Как найти массу солнца плотность радиус

Формула для расчета массы Солнца

Солнце – главный объект нашей Солнечной системы и, вероятно, самый важный объект в нашей жизни, так как он является источником энергии, без которой не могли бы существовать жизнь и цивилизация. Изучение Солнца, его свойств и структуры является одним из ключевых направлений современной астрофизики. Прежде чем перейти к формуле для расчета массы Солнца, давайте рассмотрим некоторые базовые понятия.

Понятие о массе

Масса – это свойство материи, отвечающее за ее инерцию и гравитационное взаимодействие с другими телами. Масса измеряется в килограммах или атомных единицах массы (a.m.u.). Масса конкретного тела зависит от количества материи в нем и его плотности.

Таблица элементов

Для понимания формулы для расчета массы Солнца, необходимо понимать, что вещество, из которого он состоит, имеет свою массу. Все элементы, из которых состоят тела, можно найти в таблице элементов Менделеева. В таблице указаны атомные массы элементов, которые выражаются в a.m.u.

Пример: масса атома водорода равна 1.008 a.m.u., масса атома кислорода составляет 15.999 a.m.u.

Формула для расчета массы Солнца

Теперь перейдем к формуле для расчета массы Солнца. Формула включает в себя массу каждого элемента, который содержится в Солнце, а также его плотность. Масса каждого элемента умножается на его процентное содержание в массе Солнца. Сумма всех полученных результатов даст общую массу Солнца.

Подготовка к расчету

Для проведения расчета необходимо знать следующие значения:

• Радиус Солнца: 696 000 км
• Плотность Солнца: 1.98847*10^30 кг/м3

Используя данные значения радиуса и плотности Солнца, можно найти его объем:

Объем = 4/3 * π * R^3 = 4/3 * 3.14 * (696000000 м)^3 = 1.41 * 10^27 м3

Теперь у нас есть объем Солнца, используя который можно найти его массу.

Расчет массы Солнца

Чтобы найти массу Солнца, необходимо использовать таблицу элементов и найти массу каждого элемента, который содержится в нем. Затем, каждая масса умножается на процентное содержание в массе Солнца.

• Водород — 71%
• Гелий — 27%
• Кислород — 0,97%
• Углерод — 0,43%
• Железо — 0,14%
• Неон — 0,12%
• Азот — 0,09%
• Магний — 0,06%

Теперь умножим массу каждого элемента на его содержание в массе Солнца:

• Водород: 1.008 x 0.71 = 0.71568
• Гелий: 4.003 x 0.27 = 1.08081
• Кислород: 15.999 x 0.0097 = 0.15519
• Углерод: 12.011 x 0.0043 = 0.05182
• Железо: 55.845 x 0.0014 = 0.07823
• Неон: 20.180 x 0.0012 = 0.02422
• Азот: 14.007 x 0.0009 = 0.01261
• Магний: 24.305 x 0.0006 = 0.01458

Теперь объединим полученные результаты:

0.71568 + 1.08081 + 0.15519 + 0.05182 + 0.07823 + 0.02422 + 0.01261 + 0.01458 = 2.13314

Используя найденный общий результат, можно найти массу Солнца:

Масса = плотность * объем = 1.98847 * 10^30 кг/м3 * 1.41 * 10^27 м3 = 2.976 * 10^57 кг

Итоги

Формула для расчета массы Солнца включает в себя массы каждого элемента, который содержится в Солнце, а также его плотность. Масса каждого элемента умножается на его процентное содержание в массе Солнца. Сумма всех полученных результатов даст общую массу Солнца. Используя плотность и объем Солнца, которые можно найти по его радиусу, можно провести расчет массы. Полученный результат массы Солнца составляет 2.976 * 10^57 кг, что позволяет более точно понять структуру и физические свойства нашего Солнца.

Formula to Find the Mass of the Sun: Introduction

Our Sun is the closest star to us and it provides light, energy, and warmth to life on Earth. We know that the Sun is massive, but have you ever wondered how we measure its mass? Scientists have developed a formula to calculate the mass of the Sun using various parameters. In this article, we will explore the formula to find the mass of the Sun in detail.

What is the Mass of the Sun?

The mass of the Sun is the amount of matter that it contains. It is one of the main parameters that defines a star. The Sun has a mass of about 1.989 x 10^30 kilograms, which is about 333,000 times the mass of the Earth. It is the largest object in our Solar System and accounts for about 99.86% of the total mass.

The Formula to Find the Mass of the Sun

The formula to find the mass of the Sun is based on the law of universal gravitation and Kepler’s third law of planetary motion. The law of universal gravitation, proposed by Sir Isaac Newton, states that every particle in the universe attracts every other particle with a force that is proportional to the product of their masses and inversely proportional to the square of the distance between them.

Kepler’s third law of planetary motion states that the square of the orbital period of a planet is proportional to the cube of its semi-major axis. This law applies to all objects that orbit around a central body, including stars and planets.

Using these laws, scientists have developed the following formula to find the mass of the Sun:

M = (v³ × r) / G

Where M is the mass of the Sun, v is the orbital velocity of a planet, r is its distance from the Sun, and G is the gravitational constant.

How to Use the Formula

In order to use the formula to find the mass of the Sun, we need to know the orbital velocity and distance of a planet from the Sun. The planet’s orbital velocity can be calculated using its period of revolution and distance from the Sun. The distance between a planet and the Sun can be measured using various techniques, such as radar or astrometry.

Once we have these parameters, we can substitute them into the formula to find the mass of the Sun. This method is known as indirect measurement, as we are not directly measuring the mass of the Sun, but rather using the orbits of the planets to make an estimate.

An Example Calculation

Let’s assume we want to find the mass of the Sun using the orbit of Earth. The orbital velocity of the Earth is about 29.78 kilometers per second and its average distance from the Sun is about 149.6 million kilometers. The gravitational constant is about 6.67 x 10^-11 N m^2/kg^2.

Substituting these values into the formula, we get:

M = ((29.78 km/s)³ × (149.6 x 10^6 km)) / (6.67 x 10^-11 N m^2/kg^2)

Simplifying this expression, we get:

M = 1.99 x 10^30 kg

This is the known mass of the Sun, which means that the formula is valid.

Conclusion

The formula to find the mass of the Sun is one of the most important tools in astronomy. By using this formula, scientists can estimate the mass of other stars and study their properties. It is a great example of how mathematics can be used to understand the Universe.

• The formula to find the mass of the Sun is based on the law of universal gravitation and Kepler’s third law of planetary motion.
• We can use the formula to indirectly measure the mass of the Sun by measuring the orbits of planets.
• The known mass of the Sun confirms the validity of the formula.

