Солнце — звезда, к какому классу и типу относится, про размер и расстояние до Земли, рождение и движение, древний раскаленный карлик

Что представляет собой Солнце?

Почему Солнце, такая же звезда, как и миллиарды других звезд Млечного Пути, так интересно астрофизикам и физикам-ядерщикам? Дело в том, что это ближайшая к нам звезда, благодаря которой мы можем понять суть процессов, бушевавших во Вселенной с момента ее рождения. Изучив солнце, мы поймем, что такое звезды, чем они живут и чем заканчивается такое блестящее зрелище. Другие звезды из-за значительной удаленности от нашей Солнечной системы не могут продемонстрировать нам особенности своего внешнего вида.

Наша звезда является центральным объектом в Солнечной системе, вокруг которого по своим орбитам вращаются восемь планет, астероиды и карликовые планеты, кометы и другие космические объекты. Солнце относится к звездам класса G по Гарвардской классификации. По классификации Анджело Секки Солнце, как и Арктур ​​и Капелла, является желтым карликом II класса. В отличие от других звезд, находящихся в десятках или сотнях световых лет от нашей планеты, наш источник света находится практически рядом. Землю от Солнца отделяет 150 млн км — ничтожное расстояние по сравнению с колоссальными расстояниями, господствующими во Вселенной.

Положение нашей звезды

Ближайшая к Солнцу звезда, красный карлик Проксима Центавра, находится на расстоянии 4 световых лет. Мы далеки от туманностей и звездных скоплений, которые являются самыми бурными областями в галактике. Такое расположение обеспечило плавное движение Солнца по своей орбите на протяжении 14 миллиардов лет, с момента образования Млечного Пути и нашей Вселенной в целом. Скорость звезды на орбите вокруг галактического центра составляет 200 км в секунду.
Солнце и земля

По земным меркам 150 миллионов километров — это большое расстояние. Но даже на таком расстоянии мы в полной мере ощущаем тепло, которое излучает солнце. Свет от нашей звезды доходит до нас за 8 секунд и продолжает согревать и освещать нашу планету. Все дело в размере нашей звезды. Несмотря на то, что наш свет относится к обычным звездам, при средней массе масса превышает в 700 раз массу всех небесных тел Солнечной системы. Размер солнечного диска в настоящее время определен и составляет 1 миллион 392 тысячи 20 км. Это в 109 раз больше диаметра Земли.

Происхождение Солнца, его жизнь и смерть

Наш свет родился вместе с другими звездами более 4-5 миллиардов лет назад. Роддомом для солнца стало газовое облако, которое образовалось в результате колоссальных космических катастроф. По одной из версий, газовые облака появились в результате Большого взрыва, потрясшего космос. По составу газопылевые облака на 99% состояли из атомов водорода. Лишь 1% приходится на атомы гелия и другие элементы. Вся эта совокупность элементов под действием гравитационных сил получила необходимый импульс и стала плотно уплотняться в одно вещество.
Рождение солнца

Чем быстрее росла масса, тем выше скорость вращения. Атомы, объединенные в большие соединения, образуют молекулярный водород и гелий. В результате физических процессов и быстрого вращения в центре облака образовалось сферическое образование. Появилась протозвезда – древнейшая форма, предшествующая последующему формированию полноценной звезды. Первоначальное количество космического газа превышало нынешний размер нашей Солнечной системы. Позднее под действием гравитационных сил звездное вещество стало плотно сжиматься, что увеличило массу будущей звезды.

Вместе с уменьшением размеров протозвезды увеличивалось давление внутри звездного вещества. Это, в свою очередь, привело к быстрому повышению температуры внутри газового пласта. Высокая плотность и температура 100 миллионов Кельвинов положили начало процессу термоядерного синтеза водорода.

Термоядерный синтез водорода

Термоядерная реакция генерирует огромное количество тепловой и световой энергии, которая распространяется от внутренних областей Солнца к поверхности. Каждую секунду с поверхности в космос улетает более 4 миллионов тонн.

Учитывая, что наша звезда существует уже более одного миллиарда лет и продолжает светить без видимых и существенных изменений, можно сделать вывод, что запасы водорода нашего Солнца колоссальны. Когда этот резерв будет израсходован, можно только догадываться, делая математические расчеты. Судя по расчетам ученых, Солнце будет продолжать нагревать и светить еще несколько десятков миллиардов лет, пока не иссякнут запасы термоядерного топлива.

