреженной короной расположена хромосфера. Слабый свет хромосферы обычно не виден на фоне яркой фотосферы. Его можно заметить в виде узкой полоски над лимбом Солнца, когда фотосфера закрыта естественным образом (в момент полного солнечного затмения) или искусственно (в специальном телескопе - коронографе). Хромосферу можно изучать и по всему диску Солнца, если проводить наблюдение в узком диапазоне спектра (ок. 0,5) вблизи центра сильной линии поглощения. Метод основан на том, что чем выше поглощение, тем меньше глубина, на которую наш взгляд проникает в атмосферу Солнца. Для подобных наблюдений применяется спектрограф особой конструкции - спектрогелиограф. Спектрогелиограммы показывают, что хромосфера неоднородна: она ярче над солнечными пятнами и вдоль границ супергранул. Поскольку именно в этих областях усилено магнитное поле, очевидно, с его помощью энергия передается из фотосферы в хромосферу. Вероятно, ее переносят звуковые волны, возбужденные турбулентным движением газа в гранулах. Но в деталях механизмы нагрева хромосферы еще не поняты. Хромосфера сильно излучает в жестком ультрафиолетовом диапазоне (500-2000), недоступном для наблюдения с поверхности Земли. С начала 1960-х годов при помощи высотных ракет и спутников было проделано много важных измерений ультрафиолетового излучения верхней атмосферы Солнца. В его спектре было найдено более 1000 линий излучения различных элементов, включая линии многократно ионизованных углерода, азота и кислорода, а также главные серии водорода, гелия и иона гелия. Изучение этих спектров показало, что переход от хромосферы к короне происходит на отрезке всего в 100 км, где температура возрастает от 50 000 до 2 000 000 К. Оказалось, что подогрев хромосферы в значительной степени происходит из короны путем теплопроводности. Вблизи групп солнечных пятен в хромосфере наблюдаются яркие и темные волокнистые структуры, часто вытянутые в направлении магнитного поля. Выше 4000 км видны неровные, зазубренные образования, довольно быстро эволюционирующие. При наблюдении лимба в центре первой бальмеровской линии водорода (Ha) хромосфера на этих высотах заполнена множеством спикул - тонких и длинных облаков горячего газа. О них известно мало. Диаметр отдельной спикулы менее 1000 км; живет она ок. 10 мин. Со скоростью ок. 30 км/с спикулы поднимаются до высоты 10 000-15 000 км, после чего либо растворяются, либо опускаются вниз. Судя по спектру, температура спикул составляют 10 000-20 000 К, хотя окружающая их корона на этих высотах нагрета как минимум до 600 000 К. Создается впечатление, что спикулы - это участки относительно холодной и плотной хромосферы, временно поднимающиеся в горячую разреженную корону. Подсчет в границах супергранул показывает, что количество спикул на уровне фотосферы соответствует числу гранул; вероятно, между ними есть физическая связь.
Вспышки. Хромосфера над группой солнечных пятен может неожиданно стать ярче и выстрелить порцией газа. Это явление, названное "вспышкой", - одно из труднообъяснимых. Вспышки мощно излучают во всем диапазоне электромагнитных волн - от радио до рентгена, а также нередко выбрасывают пучки электронов и протонов с релятивистской скоростью (т.е. близкой к скорости света). Они возбуждают в межпланетной среде ударные волны, достигающие Земли. Вспышки чаще происходят вблизи групп пятен со сложной магнитной структурой, особенно когда в группе начинается быстрый рост нового пятна; такие группы производят по несколько вспышек в день. Слабые вспышки случаются чаще сильных. Наиболее мощные вспышки занимают 0,1% солнечного диска и длятся несколько часов. Полная энергия вспышки составляет 1023-1025 Дж. Рентгеновские спектры вспышек, полученные спутником SMM (Solar Maximum Mission), позволили значительно лучше понять природу вспышек. Начало вспышки может отмечать рентгеновский всплеск с длиной волны фотонов менее 0,05 , вызванный, как показывает его спектр, потоком релятивистских электронов. За несколько секунд эти электроны разогревают окружающий газ до 20 000 000 К, и он становится источником рентгеновского излучения в диапазоне 1-20 , в сотни раз превосходящего поток в этом диапазоне от спокойного Солнца. При такой температуре атомы железа теряют 24 из своих 26 электронов. Затем газ остывает, но еще продолжает излучать рентген. Вспышка излучает и в радиодиапазоне. П. Уайлд из Австралии и А. Максвелл из США исследовали развитие вспышки с помощью радиоаналога спектрографа - "динамического анализатора спектра", регистрирующего изменения мощности и частоты излучения. Оказалось, что частота излучения за первые несколько секунд вспышки падает с 600 до 100 МГц, указывая, что сквозь корону распространяется возмущение со скоростью 1/3 скорости света. В 1982 радиоастрономы США, используя радиоинтерферометр VLA в шт. Нью-Мексико и данные со спутника SMM, разрешили мелкие детали в хромосфере и короне во время вспышки. Не удивительно, что это оказались петли, вероятно, магнитной природы, в которых выделяется энергия, нагревающая газ во время вспышки. На заключительной стадии вспышки захваченные магнитным полем релятивистские электроны продолжают излучать сильно поляризованные радиоволны, двигаясь по спирали вокруг силовых магнитных линий над активной областью. Это излучение может продолжаться несколько часов после вспышки. Хотя из области вспышки всегда выбрасывается газ, его скорость обычно не превосходит скорости ухода с поверхности Солнца (616 км/с). Однако нередко вспышки выбрасывают потоки электронов и протонов, достигающие через 1-3 сут Земли и вызывающие на ней полярные сияния и возмущения магнитного поля. Эти частицы с энергией, доходящей до миллиардов электрон-вольт, весьма опасны для находящихся на орбите космонавтов. Поэтому астрономы стараются предсказывать солнечные вспышки, изучая конфигурацию магнитного поля в хромосфере. Сложная структура поля с перекрученными силовыми линиями, готовыми к пересоединению, указывает на возможность вспышки.
Протуберанцы. Солнечные протуберанцы - это сравнительно холодные массы газа, появляющиеся и исчезающие в горячей короне. При наблюдении с коронографом в линии Ha они видны на лимбе Солнца как яркие облака на темном фоне неба. Но при наблюдении со спектрогелиографом или интерференционными фильтрами Лио они выглядят темными волокнами на фоне яркой хромосферы.

