---

Солнце

Хотя Солнце - довольно обычная звезда, оно очень важно для жителей Земли. Солнце является источником практически всей энергии Земли. Она дает тепло и свет, которые делают жизнь на Земле возможной. Однако Земля получает только около половины миллиардной энергии, которая покидает Солнце. Солнце - это огромный шар горячих газов. Подобно другим звездам, оно производит огромное количество энергии, превращая водород в гелий глубоко внутри себя.

Излучение солнечных лучей может повредить глаза, поэтому никогда не следует смотреть прямо на Солнце невооруженными глазами или в телескоп (если только он не оснащен специальным солнечным фильтром). Темные очки и копченое стекло не обеспечивают никакой защиты. Один из безопасных способов наблюдения за Солнцем - это проецирование его изображения на белый экран или белый картон.

Положение в Солнечной системе

Солнце находится в центре Солнечной системы. Оно содержит более 99 % массы системы. Огромное притяжение его гравитации удерживает планеты, карлики, астероиды, кометы и другие тела на орбите вокруг него.

Расстояние от Солнца до Земли

Среднее расстояние между Солнцем и Землей составляет примерно 150 миллионов километров. Свет проходит через пространство со скоростью около 300 000 километров в секунду, поэтому лучу солнечного света требуется всего около 8 минут, чтобы достичь земли.

Свету других звезд, требуется гораздо больше времени, чтобы достичь Земли. Свет от следующей ближайшей звезды, Проксима Центавра доходит до Земли больше четырех лет. Солнце находится во внешней части галактики Млечный путь. Свету из центра галактики требуется много тысяч лет, чтобы достичь земли. Поскольку Солнце находится так близко к Земле, оно кажется намного больше и ярче, чем другие звезды. Это единственная звезда, детали поверхности которой можно наблюдать с Земли.

Основные свойства Солнца

Звезды сильно различаются по размеру и цвету. Они варьируются от гигантских звезд, которые намного больше Солнца, до карликовых звезд, которые могут быть намного меньше солнца. По цвету они варьируются от беловато - голубых звезд с очень высокой температурой поверхности (более 30 000 кельвинов, или 53 500 °F) до относительно холодных красных звезд (менее 3500 К, или 5840 °F). (Шкала температуры Кельвина использует Градусы того же размера, что и градусы Цельсия, или стоградусные градусы, но она пронумерована от абсолютного нуля, -273,15 °C.) Температура солнца.

Солнце - это жёлтый карлик, вид, который распространен в галактике Млечный Путь - наша галактика во вселенной. Оно имеет температуру поверхности около 5800 к (10 000 °F). Его диаметр составляет около 1 392 000 километров, что примерно в 109 раз больше диаметра Земли. Его объем примерно в 1 300 000 раз больше объема земли, а масса, или количество вещества, примерно в 333 000 раз больше массы Земли.

Состав Солнца

Более 90 % атомов Солнца - это водород. Большинство остальных - гелий, с гораздо меньшим количеством более тяжелых элементов, таких как углерод, азот, кислород, магний, кремний и железо. По массе Солнце состоит примерно на 71 % из водорода и на 28 % из гелия.

Поверхность Солнца

Солнце не имеет неподвижной поверхности. Там слишком жарко, чтобы материя могла существовать в твердом или жидком состоянии. Скорее, Солнечная материя состоит из газа и плазмы - состояния , в котором газы нагреваются настолько, что электроны отрываются от их атомных ядер. Нагретый газ считается ионизированным, поскольку он состоит из группы ионов, или электрически заряженных частиц. Свободные электроны несут отрицательный заряд, а атомные ядра - положительный.

Вращение Солнца

Как и планеты, Солнце вращается. Поскольку Солнце не является твердым телом, различные его части вращаются с разной скоростью. Участки поверхности вблизи экватора вращаются быстрее всего, совершая один оборот примерно каждые 25 земных дней. Частям поверхности вблизи полюсов требуется 36 дней, чтобы завершить вращение.

