Солнце, описание, интересные факты, характеристики. Солнце, описание, интересные факты, характеристики Что такое солнце с

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

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

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

Конвективная зона Солнца

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

Фотосфера Солнца

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

Хромосфера Солнца

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

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

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

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

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

Характеристики Солнца

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

– единственная звезда Солнечной системы: описание и характеристика с фото, интересные факты, состав и структура, расположение в галактике, развитие.

Солнце выступает центром и источником жизни для нашей Солнечной системы. Звезда относится к классу желтых карликов и занимает 99.86% всей массы нашей системы, а гравитация по силе преобладает над всеми небесными телами. В древности люди сразу поняли, какое значение имеет Солнце для земной жизни, поэтому упоминание о яркой звезде встречается в самых первых текстах и наскальных рисунках. Это было центральное божество, правящее над всеми.

Давайте изучим самые интересные факты о Солнца - единственной звезде Солнечной системы.

Внутри поместится миллион Земель

• Если мы заполняем нашу звезду Солнце, то внутри поместится 960000 Земель. Но если их сжать и лишить свободного пространства, то количество увеличится до 1300000. Поверхностная площадь Солнца в 11990 раз больше земной.

Вмещает 99.86% массы системы

• По массе превосходит земную в 330000 раз. Примерно ¾ отведено на водород, а остальное – гелий.

Почти идеальная сфера

• Разница между экваториальным и полярным диаметрами Солнца составляет всего 10 км. А значит, перед нами одно из наиболее приближенных к сфере небесных тел.

Температура в центре поднимается до 15 млн. °C

• В ядре Солнца такая температура возможна благодаря синтезу, где водород трансформируется в гелий. Обычно горячие объекты поддаются расширению, поэтому наша звезда могла бы взорваться, но удерживается мощной гравитацией. При этом температура поверхности Солнца равна "всего" 5780 °C.

Однажды Солнце поглотит Землю

• Когда Солнце израсходует весь водородный запас (130 млн. лет), то перейдет к гелию. Это заставит ее увеличиваться в размерах и поглощать первые три планеты. Это этап красного гиганта.

Однажды достигнет земного размера

• После красного гиганта оно рухнет и оставит сжатую массу в шарике земного размера. Это стадия белого карлика.

Солнечный луч добирается к нам за 8 минут

• Земля отдалена от Солнца на 150 млн. км. Скорость света – 300000 км/с, поэтому лучу требуется 8 минут и 20 секунд. Но важно также понимать, что ушли миллионы лет, прежде чем фотоны света перешли с солнечного ядра на поверхность.

Скорость движения Солнца – 220 км/с

• Солнце отдалено от галактического центра на 24000-26000 световых лет. Поэтому на орбитальный путь тратит 225-250 млн. лет.

Дистанция Земля-Солнце меняется в течение года

• Земля движется по эллиптическому орбитальному пути, поэтому удаленность составляет 147-152 млн. км (астрономическая единица).

Это звезда со средним возрастом

• Возраст Солнца – 4.5 млрд. лет, а значит оно уже сожгло примерно половину водородного запаса. Но процесс будет продолжаться еще 5 млрд. лет.

Наблюдается мощное магнитное поле

• Солнечные вспышки выделяются в период магнитных бурь. Мы видим это в качестве формирования солнечных пятен, где скручиваются магнитные линии и вращаются словно земные торнадо.

Звезда формирует солнечный ветер

• Солнечный ветер представляет собою поток заряженных частичек, проходящих сквозь всю Солнечную систему на ускорении в 450 км/с. Ветер появляется там, где распространяется магнитное поле Солнца.

Наименование Солнца

• Само слово произошло от древнеаглийского, обозначающего «юг». Есть также готические и германские корни. До 700 года н.э. воскресенье называли «солнечный день». Свою роль сыграл и перевод. Изначальное греческое «heméra helíou» перешло в латинское «dies solis».

Характеристики Солнца

Солнце - звезда главной последовательности G-типа с абсолютной величиной 4.83, что ярче примерно 85% других звезд в галактике, многие из которых выступают красными карликами. При диаметре 696342 км и массе – 1.988 х 10 30 кг Солнце в 109 раз крупнее Земли и в 333000 раз массивнее.

Это звезда, поэтому плотность меняется в зависимости от слоя. Средний показатель достигает 1.408 г/см 3 . Но ближе к ядру увеличивается до 162.2 г/см 3 , что в 12.4 раз превосходит земную.

