Солнце

Солнце

Основные характеристики
Среднее расстояние от Земли	1,496⋅1011 м (8,31 световых минут)
Видимая звёздная величина (V)	−26,74м
Абсолютная звёздная величина	4,83м
Спектральный класс	G2V
Параметры орбиты
Расстояние от центра Галактики	~2,5⋅1020 м (26 000 световых лет)
Расстояние от плоскости Галактики	~4,6⋅1017 м (48 световых лет)
Галактический период обращения	2,25−2,50⋅108 лет
Скорость	2,17⋅105 м/с (на орбите вокруг центра Галактики) 2⋅104 м/с (относительно соседних звёзд)
Физические характеристики
Средний диаметр	1,392⋅109 м (109 диаметров Земли)
Экваториальный радиус	6,955⋅108 м
Длина окружности экватора	4,379⋅109 м
Сплюснутость	9⋅10−6
Площадь поверхности	6,088⋅1018 м² (11 900 площадей Земли)
Объём	1,4122⋅1027 м³ (1 300 000 объёмов Земли)
Масса	1,9891⋅1030 кг (332 946 масс Земли)
Средняя плотность	1409 кг/м³
Ускорение на экваторе	274,0 м/с² (27,94 g)
Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с (55 земных)
Эффективная температура поверхности	5515 C°
Температура короны	~1 500 000 C°
Температура ядра	~13 500 000 C°
Светимость	3,846⋅1026 Вт ~3.75x1028 Лм
Яркость	2,009x107 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 %
Сера	0,12 %
Неон	0,12 %
Азот	0,09 %
Кремний	0,07 %
Магний	0,05 %

Со́лнце — центральная и единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты системы (планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль). Масса Солнца составляет 99,8 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на поверхности Земли, участвуя в фотосинтезе, и влияет на земные погоду и климат. Солнце состоит из водорода (~74 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма) и следующих, входящих в состав в микроскопических концентрациях элементов: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома.По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). Поверхностная температура Солнца достигает 5780 K, поэтому Солнце светит беловатым светом, но из-за подавления части спектра атмосферой Земли этот свет приобретает жёлтый оттенок.

Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. В нашей Галактике Млечный Путь насчитывается свыше 100 миллионов звёзд класса G2, тогда как 85 % звёзд нашей Галактики — это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своём, это красные карлики, находящиеся в конце своего цикла эволюции). Как и все звёзды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путём термоядерного синтеза гелия из водорода.

Солнце находится на расстоянии примерно 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот примерно за 225—250 миллионов лет. Орбитальная скорость Солнца равняется 217 км/с, таким образом оно проходит один световой год за 1400 лет, а одну астрономическую единицу за 8 суток.. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае Рукава Ориона нашей Галактики, между Рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» — области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» — зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83).

Общие сведения

Солнце принадлежит к первому типу звёздного населения. Одна из распространённых теорий возникновения Солнечной системы предполагает, что её формирование было вызвано взрывами одной (или нескольких) сверхновых звёзд.. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержатся аномально большая доля золота и урана, которые могли бы быть результатом эндотермических реакций, вызванных этим взрывом, или ядерного превращения элементов путём поглощения нейтронов веществом массивной звезды второго поколения.

Излучение Солнца — основной источник энергии на Земле. Его мощность характеризуется солнечной постоянной — количеством энергии, проходящей через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам. На расстоянии в одну астрономическую единицу (то есть на орбитеЗемли) эта постоянная равна приблизительно 1370 Вт/м².

Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно 370 Вт/м², и до земной поверхности доходит только 1000 Вт/м² (при ясной погоде и когда Солнце находится в зените). Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так, растения с помощью фотосинтеза перерабатывают её в химическую форму (кислород и органические соединения). Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью фотоэлементов может быть использовано для производства электроэнергии (солнечными электростанциями) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в нефти и других видах ископаемого топлива.

Ультрафиолетовое излучение Солнца имеет антисептические свойства, позволяющие использовать его для дезинфекции воды и различных предметов. Оно также вызывает загар и имеет другие биологические эффекты — например, стимулирует производство в организме витамина D. Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляется озоновым слоем в земной атмосфере, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно меняется с широтой. Угол, под которым Солнце стоит над горизонтом в полдень, влияет на многие типы биологической адаптации — например, от него зависит цвет кожи человека в различных регионах земного шара.

Наблюдаемый с Земли путь Солнца по небесной сфере изменяется в течение года. Путь, описываемый в течение года той точкой, которую занимает Солнце на небе в определённое заданное время, называется аналеммой и имеет форму цифры 8, вытянутой вдоль оси север-юг. Самая заметная вариация в видимом положения Солнца на небе — его колебание вдоль направления север — юг с амплитудой 47° (вызванное наклоном плоскости эклиптики к плоскости небесного экватора, равным 23,5°). Существует также другая компонента этой вариации, направленная вдоль оси восток — запад и вызванная увеличением скорости орбитального движения Земли при её приближении к перигелию и уменьшением — при приближении к афелию. Первое из этих движений (север — юг) является причиной смены времён года.