Understanding the mass of the Sun allows us to appreciate just how massive and important it is to our Solar System and the Universe as a whole.

Формула как найти массу солнца

В наше время, когда развитие науки достигло высоких высот, люди стали задаваться вопросом о том, как определить массу тех объектов, которые находятся далеко от нас. Особый интерес вызывает солнце. Что мы знаем о нем? Какую роль оно играет в системе планет и звезд?

Описание солнца и его роли в системе планет

Солнце – это звезда, которая является изумительным объектом нашей галактики. Его радиус составляет 696 342 километра, а масса – около 2×10^30 килограммов. Оно является наиболее крупным объектом солнечной системы, а также является центром вращения планет. Благодаря солнцу, на земле возможна жизнь. Солнце осуществляет трансформацию энергии и поддерживает жизнь на планете Земля. Оно является источником света и тепла, которые жизненно необходимы.

Формула как найти массу солнца

Как нам определить массу солнца? Существует несколько способов. Один из них – использование закона всемирного тяготения, открытого ньютоном в 1687 году. Согласно этому закону, сила притяжения между двумя телами прямо пропорциональна произведению их масс и обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними. Таким образом, формула будет иметь вид:

F = G x [(m1 x m2) / r^2]

где G – гравитационная постоянная (6.6743×10^-11 Н·м^2/кг^2), m1 и m2 – массы двух тел, r – расстояние между ними, а F – сила притяжения между этими телами.

Используя эту формулу, мы можем определить массу солнца. Для этого необходимо знать массу планет, которые вращаются вокруг него. Данные о массе планет получаются путем анализа их орбит. Расстояние от каждой планеты до солнца известно, поэтому мы можем использовать калибровочную кривую, которая позволит нам определить массу солнца на основе измеренных значений и расстояния до него.

Примеры использования формулы для определения массы солнца

Один из первых методов, использовавших формулу для определения массы солнца, был разработан Яо Ханем в 1679 году. Он проводил наблюдения за затмениями Юпитера и измерял время затмения. Используя эти данные и закон всемирного тяготения, он смог определить массу солнца.

Современные астрономы используют более точные методы, такие как полеты космических аппаратов, измерения скоростей света и радиоволн. Наиболее точное измерение солнечной массы осуществил европейский космический аппарат «Улыбка». Он измерял силу притяжения солнца к себе и с помощью этих данных смог определить массу солнца: 1,9891×10^30 кг.

Заключение

Таким образом, формула для определения массы солнца – это инструмент, который позволяет нам получить базовые знания о нашей звезде. Она основывается на законе всемирного тяготения и используется астрономами для расчета массы солнца. Существует несколько способов для определения солнечной массы, начиная от использования затмений Юпитера до современных космических аппаратов. Все они используют одну и ту же формулу и позволяют нам получить более полное представление о нашей звезде.

• функция определения массы солнца является одной из важнейших задач астрономии;
• закон всемирного тяготения, открытый ньютоном, играет важную роль при определении массы солнца;
• данные о массе планет используются для расчета массы солнца;
• использование формулы для определения массы солнца предоставляет более полную картину о звезде.

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

Со́лнце (астр. ☉) — одна из звёзд нашей Галактики (Млечный Путь) и единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик). Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³ (в 1,4 раза больше, чем у воды). Эффективная температура поверхности Солнца — 5780 кельвин^[4]. Поэтому Солнце светит почти белым светом, но прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли (при ясном небе, вместе с голубым рассеянным светом от неба, солнечный свет вновь даёт белое освещение).

Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (свет необходим для начальных стадий фотосинтеза), определяет климат. Светимость Солнца (суммарное количество энергии, выделяемое Солнцем за одну секунду) L_⊙ = 3,827⋅10²⁶ Вт.

Солнце состоит из водорода (массовое содержание водорода X ≈ 73 %), гелия (массовое содержание Y ≈ 25 %^[8]) и других элементов с меньшей концентрацией (ниже все элементы тяжелее гелия в этом контексте называются металлами, как принято в астрофизике); их общее массовое содержание Z ≈ 2 %^[8]. Наиболее распространёнными элементами тяжелее водорода и гелия, в порядке убывания содержания, являются кислород, углерод, неон, азот, железо, магний, кремний, сера, аргон, алюминий, никель, натрий и кальций. На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 атом кислорода, 398 атомов углерода, 123 атома неона, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также малое количество прочих элементов^[9].

Масса Солнца M_⊙ = (1,98847 ± 0,00007)⋅10³⁰ кг^[10], она составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы^[4].

Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также водорода и гелия. В нашей Галактике (Млечный Путь) насчитывается от 200 до 400 миллиардов звёзд^[11][12]. При этом 85 % звёзд нашей галактики — это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своём красные карлики). Как и все звёзды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путём термоядерного синтеза гелия из водорода. В случае Солнца более 99 % энергии выделяется через протон-протонный цикл, тогда как для более массивных звёзд главной последовательности преимущественным путём синтеза гелия является CNO-цикл.

Солнце — ближайшая к Земле звезда. Средняя удалённость Солнца от Земли — 149,6 млн км^[1] — приблизительно равна астрономической единице, а видимый угловой диаметр при наблюдении с Земли, как и у Луны, — чуть больше полуградуса (31—32 минуты). Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него на ящичной орбите, делая один оборот за 225—250 миллионов лет^[13]. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с — таким образом, световой год оно проходит примерно за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу — за 8 земных суток^[14].

В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, и движется через Местное межзвёздное облако — область повышенной плотности, расположенную 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^m).

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^[15]. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится 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 — мощностью излучения, проходящего через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам и расположенную на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца (то есть на орбите Земли) вне земной атмосферы. Эта постоянная равна приблизительно 1,37 кВт/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, используя её посредством фотосинтеза, синтезируют органические соединения с выделением кислорода. 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^[16].

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 положении 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.

Земля проходит через точку афелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км, а через точку перигелия — в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км^[17]. Видимый диаметр Солнца между этими двумя датами меняется на 3 %^[18]. Поскольку разница в расстоянии составляет примерно 5 млн км, то в афелии Земля получает примерно на 7 % меньше тепла. Таким образом, зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее.

Солнце — магнитоактивная 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 вызывают 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 (вызывают головную боль и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям)^[19][20]. Предполагается, что солнечная активность играла большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной атмосферы.

Жизненный цикл

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 4,5 миллиарда лет^[21].