Когда интенсивность термоядерных процессов снижается, начинается последняя фаза жизни звезды. Плотность звезды уменьшится, но ее размер значительно увеличится. Вместо желтого карлика Солнце станет красным гигантом.

Достигнув этого этапа, наша звезда покинет главную последовательность и будет спокойно ждать своей смерти. Человечество не может дождаться окончания этой драмы, так как гигантское красное солнце своим огнем уничтожит практически все живое на нашей планете. Поверхность огромного красного диска нагреется до температуры 5800 К. Радиус Солнца станет в 250 раз больше его нынешних значений.

Постепенно температура поверхности будет снижаться, а звезда будет увеличиваться в размерах. Яркость также заметно увеличится, в 2700 раз по сравнению с сегодняшней яркостью. Первыми исчезают Меркурий и Венера. Планета Земля неизбежно прекратит свое существование через десятки миллиардов лет. Атмосфера планеты под воздействием солнечного ветра исчезнет, ​​вода испарится, а поверхность планеты превратится в раскаленный валун.

Эволюция нашей звезды

На этом этапе наше освещение продлится десятки миллионов лет. После того, как температура в центре солнечного ядра достигнет 100 миллионов Кельвинов, начнется процесс сжигания гелия и углерода. Новый виток цепных реакций окончательно истощит солнце. Сильно уменьшенная масса звезды не сможет удержать внешнюю оболочку, которую пульсирующие термоядерные процессы разнесут в космос.

Вместо красного гиганта образуется планетарная туманность, в центре которой останется ядро ​​бывшей звезды — белого карлика. Иными словами, через десятки миллиардов лет наша гостеприимная звезда превратится в маленький, плотный и горячий объект размером с нашу планету. В таком состоянии звезда будет находиться довольно долго, медленно умирая и тлея.

Солнечные циклы и активность

Конфигурация магнитного поля в атмосфере Солнца постоянно меняется. Причины этих изменений до сих пор не совсем ясны. Они могут возникать из-за концентрации магнитных полей во всех слоях звезды, а их периодическое усиление может быть вызвано процессом, подобным возбуждению магнитного поля в динамо (так называемое магнитное динамо).

Благодаря магнитной индукции солнечная плазма не может двигаться перпендикулярно силовым линиям магнитного поля, но движется вдоль них свободно. Из-за этого плазма чаще всего либо движется по силовым линиям, либо увлекается по силовым линиям в слабое поле («вмерзание» поля в плазму).

Солнечная активность — это явление, возникшее в результате изменения структуры магнитного поля, которое сильно отличается от окружающих невозмущенных областей и изменяется очень быстро. В каждом слое атмосферы они будут разными.

В областях фотосферы, где силовые линии магнитного поля достигают поверхности, образуются солнечные пятна — темные и более холодные области, чем окружающее вещество. Увеличение числа солнечных пятен и появление их групп свидетельствует об образовании активной области, которая может давать различные проявления солнечной активности — вспышки, вспышки, протуберанцы, потоки космических солнечных лучей, корональные выбросы.

В фотосфере рождается пятно в виде небольшой поры, которая через сутки развивается в темную область с резкой границей и диаметром в несколько десятков тысяч километров. В конвективной зоне ниже участка движение газов замедляется, и именно благодаря им основная часть энергии передается в верхние слои. Из-за этого «недостатка» энергии температура на площадке оказывается на несколько тысяч градусов Кельвина меньше, чем в окружающих невозмущенных районах.

В развивающейся группе пятен отчетливо видны два крупнейших пятна противоположной полярности: одно в западной части, другое в восточной части. Со временем площадь группы увеличивается и достигает своего максимума примерно на десятый день. Далее пятна начинают уменьшаться и исчезать, сначала самые мелкие, а затем два самых крупных, распадаясь сначала на несколько более мелких фрагментов. Этот процесс занимает около двух месяцев.

При небольших усилениях магнитных полей вокруг пятен могут возникать яркие образования, атмосферные вспышки. Их строение напоминает клетки, а группы факелов образуют сетки, которые могут занимать значительную часть фотосферы. Факелы могут существовать и без пятен, часто являясь предшественниками их появления или, наоборот, остатками активной области. Их температура выше окружающей невозмущенной области на 200–300 К. Срок их жизни обычно составляет несколько недель или месяцев.