Солнце — магнитно активная звезда. Она обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем, и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывает разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью и включает в себя такие явления как солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра и т. д., а на Земле вызывает полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы, вызывая у людей головную боль и плохое самочувствие (у людей, чувствительных к магнитным бурям). Предполагается, что солнечная активность играет большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной внешней атмосферы.

Жизненный цикл

Основные статьи: Происхождение Солнечной системы и Звёздная эволюция

Солнце является молодой звездой третьего поколения популяции I, с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений, соответственно популяций III и II.

Текущий возраст Солнца (точнее — время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,57 миллиарда лет.

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

Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 миллиардов лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 миллионов тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино.

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. Вместо этого, через 4—5 миллиардов лет оно превратится в звезду типа красный гигант. По мере того, как водородное топливо в ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться. Примерно через 7,8 миллиардов лет, когда температура в ядре достигнет приблизительно 100 миллионов градусов, в нём начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. Во время этой фазы развития температурные неустойчивости внутри Солнца приведут к тому, что оно начнёт терять массу. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом современные исследования показывают, что ещё до этого момента потеря Солнцем массы приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы^{[источник?]}. Несмотря на это, вся вода на Земле перейдёт в газообразное состояние, а большая часть её атмосферы рассеется в космическое пространство. Увеличение температуры Солнца в этот период таково, что в течение следующих 500—700 миллионов лет поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании.

Файл:Sun Life ru.jpg

Жизненный цикл Солнца

После того, как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана и из неё сформируется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированная из очень горячего ядра Солнца звезда типа белый карлик, которая в течение многих миллиардов лет будет постепенно остывать и угасать.

Описанный выше сценарий эволюции Солнца типичен для звёзд малой и средней массы.

Структура

Внутреннее строение Солнца

Файл:SunLayers-rus.png

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера — это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разряжена, поэтому видима невооруженным глазом только в периоды полного солнечного затмения.

Солнечное ядро

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150 000 километров, в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и более чем в 7 раз выше плотности самого тяжёлого металла на Земле — осмия), а температура в центре ядра — более 14 миллионов градусов. Анализ данных, проведённый миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4. При этом каждую секунду в энергию превращаются 4,26 миллионов тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2·10²⁷ тонн.

Зона лучистого переноса

Над ядром, на расстояниях около 0,2-0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса, в которой отсутствуют макроскопические движения, энергия переносится с помощью переизлучения фотонов.

Конвективная зона Солнца

Ближе к поверхности Солнца возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности совершается преимущественно движениями самого вещества. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца, толщиной примерно 200 000 км, где она происходит — конвективной зоной. По современным данным, её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.

Атмосфера Солнца

Изображение поверхности Солнца, полученное Гиноидским солнечным оптическом телескопом. Изображение получено 12 января 2007 года. Идёт выброс плазмы с поверхности Солнца, а также видны солнечные пятна

Фотосфера

Основная статья: 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 неё 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

Основная статья: Хромосфера

Когда при полном солнечном затмении Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой. Она светится очень красивым красным цветом. Толщина этого слоя 8 000 километров. Его температура увеличивается с высотой от 4000 до 500 000 градусов. Но хромосфера такая разреженная, что яркость её все же очень мала. Хромосферный слой не имеет гладкой поверхности: на его верхней границе постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Если наблюдать хромосферу в телескоп, то можно подумать, что смотришь на горящие прерии. В наше время нет никакой необходимости ждать полного солнечного затмения для наблюдения хромосферы. После долгих экспериментов учёные разработали специальный фильтр, который прекрасно пропускает свет, излучаемый этим слоем. Использование его дало ощутимые результаты. На ней, как и на фотосфере, также видны факелы, пятна и вспышки.

Хромосферу разделяют на две части: внутреннюю и внешнюю. Во внутренней части видно большое количество спектральных линий, во внешней — линии водорода, гелия и кальция.

Корона

Основная статья: Солнечная корона

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года

Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Несмотря на её очень высокую температуру, от 600 000 до 5 000 000 градусов, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, магнитным эффектом и воздействием ударных волн (см. Проблема нагрева короны). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме — вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходит сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 градусов, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Солнечный ветер

Основная статья: Солнечный ветер

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер — поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), имеющий скорость 300—1200 км/с и распространяющийся, с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы.

Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния.

Магнитные поля Солнца

Корональное извержение массы на Солнце. Струи плазмы вытянуты вдоль арок магнитного поля

Происхождение и виды солнечных магнитных полей

Так как солнечная плазма имеет достаточно высокую электропроводность, в ней могут возникать электрические токи и, как следствие, магнитные поля. Непосредственно наблюдаемые в солнечной фотосфере магнитные поля принято разделять на два типа, в соответствии с их масштабом.