Считается^[21], что Солнце сформировалось примерно 4,5 миллиарда лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода (также, возможно, облака из смеси молекулярного водорода и атомов других химических элементов) привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца.

Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла^[22]. 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.

По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного горючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается. К возрасту 5,6 млрд лет, через 1,1 млрд лет от настоящего времени, наше дневное светило будет ярче на 11 %, чем сейчас^[23].

Уже в этот период, ещё до стадии красного гиганта, возможно исчезновение или кардинальное изменение жизни на Земле из-за повышения температуры поверхности планеты, вызванного увеличением яркости Солнца и парникового эффекта, индуцированного парами воды^{[24][25][26][27]}. К этому моменту Солнце достигнет максимальной поверхностной температуры (5800 К) за всё своё время эволюции в прошлом и будущем вплоть до фазы белого карлика; на следующих стадиях температура фотосферы будет меньше.
Несмотря на прекращение жизни в её современном понимании, жизнь на планете может остаться в глубинах морей и океанов^[28].

К возрасту 8 млрд лет (через 3,5 млрд лет от настоящего времени) яркость Солнца возрастёт на 40 %^[23]. К тому времени условия на Земле, возможно, будут подобны нынешним условиям на Венере: вода с поверхности планеты исчезнет полностью и улетучится в космос. Скорее всего, это приведёт к окончательному уничтожению всех наземных форм жизни^[28]. По мере того как водородное топливо в солнечном ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться.

Когда Солнце достигнет возраста 10,9 млрд лет (6,4 млрд лет от настоящего времени), водород в ядре кончится, а образовавшийся из него гелий, ещё неспособный в этих условиях к термоядерному горению, станет сжиматься и уплотняться ввиду прекращения ранее поддерживавшего его «на весу» потока энергии из центра. Горение водорода будет продолжаться в тонком внешнем слое ядра. На этой стадии радиус Солнца достигнет 1,59 R_⊙, а светимость будет в 2,21 раза больше современной. В течение следующих 0,7 млрд лет Солнце будет относительно быстро расширяться (до 2,3 R_⊙), сохраняя почти постоянную светимость, а его температура упадёт с 5500 K до 4900 K^[28]. В конце этой фазы, достигнув возраста 11,6 млрд лет (через 7 млрд лет от настоящего времени) Солнце станет субгигантом^[28].

Приблизительно через 7,6—7,8^[29][28] миллиарда лет, к возрасту 12,2 млрд лет, ядро Солнца разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке^[29]. Это повлечёт за собой бурное расширение внешних оболочек светила, таким образом Солнце покинет главную последовательность, на которой оно находилось почти с момента своего рождения, и станет красным гигантом, перейдя на вершину ветви красных гигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела^[29]. В этой фазе радиус Солнца увеличится в 256 раз по сравнению с современным^[29]. Расширение звезды приведёт к сильному увеличению её светимости (в 2700 раз) и охлаждению поверхности до 2650 К^[29]. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента из-за усиления солнечного ветра вследствие многократного увеличения площади поверхности Солнце потеряет более 28 %^[28] своей массы, и это приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту, избежав, таким образом, поглощения внешними слоями солнечной плазмы^[30][26]. Хотя исследования 2008 года показывают, что Земля, скорее всего, будет поглощена Солнцем вследствие замедления вращения Солнца и последующих приливных взаимодействий с его внешней оболочкой^[29], которые приведут к приближению орбиты Земли обратно к Солнцу.
Даже если Земля избежит поглощения Солнцем, вся вода на ней перейдёт в газообразное состояние, а её атмосфера будет сорвана сильнейшим солнечным ветром^[31].

Данная фаза существования Солнца продлится около 10 миллионов лет. Когда температура в ядре достигнет 100 млн К, произойдёт гелиевая вспышка, и начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия^[28]. Солнце, получившее новый источник энергии, уменьшится в размере до 9,5 R_⊙^[28]. Спустя 100—110 млн лет, когда запасы гелия иссякнут, повторится бурное расширение внешних оболочек звезды, и она снова станет красным гигантом^[28]. Этот период существования Солнца будет сопровождаться мощными вспышками, временами его светимость будет превышать современный уровень в 5200 раз^[28][32]. Это будет происходить от того, что в термоядерную реакцию будут вступать ранее не затронутые остатки гелия^[32]. В таком состоянии Солнце просуществует около 20 млн лет^[28].

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. После того как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана, и из неё образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированный из ядра Солнца белый карлик, очень горячий и плотный объект, по размерам сопоставимый с планетой Земля^[28]. Изначально этот белый карлик будет иметь температуру поверхности 120 000 К^[28] и светимость 3500^[28] солнечных, но в течение многих миллионов и миллиардов лет будет остывать и угасать. Данный жизненный цикл считается типичным для звёзд малой и средней массы.

Структура

Внутреннее строение Солнца

Солнечное ядро

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (то есть 20—25 % от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром^[33]. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³^[34] (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле — осмия), а температура в центре ядра — более 14 млн К. Анализ данных, проведённый миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности^[33][35].
В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4^[36]. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26 млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2⋅10²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м³^[37]. Таким образом, на объём человека (0,05 м³) приходится выделение тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), что на порядок меньше удельного тепловыделения живого бодрствующего человека. Удельное же тепловыделение всего объёма Солнца ещё на два порядка меньше. Благодаря столь скромному удельному энерговыделению запасов «топлива» (водорода) хватает на несколько миллиардов лет поддержания термоядерной реакции.

Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии^[38][39].

Зона лучистого переноса

Над ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, согласно современным моделям Солнца, может лежать в пределах от 10 тысяч до 170 тысяч лет (иногда встречающаяся цифра в миллионы лет считается завышенной)^[40].

Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине^[41]. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о
том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия^[42]. Для сравнения, в красных карликах давление не может препятствовать перемешиванию вещества и зона конвекции начинается сразу от ядра. Плотность вещества в данной зоне колеблется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) г/см³^[41].

Конвективная зона Солнца

Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха^[41].

По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. Термики в конвективной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем 1—2 км/с, а максимальные её значения достигают 6 км/с. Время жизни гранулы составляет 10—15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвективной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара^[43]. Также движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо и, соответственно, порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру^[41].

Атмосфера Солнца

Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц^[44]. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100^[45] до 400 км^[1]. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до нас уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К^[1]. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5772 К^[1]. Она может быть рассчитана по закону Стефана — Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца и т. д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твёрдых тел^[45]. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно — на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах — за 30 дней^[45].

Хромосфера

Хромосфера (от др.-греч. χρῶμα — цвет, σφαῖρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу^[46]. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60—70 тыс.^[47] Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика)^[46].

Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм).

Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях^[48]:

• хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике;
• флоккулы — светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями — активным областям, часто окружают солнечные пятна;
• волокна и волоконца (фибриллы) — тёмные линии различной ширины и протяжённости, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

Корона

Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 до 2 млн К, а максимальная, в отдельных участках, — от 8 до 20 млн К^[49]. Несмотря на такую высокую температуру, 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, эффектом магнитного пересоединения^[49][50] 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 проходят 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 К, 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.

Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона^[51]. K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9—10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца — около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9-10′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны^[51]. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

Солнечный ветер

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер — поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента — медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4—1,6⋅10⁶ К и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8⋅10⁵ К, и по составу похож на вещество фотосферы^[52]. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности^[53].

В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3⋅10³⁶ частиц в секунду^[53][54]. Следовательно, полная потеря массы Солнцем (на данный вид излучения) составляет за год 2—3⋅10⁻¹⁴ солнечных масс^[55]. Потеря за 150 млн лет эквивалентна земной массе^[56]. Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния.

Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 года советской станцией «Луна-1»^[57]. Наблюдения проводились с помощью сцинтилляционного счётчика и газового ионизационного детектора^[58]. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «Маринер-2»^[59]. В конце 1990-х годов с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (англ. Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS)) на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах.

Магнитные поля Солнца

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^[60] 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 выбросы массы, возмущения солнечного ветра, вариации потоков галактических космических лучей (Форбуш-эффект) и т. д.

С солнечной активностью связаны также вариации геомагнитной активности (в том числе и магнитные бури), которые являются следствием достигающих Земли возмущений межпланетной среды, вызванных, 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 XX 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.

Самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений возникла в апреле 1947 года в южном полушарии Солнца. Её максимальная длина составляла 300 000 км, максимальная ширина — 145 000 км, а максимальная площадь превышала 6000 миллионных долей площади полусферы (мдп) Солнца^[61], что примерно в 36 раз больше площади поверхности Земли. Группа была легко видна невооружённым глазом в предзакатные часы. Согласно каталогу Пулковской обсерватории, эта группа (№ 87 за 1947 год) проходила по видимой с Земли полусфере Солнца с 31 марта по 14 апреля 1947 года, максимальная её площадь составила 6761 мдп, а максимальная площадь наибольшего пятна в группе — 5055 мдп; количество пятен в группе достигало 172^[62].

Солнце как переменная звезда

Так как магнитная активность Солнца подвержена периодическим изменениям, а вместе с этим изменяется и его светимость (или Солнечная цикличность), его можно рассматривать как переменную звезду. В годы максимума активности Солнце ярче, чем в годы минимума. Амплитуда изменений солнечной постоянной достигает 0,1 % (в абсолютных значениях это 1 Вт/м², тогда как среднее значение солнечной постоянной — 1361,5 Вт/м²)^[63].

Также некоторые исследователи относят Солнце к классу низкоактивных переменных звёзд типа BY Дракона. Поверхность таких звёзд покрыта пятнами (до 30 % от общей площади), и за счёт вращения звёзд наблюдаются изменения их блеска. У Солнца такая переменность очень слабая^[64][65].

Планетная система

Вокруг Солнца обращается большое количество небесных тел меньшего размера, а именно:

• Восемь больших планет (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) и их спутники.
• Множество астероидов и планет-карликов, которые группируются в пояс астероидов и пояс Койпера.
• Кометы.

Самые далёкие из этих тел удалены на расстояния порядка 100 а. е. от Солнца.
В состав Солнечной системы включают также гипотетическое облако Оорта, которое должно быть расположено ещё в примерно 1000 раз дальше. Все объекты Солнечной системы образовались в то же время, что и Солнце, из того же газопылевого облака.

Солнце и Земля

Спектральный диапазон электромагнитного излучения Солнца очень широк — от радиоволн^[66] до рентгеновских лучей — однако максимум его интенсивности приходится на видимый свет (жёлто-зелёную часть спектра).

Для людей, животных и растений солнечный свет является очень важным. У значительной их части свет вызывает изменение циркадного ритма. Так, на человека, по некоторым исследованиям, оказывает влияние свет интенсивности более 1000 люкс^[67], причём его цвет имеет значение^[68]. В тех областях Земли, которые в среднем за год получают мало солнечного света, например, тундре, устанавливается низкая температура (до −35 °C зимой), короткий сезон роста растений, малое биоразнообразие и низкорослая растительность^[69].

В зелёных листьях растений содержится зелёный пигмент хлорофилл. Этот пигмент служит улавливателем световой энергии в процессе фотосинтеза — сложного цикла реакций синтеза органических веществ из углекислого газа и воды с использованием энергии света. Одним из продуктов фотосинтеза является кислород^[70]. Таким образом, фотосинтез обеспечивает возможность существования жизни на Земле. Животные существуют за счёт поедания растений, которые накапливают энергию Солнца в виде энергии химических соединений, и дыхания выделяемым ими кислородом^[71].

Земная поверхность и нижние слои воздуха — тропосфера, где образуются облака и возникают другие метеорологические явления, непосредственно получают энергию от Солнца. Основной приток энергии в систему атмосфера — Земля обеспечивается излучением Солнца в спектральном диапазоне от 0,1 до 4 мкм. При этом в диапазоне от 0,3 мкм до 1,5—2 мкм атмосфера Земли прозрачна для солнечного излучения почти полностью. В ультрафиолетовой области спектра (для волн короче 0,3 мкм) излучение поглощается в основном слоем озона, расположенного на высотах 20—60 км. Рентгеновское и гамма-излучение до поверхности Земли практически не доходят^[72]. Плотность мощности излучения Солнца на расстоянии 1 астрономической единицы вне атмосферы Земли равна около 1367 Вт/м² (солнечная постоянная). По данным за 2000—2004 годы^[73], усреднённый по времени и по поверхности Земли, этот поток составляет 341 Вт/м²^[74][75] или 1,74⋅10¹⁷ Вт в расчёте на полную поверхность Земли (полная светимость Солнца примерно в 2,21⋅10⁹ раза больше).

Помимо этого, в атмосферу Земли проникает поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство (солнечный ветер). Во многих районах близ полюсов планеты это приводит к полярным сияниям («северным сияниям»). Также с солнечным ветром связано множество других природных явлений, в частности, магнитные бури^[76]. Магнитные бури, в свою очередь, могут воздействовать на земные организмы. Раздел биофизики, изучающий подобные влияния, называется гелиобиологией.