Структура Солнца

Солнце можно разделить на несколько различных слоев. Энергия вырабатывается в плотной, горячей центральной области, которая называется ядром, и распространяется наружу через остальную внутреннюю часть. Поверхность, или та часть Солнца, которая видна с Земли в обычном свете, называется фотосферой. Она излучает большую часть света и тепла, которые достигают земли.

Поверхность - это самая внутренняя часть солнечной атмосферы. Атмосфера также имеет тонкий средний слой, называемый хромосферой, и большой внешний слой - корону. Корона порождает поток заряженных частиц, называемый солнечным ветром, который простирается за пределы Земли и других планет.

Энергия Солнца

Солнце похоже на горящую сферу. Однако там слишком жарко для химической реакции земного типа, такой как горение. Кроме того, если бы сжигание производило свою энергию, у него бы уже давно закончилось топливо.

Были выдвинуты различные теории, объясняющие колоссальную выработку солнечной энергии. Все частицы материи на Солнце оказывают гравитационное притяжение друг на друга. Одна теория 19-го века утверждала, что это гравитационное притяжение заставляет Солнце сжиматься, а его вещество становиться более плотно упакованным. Этот процесс, называемый гравитационным сжатием, может высвободить огромное количество энергии. Однако гравитационное сжатие будет производить энергию в течение максимум 50 миллионов лет, в то время как возраст Солнца должен быть по меньшей мере таким же или большим, чем возраст Земли в 4,6 миллиарда лет.

В 20 веке атомная теория, наконец, дала объяснение. Сейчас ученые сходятся во мнении, что источником солнечной энергии являются термоядерные реакции. Теоретические расчеты Альберта Эйнштейна показали, что небольшое количество массы может быть преобразовано в большое количество энергии. Реакции в ядре Солнца превращают почти 5 миллионов тонн вещества в огромное количество энергии - 3,86 × 1033 Эрги каждую секунду. Огромное количество вещества на Солнце может обеспечить “топливо” для миллиардов лет атомных реакций. Астрономы считают, что Солнце находится почти на полпути своего “срока жизни” в 10 миллиардов лет.

Термоядерные реакции Солнца также удерживают звезду от сжатия внутрь. В то время как гравитация Солнца оказывает огромное внутреннее притяжение, энергия, которую оно производит, оказывает огромное внешнее давление. На этой стадии жизни Солнца эти силы уравновешивают друг друга, так что солнце не сжимается под собственным весом и не расширяется.

Ядро Солнца

Ядро Солнца - это чрезвычайно горячая, плотная масса атомных ядер и электронов. Его температура составляет около 15 000 000 К (27 000 000 °F), и считается, что оно примерно в 150 раз плотнее воды. Давление огромное. Обычно протоны в атомных ядрах отталкиваются друг от друга, потому что они имеют одинаковый электрический заряд. Однако при большой плотности и давлении в ядре Солнца ядра могут сталкиваться и сливаться в новые, более тяжелые ядра. Это тип термоядерной реакции, называемой реакцией слияния.

Основной процесс синтеза на Солнце включает в себя серию реакций, в которых четыре ядра водорода в конечном счете превращаются в одно ядро гелия. Масса ядра гелия примерно на 0,7 процента меньше, чем у четырех ядер водорода. Эти 0,7 процента массы превращаются в энергию. Каждую секунду солнце превращает почти 700 миллионов тонн водорода в 695 миллионов тонн гелия. Почти 5 миллионов тонн массы - 0,7 процента от 700 миллионов тонн преобразуются в энергию.

Часть этой энергии нагревает плазму в ядре, а часть улетает в космос в виде почти безмассовых электрически нейтральных частиц, называемых нейтрино. Часть энергии находится в форме гамма-фотонов. Эти фотоны движутся наружу от ядра через зону, в которой энергия переносится главным образом излучением. В конечном счете энергия излучается на поверхность во множестве различных длин волн.