В хромосфере и нижних слоях короны петли силовых линий магнитного поля выходят на поверхность, вызывая солнечные вспышки — мощнейшие проявления солнечной активности. Это разновидность сильного разряда, при котором конфигурация и сила магнитного поля сильно меняются за короткое время. В течение секунд либо образуется длинная «кучи», либо затапливается территория протяженностью в десятки тысяч километров.

Вспышка порождает резкое увеличение интенсивности излучения почти во всех областях спектра, вплоть до гамма-излучения. Всплески интенсивности происходят в течение нескольких минут и почти так же быстро ослабевают при достижении максимума. Помимо увеличения яркости свечения, во время вспышек также происходят газовые и плазменные выбросы, а поскольку плазма тесно взаимодействует с магнитным полем, значительная часть энергии переходит в тепло и нагревает газ до десятков миллионов кельвинов, а также разгоняет плазменные облака.

Вместе с ускорением облаков ускоряются и отдельные частицы — протоны и электроны, генерирующие потоки солнечной энергии космических лучей и солнечного ветра. Хотя энергия этих лучей значительно меньше галактических, они оказывают более существенное влияние на магнитосферу Земли и верхние слои атмосферы. В окрестностях Меркурия и Венеры эти токи не встречают препятствий, так как у этих планет нет своего поля.

Но в окрестностях Земли, Юпитера и Сатурна на корональные выбросы влияет собственное магнитное поле этих планет, из-за чего магнитосфера возмущается. В общем, корональное вещество и солнечный ветер обтекают магнитное поле планеты и деформируют его. Плазма может проникать через магнитосферу в промежутки между замкнутыми силовыми линиями на полюсах, вызывая полярные сияния.

Кроме того, в хромосфере и короне наблюдаются протуберанцы — активные и крупномасштабные сгущения плазмы. Они могут иметь разные размеры и формы, но чаще всего имеют форму дуг, расположенных перпендикулярно поверхности Солнца. Их температура ниже окружающей плазмы, около 10 000 К. Это самые крупные и устойчивые образования в солнечной атмосфере. Протуберанцы могут достигать сотен тысяч километров в длину и до десяти тысяч в ширину.

Их долгая жизнь обусловлена ​​тем, что магнитное поле вморожено в плазму. Так как нижние части протуберанцев расположены в верхних слоях хромосферы, а верхние выдаются в корону, то они являются связующим звеном между этими слоями атмосферы и облегчают обмен веществ между ними. Протуберанцы рождаются в группах солнечных пятен на стадии развития, после чего могут внезапно активизироваться, что сопровождается взрывами и выбросом вещества в корону.

Уровень активности атмосферы Солнца не всегда одинаков. Смена полюсов магнитного поля приводит к изменению количества солнечных пятен и их групп, что в свою очередь влияет на количество других проявлений активности. Уровень активности в данное время характеризует число Вольфа. Учитывается количество пятен и групп пятен на диске Солнца.

Наибольшее количество волков свидетельствует о максимальной солнечной активности, а малое (когда пятен практически нет вообще) — о минимальной. Чередование взлетов и падений происходит в среднем каждые 11 лет, но этот период может быть короче или длиннее. Полный цикл изменения активности длится в среднем 22 года.

Так, последний минимум наблюдался в 2008 г., а максимум – в 2000 г. Кроме того, существуют циклы гораздо большей продолжительности. Об этом свидетельствует тот факт, что в отдельные эпохи солнечные максимумы заметно ослаблены, а в минимумах солнечных пятен практически нет. Эти основные циклы длятся примерно 2300 лет.

Атмосфера Солнца и солнечный магнетизм

В фотосфере Солнца — узком слое толщиной всего около 300 км — отчетливо видны следы конвекции, происходящей в нижележащих слоях, в виде ячеистой грануляции (размер гранул около 103 км, время жизни около 10 минут, скорость движения плазмы в ячейке составляет около 1 км/с), но непосредственно в фотосфере конвекция несколько ослабевает, и здесь снова начинает преобладать радиационный перенос энергии.

Кроме грануляции, есть еще одно важное проявление конвекционных процессов на Солнце — супергрануляция, с характерным пространственным размером ячейки около 36 тыс км, временем их жизни около 36 часов и скоростями радиальных потоков (горизонтальное растекание газа от) конвективной ячейки к ее краям) со скоростью около 0,5 км/с. Имеются также убедительные наблюдательные данные о наличии на Солнце гигантских конвекционных ячеек размером около 250 000 км и скоростями не более 0,1 км/с. Сегодня очень сложно судить о времени жизни таких гигантских конвекционных ячеек.

