Солнце

Солнце
Снимок солнца в видимом свете с солнечными пятнами и потемнением к краю, сделан в 2013 году
Снимок Солнца в условном цвете, ультрафиолетовый спектр (длина волны 30,4 нм), сделан в 2010 году
Основные характеристики
Среднее расстояние от Земли	1,496⋅1011 м (8,31 световых минут) 1 а. е.
Средний горизонтальный параллакс	8,794"
Видимая звёздная величина (V)	−26,74m
Абсолютная звёздная величина	4,83m
Спектральный класс	G2V
Параметры орбиты
Расстояние от центра Галактики	~2,5⋅1020 м (26 000 св. лет)
Расстояние от плоскости Галактики	~4,6⋅1017 м (48 св. лет)
Галактический период обращения	2,25-2,50⋅108 лет
Скорость	~2,2⋅105 м/с (на орбите вокруг центра Галактики) 19,4 км/с (относительно соседних звёзд)
Физические характеристики
Средний диаметр	1,392⋅109 м (109 диаметров Земли)
Экваториальный радиус	6,9551⋅108 м
Длина окружности экватора	4,37001⋅109 м
Полярное сжатие	9⋅10−6
Площадь поверхности	6,07877⋅1018 м² (11 918 площадей Земли)
Объём	1,40927⋅1027 м³ (1 301 019 объёмов Земли)
Масса	1,9885⋅1030 кг (332 940 масс Земли)
Средняя плотность	1,409 г/см³
Ускорение свободного падения на экваторе	274,0 м/с² (27,96 g)
Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с (55,2 земных)
Эффективная температура поверхности	5780 К
Температура короны	~1 500 000 К
Температура ядра	~15 700 000 К
Светимость	3,828⋅1026 Вт (~3,75⋅1028 Лм)
Энергетическая яркость	2,009⋅107 Вт/(м²·ср)
Характеристики вращения
Наклон оси	7,25° (относительно плоскости эклиптики) 67,23° (относительно плоскости Галактики)
Прямое восхождение северного полюса	286,13° (19 ч 4 мин 30 с)
Склонение северного полюса	+63,87°
Сидерический период вращения внешних видимых слоёв (на широте 16°)	25,38 дней (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)
(на экваторе)	25,05 дней
(у полюсов)	34,3 дней
Скорость вращения внешних видимых слоёв (на экваторе)	7284 км/ч
Состав фотосферы
Водород	73,46 %
Гелий	24,85 %
Кислород	0,77 %
Углерод	0,29 %
Железо	0,16 %
Неон	0,12 %
Азот	0,09 %
Кремний	0,07 %
Магний	0,05 %
Сера	0,04 %

Солнце

Солнце — звезда в центре Солнечной системы. Представляет собой почти идеальную сферу, состоящая из горячей плазмы и магнитных полей. Диаметр равен равен 1 392 000 км, что почти в 109 раз больше, чем у Земли, а его масса (1,9891 × 1030 кг, в 332 946 раз больше, чем у Земли). Масса звезды составляет около 99,86 % от общей массы Солнечной системы. С химической точки зрения около трех четвертей массы Солнца составляет водород, а остальная часть в основном гелий, 1,69 % массы составляют другие более тяжелые элементы, такие как кислород, углерод, неон, железо и другие.

Солнце классифицируется по спектральному классу как G2V и часто неофициально описывается как жёлтый карлик, потому что его видимое излучение наиболее сильно в желто-зеленой части спектра. Цвет солнца белый, однако с поверхности Земли он обычно кажется жёлтым из-за рассеяния синего света в атмосфере. Температура поверхности составляет около 5778 К (5505 °C), спектральный анализ указывает на то, что Солнце, как и большинство звёзд, является частью главной последовательности и высвобождает свою энергию в результате ядерного синтеза ядер водорода в гелий. Таким образом, в своем ядре Солнце каждую секунду преобразует 620 миллионов тонн водорода. Когда-то астрономы считали его маленькой и относительно незначительной звездой, но сегодня считается, что Солнце ярче примерно 85 % звезд в галактике Млечный Путь, большинство из которых являются красными карликами. Горячая корона Солнца постоянно расширяется в космос, создавая солнечный ветер, поток заряженных частиц, достигающий гелиопаузы на расстоянии почти 100 а. е. Область межзвездной среды, образованная солнечным ветром, называется гелиосферой и является крупнейшей сплошной структурой в Солнечной системе.

