Солнце

Основной источник статьи: Большая российская энциклопедия

СО́ЛНЦЕ — ближайшая к нам звезда, центральное тело Солнечной системы.

Солнце как звезда

Основные характеристики

Изображение Солнца в белом свете. В западном полушарии видна активная область с крупным солнечным пятном. Отчётливо заметен эффект потемнения Солнца к краю, обусловленный радиальным градиентом температуры: в центральной части диска наблюдатель видит более глубокие, более горячие слои.

Среднее расстояние от Земли до Солнца (астрономическая единица, а. е.) равно 149597870700 м (свет проходит это расстояние примерно за 500 секунд).

Солнце представляет собой газовый (плазменный) шар. Масса Солнца составляет 1,99·10³⁰ кг, радиус равен 696230 км, сжатие очень малó – полярный радиус меньше экваториального всего на 6 км. Средняя плотность вещества Солнца 1409 кг/м³.

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца g_С=274 м/с².

Солнце вращается вокруг своей оси со средним периодом около 27 сут, однако его вращение дифференциально: на экваторе период вращения близок к 25 суткам, в полярных областях превышает 30 суток. Эффект дифференциального вращения вместе с меридиональной циркуляцией – очень медленными течениями газа от экватора к полюсам – играет определяющую роль в циклической генерации магнитных полей на Солнце, обеспечивающих солнечную активность.

Температура видимых глазом поверхностных слоёв Солнца (фотосферы Солнца) равна 5770 К.

Количество энергии, которое получает от Солнца на среднем расстоянии от него в 1 а. е. площадка в 1 м², ориентированная перпендикулярно солнечным лучам за пределами земной атмосферы, составляет 1367,6 Вт/м² (солнечная постоянная).

Общая светимость Солнца (количество энергии, испускаемой всей его поверхностью за 1 секунду) равна 3,846·10²⁶ Вт.

Видимая звёздная величина Солнца m_V=–26,73, абсолютная звёздная величина М=4,83.

В спектральной классификации звёзд Солнце отнесено к классу dG2 – жёлтый карлик класса G2.

Спектр Солнца

Солнце имеет непрерывный спектр излучения, подобный спектру абсолютно чёрного тела с температурой, соответствующей температуре фотосферы, но на его фоне наблюдаются многочисленные тёмные фраунгоферовы линии. Эти линии появляются в спектре вследствие поглощения квантов света в верхних, более холодных слоях солнечной атмосферы. Непрерывный спектр Солнца наиболее интенсивен в видимом диапазоне длин волн – от синих (430 нм) до красных (около 760 нм). В этой области спектра Солнце особенно выделяются линии ионизованного кальция (дублет Н и K), линии бальмеровской серии водорода Н_α, Н_β и Н_γ, а также многочисленные линии металлов.

Химический состав Солнце, устанавливаемый по исследованиям спектральных линий: 73,7% (по массе) – водород, 24,5% – гелий, на долю всех остальных химических элементов приходится лишь 1,8%.

В видимом диапазоне спектра Солнца излучается около половины всей энергии, 41% приходится на инфракрасное излучение с длиной волны 760–5000 нм, 9% – на ультрафиолетовое излучение с длиной волны 100–400 нм.

В ультрафиолетовой области на длинах волн 200–400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно чёрного тела.

На волнах короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра Солнца резко падает, появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивной из них является линия лаймановской серии водорода L_α с длиной волны 121,5 нм.

В рентгеновской области (0,1–10 нм) плотность потока излучения Солнца весьма мала (около 5•10^–4 Вт/м²).

Интенсивность излучения Солнца в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах очень сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. Ультрафиолетовое излучение Солнца возникает в хромосфере Солнца – следующем за фотосферой слое солнечной атмосферы толщиной около 2000 км и температурой 8–10 тысяч К. Рентгеновское излучение также исходит из хромосферы и расположенной над нею ещё более горячей (около 1–2 млн. К), но сильно разреженной и чрезвычайно протяжённой солнечной короны.

Кроме того, Солнце является мощным источником радиоизлучения. Хромосфера Солнца излучает радиоволны в миллиметровом и сантиметровом диапазонах, солнечная корона – дециметровые и метровые радиоволны. В радиоизлучении Солнца выделяют две составляющие – постоянную и переменную. Первая соответствует радиоизлучению спокойного Солнца, вторая отражает явления солнечной активности и проявляется в виде всплесков и шумовых бурь. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу и при вспышках возрастает в тысячи и миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца.

Долгое время наблюдению с Земли была доступна лишь видимая часть солнечного спектра. С наступлением космической эры в последней трети 20 века стало возможным выносить телескопы за пределы земной атмосферы, и гелиофизика, как и вся современная астрономия, стала всеволновой. Ныне наблюдениям доступно как длинноволновое солнечное излучение, то есть инфракрасная часть спектра и радиодиапазон от миллиметровых до километровых длин волн (солнечная радиоастрономия в меньшей степени подвержена влиянию атмосферы и поэтому получила бурное развитие уже с начала 1950-х годов), так и коротковолновое излучение (ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение), полностью поглощаемое земной атмосферой. Орбитальные солнечные обсерватории позволяют вести регулярные наблюдения Солнца в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. В отдельных случаях благодаря участию неспециализированных телескопов удаётся измерить потоки гамма-лучей (с энергией до 100 МэВ) от активных событий на Солнце. При помощи космических аппаратов постоянно отслеживаются в различных энергетических диапазонах потоки солнечных космических лучей (в основном ускоренных в солнечных вспышках электронов и протонов), играющих важную роль в формировании космической погоды на орбите Земли.

Источник энергии Солнца

Термоядерные реакции – источник всей энергии Солнца – возможны только в солнечном ядре, где температура достигает 15,6 млн. К, а плотность – 1,6•10⁵ кг/м³. Основная термоядерная реакция, обеспечивающая до 99% солнечной энергии, – это водородный цикл, конечным результатом которого является образование ядра гелия (α-частицы) из 4 ядер водорода – протонов. Масса образовавшегося ядра меньше суммарной массы 4 протонов, и эта разница масс превращается в энергию излучения нейтрино и жёстких γ-квантов. Другой термоядерный цикл – углеродно-азотный цикл, играет малую роль; на его долю приходится всего около 1% энергопроизводства Солнца. Эффективность термоядерных реакций в ядре Солнца такова, что из 1 кг водорода 7 г превращается в излучение. Каждую секунду на Солнце «выгорает» около 4,3 млн. т водорода. В таком режиме Солнце существует уже около 4,5 млрд. лет, но его масса настолько велика, что её хватит ещё примерно на такой же период времени. Гамма-кванты, порождённые в ядре Солнца, многократно поглощаются и переизлучаются атомами солнечного вещества, и с поверхности Солнца их энергия излучается главным образом в виде оптического и инфракрасного излучения.

Прямую информацию о протекании термоядерных реакций синтеза в ядре Солнца даёт нейтринная астрономия, поскольку нейтрино, рождающиеся в этих реакциях, практически без поглощения проходят всю толщину солнечного шара и попадают на Землю, где они могут быть уловлены специальными детекторами.

В астрологии

• Энергия.
• Родители вообще и отец в частности.
• Дети.
• Взаимоотношения с женским полом в общем и целом.

Видео

• Конец Солнечной системы — BBC & Horizon, 2016.
• Вселенная. 1 сезон, 1 серия. Секреты Солнца.