По мере удаления от нижней границы фотосферы температура газа снижается до 4400 К на высоте около 560 км (минимум температуры). Этот уровень относится уже к следующему слою солнечной атмосферы — к солнечной хромосфере. Он был обнаружен во время полного солнечного затмения в виде яркой полосы на темном краю солнечного диска, закрытого в то время Луной. Отсюда и название – «цветной шар».

Главной характеристикой хромосферы является ее крайняя неоднородность, она представляет собой динамическую смесь вытянутых вверх тонких нитей, непрерывно колеблющихся, которую обычно сравнивают с горящей прерией. На фоне относительно невысоких и многочисленных нитей выделяются отдельные тонкие и яркие горячие струи – струи достигают высоты от 5 до 15 тыс км за счет достаточно больших начальных вертикальных скоростей – 20–150 км/с.

Температура газа в таких выбросах оценивается в пределах от 10 до 100 тыс. К, а время жизни колеблется от 50 до 600 с.Эти хромосферные выбросы называются спикулами .

С нижней части хромосферы (минимум температуры) температура газа начинает постепенно увеличиваться с высотой. В верхней части, на высоте ок. 2200 км температура газа (средняя по всем волокнам и выбросам) составляет 20 тыс. К, а затем она быстро, всего за несколько десятков километров, повышается до значений 1–2 млн К, характерных для солнечной короны.

Этот слой, где наблюдается резкий скачок температуры от хромосферы к короне, называется переходной областью (Avrett, Loeser, 2008). Образование связано с тем, что в зоне конвекции и фотосфере, помимо электромагнитного излучения и горячей плазмы, хорошо проводящих электрический ток и постоянно перемешиваемых конвекционными движениями, находится еще один вид вещества, обладающий определенной энергией и способен передавать ему энергию на большие расстояния и высвобождать ее в другие формы.

Это магнитное поле Солнца. Полное магнитное поле Солнца, имеющее в первом приближении структуру, близкую к дипольной, относительно невелико — всего 1–2 Гс (1–2) 10–4 Тл, т.е всего в 2–4 раза больше, чем магнитного поля Земли, но в активных областях Солнца напряженность магнитного поля составляет уже сотни Гс, а в солнечных пятнах 2–4 кГс, а его локальная структура может быть очень сложной (скрученная магнитная силовая трубка, или «магнитные жгуты»).

Рис. 3. Гигантская петля. Глобус показан выше для сравнения. Снимок сделан космической обсерваторией SDO (NASA) в 2010 г. Рис. 1. 3. Гигантский петлеобразный протуберанец. Глобус показан выше для сравнения. На снимке, сделанном в 2010 году космической обсерваторией SDO (NASA), магнитное поле на Солнце таково, что все известные проявления солнечной активности активные комплексы, активные области и их отдельные элементы — солнечные пятна, солнечные вспышки, солнечные вспышки, протуберанцы (рис. 3), корональные дыры, корональные петли, корональные выбросы массы и т.д. имеют магнитную природу. Нагрев хромосферы и короны также обусловлен наличием магнитного поля на Солнце.

Он может быть обеспечен как прямым рассеянием магнитной энергии при пересоединении силовых линий магнитного поля в мелкомасштабных токовых слоях (нанофлипперах), так и рассеянием энергии магнитогидродинамических волн, переносимых по магнитному полю из-под фотосферы в вышележащие и очень разреженный слой солнечной атмосферы, где они становятся ударными волнами и эффективно рассеивают (рассеивают) их энергию. Детали механизма коронального нагрева до сих пор не совсем ясны, но общая важность процесса не вызывает сомнений.

Расположение в галактике

Галактическое расположение солнца

Солнце находится ближе к внутреннему краю рукава Ориона в Млечном Пути. Расстояние от галактического центра составляет 7,5-8,5 тысяч парсеков. Он лежит внутри местного пузыря — полости в межзвездной среде горячего газа.

Солнечная система находится в галактической обитаемой зоне. Эта область наделена особыми свойствами, способными поддерживать жизнь. Движение Солнца направлено к Веге на территории Лиры и под углом 60 градусов от галактического центра. Среди ближайших 50 систем наше Солнце занимает 40-е место по массивности.