Формы протуберанцев исключительно разнообразны, но можно выделить несколько основных типов. Протуберанцы солнечных пятен похожи на занавеси до 100 000 км в длину, 30 000 км в высоту и 5000 км толщиной. Некоторые протуберанцы имеют ветвистую структуру. Редкие и красивые петлеобразные протуберанцы имеют округлую форму диаметром ок. 50 000 км. Почти у всех протуберанцев наблюдается тонкая структура из газовых нитей, вероятно, повторяющих структуру магнитного поля; истинная природа этого явления не ясна. Газ в протуберанцах обычно движется потоками вниз со скоростью 1-20 км/с. Исключение представляют "серджи" - протуберанцы, вылетающие с поверхности вверх со скоростью 100-200 км/с, а затем медленнее падающие обратно. Протуберанцы рождаются на краях групп солнечных пятен и могут сохраняться в течение нескольких оборотов Солнца (т.е. несколько земных месяцев). Спектры протуберанцев похожи на спектры хромосферы: яркие линии водорода, гелия и металлов на фоне слабого непрерывного излучения. Обычно линии излучения спокойных протуберанцев тоньше хромосферных линий; вероятно, это объясняется меньшим количеством атомов на луче зрения в протуберанце. Анализ спектров указывает, что температура спокойных протуберанцев 10 000-20 000 К, а плотность порядка 1010 ат./см3. У активных протуберанцев видны линии ионизованного гелия, что указывает на значительно более высокую температуру. Градиент температуры в протуберанцах очень велик, поскольку их окружает корона с температурой 2 000 000 К. Количество протуберанцев и их распределение по широте в течение 11-летнего цикла повторяет распределение солнечных пятен. Однако на высоких широтах существует второй пояс протуберанцев, который в период максимума цикла сдвигается к полюсу. Почему образуются протуберанцы и что поддерживает их в разреженной короне, не до конца ясно.
Корона. Внешняя часть Солнца - корона - светит слабо и видна невооруженным глазом только в моменты полных солнечных затмений либо с помощью коронографа. Но она значительно ярче в рентгеновских лучах и в радиодиапазоне.
См. также ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ . Корона ярко светит в рентгеновском диапазоне, потому что ее температура составляет от 1 до 5 млн. К, а в моменты вспышек достигает 10 млн. К. Рентгеновские спектры короны стали получать недавно со спутников, а оптические изучают уже многие годы в период полных затмений. В этих спектрах присутствуют линии многократно ионизованных атомов аргона, кальция, железа, кремния и серы, которые образуются только при температуре выше 1 000 000 К.