Крупномасштабное (общее или глобальное) магнитное поле с характерными размерами, сравнимыми с размерами Солнца, имеет среднюю напряжённость на уровне фотосферы порядка нескольких гаусс. В минимуме цикла солнечной активности оно имеет приблизительно дипольную структуру, при этом напряжённость поля на полюсах Солнца максимальна. Затем, по мере приближения к максимуму цикла солнечной активности, напряжённости поля на полюсах постепенно уменьшаются и через один-два года после максимума цикла становятся равными нулю (так называемая «переполюсовка солнечного магнитного поля»). На этой фазе общее магнитное поле Солнца не исчезает полностью, но его структура носит не дипольный, а квадрупольный характер. После этого напряжённость солнечного диполя снова возрастает, но при этом он имеет уже другую полярность. Таким образом, полный цикл изменения общего магнитного поля Солнца, с учётом перемены знака, равен удвоенной продолжительности 11-летнего цикла солнечной активности — примерно 22 года («закон Хейла»).

Средне- и мелкомасштабные (локальные) поля Солнца отличаются значительно бо́льшими напряжённостями полей и меньшей регулярностью. Самые мощные магнитные поля (до нескольких тысяч гаусс) наблюдаются в группах солнечных пятен в максимуме солнечного цикла. При этом типична ситуация, когда магнитное поле пятен в западной («головной») части данной группы, в том числе самого крупного пятна (т. н. «лидера группы») совпадает с полярностью общего магнитного поля на соответствующем полюсе Солнца («p-полярностью»), а в восточной («хвостовой») части — противоположна ему («f-полярность»). Таким образом, магнитные поля пятен имеют, как правило, биполярную или мультиполярную структуру. В фотосфере также наблюдаются униполярные области магнитного поля, которые, в отличие от групп солнечных пятен, располагаются ближе к полюсам и имеют значительно меньшую напряжённость магнитного поля (несколько гаусс), но большую площадь и продолжительность жизни (до нескольких оборотов Солнца).

Согласно современным представлениям, разделяемым большей частью исследователей, магнитное поле Солнца генерируется в нижней части конвективной зоны с помощью механизма гидромагнитного конвективного динамо, а затем всплывает в фотосферу под воздействием магнитной плавучести. Этим же механизмом объясняется 22-летняя цикличность солнечного магнитного поля.

Существуют также некоторые указания на наличие первичного (то есть возникшего вместе с Солнцем) или, по крайней мере, очень долгоживущего магнитного поля ниже дна конвективной зоны — в лучистой зоне и ядре Солнца.

Солнечная активность и солнечный цикл

Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. 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, возмущения 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 является 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-го цикла солнечной активности.

Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине XVII 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 XX века. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны.

Теоретические проблемы

Проблема солнечных нейтрино

Ядерные реакции, происходящие в ядре Солнца, приводят к образованию большого количества электронных нейтрино. При этом измерения потока нейтрино на Земле, которые постоянно производятся с конца 1960-х годов, показали, что количество регистрируемых там солнечных электронных нейтрино приблизительно в два-три раза меньше, чем предсказывает стандартная солнечная модель, описывающая процессы в Солнце. Это рассогласование между экспериментом и теорией получило название «проблема солнечных нейтрино» и более 30 лет было одной из загадок солнечной физики. Положение осложнялось тем, что нейтрино крайне слабо взаимодействует с веществом, и создание нейтринного детектора, который способен достаточно точно измерить поток нейтрино даже такой мощности, как исходящий от Солнца — достаточно непростая научная задача.

Предлагалось два главных пути решения проблемы солнечных нейтрино. Во-первых, можно было модифицировать модель Солнца таким образом, чтобы уменьшить предполагаемую температуру в его ядре и, следовательно, поток излучаемых Солнцем нейтрино. Во-вторых, можно было предположить, что часть электронных нейтрино, излучаемых ядром Солнца, при движении к Земле превращается в нерегистрируемые обычными детекторами нейтрино других поколений (мюонные и тау-нейтрино). Сегодня понятно, что правильным, скорее всего, является второй путь.

Для того, чтобы имел место переход одного сорта нейтрино в другой — так называемые «нейтринные осцилляции» — нейтрино должно иметь отличную от нуля массу. В настоящее время установлено, что это действительно так. В 2001 году в нейтринной обсерватории в Садбери (Sudbury Neutrino Observatory) были непосредственно зарегистрированы солнечные нейтрино всех трёх сортов и было показано, что их полный поток согласуется со стандартной солнечной моделью. При этом только около трети долетающих до Земли нейтрино оказывается электронными. Это количество согласуется с теорией, которая предсказывает переход электронных нейтрино в нейтрино другого поколения как в вакууме (собственно «нейтринные осцилляции»), так в солнечном веществе («эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна»). Таким образом, в настоящее время проблема солнечных нейтрино, по-видимому, решена.

Проблема нагрева короны

Над видимой поверхностью Солнца (фотосферой), имеющей температуру около 6 000 K, находится солнечная корона с температурой более 1 000 000 K. Можно показать, что прямого потока тепла из фотосферы недостаточно для того, чтобы привести к такой высокой температуре короны.