Орбитальная траектория предполагается эллиптической с наличием возмущений от галактических спиральных рукавов. В орбитальном полете проводит 225-250 миллионов лет. Поэтому на сегодняшний день пройдено всего 20-25 курсов. Ниже представлена ​​карта поверхности Солнца. При желании воспользуйтесь нашими телескопами онлайн в режиме реального времени, чтобы полюбоваться звездой в системе. Не забывайте отслеживать космическую погоду на предмет магнитных бурь и солнечных вспышек.

Источник энергии Солнца

Термоядерные реакции — источник всей энергии Солнца — возможны только в ядре Солнца, где температура достигает 15,6 млн К, а плотность 1,6 105 кг/м3. Важнейшей термоядерной реакцией, обеспечивающей до 99% солнечной энергии, является протон-протонный цикл, конечным результатом которого является образование ядра атома гелия (альфа-частицы) из 4-х ядер водорода (протонов). Масса образовавшегося ядра гелия меньше суммарной массы 4-х протонов, и эта разность масс (дефект массы) превращается в лучистую энергию нейтрино и жестких гамма-квантов.

Другой термоядерный цикл — углеродно-азотный — играет второстепенную роль, на его долю приходится лишь около 1% производства энергии Солнцем. Эффективность термоядерных реакций в ядре Солнца такова, что из 1 кг водорода 7 г превращается в излучение. Каждую секунду на Солнце «сгорает» около 4,3 миллиона тонн водорода. В таком, казалось бы, расточительном режиме Солнце существует около 4,5 миллиардов лет, но его масса настолько велика, что его хватит примерно на такой же срок.

Гамма-лучи, генерируемые в ядре Солнца, неоднократно поглощаются и переизлучаются атомами солнечного вещества на пути к выходу. В ходе этого процесса гамма-кванты «разбиваются», их энергия перераспределяется между менее энергичными квантами, и в результате энергия, генерируемая в ядре, излучается с поверхности Солнца в основном в виде оптического и инфракрасного излучения. Путь лучистой энергии от ядра до поверхности Солнца занимает около 1 млн лет.

Нейтринная астрономия дает непосредственную информацию о ходе реакций термоядерного синтеза в ядре Солнца, так как нейтрино, образующиеся в этих реакциях, проходят через всю толщу солнечной сферы практически без поглощения, а те, что падают на Землю, могут быть пойманы специальными детекторами нейтрино (солнечные нейтрино).

Магнитное поле

Солнце, как и все звезды, имеет очень сильное магнитное поле, наличие которого обусловлено возникающими в плазме электрическими токами. Он играет важную роль во всех процессах, происходящих в звезде. Поле генерируется в конвективной зоне и, питаясь конвективным и турбулентным движением плазмы, втекает в фотосферу.

Структура магнитного поля Солнца сложна. Размер поля и порядок силовых линий зависят от размера рассматриваемой области. Чем больше поверхность, тем меньше поле и силовые линии более упорядочены. В соответствии с этой функцией солнечное магнитное поле делится на два типа — глобальное и локальное.

Масштабы глобального поля сравнимы с поверхностью Солнца. Глобальное поле связано со средним значением солнечного магнитного поля, которое составляет примерно несколько гаусс (гаусс — единица измерения магнитной индукции). В глобальном масштабе Солнце можно грубо считать диполем. Структура и полярность поля зависят от цикличности солнечной активности. Преобладание одной полярности в северном и южном полушариях меняется с каждым последующим циклом.

В течение минимума 11-летнего цикла силы на полюсах максимальны, а по мере приближения к максимуму их значения постепенно уменьшаются до нуля. После этого полярность диполя меняется, и с началом нового цикла интенсивность на полюсах снова начинает расти. Отсюда следует закон Хейла – полный цикл изменения глобального магнитного поля на Солнце длится 22 года.

Местные солнечные поля гораздо менее упорядочены и характеризуются гораздо большими величинами, порядка 1 кГс (до нескольких килогаусс в солнечных пятнах в период максимальной активности). Локальное поле уже нельзя считать диполем, так как оно часто имеет разную полярность на разных участках выделенного участка поверхности.

Атмосфера

Фотосфера

Как уже говорилось, жидкое вещество Солнца отделяет от атмосферы фотометрический край — уровень, на котором наблюдается изгиб в распределении яркости. Здесь начинается нижний слой атмосферы, излучающий в видимую область — фотосфера. Большая часть световой энергии достигает земли отсюда. Длина этого слоя составляет примерно 180 км (1/4000 солнечного радиуса). Блеск в фотосфере заметно ослабевает к краю.