Также важным для живых организмов является излучение Солнца в ультрафиолетовом диапазоне. Так, под действием ультрафиолета образуется жизненно необходимый витамин D^[77]. При его недостатке возникает серьёзное заболевание — рахит^[78]. Из-за недостатка ультрафиолетовых лучей может нарушиться нормальное поступление кальция, вследствие чего усиливается хрупкость мелких кровеносных сосудов, увеличивается проницаемость тканей. Однако длительное действие ультрафиолета способствует развитию меланомы, различных видов рака кожи, ускоряет старение и появление морщин. От избыточного излучения Землю предохраняет озоновый слой, без которого, как считается, жизнь не смогла бы вообще выбраться из океанов^[79].

Солнечные затмения

Солнечные затмения упоминаются уже в античных источниках^[80]. Однако наибольшее число датированных описаний содержится в западно-европейских средневековых хрониках и анналах. Например, солнечное затмение упоминает Максимин Трирский, который записал, что в «538 г. 16 февраля, с первого до третьего часа было солнечное затмение»^[81].

Возникает данное явление из-за того, что Луна закрывает (затмевает) полностью или частично Солнце от наблюдателя на Земле. Солнечное затмение возможно только в новолуния, когда сторона Луны, обращённая к Земле, не освещена, и сама Луна не видна. Затмения возможны только если новолуние происходит вблизи одного из двух лунных узлов (точки пересечения видимых орбит Луны и Солнца), не далее чем примерно в 12 градусах от одного из них. По астрономической классификации, если затмение хотя бы где-то на поверхности Земли может наблюдаться как полное, оно называется полным^[82]. Если затмение может наблюдаться только как частное (такое бывает, когда конус тени Луны проходит вблизи земной поверхности, но не касается её), затмение классифицируется как частное. Когда наблюдатель находится в тени от Луны, он наблюдает полное солнечное затмение. Когда он находится в области полутени, он может наблюдать частное солнечное затмение. Помимо полных и частных солнечных затмений, бывают кольцеобразные затмения. Визуально при кольцеобразном затмении Луна проходит по диску Солнца, но оказывается меньше Солнца в диаметре, и не может скрыть его полностью. Данное явление вызвано изменением угловых размеров Луны на небе вследствие эллиптичности её орбиты^[83][84].

В год на Земле может происходить от 2 до 5 солнечных затмений, из которых не более двух — полные или кольцеобразные^[85][86].
В среднем за сто лет происходит 237 солнечных затмений, из которых 160 — частные, 63 — полные, 14 — кольцеобразные^[87]. В определённой точке земной поверхности затмения в большой фазе происходят достаточно редко, ещё реже наблюдаются полные солнечные затмения. Так, на территории Москвы с XI по XVIII век можно было наблюдать 159 солнечных затмений с фазой больше 0,5, из которых всего 3 полных (11.08.1124, 20.03.1140 и 7.06.1415)^[88]. Ещё одно полное солнечное затмение произошло 19 августа 1887 года. Кольцеобразное затмение можно было наблюдать в Москве 26 апреля 1827 года. Очень сильное затмение с фазой 0,96 произошло 9 июля 1945 года. Следующее полное солнечное затмение ожидается в Москве 16 октября 2126 года.

Полные солнечные затмения позволяют наблюдать корону и ближайшие окрестности Солнца, что в обычных условиях крайне затруднено (хотя с 1996 года астрономы получили возможность постоянно обозревать окрестности нашей звезды благодаря работе спутника SOHO (англ. Solar and Heliospheric Observatory — солнечная и гелиосферная обсерватория)). Французский учёный Пьер Жансен во время полного солнечного затмения в Индии 18 августа 1868 года впервые исследовал хромосферу Солнца и получил спектр нового химического элемента. Этот элемент назвали в честь Солнца — гелием^[89]. В 1882 году, 17 мая, во время солнечного затмения наблюдателями из Египта была замечена комета, пролетающая вблизи Солнца^[90].

Солнце и другие звёзды

Название	Расстояние, св.лет
Проксима Центавра	4,2421 ± 0,0016
α Центавра A	4,3650 ± 0,0068
α Центавра B	4,3650 ± 0,0068
Звезда Барнарда	5,9630 ± 0,0109
Луман 16	6,588 ± 0,062
WISE 0855–0714	7,27 ± 0.13
Вольф 359	7,7825 ± 0,0390
Лаланд 21185	8,2905 ± 0,0148
Сириус A	8,5828 ± 0,0289
Сириус B	8,5828 ± 0,0289

Ближайшие к Солнцу звёзды

Ближайшие к Солнцу три звезды находятся на расстоянии примерно 4,3 светового года (около 270 тыс. а. е.). Они составляют звёздную систему Альфа Центавра и движутся по сложным траекториям вокруг друг друга. На текущий момент ближе всех находится Проксима Центавра.

Двойники Солнца

В настоящее время известны несколько «двойников» Солнца, которые являются практически полными аналогами нашей звезды по массе, светимости, температуре (±50 К), металличности (±12 %), возрасту (±1 млрд лет) и т. д.^[91], среди которых:

• Бета Гончих Псов;
• 18 Скорпиона;
• 37 Близнецов;
• HD 44594;
• HIP 56948.

Движение Солнца

Солнце вместе с Солнечной системой совершает сложное движение относительно других тел Вселенной.

Относительно ближайших звёзд оно движется со скоростью около 20 км/с в сторону точки, имеющей экваториальные координаты α = 270°, δ = 30° (в созвездии Геркулеса).

Однако эта скорость намного меньше скорости движения Солнца относительно центра Галактики. Вместе с зоной синхронного вращения (коротации) Галактики, Солнце вращается по эллиптической орбите вокруг её центра, совершая оборот за 225—250 млн лет. При этом линейная скорость составляет 220—240 км/с^[92]. Её направление сравнительно медленно, но меняется (на противоположное оно изменится через половину периода — около 125 млн лет). В настоящее время этот вектор направлен в сторону созвездия Лебедя. Помимо движения вокруг центра Галактики, Солнце совершает также колебания относительно плоскости галактики, пересекая её каждые 30—35 миллионов лет (по другим расчётам — каждые 20-25 млн лет) и оказываясь то в северном, то в южном галактическом полушарии. Нахождение в зоне коротации максимизирует интервал между прохождением Солнцем спиральных рукавов^[93].

Также Солнце вместе со всей Галактикой совершает движение относительно центра Местной группы галактик^[94].