Предполагается, что энергия для нагрева короны поставляется турбулентными движениями подфотосферной конвективной зоны. При этом для переноса энергии в корону предложено два механизма. Во-первых, это волновое нагревание — звук и магнитогидродинамические волны, генерируемые в турбулентной конвективной зоне, распространяются в корону и там рассеиваются, при этом их энергия переходит в тепловую энергию корональной плазмы. Альтернативный механизм — магнитное нагревание, при котором магнитная энергия, непрерывно генерируемая фотосферными движениями, высвобождается путём пересоединения магнитного поля в форме больших солнечных вспышек или же большого количества мелких вспышек.

В настоящий момент неясно, какой тип волн обеспечивает эффективный механизм нагрева короны. Можно показать, что все волны, кроме магнитогидродинамических альвеновских, рассеиваются или отражаются до того, как достигнут короны, диссипация же альвеновских волн в короне затруднена. Поэтому современные исследователи сконцентрировали основное внимание на механизм нагревания с помощью солнечных вспышек. Один из возможных кандидатов в источники нагрева короны — непрерывно происходящие мелкомасштабные вспышки, хотя окончательная ясность в этом вопросе ещё не достигнута.

История наблюдений за Солнцем

Ранние наблюдения Солнца

Солнечная колесница Трандхольма — скульптура, которая, как полагают, отражает важную составляющую мифологии бронзового века на севере Европы

С самых ранних времён человечество отмечало важную роль Солнца — яркого диска на небе, несущего свет и тепло. Во многих доисторических и античных культурах Солнце почиталось как божество. Культ Солнца занимал важное место в религиях цивилизаций Египта, инков, ацтеков. Многие древние памятники связаны с Солнцем: например, каменные мегалиты, точно отмечают положение летнего солнечного солнцестояния (одни из крупнейших мегалитов такого рода находятся в Набта-Плайя (Египет) и в Стоунхендже (Англия)), пирамиды в Чечен-Ице (Мексика) построены таким образом, чтобы тень от земли скользила по пирамиде в дни весеннего и осеннего равноденствий, и т. д. Древнегреческие астрономы, наблюдая видимое годовое движение Солнца вдоль эклиптики, считали Солнце одной из семи планет (от др.-греч. ἀστὴρ πλανήτης — блуждающая звезда). В некоторых языках Солнцу, наравне с планетами, посвящён день недели.

Развитие современного научного понимания

Одним из первых попытался объяснить Солнце с научной точки зрения греческий философ Анаксагор. Он говорил, что Солнце — это не колесница Гелиоса, как учила греческая мифология, а гигантский, «размерами больше, чем Пелопоннес», раскалённый металлический шар. За это еретическое учение он был брошен в тюрьму, приговорён к смерти, и освобождён только из-за вмешательства Перикла. Расстояние от Земли до Солнца, первым правильно определил, вероятно, Эратосфен, живший в 3 веке до н. э., который получил близкую к современной цифру 149 миллионов километров.

Идея о том, что Солнце — это центр, вокруг которого вращаются планеты, высказывалась Аристархом Самосским и древнеиндийскими учёными (см. Гелиоцентризм). Эта теория была возрождена Коперником в XVI веке.

Китайские астрономы в течение столетий, со времён династии Хань, наблюдали солнечные пятна. Однако европейские исследователи обратили на них внимание только в начале XVII века, после изобретения телескопа, который позволила Галилею, Томасу Харриоту и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, насколько нам известно, первым среди исследователей западного мира описал пятна на Солнце. При этом, однако, он полагал, что эти объекты не находятся на солнечной поверхности, а проходят перед ней. В 1672 году Джованни Кассини и Жан Ришер определили расстояние до Марса, что позволило им рассчитать и расстояние до Солнца.

В начале XIX века возник новый метод исследования — спектроскопия — и Фраунгофер обнаружил линии поглощения в спектре Солнца.

Долгое время непонятными оставались источники солнечной энергии. В 1848 году Роберт Майер выдвинул метеоритную гипотезу, согласно которой Солнце нагревается благодаря бомбардировке метеоритами. Однако при таком количестве метеоритов сильно нагревалась бы и Земля; кроме того, земные геологические напластования состояли бы в основном из метеоритов; наконец, масса Солнца должна была расти, и это сказалось бы на движении планет. Поэтому во второй половине XIX века многими исследователями наиболее правдоподобной считалась теория, развитая Гельмгольцем (1853) и лордом Кельвином, которые предположили, что Солнце нагревается за счёт медленного гравитационного сжатия («механизм Кельвина — Гельмгольца»). Основанные на этом механизме расчёты оценивали максимальный возраст Солнца в 20 миллионов лет, а время, через которое Солнце потухнет — не более чем в 15 миллионов. Однако эта гипотеза противоречила геологическим данным о возрасте горных пород, которые указывали на намного бо́льшие цифры. Так, например, Чарльз Дарвин отметил, что эрозия вельдских отложений продолжалась не менее 300 млн лет. Тем не менее, энциклопедия Брокгауза и Ефрона считает гравитационную модель единственно допустимой.