В небе кажется желтым, но истинный цвет – белый. Видимость создается атмосферой. Температура возрастает с приближенностью к центру. Ядро нагревается до 15.7 млн. К, корона – 5 млн. К, а видимая поверхность – 5778 К.

Средний диаметр	1,392·10 9 м
Экваториальный	6,9551·10 8 м
Длина окружности экватора	4,370·10 9 м
Полярное сжатие	9·10 −6
Площадь поверхности	6,078·10 18 м²
Объём	1,41·10 27 м³
Масса	1,99·10 30 кг
Средняя плотность	1409 кг/м³
Ускорение свободного падения на экваторе	274,0 м/с²
Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с
Эффективная температура поверхности	5778 К
Температура короны	~1 500 000 К
Температура ядра	~13 500 000 К
Светимость	3,85·10 26 Вт (~3,75·10 28 Лм)
Яркость	2,01·10 7 Вт/м²/ср

Солнце выполнено из плазмы, поэтому наделено высоким магнетизмом. Есть северный и южный магнитные полюса, а линии формируют активность, наблюдаемую на поверхностном слое. Темные пятна отмечают прохладные точки и поддаются цикличности.

Выброс корональной массы и вспышки происходят, когда линии магнитного поля перенастраиваются. Цикл занимает 11 лет, во время которого активность возрастает и утихает. Наибольшее количество солнечных пятен возникает в максимуме активности.

Кажущаяся величина достигает -26.74, что в 13 млрд. раз ярче Сириуса (-1.46). Земля отдалена от Солнца на 150 млн. км = 1 а.е. Для преодоления этой дистанции световому лучу нужно 8 минут и 19 секунд.

Состав и структура Солнца

Звезда наполнена водородом (74.9%) и гелием (23.8%). Среди более тяжелых элементов присутствуют кислород (1%), углерод (0.3%), неон (0.2%) и железо (0.2%). Внутренняя часть делится на слои: ядро, радиационная и конвективная зоны, фотосфера и атмосфера. Наибольшей плотностью (150 г/см 3) наделено ядро и занимает 20-25% всего объема.

На оборот оси звезда тратит месяц, но это приблизительная оценка, потому что перед нами плазменный шар. Анализ показывает, что ядро вращается быстрее внешних слоев. Пока экваториальная линия тратит 25.4 дней на оборот, то у полюсов уходит 36 дней.

В ядре небесного тела формируется солнечная энергия из-за ядерного синтеза, трансформирующего водород в гелий. В нем создается почти 99% тепловой энергии.

Между радиационной и конвективной зонами расположен переходный слой – тахолин. В нем заметно резкая перемена равномерного вращения радиационной зоны и дифференциальное вращение конвекционной, что вызывает серьезный сдвиг. Конвективная зона находится на 200000 км ниже поверхности, где температура и плотность также ниже.

Видимая поверхность именуется фотосферой. Над этим шаром свет может свободно распространяться в пространство, высвобождая солнечную энергию. В толщину охватывает сотни километров.

Верхняя часть фотосферы уступает по нагреву нижней. Температура поднимается к 5700 К, а плотность – 0.2 г/см 3 .

Атмосфера Солнца представлена тремя слоями: хромосфера, переходная часть и корона. Первая простирается на 2000 км. Переходная занимает 200 км и прогревается до 20000-100000 К. Четких границ у слоя нет, но заметен нимб с постоянным хаотичным движением. Корона прогревается до 8-20 млн. К, на что влияет солнечное магнитное поле.

Гелиосфера – магнитная сфера, простирающаяся за черту гелиопаузы (на 50 а.е. от звезды). Ее также называют солнечным ветром.

Эволюция и будущее Солнца

Ученые убеждены, что Солнце появилось 4.57 млрд. лет назад из-за крушения части молекулярного облака, представленного водородом и гелием. При этом оно запустило вращение (из-за углового момента) и начало нагреваться с ростом давления.

Большая часть массы сконцентрировалась в центре, а остальное превратилось в диск, который позже сформирует известные нам планеты. Гравитация и давление привели к росту тепла и ядерному синтезу. Произошел взрыв и появилось Солнце. На рисунке можно проследить этапы эволюции звезд.