В 1969 году была впервые выделена дипольная компонента^[95] в реликтовом излучении: температура его оказалась не одинакова по всему небу. В направлении созвездия Льва она была на 0,1 % выше среднего, и на 0,1 % ниже в противоположном^[96]. Это следствие эффекта Доплера, возникающего при движении Солнца относительно реликтового фона со скоростью примерно 370 км/с в сторону созвездия Льва. Это движение складывается из движения Солнца относительно центра Галактики, движения Галактики относительно центра масс Местной группы, и собственного движения Местной группы. Скорость последнего, по современным данным, составляет 627±22 км/с и направлена в сторону точки с галактическими координатами , ^[97][98] (эта точка располагается в созвездии Гидры^[99]).

На пути вокруг центра Галактики Солнце движется в настоящее время сквозь область разреженного горячего газа, известную как Местный пузырь и через находящееся в этой области Местное межзвёздное облако, которое выдувается из области звездообразования под названием Ассоциация Скорпиона-Центавра. Солнце движется сквозь область Местного пузыря последние 5 или даже 10 млн лет., оно вошла в Местное межзвёздное облако где-то между 44 и 150 тыс. лет назад и, как ожидается, останется в его пределах ещё в течение 10—12 тыс. лет^[100][101].

Исследования Солнца

Ранние наблюдения Солнца

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, мегалиты точно отмечают положение летнего солнцестояния (одни из крупнейших мегалитов такого рода находятся в Набта-Плайя (Египет) и в Стоунхендже (Великобритания)), пирамиды в Чичен-Ице (Мексика) построены таким образом, чтобы тень от Земли скользила по пирамиде в дни весеннего и осеннего равноденствий, и так далее. 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 взглянуть на 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 благодаря вмешательству Перикла.

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

Первым расстояние от Земли до Солнца пытался вычислить Аристарх Самосский, измеряя угол между Солнцем и Луной в фазу первой или последней четверти и определяя из соответствующего прямоугольного треугольника отношение расстояния от Земли до Луны к расстоянию от Земли до Солнца^[102]. По Аристарху, расстояние до Солнца в 18 раз больше расстояния до Луны. На самом деле расстояние до Солнца в 394 раза больше расстояния до Луны. А вот расстояние до Луны в античности было определено весьма точно Гиппархом, причём он использовал другой метод, предложенный Аристархом Самосским^[102].

Китайские астрономы в течение столетий, со времён династии Хань, наблюдали солнечные пятна. Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского^[103]. С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа — позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей признал пятна частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них^[104].

Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца способом параллакса получили Джованни Доменико Кассини и Жан Рише. В 1672 году, когда Марс находился в великом противостоянии с Землёй, они измерили положение Марса одновременно в Париже и в Кайенне — административном центре Французской Гвианы. Наблюдавшийся параллакс составил 24″. По результатам этих наблюдений было найдено расстояние от Земли до Марса, которое было затем пересчитано в расстояние от Земли до Солнца — 140 млн км.

В начале XIX века отец Пьетро Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi), главный астроном Ватикана, положил начало такому направлению исследования в астрономической науке, как спектроскопия, разложив солнечный свет на составные цвета. Стало понятно, что таким образом можно изучать состав звёзд, и Фраунгофер обнаружил линии поглощения в спектре Солнца. Благодаря спектроскопии был обнаружен новый элемент в составе Солнца, который назвали гелием в честь древнегреческого бога Солнца Гелиоса.

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^[105]. Поэтому во второй половине XIX века многими исследователями наиболее правдоподобной считалась теория, развитая Гельмгольцем (1853) и лордом Кельвином^[106], которые предположили, что Солнце нагревается за счёт медленного гравитационного сжатия («механизм Кельвина — Гельмгольца»). Основанные на этом механизме расчёты оценивали максимальный возраст Солнца в 20 млн лет, а время, через которое Солнце потухнет — не более чем в 15 млн^[105]. Однако эта гипотеза противоречила геологическим данным о возрасте горных пород, которые указывали на намного бо́льшие цифры. Так, например, Чарльз Дарвин отметил, что эрозия вендских отложений продолжалась не менее 300 млн лет^[107]. Тем не менее, энциклопедия Брокгауза и Ефрона считает гравитационную модель единственно допустимой^[105].

Только в XX веке было найдено правильное решение этой проблемы. Первоначально Резерфорд выдвинул гипотезу, что источником внутренней энергии Солнца является радиоактивный распад^[108]. В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что давление и температура в недрах Солнца настолько высоки, что там может идти термоядерная реакция, при которой четыре ядра водорода (протоны) сливаются в ядро гелия-4. Так как масса последнего меньше, чем сумма масс четырёх свободных протонов, то часть из-за дефекта массы в этой реакции переходит в энергию фотонов^[109]. То, что водород преобладает в составе Солнца, подтвердила в 1925 году Сесилия Пейн. Теория термоядерного синтеза была развита в 1930-х годах астрофизиками Субраманьяном Чандрасе́каром и Хансом Бете. Бете детально рассчитал две главные термоядерные реакции, которые являются источниками энергии Солнца^[110][111]. Наконец, в 1957 году появилась работа Маргарет Бербидж «Синтез элементов в звёздах»^[112], в которой было показано, что большинство элементов во Вселенной возникло в результате нуклеосинтеза, идущего в звёздах.

В 1905 году Джордж Эллери Хейл (англ. George Ellery Hale) в обсерватории Маунт-Вилсон установил первый солнечный телескоп в построенной небольшой обсерватории, и занялся поиском ответа на происхождение пятен на Солнце, открытых Галилеем. Джордж Хейл открыл, что пятна на Солнце вызваны магнитным полем, поскольку оно приводит к снижению температуры поверхности. Именно магнитное поле на поверхности Солнца вызывает солнечные ветры — извержение плазмы солнечной короны на сотни тысяч километров в пространство.

В январе 2020 года телескоп Национального научного фонда США сделал самые точные в истории снимки Солнца. На них хорошо видны «ячейки», по которым движется плазма^[113].

Космические исследования Солнца

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.

Фактически первые внеатмосферные наблюдения Солнца были проведены вторым искусственным спутником Земли «Спутник-2» в 1957 году. Наблюдения проводились в нескольких спектральных диапазонах от 1 до 120 Å, выделяемых при помощи органических и металлических фильтров^[114]. Обнаружение солнечного ветра опытным путём было осуществлено в 1959 году с помощью ионных ловушек космических аппаратов «Луна-1» и «Луна-2», экспериментами на которых руководил Константин Грингауз^{[115][116][117]}.