Белый свет короны, который во время затмения виден до расстояния в 4 радиуса Солнца, образуется в результате рассеяния фотосферного излучения на свободных электронах короны. Следовательно, изменение яркости короны с высотой указывает распределение электронов, а поскольку основным элементом является полностью ионизованный водород, то и распределение плотности газа. Корональные структуры четко делятся на открытые (лучи и полярные щеточки) и закрытые (петли и арки); ионизованный газ в точности повторяет структуру магнитного поля в короне, т.к. не может двигаться поперек силовых линий. Поскольку поле выходит из фотосферы и связано с 11-летним циклом солнечных пятен, внешний вид короны меняется в ходе этого цикла. В период минимума корона плотная и яркая только в экваториальном поясе, но по мере развития цикла корональные лучи появляются на более высоких широтах, а в максимуме их можно увидеть на всех широтах. С мая 1973 по январь 1974 корону непрерывно наблюдали 3 экипажа астронавтов с борта орбитальной станции "Скайлэб". Их данные показали, что темные корональные "дыры", где температура и плотность газа значительно понижены, - это области, откуда газ с большой скоростью вылетает в межпланетное пространство, создавая мощные потоки в спокойном солнечном ветре. Магнитные поля в корональных дырах "открыты", т.е. вытянуты далеко в пространство, что позволяет газу покидать корону. Эти конфигурации поля довольно устойчивы и могут сохраняться в период минимума солнечной активности до двух лет. Корональная дыра и связанный с ней поток вращаются вместе с поверхностью Солнца с периодом 27 сут и, если поток попадает на Землю, каждый раз вызывают геомагнитные бури. Энергетический баланс внешней атмосферы Солнца. Почему у Солнца такая горячая корона? Пока мы этого не знаем. Но есть довольно обоснованная гипотеза, что энергию во внешнюю атмосферу переносят звуковые и магнитогидродинамические (МГД) волны, которые генерируются турбулентными движениями газа под фотосферой. Попадая в верхние разреженные слои, эти волны становятся ударными, и их энергия диссипирует, нагревая газ. Звуковые волны нагревают нижнюю хромосферу, а МГД-волны распространяются по магнитным силовым линиям дальше в корону и нагревают ее. Часть тепла из короны за счет теплопроводности уходит в хромосферу и там излучается в пространство. Остальное тепло поддерживает излучение короны в замкнутых петлях и ускоряет потоки солнечного ветра в корональных дырах.
См. также

(Фото солнца №1)

Информация о солнце, как об одной из подобных звезд.