Сейчас звезда пребывает в фазе главной последовательности. Внутри ядра трансформируется больше 4 млн. тон вещества в энергию. Температура постоянно растет. Анализ показывает, что за последние 4.5 млрд. лет Солнце стало ярче на 30% с увеличением в 1% на каждые 100 млн. лет.

Полагают, что в итоге оно начнет расширяться и превратится в красного гиганта. Из-за увеличения размера погибнет Меркурий, Венера и, возможно, Земля. В фазе гиганта пробудет примерно 120 млн. лет.

Потом начнется процесс уменьшения размера и температуры. Оно продолжит сжигать остатки гелия в ядре, пока не закончатся запасы. Через 20 млн. лет оно потеряет стабильность. Земля уничтожится или же раскалится. Через 500000 лет останется лишь половина солнечной массы, а внешняя оболочка создаст туманность. В итоге, мы получим белый карлик, который проживет триллионы лет и лишь потом станет черным.

Расположение Солнца в галактике

Солнце находится ближе к внутреннему краю рукава Ориона в Млечном Пути. Удаленность от галактического центра составляет 7.5-8.5 тысяч парсеков. Находится внутри локального пузыря – полость в межзвездной среде с раскаленным газом.

Солнечная система проживает в галактической жилой зоне. Эта территория наделена особыми характеристиками, способными поддерживать жизнь. Солнечное движение направлено к Веге на территории Лиры и под углом в 60 градусов от галактического центра. Среди ближайших 50 систем наше Солнце стоит на 40-м месте по массивности.

Полагают, что орбитальный путь эллиптический с присутствием возмущения от галактических спиральных рукавов. Тратит 225-250 млн. лет на один орбитальный пролет. Поэтому на сегодняшний момент выполнило лишь 20-25 орбит. Ниже можно рассмотреть карту поверхности Солнца. При желании воспользуйтесь нашими телескопами онлайн в режиме реального времени, чтобы полюбоваться звездой системы. Не забывайте отслеживать космическую погоду с указанием магнитных бурь и солнечных вспышек.

Солнечные нейтрино

Физик Евгений Литвинович о частицах нейтрино, летящих от Солнца, стандартной солнечной модели и проблеме металличности:

Нажмите на изображение, чтобы его увеличить

Исследование Солнца проводилось многими КА которых насчитывается около двух сотен (194), но были и специализированные, это:
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.
Орбитальная солнечная сбсерватория ("OSO") - серия американских спутников, запущенных в период 1962- 1975гг с целью изучений Солнца, в частности, в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн.
КА "Helios-1" - западногерманская АМС запущена 10.12.1974г, предназначенная для исследования солнечного ветра, межпланетного магнитного поля, космического излучения, зодиакального света, метеорных частиц и радиошумов в околосолнечном пространстве, а также для проведения экспериментов по регистрации явлений, предсказанных общей теорией относительности. 15.01.1976г выведен на орбиту западногерманский КА "Helios-2 ". 17.04.1976г "Helios-2" (Helios )впервые приблизилась к Солнцу на расстояние 0,29 а.е (43,432 млн.км). Зарегистрированы, в частности, магнитные ударные волны в диапазоне 100 - 2200 Гц, а также появление при солнечных вспышках ядер легкого гелия, что указывает на высокоэнергетические термоядерные процессы в хромосфере Солнца. 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. Впервые достигнут рекордной скорости в 66,7км/с, двигаясь с 12g.
В 1973 году вступила в строй космическая солнечная обсерватория (Apollo Telescope Mount) 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 корональные дыры, которые, как сейчас известно, тесно связаны с солнечным ветром.
Спутник по изучению максимума солнечной активности ("SMM") - Американский спутник (Solar Maximum Mission - SMM), запущенный 14.02.1980г для наблюдений ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучений от солнечных вспышек в период высокой солнечной активности. Однако всего через несколько месяцев после запуска из-за неисправности электроники зонд перешёл в пассивный режим. В 1984 году космическая экспедиция STS-41C на шаттле 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 %.в период максимума солнечной активности.
Японский космический аппарат Yohkoh (Ёко , «Солнечный свет»), 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.
Солнечный зонд "Ulysses " - европейская автоматическая станция запущена 6 октября 1990г для измерения параметров солнечного ветра, магнитного поля вне плоскости эклиптики, изучения полярных областей гелиосферы. Провел сканирование экваториальной плоскости Солнца вплоть до орбиты Земли. Впервые зарегистрировал в радиоволновом диапазоне спиральную форму магнитного поля Солнца, расходящуюся веером. Установил, что напряженность магнитного поля Солнца возрастает со временем и за последние 100 лет увеличилась в 2,3 раза. Это единственный КА, движущийся перпендикулярно плоскости эклиптики по гелиоцентрической орбите. Пролетел в середине 1995г над южным полюсом Солнца при его минимальной активности, а 27.11.2000г пролетел во второй раз, достигнув максимальной широты в южном полушарии -80,1 град. 17.04.1998 АС " Ulysses" завершила свой первый виток вокруг Солнца. 7 февраля 2007г зонд Ulysses "преодолел" важную веху в ходе своей миссии - в третий раз за время полета он прошел над 80-м градусом южной широты на поверхности Солнца. Этот проход по траектории над полярной областью нашего светила начался в ноябре 2006 года и стал третьим за шестнадцатилетнюю историю эксплуатации зонда. Раз в 6,2 года он совершает виток вокруг нашего светила и в ходе каждого оборота проходит над полярными областями Солнца. В ходе пролёта учёные получили много новой научной информации. В ходе таких облётов сначала спутник огибает южный полюс Солнца, а затем - северный. Ulysses подтвердил существование быстрого солнечного ветра от солнечных полюсов примерно 750 км/с, что меньше, чем ожидалось.
Спутник для изучения солнечного ветра "Wind " - американский научно-исследовательский аппарат, запущен 1 ноября 1994 года на орбиту с параметрами: наклонение орбиты - 28,76º; Т=20673,75 мин.; П=187 км.; А=486099 км. 19.08.2000г совершил 32-й пролет близь Луны. Используя космический аппарат WIND, исследователи смогли сделать редкие прямые наблюдения магнитного перезамыкания, которое позволяет магнитному полю Солнца, проводимому солнечным ветром, связываться с магнитным полем Земли, пропуская при этом плазму и энергию от Солнца в земное пространство, что вызывает полярные сияния и магнитные бури.
Солнечная и гелиосферная обсерватория ("SOHO ") - Научно-исследовательский спутник (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), запущенный Европейским космическим агентством 2 декабря 1995г с предполагаемым сроком работы около двух лет. Он был выведен на орбиту вокруг Солнца в одной из точек Лагранжа (L1), где уравновешиваются гравитационные силы Земли и Солнца. Двенадцать инструментов на борту спутника предназначены для исследования солнечной атмосферы (в частности ее нагревания), солнечных колебаний, процессов выноса солнечного вещества в пространство, структуры Солнца, а также процессов в его недрах. Ведет постоянное фотографирование Солнца. 04.02.2000г своеобразный юбилей отметила солнечная обсерватория "SOHO". На одной из фотографий, сделанных "SOHO" обнаружена новая комета, ставшую 100-й в послужном списке обсерватории, а в июне 2003г открыла уже 500-ю комету. 15 января 2005 года была открыта уже 900-я хвостатая странница. А юбилейную, 1000-ю открыл 5 августа 2005г. 25 июня 2008 года с помощью полученных солнечной обсерваторией SOHO данных была открыта «юбилейная», 1500-я комета.
Постоянные наблюдения с помощью обсерватории SOHO показали, что супергранулы движутся через солнечную поверхность быстрее, чем вращается Солнце. В январе 2003 года группе ученых, которой руководит Лоран Жизон из Стенфордского университета, удалось объяснить это загадочное явление. Супергрануляция - это картина активности, которая волной перемещается по солнечной поверхности. Это явление можно сравнить с «движением волны» на трибунах стадиона, когда каждый из сидящих друг за другом болельщиков встает со своего места на короткое время, а затем садится, но не двигается ни вправо, ни влево, при этом для наблюдателя со стороны создается иллюзия бегущей по трибуне волны. Аналогичные волны создаются поднимающимися и опускающимися супергранулами. Волны распространяются по всем направлениям через солнечную поверхность, но по каким-то причинам они сильнее (имеют большую амплитуду) в направлении солнечного вращения. Так как эти волны наиболее выделяются, то и создается иллюзия, что они движутся быстрее скорости вращения Солнца. Достаточно трудно сделать предположение о физической причине этого явления, но, вероятно, само вращение является источником волн супергрануляции.
Видеофильмы, сделанные на основе новых наблюдений, переданных аппаратом TRACE, позволили астрономам увидеть яркие вкрапления плазмы, пробегающие по корональным петлям вверх и вниз. Данные, полученные с SOHO, подтвердили, что эти вкрапления двигаются с огромной скоростью, и позволили сделать вывод, что корональные петли - это не статические структуры, наполненные плазмой, а, скорее, ее сверхскоростные потоки, которые «выстреливаются» с солнечной поверхности и «разбрызгиваются» между структурами в короне.
Спутник для изучения короны Солнца "TRACE (Transition Region & Coronal Explorer)" запущен 2.04.1998г на орбиту с параметрами: орбиты - 97,8 градуса; Т=96,8 минуты; П=602 км.; А=652 км.
Задача - исследовать область перехода между короной и фотосферой с помощью 30-см ультрафиолетового телескопа. Исследование петель показало, что они состоят из ряда связанных друг с другом отдельных петель. Петли газа нагреваются и поднимаются вдоль линий магнитного поля на высоту до 480000 км, затем охлаждаясь падают назад со скоростью более 100 км/с.
31 июля 2001г запущен российско-украинская обсерватория «Коронас-Ф » для наблюдения солнечной активности и исследование солнечно-земных связей. Спутник находится на околоземной орбите с высотой около 500 км и наклонением 83 град. Его научный комплекс включает 15 приборов, которые наблюдают Солнце во всем диапазоне электромагнитного спектра - от оптики до гамма.
За время наблюдения приборы КОРОНАС-Ф зарегистрировали самые мощные вспышки на Солнце и их воздействие на околоземное космическое пространство, получено огромное количество рентгеновских солнечных спектров и изображений Солнца, новые данные о потоках солнечных космических лучей и ультрафиолетового излучения Солнца. /подробнее новости от 17.09.2004г/.
Спутник "Genesis " для изучения солнечного ветра запущен 8 августа 2001 года. Выйдя в точке либрации L1 американский исследовательский зонд 3 декабря 2001 года начал сбор солнечного ветра. Всего же Genesis собрал от 10 до 20 мкг элементов солнечного ветра - а это вес нескольких крупинок соли, - представляющих интерес для ученых. Но аппарат Genesis 08.09.2004 приземлился очень жестко (разбился при скорости 300 км/час) в пустыне Юта (не открылись парашюты). Однако ученым удалось извлечь из обломков остатки солнечного ветра для изучения.
22 сентября 2006 года на орбиту Земли была выведена солнечная обсерватория HINODE (Solar-B, Hinode ). 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.