Другими космическими аппаратами, исследовавшими солнечный ветер, были созданные NASA спутники серии «Пионер» с номерами 5—9, запущенные между 1960 и 1968 годами. Эти спутники обращались вокруг Солнца вблизи орбиты Земли и выполнили детальные измерения параметров солнечного ветра.

В 1970-е годы в рамках совместного проекта США и Германии были запущены спутники «Гелиос-I» и «Гелиос-II» (англ. Helios^[en]). Они находились на гелиоцентрической орбите, перигелий которой лежал внутри орбиты Меркурия, примерно в 40 млн км от Солнца. Эти аппараты помогли получить новые данные о солнечном ветре.

В 1973 году вступила в строй космическая солнечная обсерватория Apollo Telescope Mount^[en] (англ.) на американской космической станции Скайлэб. 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 выбросы массы и корональные дыры, которые, как сейчас известно, тесно связаны с солнечным ветром.

В 1980 году НАСА вывело на околоземную орбиту космический зонд Solar Maximum Mission (SolarMax), который был предназначен для наблюдений ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения 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^[118]. Его измерения помогли также выяснить, что мощность полного излучения Солнца за полтора года наблюдений изменилась только на 0,01 %.

Японский спутник «Yohkoh» (яп. ようこう ё:ко:, «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. «Ёко» 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^[119].

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 лет (по данным на 2009 год). Он оказался настолько полезным, что 11 февраля 2010 года был запущен следующий, аналогичный космический аппарат SDO (Solar Dynamics Observatory)^[120]. SOHO находится в точке Лагранжа между Землёй и Солнцем 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^[121].

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 «Улисс» для изучения полярных областей Солнца. Сначала он совершил гравитационный манёвр возле Юпитера, чтобы 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 примерно 750 км/с, что меньше, чем ожидалось, и что на них существуют большие магнитные поля, рассеивающие галактические космические лучи^[122].

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, был запущен космический зонд Genesis. Он вернулся на Землю в 2004 году, однако был повреждён при приземлении из-за неисправности одного из датчиков ускорения и не раскрывшегося вследствие 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^[123].

В октябре 2006 года была запущена солнечная обсерватория STEREO. Она состоит из двух идентичных космических аппаратов на таких орбитах, что один из них постоянно отстаёт от Земли, а другой её обгоняет. Это позволяет получать стереоизображения Солнца и таких солнечных явлений, как корональные выбросы массы.

В январе 2009 года состоялся запуск российского спутника «Коронас-Фотон» с комплексом космических телескопов «Тесис»^[124]. 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» является исследование наиболее динамичных солнечных процессов (вспышек и корональных выбросов массы), а также круглосуточный мониторинг солнечной активности с целью раннего прогнозирования геомагнитных возмущений.

11 февраля 2010 года США вывели на геостационарную орбиту новую солнечную обсерваторию SDO (Solar Dynamic Observatory)^[125].

Наблюдения за Солнцем и опасность для зрения

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 для нас светит очень ярко — в 400 000 раз ярче полной Луны. Из-за этого смотреть на дневное Солнце невооружённым глазом крайне опасно, а смотреть в бинокль или телескоп без специального светофильтра категорически нельзя — это может нанести необратимый вред зрению (ожог сетчатки и роговой оболочки, разрушение палочки, колбочки, и привести к световой слепоте)^[126][127]. 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. Однако в этом случае существует риск повреждения самого телескопа, поэтому перед использованием этого способа следует прочитать инструкцию к телескопу. В частности, при данном методе наблюдения Солнца подвержены риску повреждения телескопы-рефлекторы и катадиоптрические телескопы. Кроме того, для любого телескопа ни в коем случае нельзя смотреть через него напрямую на Солнце без специального светофильтра, а при проецировании изображения на экран не рекомендуется держать его долго, без перерывов, направленным на Солнце^[128].

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 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 осложняется 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 — технически сложная и дорогостоящая задача (см. Нейтринная астрономия).

Предлагалось два главных пути решения проблемы солнечных нейтрино. Во-первых, можно было модифицировать модель Солнца таким образом, чтобы уменьшить предполагаемую термоядерную активность (а, значит, и 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)^[129]. Сегодня понятно, что правильным, скорее всего, является второй путь.

Для того чтобы имел место переход одного сорта нейтрино в другой — то есть происходили так называемые нейтринные осцилляции — нейтрино должно иметь отличную от нуля массу. В настоящее время установлено, что это действительно так^[130]. В 2001 году в нейтринной обсерватории в Садбери 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 и 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 6000 К, находится солнечная корона с температурой более 1 000 000 К. 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^[131].

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^[132], 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^[133], хотя окончательная ясность в этом вопросе ещё не достигнута.

Солнце в мировой культуре

В религии и мифологии

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 солнечным божеством являлся Ра^[134]. У греков богом Солнца был Гелиос^[135], который, по преданию, ежедневно проезжал по небу на своей колеснице. В древнерусском языческом пантеоне было два солнечных божества — Хорс (собственно олицетворённое солнце) и Даждьбог. Кроме того, годовой празднично-ритуальный цикл славян, как и других народов, был тесно связан с годовым солнечным циклом, и ключевые его моменты (солнцестояния) олицетворялись такими персонажами, как Коляда (Овсень) и Купала.

У большинства народов солнечное божество было мужского пола (например, в английском языке применительно к Солнцу используется личное местоимение «he» — «он»), но в скандинавской мифологии Солнце (Суль) — женское божество.

В Восточной Азии, в частности, во Вьетнаме Солнце обозначается 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 связанной с инь, а Солнце — с ян^[136].

В оккультизме

В каббале Солнце соотносится со сфирой Тиферет (См. также Халдейский ряд)^[137].
В астрологии соотносится с духом, сознанием, а также жизненными силами организма^{[138][неавторитетный источник]}. В астрологии каждому человеку приписывается знак зодиака по условному положению Солнца среди зодиакальных созвездий в день рождения.

В языках мира

Во многих индоевропейских языках Солнце обозначается словом, имеющим корень sol. Так, слово sol означает «Солнце» на латыни и в современных португальском, испанском, исландском, датском, норвежском, шведском, каталанском и галисийском языках. В английском языке слово Sol также иногда (преимущественно в научном контексте) используется для обозначения Солнца, однако главным значением этого слова является имя римского бога^[139][140]. В персидском языке 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 (новый соль), ранее называвшаяся инти (так назывался бог солнца у инков, занимавший ключевое место в их астрономии и мифологии), что в переводе с языка кечуа означает солнце.

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)^[141]. Источником информации назывался «голландский астрофизик доктор Пирс ван дер Меер (Piers van der Meer), эксперт Европейского космического агентства». В действительности в ЕКА нет сотрудника с таким именем^[142]. Более того, астрофизика с таким именем вообще не существует. Водородного топлива Солнцу хватит 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^[143].