Это связано с увеличением температуры с глубиной (от 4000 до 6000 К). Средняя (эффективная) температура фотосферы примерно равна 5700 К. Она состоит из пересыщенного газа, в основном водорода, и его плотность изменяется от 0,1·10-7 до 5·10-7 г/см3, а давление от 500 до 2 , 5 Па.

Хромосфера

За фотосферой следует хромосфера, одна из внешних оболочек Солнца. Яркость в сотни раз ниже яркости предыдущего слоя, а потому без специальных фильтров его наблюдать нельзя. Толщина этой оболочки составляет примерно 2000 км. Спектр хромосферы имеет множество линий гелия — именно по ним был открыт этот элемент в составе Солнца. В видимой части спектра наиболее мощное излучение исходит от красной линии Hα водорода, из-за которой хромосфера при наблюдении имеет красноватый цвет. Структура хромосферы очень неоднородна.

С верхней границы слоя идет выброс горячего материала — спикулы. Они имеют продолговатую форму, длина может быть около нескольких тысяч километров, а толщина около тысячи. Спикулы вырываются из хромосферы со скоростью несколько десятков км/с в следующий слой — корону и растворяются. Материал короны также может попасть в нижележащий слой. Совокупность спикул на поверхности хромосферы называется хромосферной сетью. Другие образования в этом слое встречаются в областях с сильными магнитными полями. Это флоккулы — яркие «облака», окружающие солнечные пятна, — и фибриллы — темные полосы разной величины.

Корона

Внешняя часть атмосферы, корона, самая тонкая. Она в миллион раз слабее фотосферы и поэтому видна невооруженным глазом только во время полных солнечных затмений. По яркости этот слой атмосферы делится на две части: яркую и тонкую нижнюю (0,2 — 0,3 радиуса Солнца) и внешнюю, менее яркую, протяженную область. Форма короны неправильная, состоящая из лучей, длина которых может превышать 10 солнечных радиусов, и активно меняется во времени.

Температура короны невероятно высока – несколько миллионов кельвинов, а максимальная достигает 20 миллионов. Но в некоторых местах на поверхности температура может быть значительно ниже — около 600 тыс. К. Эти участки называются корональными дырами. Они также намного темнее, чем близлежащие районы. Из них выходят магнитные силовые линии Солнца, и материя также вытекает интенсивнее. Неравномерность поверхности короны обусловлена ​​постоянными всплесками энергии, которые возникают в ней и уходят в космос на миллионы километров.

Солнечный ветер

Корона простирается за пределы Солнца на большие расстояния. Он достигает Земли и выходит за пределы своей орбиты на расстояние около 100 а.е. Из него постоянно вытекает плазма, скорость которой увеличивается с удалением от звезды — солнечный ветер. В основном это корональные дыры. В окрестностях планет он достигает сверхзвуковой скорости (на расстоянии от Земли около 300-400 км/с), поэтому при взаимодействии с их магнитными полями образуются ударные волны.

Характеристика

Сравнительные размеры Солнца и планет Солнечной системы. Расстояние между объектами не соблюдается

Солнце — звезда главной последовательности G-типа с абсолютной величиной 4,83, что ярче примерно 85% других звезд в галактике, многие из которых являются красными карликами. При диаметре 696 342 км и массе 1 988 х 1 030 кг Солнце в 109 раз больше Земли и в 333 000 раз массивнее.

Это звезда, поэтому плотность меняется в зависимости от слоя. Среднее значение достигает 1,408 г/см3. Но ближе к ядру она возрастает до 162,2 г/см3, что в 12,4 раза выше, чем на Земле.

В небе он кажется желтым, но его истинный цвет — белый. Видимость создается атмосферой. Температура повышается по мере приближения к центру города. Ядро нагревается до 15,7 млн ​​К, корона — до 5 млн К, а видимая поверхность — до 5778 К.

Читайте также: 7 самых известных метеоритов на Земле

Изучение

Солнце с древних времен интересовало человека и активно им изучалось. От простых наблюдений люди постепенно перешли к измерению времени с помощью солнечных часов, которые отмечали положение звезды на небе в течение дня. Древние памятники и мегалиты служили для измерения длины светового дня, определения дня летнего солнцестояния и дней равноденствия.