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

Таблица 1.
ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

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

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

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

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

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

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

Солнце — это обычная звезда, ее возраст около 5 миллиардов лет. На поверхности Солнца температура равна примерно 5500°С, но в его центре она достигает 14 миллионов градусов. В солнечном ядре происходит превращение водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. На поверхности Солнца имеются пятна, происходят яркие вспышки и можно увидеть взрывы колоссальной силы.

Солнца дает Земле тепло и свет, поддерживающие жизнь на нашей планете. Для растений солнечный свет является источником энергии, необходимой для роста. Ископаемое горючее, например уголь, представляет собой разновидность солнечной анергии, отложенной в запас, так как содержащийся углерод был когда-то накоплен растениями.

Для астрономов Солнце — гнезда особая, поскольку оно находится так близко — всего лишь в 150 млн км. Однако чтобы преодолеть такое расстояние на автомобиле, потребовалось бы почти 200 лет, так что и до пашей домашней звезды путь весьма неблизкий. Космический аппарат, летящий по прямой, — и тот провел бы в путешествии до Солнца многие месяцы. Свет, перемещающийся в пространстве быстрее всего остального, преодолевает путь от Солнца до Земли за восемь минут с небольшим. Проксима Кентавра, следующая ближайшая к нам звезда, дальше от нас в четверть миллиона раз.

О Солнце мы знаем гораздо больше, чем о любой другой звезде — просто-напросто потому, что оно находится так близко. В некоторых больших обсерваториях имеются телескопы, специально предназначенные для изучения Солнца. Астрономы хотят знать, какие процессы происходят на Солнце и каким образом оно воздействует па Землю. Это даст нам представление и о большинстве других обычных звезд.

Некоторые ученые полагают, что любое изменение в выработке солнечной энергии неизбежно повлечет за собой изменение климата здесь, на Земле. Следовательно, солнечная астрономия важна как для изучения звезд, так и для предвидения того, каким образом Солнце будет влиять п будущем на среду нашего обитания.