Солнце движется через Местное межзвездное облако в области Местного пузыря, являющейся частью внутреннего края Рукава Ориона галактики Млечный Путь. Среди 50 ближайших звёздных систем в пределах 17 световых лет от Земли Солнце занимает четвёртое место по массивности. Он вращается вокруг галактического центра Млечного Пути на расстоянии от 24 000 до 26 000 световых лет, совершая один оборот по часовой стрелке, если смотреть с галактического северного полюса, примерно за 225—250 миллионов лет. Поскольку галактика движется относительно реликтового излучения со скоростью 550 км/с в направлении созвездия Гидры, результирующая скорость Солнца относительно реликтового излучения составляет около 370 км/с.

Свет проходит от Солнца до Земли примерно за 8 минут. Энергия этого солнечного света поддерживает почти всю жизнь на Земле посредством процесса фотосинтеза и управляет климатом планеты. Сильное влияние Солнца на Землю было известно с доисторических времен, и в некоторых культурах Солнце считалось божеством. Однако научное понимание роли Солнца развивалось медленно, ещё в XIX веке ведущие учёные мало знали о его физической структуре и источнике энергии. Знания о Солнце продолжают накапливаться по настоящее время, и некоторые аномалии в его поведении так и остаются необъяснимыми.

Физические характеристики

Земля и Солнце (фотомонтаж с сохранением соотношения размеров)

Солнце — звезда главной последовательности спектрального класса G2, содержащая около 99,8632 % всей массы Солнечной системы. Звезда имеет почти идеально сферическую форму. Поскольку Солнце состоит из плазмы и не является твердым телом, оно вращается быстрее на экваторе, чем на полюсах. Это явление называется дифференциальным вращением и связано с конвекцией на Солнце и движением масс из-за больших температурных градиентов от ядра к внешней среде. Эта масса несет часть углового момента Солнца против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса эклиптики, тем самым перераспределяя угловую скорость. Период этого фактического вращения составляет примерно 25,6 дня на экваторе и 33,5 дня на полюсах. В то же время из-за постоянно меняющегося положения Земли по мере её вращения вокруг Солнца видимое вращение звезды составляет около 28 дней.

Солнце не имеет отчетливой поверхности, как планеты, подобные Земле, и в его внешних частях плотность газов, из которых оно состоит, уменьшается экспоненциально по мере удаления от центра. Однако оно имеет четкую внутреннюю структуру. Радиус Солнца определяется как расстояние от центра звезды до внешнего края фотосферы. Это слой, над которым газы слишком охлаждены и разрежены, чтобы излучать значительное количество света, поэтому это также наиболее видимая поверхность Солнца невооруженным глазом. Внутренняя часть Солнца не может наблюдаться напрямую, и Солнце обычно непрозрачно для электромагнитного излучения. Однако подобно сейсмологии, которая использует волны, создаваемые землетрясениями, для изучения внутренней структуры Земли, гелиосейсмология использует инфразвуковые волны, проходящие через недра Солнца, для измерения и визуализации внутренней структуры Солнца.

Современная наука считает, что ядро звезды ​​простирается от центра примерно на 20-25 % солнечного радиуса. Оно имеет плотность, достигающую 150 г/см3 (примерно в 150 раз больше плотности воды), и температуру почти 15,7 миллионов К. Для сравнения, температура поверхности Солнца составляет примерно 5800 К. Ядро — единственная часть Солнца, где значительное количество тепловой энергии высвобождается в результате ядерного синтеза. Во внутренних 24 % солнечного радиуса вырабатывается 99 % энергии, а на 30 % радиуса почти полностью прекратился ядерный синтез. Остальная часть звезды нагревается за счет энергии, передаваемой от ядра наружу. Энергия ядерного синтеза в ядре проходит через ряд слоев, пока не достигнет фотосферы и не высвобождается в космос в виде солнечного света или кинетической энергии частиц.

Промежуточная зона — это внутренний слой Солнца, лежащий между ядром и конвективной зоной. Там энергия в основном передается от ядра к внешним слоям путем диффузии. Энергия движется через промежуточную зону в виде фотонов.

Внешний слой Солнца, простирающийся на глубину 200 000 км под его поверхностью, что составляет около 70 % радиуса звезды. Энергия в этом слое переносится преимущественно конвекцией. Температура здесь ниже, чем в промежуточной зоне, поэтому теплообмен идёт медленнее. Плотность газа достаточно мала, чтобы образовывались конвекционные потоки, переносящие тепло в фотосферу. После того, как вещество всплывает в фотосферу, оно охлаждается и уплотняется, затем опускается на поверхность интерстициальной зоны. Там он снова нагревается, и цикл продолжается.