Зоны излучения Солнца

Радиационная зона Солнца

Радиационная зона очень плотная и непрозрачная. Фотоны проходят через её длинный, беспорядочно зигзагообразный путь. Чтобы пройти через эту зону, требуется энергия сотен тысяч лет или, по некоторым оценкам, миллионов лет. Гамма-излучение фотонов может перемещаться только на небольшое расстояние, прежде чем столкнуться с другими частицами и быть рассеянным. Далее вовне фотоны сталкиваются с атомами, которые поглощают энергию, а затем перестраивают ее. Атомы перестраивают энергию на все более длинных длинах волн и более низких энергиях. К тому времени, как энергия покидает солнце, большая ее часть находится в виде видимого света и инфракрасного излучения (тепла).

Зона конвекции Солнца

Вокруг зоны излучения находится более прохладная область, называемая зоной конвекции. Она занимает около 30 % внешней поверхности Солнца. В этой зоне большие потоки горячих газов пузырятся вверх, в то время как более холодная, более плотная материя тонет (подобно циркуляции в кастрюле с овсянкой или кипящей на плите воде). Эти потоки, называемые конвекционными, переносят энергию на поверхность Солнца, в фотосферу.

Фотосфера Солнца

Фотосфера (что означает “сфера света”) - это самый нижний слой Солнца, видимый с Земли. Этот тонкий слой является самым низким уровнем в атмосфере Солнца. Энергия, наконец, ускользает от солнца из фотосферы, поэтому она значительно холоднее, чем солнечная внутренность. Температура на видимой поверхности составляет около 5800К (10 000 ° F). Солнечная атмосфера также значительно менее плотна, чем внутренняя.

Фотосфера имеет определенную структуру. Она покрыта гранулами, или светящимися зернистыми областями, разделенными темными областями. Гранулы постоянно формируются и исчезают. Их зернистая структура является результатом конвекционных потоков, которые приносят горячие газы в фотосферу. Каждая гранула представляет собой конвективную ячейку, которая имеет несколько сотен миль в поперечнике. Горячая восходящая материя кажется яркой, в то время как более холодная тонущая материя кажется темной. Периодически на фотосфере появляются более крупные темные пятна, называемые солнечными пятнами.

Вся поверхность Солнца постоянно колеблется, или пульсирует, вверх и вниз. Эти вибрации происходят от движения миллионов звуковых волн и других видов волн, которые пойманы в ловушку внутри Солнца. Волны движутся внутрь и наружу через внутреннюю часть Солнца и заставляют его поверхность вибрировать, как поверхность звенящего колокола.

Хромосфера Солнца

Слой атмосферы над фотосферой называется хромосферой (что означает “сфера цвета”). Он виден как тонкое красноватое кольцо вокруг края Солнца во время полных солнечных затмений, когда гораздо более яркая фотосфера блокируется из поля зрения. Его также можно наблюдать с помощью телескопов с определенным типом фильтра (Альфа-водород). Хромосфера более горячая, чем фотосфера, и ее температура обычно повышается с высотой. Она отмечена бесчисленными струями или маленькими шипами материи, называемыми спикулами, которые постоянно формируются и исчезают, поднимаясь и падая обратно в течение нескольких минут. Большая часть солнечной “погоды” происходит в хромосфере. Это включает в себя сильные извержения, называемые солнечными вспышками.

Корона Солнца

Хромосфера окружена слабо светящейся, чрезвычайно тонкой внешней атмосферой, называемой короной. Поскольку корона в миллион раз тусклее солнечного диска, она обычно невидима. Её можно увидеть только тогда, когда свет фотосферы блокируется, как при полном солнечном затмении или с помощью специального типа телескопа, называемого коронографом. Затем корона появляется в виде серебристого ореола с длинными дугами и серпантинами.

Большая часть или весь объем короны состоит из петель и дуг горячей плазмы. Вопреки здравому смыслу, корона намного горячее, чем поверхность Солнца. Ученые считают, что энергия от солнечных магнитных полей нагревает корону, но механизм этого не совсем ясен. Температура короны обычно составляет около 2 000 000 К (3 600 000 °F) на своих внутренних уровнях. Однако эта температура является мерой энергии отдельных частиц в плазме. Плотность короны настолько мала и частицы вещества разбросаны так широко, что на самом деле корона не производит много тепла. Метеорит, проходящий через корону, не сгорает, как это обычно бывает в гораздо более холодной, но гораздо более плотной атмосфере Земли.