У солнца есть характеристики, которые мы встречаем и в других звездах галактики. Например, солнце по своим размерам и цвету излучения является желтым карликом, как некоторые другие звезды, четвертой по яркости звездой из пятидесяти звездных систем, замеченных астрономами. Это звезда – одиночка, которая излучает волны разных длин (инфракрасные лучи, гамма-лучи, рентгеновские лучи, радио лучи), но больше всего волны видимые, желто-зеленого цвета. Солнце ощутимо влияет комплексом этих излучений (солнечным ветром) на Землю, но земля не беззащитна, ее оберегает от вредного воздействия солнечных лучей атмосфера и магнитосфера.

По составу солнце – шар из плазмы, то есть из комплекса заряженных частиц, которые взаимодействуют друг с другом, это ядра атомов гелия, водорода и также электроны. Результат этого взаимодействия – наличие магнитного поля у звезды, которое и удерживает вокруг себя солнечные спутники - планеты.

Благодаря магнитным процессам на поверхности солнца мы наблюдаем эдакие солнечные пятна . Интересно, что они возникают не по одному, а парами в местах выхода и входа искаженного магнитного поля, в виде водоворотов раскаленного газа. Искажение магнитного поля солнца бывает разной силы в разные года. Оно меняется в течении 11, 2 лет, этот период назван солнечным годом. В зависимости от активности солнца солнечные пятна на нем появляются и исчезают.

Информация о строении солнца вкратце.

(Фото солнца №2)

То, что мы видим на поверхности солнца названо фотосферой, эта внешняя оболочка нашего светила имеет толщину 300 км и находится в постоянном движении энергии. Далее, направляясь вглубь к центру солнца, ученые предполагают конвекционный слой, в котором энергия, излучаемая ядром звезды, переносится из внутренних слоев к внешним, там фотоны стремятся наружу, поглощаются материей солнца, и вновь излучаются, они там как бы перемешиваются. И конечно же солнце имеет ядро в центре, которое и производит ядерные реакции, оно плотное и более горячее, чем поверхностный слой солнца. У солнца также есть атмосфера, названная солнечной короной, но она в отличии от земной не состоит из кислорода и углекислого газа, но это само излучение солнца, горячее во много раз, чем тело солнца, поэтому во время затмений корону хорошо видно, Она рассеивается по мере удаления от звезды видимо на 5 радиусов солнца, и дальше на более 10 радиусов нашего светила. Солнечные спутники, как и Земля находятся внутри этой короны, но на дальней ее границе. Подобное строение имеют большинство классических звезд.

Из солнечной короны вырывается солнечный ветер , который несет с собой частицы массы тела солнца. За 150 лет солнце теряет массу (ионизированные частицы – протоны, электроны, α-частицы) равную массе Земли. Солнечный ветер активно воздействует на атмосферу Земли, например, он создает полярные сияния и геомагнитные бури.

Информация о солнечных вспышках и корональных выбросах.

Время от времени в атмосфере солнца возникает выброс энергии, который назван солнечной вспышкой, она отличается от выброса короны солнца, о чем будет сказано далее в статье. Эта вспышка по времени занимает несколько минут и ее очень сложно прогнозировать. Выделение энергии на столько мощное, что ощутимо влияет на сотовую связь, измерительные электромагнитные приборы, вызывает электромагнитные бури. Корональные выбросы – это выбросы солнечной массы в части атмосферы солнца – солнечной короны, наблюдать их очень сложно, так как мешает свечение солнца, но возможно только с помощью специальных приборов. Корональный выброс состоит из плазмы (состав ионы, протоны, небольшое кол-во гелия и кислорода), имеет форму гигантской петли и может по времени не совпадать с солнечными вспышками. Такие вспышки и выбросы имеют некоторые звезды во вселенной, но у них они бывают намного мощнее, чем у солнца и препятствуют существованию жизни на их спутниках.

Информация о солнце и солнечных затмениях.