Древние греки, наблюдавшие годовое движение Солнца по небесной сфере, считали его одной из планет. Однако в самой Древней Греции появились первые догадки о том, что солнце все-таки не планета, а гигантский раскаленный шар. Так думал древнегреческий философ Анаксагор, за что был осужден и отправлен в тюрьму.

В Греции также зародилась гелиоцентрическая система мира, говорящая о том, что солнце является центром, вокруг которого вращается земля вместе с остальными планетами. Эта идея была революционной и подвергалась осуждению и нападкам на протяжении многих столетий, вплоть до 16 века, когда ее вновь высказал Коперник.

На другой стороне континента китайские астрономы первыми наблюдали солнечные пятна еще за два столетия до нашей эры. В XII веке они были впервые описаны английским средневековым историком.

Инструментальные исследования Солнца начинаются в 1610 году, когда Галилей изобрел первый телескоп. Галилей первым обнаружил, что пятна являются частью поверхности Солнца, а не силуэтами планет, проходящих по диску. Наблюдая за их движением, он также смог рассчитать период вращения.

Эпоха спектроскопии началась в 19 веке. Первым, кто разложил солнечный свет на отдельные цвета, был астроном Петро Анджело Секки. Его работу продолжил Фраунгофер, начавший изучать состав звезды по ее спектру и обнаруживший линии поглощения. В 1868 году французский ученый Пьер Жансен открыл гелий, изучая спектры солнечной хромосферы и протуберанцев.

В том же веке шли споры об источниках энергии в недрах Солнца. В 1848 году была выдвинута гипотеза, что звезда нагревается постоянными ударами метеоритов. Однако в данном случае оказалось, что один и тот же механизм вместе с Солнцем обеспечивает сильный нагрев любой планеты, в том числе и Земли. Другая, более правдоподобная гипотеза, выдвинутая Кельвином и Гельмгольцем, предполагала образование тепловой энергии Солнца за счет его гравитационного сжатия.

На основании этого представления возраст Солнца был оценен в 20 миллионов лет, что противоречит геологическим данным, но тем не менее этот механизм долгое время считался правильным. А уже в 20 веке Резерфорд предложил гипотезу термоядерного синтеза в ядре Солнца из-за высокой температуры и давления. Эта теория была подтверждена и развита в 1930-х годах, тогда же были выделены две основные ядерные реакции, ответственные за выделение энергии на Солнце.

В 1957 году были запущены первые искусственные спутники Земли, и тогда же начались первые космические исследования Солнца. Еще в 1959 г был проведен эксперимент по обнаружению солнечного ветра с помощью приборов «Луна-1» и «Луна-2». Кроме того, в 1960-68 годах солнечный ветер изучался спутниками НАСА «Пионер».

В 1973 году на орбиту была выведена первая солнечная космическая обсерватория. С его помощью велись наблюдения за короной и открывались корональные выбросы массы. В 80-х и 90-х годах также было запущено множество спутников и зондов для наблюдения за Солнцем во всех спектральных диапазонах.

Для изучения полярных областей Солнца, недоступных для приборов, находящихся в плоскости эклиптики, в 1990 году был запущен зонд «Улисс», изучавший потоки солнечного ветра и магнитного поля в высоких широтах. Сегодня с помощью новых спутников и обсерваторий продолжаются спектральные исследования Солнца во всех слоях атмосферы, динамики магнитного поля и его связи с солнечной активностью.

Строение и структура Солнца

Близость к Солнцу позволяет получить представление о его строении и строении, получить данные о том, как работает этот природный термоядерный реактор и какие процессы в нем происходят. Интересно будет разобрать конструкцию, состоящую из следующих компонентов:

• основной;
• зона лучистой энергии;
• конвективная зона;
• линия скорости.

Затем начинаются слои солнечной атмосферы:

• фотосфера;
• хромосфера;
• известность.

Звезда не является твердым телом, потому что мы имеем дело с горячим газом, плотно сжатым в сферическую область. При таких температурах существование любого вещества в твердом виде физически невозможно. Яркий свет и тепло, излучаемые солнцем, являются результатом тех же процессов, с которыми столкнулся человек при создании атомной бомбы.

Материя под воздействием огромного давления и высоких температур преобразуется в энергию. Основным горючим является водород, который составляет 73,5-75% солнечного, поэтому основным источником тепла является процесс термоядерного синтеза водорода, в основном сосредоточенный в ядре, центральной части звезды.