Только в XX веке было найдено правильное решение этой проблемы. Первоначально Резерфорд выдвинул гипотезу, что источником внутренней энергии Солнца является радиоактивный распад. В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что давление и температура в недрах Солнца настолько высоки, что там могут идти термоядерные реакции, при которой ядра водорода (протоны) сливаются в ядро гелия-4. Так как масса последнего меньше, чем сумма масс четырёх свободных протонов, то часть массы в этой реакции, согласно формуле Эйнштейна $E=mc^{2}$, переходит в энергию. То, что водород преобладает в составе Солнца, подтвердила в 1925 году Сесиллия Пейн ( (англ.) Cecilia Payne). Теория термоядерного синтеза была развита в 1930-х годах астрофизиками Чандрасекаром и Гансом Бете. Бете детально рассчитал две главные термоядерные реакции, которые являются источниками энергии Солнца. Наконец, в 1957 году появилась работа Маргарет Бёрбридж ( (англ.) Margaret Burbidge) «Синтез элементов в звёздах», в которой было показано, что большинство элементов во Вселенной возникло в результате нуклеосинтеза, идущего в звёздах.

Космические исследования Солнца

Солнце в рентгеновских лучах

Атмосфера Земли препятствует прохождению многих видов электромагнитного излучения из космоса. Кроме того, даже в видимой части спектра, для которой атмосфера довольно прозрачна, изображения космических объектов могут искажаться её колебаниями, поэтому наблюдения этих объектов лучше производить на больших высотах (в высокогорных обсерваториях, с помощью приборов, поднятых в верхние слои атмосферы, и т. п.) или даже из космоса. Верно это и в отношении наблюдений Солнца. Если нужно получить очень чёткое изображение Солнца, исследовать его ультрафиолетовое или рентгеновское излучение, точно измерить солнечную постоянную, то наблюдения и съёмки проводят с аэростатов, ракет, спутников и космических станций.

Первыми космическими аппаратами, предназначенными для наблюдений Солнца, были созданные NASA спутники серии Пионер с номерами 5-9, запущенные между 1960 и 1968 годами. Эти спутники вращались вокруг Солнца вблизи орбиты Земли и выполнили первые детальные измерения параметров солнечного ветра.

В 1970-е годы в рамках совместного проекта США и Германии были запущены спутники Гелиос-I и Гелиос-II (Helios  (англ.)). Они находились на гелиоцентрической орбите, перигелий которой лежал внутри орбиты Меркурия, примерно в 40 миллионах километров от Солнца. Эти аппараты помогли получить новые данные о солнечном ветре. Другое интересное наблюдение, сделанное в рамках этой программы, состоит в том, что пространственная плотность мелких метеоритов вблизи Солнца в пятнадцать раз выше, чем около Земли

В 1973 году вступила в строй космическая солнечная обсерватория (Apollo Telescope Mount  (англ.)) на космической станции Skylab. С помощью этой обсерватории были сделаны первые наблюдения солнечной переходной области и ультрафиолетового излучения солнечной короны в динамическом режиме. С её помощью были также открыты «корональные извержения массы» и корональный дыры, которые, как сейчас известно, тесно связаны с солнечным ветром.

В 1980 году NASA вывел на околоземную орбиту космический зонд Solar Maximum Mission  (англ.) (SolarMax), который был предназначен для наблюдений ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучений от солнечных вспышек в период высокой солнечной активности. Однако всего через несколько месяцев после запуска из-за неисправность электроники зонд перешёл в пассивный режим. В 1984 году космическая экспедиция STS-41C на шатле Челленджер устранила неисправность зонда и снова запустила его на орбиту. После этого, до своего входа в атмосферу в июне 1989 года, аппарат получил тысячи снимков солнечной короны. Его измерения помогли также выяснить, что мощность полного излучения Солнца за полтора года наблюдений изменилась только на 0,01 %.

Японский спутник Yohkoh  (англ.) (по-японски — «Солнечный луч»), запущенный в 1991 году, проводил наблюдения излучения Солнца в рентгеновском диапазоне. Полученные им данные помогли учёным идентифицировать несколько разных типов солнечных вспышек и показали, что корона даже вдали от областей максимальной активности намного более динамична, чем принято было считать. Yohkoh функционировал в течение полного солнечного цикла и перешёл в пассивный режим во время солнечного затмения 2001 года, когда он потерял свою ориентировку на Солнце. В 2005 году спутник вошёл в атмосферу и был разрушен.