Хотя корона относительно слаба в видимом свете, она сильно испускает излучение в экстремальных ультрафиолетовых и рентгеновских длинах волн. Однако области короны периодически кажутся темными на этих длинах волн. Корона чрезвычайно тонка в этих темных областях, называемых корональными дырами.

Магнитное поле корональных дыр свободно открываются в пространство, и заряженные частицы устремляются по магнитным силовым линиям. (Магнитные силовые линии, или линии магнитного поля, показывают направление и силу магнитного поля. Заряженные частицы могут легко перемещаться в пространстве вдоль этих линий, но не поперек них.)

Солнечный ветер

Космические аппараты в межпланетном пространстве столкнулись с потоками высокоэнергичных заряженных частиц, исходящих от солнца. Эти потоки, называемые солнечным ветром, расходятся радиально от солнечной короны через Солнечную систему и выходят за пределы орбит планет. Эти частицы непрерывно высвобождаются, но их количество значительно увеличивается после солнечных вспышек и других извержений.

Солнечный ветер - это плазма, состоящая главным образом из смеси протонов и электронов плюс ядра некоторых более тяжелых элементов в меньшем количестве. Солнечный ветер может образовываться при расширении горячей корональной плазмы. Частицы ускоряются высокими температурами короны до скоростей, достаточно больших, чтобы позволить им вырваться из гравитационного поля Солнца.

Самые быстрые потоки солнечного ветра происходят от частиц, которые вытекают из корональных дыр. Эти частицы движутся со скоростью около 800 километров в секунду. Другие потоки солнечного ветра достигают скорости около 400 километров в секунду. Эти потоки обычно берут свое начало в областях, расположенных вблизи солнечного экватора.

По мере того как они текут наружу, частицы солнечного ветра несут с собой часть магнитного поля Солнца. Из-за вращения Солнца и постоянного оттока частиц линии магнитного поля, переносимые солнечным ветром, следуют кривым в пространстве. Солнечный ветер отвечает за отклонение хвостов пролетающих комет от солнца. К счастью для Земли, магнитное поле планеты защищает ее от излучения солнечного ветра. Когда потоки частиц сталкиваются с магнитным полем Земли, возникает ударная волна.

Магнитные поля и солнечная активность

Быстрые, большие флуктуации происходят в многочисленных сильных локальных магнитных полях, которые пронизывают атмосферу Солнца. Магнитная активность формирует атмосферу и вызывает в ней возмущения, называемые солнечной активностью. Эта активность включает в себя солнечные пятна и сильные извержения. В целом, солнечная активность следует примерно за 11-летним циклом, в котором число солнечных пятен и других возмущений увеличивается до максимума, а затем снова уменьшается. Солнце, по-видимому, имеет слабое глобальное магнитное поле. Один раз в 11-летний цикл, Северный и Южный полюсы поля переключают полярность.

Солнечные пятна

Периодически на поверхности Солнца временно появляются более темные и холодные пятна, называемые солнечными пятнами. Пятна на солнце - это области, где очень сильные локальные магнитные поля мешают нормальной конвекционной активности, которая приносит тепло на поверхность. Пятна обычно появляются парами или группами пар.

Каждое пятно обычно имеет темный, круглый центр, называемый умброй, окруженный более светлой областью, полутьмой. Умбры примерно на 2000 K (3100 ° F) холоднее, чем фотосфера вокруг них (что означает, что они всё еще очень горячие). Солнечные пятна сильно различаются по размеру, но всегда малы по сравнению с размером Солнца. Когда они появляются группами, они могут простираться на десятки тысяч миль. Они длятся от десятков минут до нескольких дней или даже месяцев.