Солнечное затмение – это, когда луна находится между солнцем и землей. Солнце не висит в пространстве без движения, оно вращается вокруг самого себя с определенной скоростью, также и луна не стоит на месте, но вращается вокруг солнца. И бывают периодично сегменты времени, когда ночное светило оказывается четко между землей и солнцем и заслоняет частично или полностью от нашего взгляда свет, тогда можно увидеть корону солнца. В среднем солнечные затмения можно увидеть 2 раза в году с разных точек земного шара. Во время этого явления по Земле перемещается круглая лунная тень, которая может накрыть крупный город. С одного и того же места солнечное затмение, можно увидеть невооруженным глазом только раз в 200-300 лет.

Все про Солнце и его местоположении в Галактике .

Если выразится кратко, наша звезда расположена в Млечном пути – спиральной галактике с перемычкой, от центра ее наше светило удалено на 26 000 световых лет. Солнце перемещается вокруг Млечного пути, и делает один оборот за 225-250 мил. лет. В данный момент наша звезда находится на крае рукава Ориона изнутри, между рукавом Стрельца и рукавом Персея, это место еще названо «местным межзвездным облаком» - это плотное скопление межзвездного газа с температурой почти равной температуре Солнца. Это облако в свою очередь находится в «местном пузыре» - это территория горячего межзвездного газа, разряженного по своей структуре больше, чем межзвездное облако.

Информация о солнце в цифрах:

Расстояние от земли до солнца (в среднем) - 149600000 км, 92937000 миль.

Диаметр солнечного диска - 1392000 км, 864950 миль, в 109 больше диаметра земли)

Масса солнца - 1.99 x 1030 кг, в 333000 раз больше массы Земли

Плотность солнца в среднем - 1.41 г/см 3 (1/4 земли)

Температура поверхности солнца - 5,470 °C (9,880 °F), температура ядра солнца - 14000000 °C (25000000 °F)

Выходная мощность - 3.86 x 10 26 ватт

Период вращения по отношению к земле - 26.9 (экватор), 27.3 (зона солнечных пятен, 16°N), 31.1 (полюс)

Информация о солнце - уникальной звезде.

(Фото солнца №3)

Информация о солнце и его происхождении.

Есть два основных взгляда на происхождение солнца. Атеисты и эволюционисты верят, что Солнце – обычная звезда из многих звезд, которые возникли в сжавшейся газопылевой туманности. Но основательных доказательств такого происхождения и процесса формирования звезды мы не имеем и не можем иметь, это всего лишь предположения, основанные на вере, что разумного Создателя нет, и все произошло благодаря ряду случайностей. Второй же взгляд на происхождение Солнца основан на историческом документе, который сохранился неизменным много столетий – это Библия. Итак, ссылаясь на этот исторический документ, мы узнаем из 1 главы Бытия, что Солнце по Своему разумному замыслу сформировал и разместил в галактике Сам Создатель всего материального и нематериального. Подробнее о научном взгляде на происхождение Солнца в статье .

Все о молодости солнца вкратце.

Информация о солнце и его уникальном постоянстве.

Для того, чтобы на Земле существовала жизнь, ее звезда должна поддерживать положительное постоянное влияние на свой спутник. Солнце для этого подходит по всем параметрам.

Судьба солнца.

Есть разные предположения, как Солнце закончит свое существование, но это предположения ограниченного человека, который может только гадать. Но есть свидетельство более надежное, чем измышления ученых атеистов.

В Библии говорится в Откровении Иоанна 6гл. 12 стих о Великом суде над человечеством за их отступничество от Творца « И когда Он снял шестую печать, я взглянул, и вот, произошло великое землетрясение, и солнце стало мрачно как власяница (рубище), и луна сделалась как кровь…» Образным языком здесь описывается конец существования нашего мира. И это случится не через миллионы лет, как считают атеисты, но возможно в ближайшие тысячелетия, этого времени никто не знает, но оно обязательно будет.