Очень важной для исследований Солнца является программа (SOHO) (SOlar and Heliospheric Observatory), организованная совместно Европейским космическим агентством и NASA. Запущенный 2 декабря 1995 года, космический аппарат SOHO, вместо планируемых двух лет работает уже более десяти (2007). Он оказался настолько полезным, что в 2008 году планируется к запуску следующий, аналогичный космический аппарат SDO  (англ.) (Solar Dynamics Observatory). SOHO находится в точке Лагранжа между Землёй и Солнцем (то есть в области, где земное и солнечное притяжение уравниваются) и с момента запуска передаёт на Землю изображения Солнца в различных диапазонах длин волн. Кроме своей основной задачи — исследования Солнца, SOHO исследовал большое количество комет — в основном очень малых, которые испаряются по мере своего приближения к Солнцу.

Изображение южного полюса Солнца, полученное в ходе миссии STEREO. В правой нижней части снимка видно извержение массы

Все эти спутники наблюдали Солнце из плоскости эклиптики и поэтому могли детально изучить только далёкие от его полюсов области. В 1990 году был запущен космический зонд Ulysses для изучения полярных областей Солнца. Сначала он пролетел мимо Юпитера для того, чтобы под действием его притяжения выйти из плоскости эклиптики. По счастливому стечению обстоятельств, ему также удалось наблюдать столкновение кометы Шумейкеров — Леви 9 с Юпитером в 1994 году. После того, как он вышел на запланированную орбиту, он приступил к наблюдению солнечного ветра и напряжённости магнитного поля на высоких гелиоширотах. Выяснилось, что солнечный ветер на этих широтах имеет скорость примероно 750 км/с, что меньше, чем ожидалось, и что на них существуют большие магнитные поля, рассеивающие галактические космические лучи.

Состав солнечной фотосферы хорошо изучен с помощью спектроскопических методов, однако данных о соотношении элементов в глубинных слоях Солнца гораздо меньше. Для того, чтобы получить прямые данные о составе Солнца, была запущен космический аппарат Genesis. Он вернулся на Землю в 2004 году, однако был повреждён при приземлении из-за неисправности одного из датчиков ускорения и не раскрывшегося вследствии этого парашюта. Несмотря на сильные повреждения, возвращаемый модуль доставил на Землю несколько пригодных для изучения образцов солнечного ветра.

22 сентября 2006 года на орбиту Земли была выведена солнечная обсерватория HINODE (Solar-B). Обсерватория создана в японском институте ISAS, где разрабатывалась обсерватория Yohkoh (Solar-A) и оснащена тремя инструментами: SOT — солнечный оптический телескоп, XRT — рентгеновский телескоп и EIS — изображающий спектрометр ультрафиолетового диапазона. Основной задачей HINODE является исследование активных процессов в солнечной короне и установление их связи со структурой и динамикой магнитного поля Солнца.

В октябре 2006 года была запущена солнечная обсерватория STEREO. Она состоит из двух идентичных космических аппаратов на таких орбитах, что один из них постепенно отстанет от Земли, а другой обгонит её. Это позволит с их помощью получать стереоизображения Солнца и таких солнечных явлений, как корональные извержения массы.

В период с 2008 по 2010 год планируется запуск еще двух космических обсерваторий для исследования Солнца: создаваемой в США обсерватории SDO (Solar Dynamic Observatory) и российского спутника Коронас-фотон с комплексом космических телескопов Тесис. Срок запуска SDO пока не определен. Он зависит от продолжительности работы на орбите действующей американской солнечной обсерватории TRACE. Российская обсерватория Тесис, создаваемая в ФИАН, как предполагается, будет запущена в июне 2008 года. В состав обсерватории входит несколько телескопов и спектрогелиографов крайнего ультрафиолетового диапазона, а также коронограф широкого поля зрения, работающий в линии ионизованного гелия HeII 304 A. Целью миссии Тесис будет исследование наиболее динамичных солнечных процессов (вспышек и корональных выбросов массы), а также круглосуточный мониторинг солнечной активности с целью раннего прогнозирования геомагнитных возмущений.

Наблюдения Солнца и опасность для зрения

Фотография Солнца цифровой камерой с поверхности Земли

Для эффективного наблюдения Солнца существуют специальные, так называемые солнечные, телескопы, которые установлены во многих обсерваториях мира. Наблюдения Солнца имеют ту особенность, что яркость Солнца велика, а следовательно, светосила солнечных телескопов может быть небольшой. Гораздо важнее получить как можно больший масштаб изображения, и для достижения этой цели солнечные телескопы имеют очень большие фокусные расстояния (метры и десятки метров). Вращать такую конструкцию нелегко, однако этого и не требуется. Положение Солнца на небе ограничивается сравнительно узким поясом, его максимальная ширина — 46 градусов. Поэтому солнечный свет с помощью зеркал направляют в стационарно установленный телескоп, а затем проецируют на экран или рассматривают с помощью затемнённых фильтров.