Регулярные наблюдения за солнечными пятнами ведутся с 1750 года. Они показывают, что пятна появляются и исчезают в цикле и что они ограничены двумя зонами Солнца, расположенными примерно между широтами 40° и 5° его Северного и Южного полушарий. Как уже упоминалось выше, цикл длится в среднем около 11 лет. В начале цикла несколько пятен появляются примерно на 35° широты. Затем их число быстро увеличивается, достигая максимума в течение примерно пяти лет. В то же время пятна становятся все ближе и ближе к экватору. В течение следующих шести лет их число уменьшается, хотя они продолжают приближаться к экватору. Затем цикл заканчивается, и начинается другой.

В начале 20-го века Джордж Хейл заметил, что некоторые фотографии солнечных пятен показывают структуры, которые, казалось, следуют магнитным силовым линиям. Часто появлялась пара солнечных пятен образующих Северный и Южный полюса магнитного поля. Хейлу наконец удалось установить, что солнечные пятна действительно являются очагами магнитных полей.

Кроме того, от одного 11-летнего цикла к следующему происходит полное изменение полярности солнечных пятен в двух солнечных полушариях. Другими словами, Северный полюс магнитного поля, связанного с парой солнечных пятен, становится Южным полюсом, и наоборот. Магнитный цикл солнечных пятен длится в среднем 22 года, поскольку он охватывает приблизительно два 11-летних цикла.

Солнечная вспышка

Более сильным явлением является солнечная вспышка, внезапное извержение в хромосфере выше или вблизи областей солнечных пятен. Вспышки высвобождают магнитную энергию, которая накапливается вдоль границ между отрицательными и положительными магнитными полями, которые становятся скрученными. Вспышки обычно формируются очень быстро, достигая своей максимальной яркости в течение нескольких минут, а затем медленно угасая. Они испускают огромное количество излучения на самых разных длинах волн, включая рентгеновские и гамма-лучи, а также высокоэнергетические заряженные частицы.

Протуберанцы

Объекты, называемые протуберанцами, также образуются при резких переходах между положительными и отрицательными магнитными полями. Ранние астрономы заметили огромные красные петли и серпантины вокруг черного диска солнечных затмений. Эти протуберанцы представляют собой области относительно более холодной и плотной плазмы, висящей подобно облакам в горячей короне низкой плотности.

Магнитные силовые линии удерживают плазму на месте. Протуберанцы выглядят как яркие области, если смотреть на них со стороны солнечного диска, и как длинные, темные, нитевидные области, если смотреть на них на фоне диска. Темные участки также называются нитями.

Долгоживущие или неподвижные протуберанцы могут сохранять свою форму в течение нескольких месяцев. Они формируются на границах между крупномасштабными магнитными полями. Протуберанцы в активных областях, связанных с солнечными пятнами, недолговечны, длятся всего от нескольких минут до нескольких часов. Когда протуберанцы становятся нестабильными, они могут извергаться вверх. Эти извержения значительно холоднее и менее яростны, чем вспышки на солнце.

Корональные выбросы массы

Тип насильственного извержения, называемый корональным выбросом массы, также происходит в короне. Корона иногда выпускает огромные облака горячей плазмы в космос. Подобно солнечным вспышкам, эти корональные выбросы массы высвобождают энергию, накопленную в солнечных магнитных полях.

Однако они обычно длятся часами, в то время как быстрые извержения от вспышек обычно длятся всего несколько минут. Как и другие виды солнечной активности, корональные выбросы массы наиболее распространены во время солнечного максимума. Ученые считают, что вспышки, извержения протуберанцев и выброс корональной массы являются взаимосвязанными явлениями. Однако их взаимоотношения сложны и еще не до конца поняты.

Во всяком случае, сильные извержения Солнца оказывают конкретное воздействие на Землю. Крупные солнечные вспышки и выброс корональной массы осыпают землю потоками высокоэнергетических частиц, способных вызвать геомагнитные бури. Эти штормы могут нарушить работу спутников связи и радиопередачи, а также вызвать скачки напряжения в линиях электропередачи. Они также создают полярные сияния (Северное и Южное) вблизи полюсов.