Фотосфера — это видимая поверхность Солнца. Над ним солнечный свет свободно распространяется в пространстве, и энергия полностью уходит от Солнца через этот слой. Фотосфера имеет толщину от десятков до сотен километров и немного менее прозрачна, чем земной воздух. Поскольку внешняя часть этого слоя холоднее внутренней, изображения Солнца в центре кажутся ярче, чем на краях солнечного диска. Части Солнца над фотосферой в совокупности называются солнечной атмосферой. Их можно наблюдать в телескопы, и они делятся на 5 основных зон: температурный минимум, хромосфера, переходный слой, корона и гелиосфера.

Солнце — магнитоактивная звезда. Он поддерживает сильное магнитное поле, которое меняется из года в год и меняет свое направление каждые 11 лет вокруг солнечного максимума. Магнитное поле Солнца управляет многими процессами, в совокупности называемыми солнечной активностью, в том числе солнечными пятнами на поверхности звезды, солнечными вспышками и изменениями в солнечном ветре, переносящем материю через Солнечную систему. Процессы, возникающие в результате солнечной активности на Земле, включают полярные сияния и нарушение радиосвязи.

Жизненный цикл

Солнце — звезда, намного меньшая, чем голубые гиганты. Образовалось 4,6 млрд лет назад (по ядерной космохронологии); ожидается, что типичная звезда G2 будет существовать около 10 миллиардов лет. Солнце недостаточно массивно, чтобы взорваться как сверхновая. Вместо этого ещё через 4-5 миллиардов лет оно станет красным гигантом, истощив запасы водорода в своем ядре. Затем оно начнет преобразовывать гелий в углерод, и температура его ядра повысится до 3×108 К. Высокая температура вызовет «вздутие» внешних конвекционных слоев Солнца, возможно, достигнув орбиты Земли. Однако недавние исследования предполагают, что в результате интенсивной потери массы Солнцем во время инфляции Земля переместится на более высокую орбиту. Плотность внешних слоев Солнца как красного гиганта будет меньше нынешней плотности атмосферы Земли, но при значительно более высокой температуре (около 2000 — 3000 К). Истощая гелий в своем ядре, Солнце будет подвергаться тепловым пульсациям — сжатиям и расширениям с возрастающей амплитудой — с каждым последующим циклом, теряя некоторые из своих внешних слоев, пока, наконец, не станет белым карликом.

В отличие от более массивных звёзд, таких как Сириус и Бетельгейзе, Солнце не может преобразовать значительное количество углерода в более тяжелые элементы, и по этой причине белый карлик будет состоять в основном из углерода.

История изучения

Человечество начало проявлять интерес к небесному светилу более 20 000 лет назад. А около 7000 лет назад во многих местах мира стали появляться знания и традиции наблюдения за Солнцем. Люди поняли, насколько они зависимы от его света и тепла, и это казалось им чем-то сверхъестественным. Они стали обожествлять его и поклоняться ему. Атмосфера земли значительно приветствует возможности изучения Солнца, поэтому наблюдения за звездой и её съёмки проводят с аэростатов, ракет, спутников и космических станций.

Пионерами изучения Солнца были учёные СССР. Фактически первые внеатмосферные наблюдения Солнца были проведены вторым искусственным спутником Земли «Спутник-2» в 1957 году. Наблюдения проводились в нескольких спектральных диапазонах от 1 до 120 Å, выделяемых при помощи органических и металлических фильтров. Обнаружение солнечного ветра опытным путём было осуществлено в 1959 году с помощью ионных ловушек космических аппаратов «Луна-1» и «Луна-2». Другими космическими аппаратами, исследовавшими солнечный ветер, были созданные в США спутники серии «Пионер», запущенные между 1960 и 1968 годами. Эти спутники обращались вокруг Солнца вблизи орбиты Земли и выполнили детальные измерения параметров солнечного ветра.

С тех пор исследования звезды не прекращаются. Наибольший вклад в исследования звезды внесли учёные СССР и США.

Примечания

Данная статья имеет статус «готовой». Это не говорит о качестве статьи, однако в ней уже в достаточной степени раскрыта основная тема. Если вы хотите улучшить статью — правьте смело!