Поверхность

Солнце — это огненный газовый шар, диаметр которого примерно в 109 раз превосходит диаметр Земли. Внутри Солнца могло бы поместиться более миллиона небесных тел размером с Землю. Желтый свет Солнца приходит к нам из слоя солнечной атмосферы, который имеет толщину 500 км и называется фотосферой. Под ним лежат внутренние области Солнца, а выше — прозрачные части наружной атмосферы. Практически вся солнечная энергия, включая тепло и свет, падающие па Землю, приходит к нам от фотосферы, но первоначально производится в глубине Солнца.

Температура фотосферы равна приблизительно 5500°С. Одним из способов вычисления этой температуры является оценка того, насколько горячим должно быть Солнце, чтобы излучать всю ту энергию, которую оно отдает фактически.

Поверхность Солнца — пузырчатая. Эти пузыри, или пена, называются солнечной зернистостью, и разглядеть ее можно только через солнечные телескопы. Эта пузырчатость подобна той, что возникает па закипевшем молоке или мясном соусе. Благодаря конвекции в солнечной атмосфере, тепловая энергия из нижних слоев переносится в фотосферу, придавая ей пенистое строение.

В 1960-х гг. астрономы обнаружили, что верхний слой атмосферы примерно один раз в пять минут поднимается и опускается. Так что Солнце как бы вибрирует, подобно звенящему колоколу. Изучая эти вибрации, астрономы надеются узнать, что представляет собой внутренность солнечного шара.

Солнечная активность

Солнце вращается не как твердое небесное тело вроде Земли. В отличие от Земли различные части Солнца вращаются с разными скоростями. Быстрее всего крутится экватор, делая один оборот за 25 дней. При удалении от экватора скорость вращения снижается, и в полярных областях один оборот занимает уже 35 дней. Различные скорости вращения возможны только потому, что Солнце — это газовый шар. Одно из следствий состоит в закручивании магнитного ноля Солнца, что увеличивает солнечную активность.

Пятна на Солнце — это лишь один пример солнечной активности. «Погодные явления» в солнечной атмосфере совершенно отличны от земных. Магнитные бури и взрывы, называемые вспышками, внезапно вздымаются над поверхностью Солнца. В некотором отношении они напоминают земные грозы, поскольку высвобождают электрическую энергию. Однако па Солнце энергия гигантских электрических разрядов намного превосходит энергию земных молний. Солнечные бури оказывают влияние на Землю, поэтому астрономы держат Солнце под постоянным наблюдением. Солнечные вспышки взметают электрически заряженные частицы в космос, что удивительным образом воздействует на нашу атмосферу.

Полярное сияние

Когда потоки электрически заряженных частиц, порожденных солнечными вспышками, достигают Земли, они создают в нашем небе изумительные «занавеси» мерцающего спета, которые видны в приполярных областях и насыпаются полярными сияниями. Пляшущие всполохи полярных сияний очень красивы, однако мощные взрывы па Солнце таят в себе и некую опасность. В течение нескольких секунд они выбрасывают больше энергии, чем произвели все земные электростанции за все время своего существования. Гигантская солнечная буря 1987 г. обошлась американцам в 100 миллионов долларов, попрели в систему электроснабжения а Северной Америке. Потоки электрически заряженных частиц, летящих от Солнца, выводят из строя электростанции, разрушая их оборудование. Солнечные вспышки опасны и для космонавтов: не следует выхолить н открытый космос, когда они происходят. Частицы, выбрасываемые вспышкой и несущие большую энергию, могут нанести вред организму человека.

Возникновение полярного сияния непредсказуемо и, следовательно, наблюдать его довольно трудно. Оно может иметь форму дуг, лучей и занавесей света в темпом небе, и никогда эти картины не повторяются. Очень важно, чтобы мочь была безлунной; кроме того, полярное сияние гораздо чаще можно увидеть на крайних северных или южных широтах — например, в Шотландии, Новой Шотландии (провинция Канады) и на Аляске — в северном полушарии, либо на Южном острове Новой Зеландии — в южном полушарии.

Солнечный цикл

Количество солнечных пятен, которые можно увидеть, с течением времени меняется. В 1989—1990 гг. их было очень много, поскольку на этот период пришелся пик цикла солнечной активности. В среднем количество солнечных пятен достигает своего максимума каждые 11 лет. В следующий рал плотность пятен будет наибольшей примерно в 2000 или 2001 г. В середине 1990-х гг. солнечных пятен будет относительно немного.