Структура солнца

Ядро Солнца составляет около 0,2 солнечного радиуса. Именно здесь происходят основные процессы, благодаря которым живет солнце и снабжает окружающее пространство световой и кинетической энергией. Процесс переноса энергии излучения от центра звезды к верхним слоям осуществляется в зоне переноса излучения. Здесь фотоны, стремящиеся от ядра к поверхности, смешиваются с частицами ионизированного газа (плазмы). В результате происходит обмен энергией. В этой части солнечного земного шара находится особая зона — тахоклин, отвечающая за формирование магнитного поля нашей звезды.

Затем начинается самая большая часть Солнца — конвективная зона. Эта область составляет почти 2/3 солнечного диаметра. Радиус одной только конвективной зоны практически равен диаметру нашей планеты – 140 тысяч километров. Конвекция – это процесс, при котором плотный и нагретый газ равномерно распределяется по всему внутреннему объему звезды по направлению к поверхности, излучая тепло в следующие слои. Этот процесс происходит непрерывно и его можно увидеть, наблюдая за поверхностью Солнца в мощный телескоп.

На границе внутреннего строения звезды и атмосферы находится фотосфера — тонкая оболочка толщиной всего 400 км. Это то, что мы видим в наших наблюдениях за солнцем. Фотосфера состоит из гранул и неоднородна по своему строению. Темные пятна сменяются светлыми участками. Эта неоднородность связана с разными периодами остывания солнечной поверхности. Что касается невидимой части спектра поверхности нашей звезды, то в данном случае мы имеем дело с хромосферой. Это самый плотный слой атмосферы Солнца, и его можно увидеть только во время солнечного затмения.
Знаменитости

Наиболее интересными солнечными объектами для наблюдения являются протуберанцы, имеющие вид длинных нитей, и солнечная корона. Эти образования представляют собой гигантские выбросы водорода. Протуберанцы возникают и движутся по поверхности Солнца с огромной скоростью — 300 км/с Температура этих петель превышает 10 тысяч градусов. Солнечная корона – это внешние слои атмосферы, которые в несколько раз толще диаметра самой звезды. Точной границы солнечной короны нет. Видимая граница — лишь часть этого обширного образования.

Солнечная корона

Завершающей стадией солнечной активности является солнечный ветер. Этот процесс связан с естественным истечением звездного вещества через внешние слои в окружающее космическое пространство. Солнечный ветер состоит в основном из заряженных элементарных частиц — протонов и электронов. В зависимости от цикла солнечной активности скорость солнечного ветра может изменяться от 300 км/с до 1500 км/с. Это вещество распространяется по всей Солнечной системе и воздействует на все небесные тела в ближайшем к нам космосе.

Солнечный ветер

Примерно такое же строение имеют и другие звезды, входящие в главную последовательность. Другие небесные тела, которые мы наблюдаем на ночном небе, могут иметь иную структуру. Различия могут заключаться только в массе звезды, которая в данном случае является ключевым фактором звездной активности.

Эволюция и будущее

Ученые убеждены, что Солнце появилось 4,57 миллиарда лет назад из-за коллапса части молекулярного облака, представленного водородом и гелием. При этом он начал вращаться (за счет углового момента) и стал нагреваться при увеличении давления.

Большая часть массы была сосредоточена в центре, а остальная часть превратилась в диск, который позже сформирует известные нам планеты. Гравитация и давление привели к росту тепла и ядерного синтеза. Произошел взрыв и появилось солнце. На рисунке можно проследить этапы развития звезд.

В настоящее время звезда находится в фазе главной последовательности. Внутри ядра более 4 миллионов тонн вещества преобразуется в энергию. Температура продолжает расти. Анализ показывает, что за последние 4,5 миллиарда лет Солнце стало ярче на 30% с увеличением на 1% каждые 100 миллионов лет.

Считается, что со временем он начнет расширяться и станет красным гигантом. Из-за увеличения размеров погибнут Меркурий, Венера и, возможно, Земля. Он останется в гигантской фазе около 120 миллионов лет.

Затем начинается процесс уменьшения размера и температуры. Он будет продолжать сжигать оставшийся гелий в своем ядре, пока его запасы не закончатся. Через 20 миллионов лет он потеряет устойчивость. Земля будет разрушена или воспламенена. Через 500 000 лет останется только половина массы Солнца, а внешняя оболочка создаст туманность. В результате мы получим белого карлика, который проживет триллионы лет и только потом станет черным.