Солнце — далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к Земле и поэтому светит очень ярко — в 500 000 раз ярче полной Луны. Поэтому невооружённым глазом, а тем более в бинокль или телескоп, смотреть на Солнце днём крайне опасно — это наносит необратимый вред зрению. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь на восходе или закате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением светофильтров. При любительских наблюдениях в бинокль или телескоп также следует использовать затемняющий светофильтр, помещённый перед объективом. Однако лучше пользоваться другим способом — проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран. Даже с маленьким любительским телескопом можно таким образом изучать солнечные пятна, а в хорошую погоду увидеть грануляцию и факелы на поверхности Солнца.

Солнце и Земля

См. Солнечная радиация

Вид Земли из космоса. Даже из космоса её вид — во всём косвенный результат воздействия на нашу планету солнечного излучения.

Зелёный лист растения — источник жизни на Земле благодаря поступлению на Землю энергии Солнца

Всем известно, что и животным, и растениям очень дорог свет Солнца (в частности, это касается и людей). В частности некоторые люди просыпаются и бодрствуют только тогда, когда светит Солнце (это касается и большинства млекопитающих, земноводных и т.д, и даже большинства рыб). На жизнь очень сильно влияет продолжительность солнечного сияния — в частности, зимой и осенью, когда Солнце в Северном полушарии низко стоит над горизонтом, и продолжительность светого дня мала, а также мало поступает солнечного тепла, природа увядает и засыпает — деревья сбрасывают листья, многие животные впадают на длительный срок в спячку — медведи, барсуки, или же сильно снижают свою активность. Вблизи полюсов, где даже летом, несмотря на полярный день, поступает мало солнечного тепла, растительность скудная — причина унылого тундрового пейзажа. Весной же природа бурно оживает, трава распускается, листья деревья выпускают, появляются цветы, оживает животный мир. И всё это благодаря всего одному-единственному Солнцу. Его климатическое влияние на Землю бесспорно. Именно благодаря неравномерному поступлению солнечной энергии в разные районы Земли и в разные времена года на Земле сформировались климатические пояса.

В зелёных листьях растений содержится зелёный пигмент хлорофилл — этот пигмент является важнейшим катализатором на Земле. С его помощью происходит реакция диоксида углерода и воды, и при этом продуктом реакции является кислород — элемент, который необходим для жизни почти всему живому на Земле и глобально повлиял на эволюцию нашей планеты — в частности, радикально изменился состав минералов. Реакция воды и углекислого газа происходит с поглощением энергии, поэтому на темноте фотосинтез не происходит. Фотосинтез, преобразуя солнечную энергию и прозводя при этом кислород, дал началу всему живому на Земде. При этой реакции образуется глюкоза, которая является важнейшим сырьём для синтеза целлюлозы, из которой состоят все растения. Поедая растения, за счёт солнечной энергии существуют и животные. Растения Земли поглощают и усваивают всего около 0,3 % энергии излучения Солнца, падающей на земную поверхность. Но и этого, на первый взгляд, мизерного количества энергии достаточно, чтобы обеспечить синтез огромного количества массы органического вещества биосферы. В частности, постепенно, переходя от звена к звену, солнечная энергия достаётся всем живым организмам в мире, включая и людей. Благодаря использованию минеральных солей почвы растениями в состав органических соединенийвключается также (преимущественно) следующие химические элементы: азот,фосфор,сера, железо,калий,натрий, а также многие другие химические элементы. В итоге возникают огромные молекулы белков, нуклеиновых кислот, углеводов,жиров, служащие, в свою очередь, строительным материалом клеток. Синтез в ядре клетки ДНК служит источником жизни на Земле, и почти все процессы на Земле вызываются именно неравномерным поступлением на неё солнечной энергии.

Земная поверхность и нижние слои воздуха — тропосфера, где образуются облака и возникают другие метеорологические явления, непосредственно получают энергию от Солнца. Солнечная энергия постепенно поглощается в земной атмосферы по мере приближения её к поверхности Земли — далеко не все виды излучения, испущенного Солнцем, попадают на Землю. На Землю доходит только 40 % солнечного излучения, 60 % излучения же отражаются и уходят обратно в космос. В настоящее время наблюдается очень негативная тенденция к увеличению поглощаемого Землёй количества солнечного излучения по причине увеличения количества в атмосфере Земли парниковых газов (см. Парниковый эффект). Под действием солнченого света на Земле происходят грандиозные природные явления — дождь, снег, град, ураган. Происходит перемещение грандиозного количества воды на Земле, действуют такие огромные течения, как Гольфстрим, Течение западных ветров и так далее. Происходит интенсивное испарение влаги, которая затем охлаждается и выпадает в виде дождя. Не будь этого — на Земле бы не было жизни. Под действием солнчного тепла образуются облака, бушуют ураганы, дует ветер, существуют волны на море, а также происходят медленные, но неумолимые процессы выветривания, эрозии горных пород. За счёт действия солнечного тепла выпадает и тает снег, испаряются лужи. Все эти процессы на Земле происходят за счёт воздействия на Землю не всех видов излучения, которые излучаются солнцем, а только некоторыми его видами — это, в основном, видимое излучние, и инфракрасное излучение. Именно энергия этого вида излучения нагревает Землю и создает погоду на ней, и определяет тепловой режим нашей планеты.