Цикл активности солнечных пятен, но всей видимости, имеет прямое отношение4 к климату па Земле. У некоторых деревьев, например, толщина годовых колец тоже имеет 11-летний цикл. Между 1650 -1715 гг. пятен на Солнце практически не было, солнечный цикл как будто совсем исчез. Это соответствует периоду исключительно холодной погоды в Европе.

Чтобы проверить воздействие 11-летнего солнечного цикла на наш климат, па спутнике был установлен специальный прибор, который измерял количество энергии, произведенной Солнцем за период 1980—1989 гг. Каждый раз, когда на Солнце появлялось большое пятно, количество энергии, излучаемое Солнцем, падало. В 1990-х гг. проводятся новые серии наблюдений с космических кораблей. Ученые надеются, что эти измерения позволят ответить па вопрос, оказывают ли изменения солнечной активности долгосрочное воздействие на Землю — скажем, содействуют ли они глобальному потеплению на пашей планете.

Наружные слои Солнца

Солнечные затмения позволяют увидеть те слои атмосферы Солнца, что лежат над фотосферой. Кольцо розоватого света исходит из хромосферы, температура которой около 15 000"С. Во время полного затмения вокруг Солнца можно видеть слабый белый ореол, солнечную корону. В действительности она простирается на расстояние нескольких радиусов Солнца. Вблизи Солнца ее температура достигает 2 млн градусов. Горячая корона излучает совсем мало света, зато от нее идет очень мощное рентгеновское излучение. Для исследования на околоземных спутниках устанавливают рентгеновские телескопы. При помощи компьютеров строятся цветные изображения областей, которые излучают рентгеновские лучи. Вот почему мы знаем, что светлые участки короны имеют температуру свыше 1 млн градусов. Более холодные участки короны выглядят как черные дыры, сквозь которые частицы, например электроны, могут улетать в космос.

Магнитная оболочка Земли

Магнитное поле Земли отклоняет большую часть солнечного ветра, препятствуя прямой бомбардировке пашей планеты его частицами. Фактически магнитные силы Земли создают невидимую защитную оболочку, которую солнечный ветер обтекает подобно тому, как река обтекает остров. У других планет, имеющих магнитное поле, например у Меркурия и Юпитера, тоже есть невидимые барьеры для солнечного ветра. Если говорить о Земле, то здесь некоторые электрически заряженные частицы все же могут проникнуть сквозь магнитную оболочку.

В глубине Солнца

До XX к. ученые представляли себе Солнце к виде пылающего огненного шара. В 1892 г. в одной книге утверждалось, что Солнце — это мощная ночь из жара и огня. По другой теории, существовавшей и XIX в.. Солнце горит благодаря падающим на него метеоритам. Обе эти идеи неверны. Наши сегодняшние знания позволяют утверждать, что солнечная печь — это огромный ядерный реактор.

Чтобы лучше попять устройство солнечной печи, представь себе для па-чала желтый поверхностный слой, где температура в четыре рала выше точки плавления железа. При такой температуре любое вещество испаряется, так что все Солнце — это огромный шар раскаленного газа.

Как долго будет существовать Солнце?

Каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 млн т водорода, производя при этом примерно 4 млн т гелия. Сопоставляя такую скорость с массой Солнца, возникает вопрос: как долго просуществует наше светило?

Совершенно ясно, что Солнце не будет существовать вечно, хотя впереди у него невероятно долгая жизнь. Сейчас оно находится в среднем возрасте. На переработку половины своего водород нот топлива у пето унию 5 млрд лет. В грядущие годы Солнце будет медленно разогреваться и немного увеличиваться в размере. В течение следующих 5 млрд лет его температура и объем будут постепенно подрастать по мере того, как водород будет сгорать. Когда весь водород в центральном ядре израсходуется, Солнце будет в три раза больше, чем теперь. Все океаны на Земле выкипят. Умирающее Солнце поглотит Землю и превратит твердую породу в расплавленную лаву.

В глубине Солнца ядра гелия будут комбинироваться, образуя ядра углерода и более тяжелых веществ. В конечном счете Солнце остынет, превратившись и шар ядерных отходов, так называемый белый карлик.