История изучения Солнца

Когда солнечный луч, который кажется белым, проходит через призму или дифракционную решетку, он распространяется в ряд цветов, называемых спектром. Ученые анализируют этот спектр, чтобы определить, какие химические вещества составляют солнце, а также их количество, местоположение и физическое состояние.

В 1814 году Йозеф фон Фраунгофер начал тщательное изучение солнечного спектра. Он обнаружил, что он был пересечен множеством темных линий, которые теперь называются линиями поглощения или линиями Фраунгофера. Тем временем другие ученые изучали свет, испускаемый и поглощаемый элементами в газообразном состоянии, когда они нагревались в лаборатории. Они обнаружили, что каждый элемент всегда производит набор ярких эмиссионных линий, связанных только с этим элементом.

Ученые теперь считают, что темные линии в спектре Солнца представляют собой элементы в атмосфере Солнца. Например, было показано, что линия, которую Фраунгофер назвал D, имеет то же положение в спектре, что и блестящая линия, которую натрий испускает при нагревании в лаборатории. Линии темные, потому что элементы в атмосфере Солнца поглощают яркие линии, испускаемые тем же элементом на диске Солнца. Таким образом, изучение линий солнечного спектра дает возможность изучить состав солнечной атмосферы. Было показано, что почти все элементы, известные на Земле, существуют на Солнце.

Телескоп использовался в солнечных исследованиях с 1610 года. Башенный солнечный телескоп был позже изобретен для использования в солнечных исследованиях. Его большое фокусное расстояние может дать очень большие изображения Солнца. Коронограф, еще один специальный телескоп, используется для изучения внешней атмосферы Солнца. Прибор блокирует прямой свет от солнечного диска, позволяя видеть гораздо более тусклую корону.

Различные слои и особенности атмосферы Солнца излучают радиацию более сильно на разных длинах волн. Ученые используют инструменты, которые обнаруживают излучение на определенных длинах волн для изучения различных частей. Например, спектрогелиограф и двулучепреломляющий фильтр могут ограничивать свет, проходящий через них, очень малым диапазоном длин волн, таким как красный свет, испускаемый водородом (известным как альфа-водород) или фиолетовый свет кальция.

Фотосферу хорошо видно в видимом свете. Хромосфера и протуберанцы в короне испускают большую часть своего излучения в Альфа-водороде. Рентгеновские лучи и экстремальный ультрафиолет часто используются для изучения коронных и солнечных вспышек, которые излучают много излучения на этих длинах волн.

На земле эффективность телескопа ограничена, потому что атмосфера Земли поглощает большую часть солнечного излучения на определенных длинах волн. Многие орбитальные солнечные обсерватории и другие космические аппараты были запущены над земной атмосферой для изучения Солнца. Специальные приборы на борту судна используются для фотографирования и измерения различных солнечных свойств и характеристик, в том числе магнитного поля Солнца и заряженных частиц солнечного ветра.

Поскольку внутренность Солнца не может быть непосредственно видна, ученые делают вывод о его свойствах из поведения атмосферы. Один из методов заключается в изучении колебаний солнечных волн. Как уже упоминалось выше, пойманные звуковые волны, движущиеся внутри Солнца, постоянно заставляют некоторые части Солнца двигаться наружу, а некоторые - внутрь.

В области, называемой гелиосейсмологией, ученые обнаруживают и анализируют свойства этих волн, включая паттерны их колебаний, или моды. Как правило, волны движутся в одном направлении до тех пор, пока резкие изменения плотности или температуры внутри солнечных слоев не согнут их обратно в противоположном направлении.

Гелиосейсмологи используют эту информацию для разработки моделей строения и движения внутренней части Солнца. Это похоже на то, как геологи изучают сейсмические волны, вызванные землетрясениями, чтобы составить карту недр Земли.

Коловрат

Славянский амулет, символизирующий движение Солнца по небосводу  - Коловрат.