Кроме того, инфракрасные лучи Солнца полезны для здоровья человека — они проникают глубоко под слой кожи человека и вызывают заметное тепловое действие, очень полезное при лечениях многих видов заболеваний. Поэтому не зря многие животные, когда болеют, «греются на солнышке».

Ультрафиолетовое излучение Солнца разрушает молекулу кислорода, которая распадается на два составляющих её атома (атомарный кислород), и возникшие таким путём свободные атомы кислорода соединяются с другими молекулами кислорода, которые ещё не успели разрушиться солнечным ультрафиолетовым излучением, и в результате получается аллотропная модификация кислорода, состоящая, в отличии от обычного кислорода, из трёх его атомов — озон. Озон жизненно важен для существования жизни на Земле. Образуется он тоже только за счёт солнечного излучения. Благодаря озоновому слою до поверхности Земли доходит лишь малая часть ультрафиолетового излучения, которое доходит до земной атмосферы. Ультрафиолетовое излучение опасно для человека и животных, и поэтому образование озоновых дыр представляет серьёзную угрозу для человечества.

Однако в небольшом количестве ультрафиолет необходим человеку. Все знают, что под действием ультрафиолета образуется жизненно необходимый витамин D. При его недостатке возникает серьёзное заболевание — рахит, которая может возникнуть по оплошности родителей, которые прячут своих детей вдали от солнечного света. Недостаток витамина D опасен и для взрослых, при недостатке данного витамина наблюдается размягчение костей не только у детей, но и у взрослых (остеомаляция). Из-за недостатка поступления ультрафиолетовых лучей может нарушиться нормальное поступление кальция, вследствие чего усиливается хрупкость мелких кровеносных сосудов, увеличивается проницаемость тканей. Недостаточность солнечного света проявляется также в бессоннице, быстрой утомляемости и др. Поэтому человеку периодически необходимо бывать на Солнце.

Ультрафиолетовые лучи также в небольшом количестве (в большом количестве они могут вызвать рак кожи) усиливают работу кровеносных органов: повышается количество белых и красных кровяных телец (эритроцитов и тромбоцитов), гемоглобина, увеличивается щелочной резерв организма и повышается свёртывание крови. При этом дыхание клеток и всего организма усиливается, процессы обмена веществ идут активнее. Ультрафиолетовые лучи позитивно воздействуют на организм и посредством других природных факторов — они способствуют ускорению самоочищения атмосферы от загрязнения, вызванного антропогенными факторами, способствуют устранению в атмосфере частичек пыли и дыма, устраняя смог.

Солнце в мировой культуре

Как и многие другие природные явления, на протяжении всей истории человеческой цивилизации во многих культурах Солнце было объектом поклонения. Культ Солнца существовал в Древнем Египте, где солнечное божество называлось Ра. У греков богом Солнца был Гелиос, который, по преданию, ежедневно проезжал по небу на своей колеснице. Славяне называли бога Солнца Ярило.

В Восточной Азии, в частности, во Вьетнаме Солнце символизируется символом 日 (китайский пиньинь rì), хотя есть также и другой символ — 太阳 (тай ян). В этих коренных вьетнамских словах, слова nhật и thái dương указывают на то, что в Восточной Азии Луна и Солнце считались двумя противоположностями — Инь и Ян. Как вьетнамцы, так и китайцы в древности считали их двумя первичными природными силами, причём Луна считалась связаной с Инь, а Солнце — с Ян.

Солнце в языках мира

Корень Sol означает «солнце» на латыни и прослеживается во многих индоевропейских языках. Так, Sol обозначает «Солнце» в современных португальском, испанском, исландском, датском, норвежском, шведском,каталонском и галлийском языках. В английском языке слово Sol также иногда (преимущественно в научном контексте) используется для обозначения Солнца. В персидском языке слово Sol означает «солнечный год». От этого же корня происходят древнерусское слово сълньце, современное русское солнце, а также соответствующие слова во многих других славянских языках.

В честь Солнца названа валюта государства Перу (Nuevo Sol).

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) [1] [2]. 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 [3]. Более того, астрофизика с таким именем вообще не существует [4]. 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.

Исходное сообщение опубликовано в Weekly World News — газете, известной своей склонностью к публикации сомнительной информации. [5]

Интересные факты

• 8 апреля 1947 года на южном полушарии Солнца было обнаружено самое большое скопление солнечных пятен за всё время наблюдений. Его максимальная длина составляла 300 000 км, а максимальная ширина — 145 000 км. Оно было примерно в 36 раз больше площади поверхности Земли и было легко видно невооруженным глазом в предзакатные часы.

Примечания

Данные для таблицы «Солнце» взяты из источников

Литература

• Энциклопедия Солнца
• Статья «Солнце» в энциклопедии «Физика космоса»
• Солнце и жизнь Земли
• Солнце и Земля. Единые колебания
• Солнце. Солнечная система. Общая астрономия