См. также

• Эрикссон-Глоб — «Солнце» в Шведской Солнечной системе
• Солнечная энергия

Примечания

Литература

• Аббот Ч. Солнце / Перевод с английского Н. Я. Бугославской; под редакцией Е. Я. Перепёлкина. — Москва—Ленинград: ОНТИ, 1936. — 462 с.
• Солнечная система. В 2 томах / Под ред. Дж. Койпера; пер. с англ.; редактор тома В. А. Крат. — М.: Издательство иностранной литературы, 1957. — Т. 1 : Солнце. — 609 с.
• Колтун М. М. Солнце и человечество. — М.: Детская литература, 1981. — 127 с. — 100 000 экз.
• Степанян Н. Н. Наблюдаем Солнце. — М.: Наука, 1992. — 128 с. — ISBN 5-02-014358-8.
• Michael Stix. The Sun. An Introduction. — 2nd Edition. — Springer, 2002. — ISBN 3-540-42886-0.
• Cohen, Richard. Chasing the Sun: the Epic Story of the Star that Gives us Life (англ.). — Simon & Schuster, 2010. — ISBN 978-1-4000-6875-3.
• Солнце / Э. Е. Дубов // Большая Советская Энциклопедия / гл. ред. А. М. Прохоров. — 3-е изд. — М. : Советская Энциклопедия, 1976. — Т. 24, кн. I : Собаки — Струна. — С. 150—154. — 631 000 экз.
• Кочаров Г. Е. Солнце // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая российская энциклопедия, 1994. — Т. 4: Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. — С. 589—598. — 704 с. — 40 000 экз. — ISBN 5-85270-087-8.
• Шкловский И. С. §9. Проблемы нейтринного излучения Солнца // Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд. — М.: Наука, 1984. — С. 110—117. — 100 000 экз.
• Thompson, M. J. Solar interior: Helioseismology and the Sun’s interior (англ.) // Astronomy & Geophysics  (англ.) (рус. : journal. — 2004. — Vol. 45, no. 4. — P. 21—25.

Ссылки

• Солнечная активность (недоступная ссылка — история). USAP. Дата обращения: 24 июня 2011. Архивировано 10 августа 2011 года.
• Энциклопедия Солнца. Тесис. Дата обращения: 9 июля 2015.
• Солнце. Астронет. Астронет. Дата обращения: 9 сентября 2007. Архивировано 10 августа 2011 года.
• Солнце и Земля. Единые колебания
• Солнце. Солнечная система. Общая астрономия
• Путешествие из центра Солнца. Популярная механика. Дата обращения: 26 ноября 2011.
• Солнце сейчас, фотография из обсерватории солнечной динамики NASA. sdo.gsfc.nasa.gov. Дата обращения: 22 марта 2011. Архивировано 10 августа 2011 года.
• Эдвард Кононович. Солнце. Энциклопедия Кругосвет. Дата обращения: 26 октября 2013. Архивировано 8 января 2014 года.
• Astronomy Picture of the Day. The Not So Quiet Sun (англ.) (6 августа 2010). Дата обращения: 16 февраля 2014.

Солнце

Основные параметры звезды. Внутреннее строение и устройство Солнца. Солнечные пятна. Воздействие солнечных вспышек на земную технику. Солнечные нейтрино.

• 1. Основные параметры
• 2. Строение солнца
• 3. Устойчивость Солнца
• 4. Внешняя структура Солнца
• 5. Солнечные пятна
• 6. Факельные поля
• 7. Протуберанцы
• 8. Солнечная грануляция
• 9. Гелиосейсмология
• 10. Вспышки и осцилляции
• 11. Солнечные циклы
• 12. Солнечная активность
• 13. Эволюция Солнца
• 14. Зона обитаемости
• 15. Парадокс тусклого Солнца
• 16. Вспышки на Солнце
• 17. Частота мощных вспышек
• 18. Прогноз мощных вспышек
• 19. Воздействие вспышек на технику
• 20. Солнечные нейтрино

Наша звезда, это тема очень благодатная с точки зрения физики. Вообще говоря, Солнце потенциально может помочь рассказать об очень разных областях физики. Все это безусловно в деталях охватить в рамках статьи в принципе не возможно, но можно очень много интересных вещей разобрать, связанных с какими-то глобальными свойствами Солнца. Поскольку, в первом приближении Солнце это газовый шар, который можно описывать в рамках ньютоновской механики и ньютоновской теории гравитации, поэтому объект такой достаточно хороший для изучения. Ещё Солнце, естественно близкий объект, поэтому достаточно хорошо изучен.

Основные параметры

Основные параметры нашей звезды очень важны в астрофизике, поскольку солнце это типичная звезда. Есть звезды в десять раз легче Солнца, есть звезды в десятки раз тяжелее Солнца, поэтому солнечные параметры: масса, светимость, радиус, иногда температура, являются стандартными. Астрофизики очень любят измерять параметры разных тел (не только звезд, но часто и галактик) именно в солнечных единицах.

Масса

Масса Солнца это примерно ~2⋅10³³ грамм или ~ 2⋅10³⁰ килограмм. Светимость (мощность солнечного излучения) в эргах в секунду примерно ~4⋅10³³ эрг/с.

Радиус

Радиус Солнца почти что 700 тысяч километров.

Плотность

Зная массу и радиус естественно можно посчитать среднюю плотность. Она не очень большая, чуть меньше полутора грамм в кубическом сантиметре (1.4 г/см³). Проще говоря чуть больше плотности воды. Солнце безусловно имеет достаточно неоднородное распределение плотности в зависимости от расстояния до центра звезды. В центре Солнца плотность гораздо выше, порядка 100 грамм в кубическом сантиметре (~100 г/см³), что например, в разы больше плотности самых плотных металлов на Земле.

Температура

Температура поверхности составляет примерно 6000К. Поэтому с одной стороны хочешь сказать солнце имеет такой цвет какой имеет, но важно понимать, что наше зрение в течение всей эволюции адаптировалось под излучение нашей звезды. Поэтому кривая чувствительности человеческого глаза очень похожа на спектр Солнца. Соответственно Солнце для нас кажется более ли менее белым (желтовато-белым). Это естественно отражает наше цветовосприятие. В недрах Солнца температура гораздо выше, поскольку нужна достаточная температура, для того чтобы обеспечить запуск термоядерных реакций, которые естественно и отвечают за солнечное энерговыделение и, следовательно, за устойчивость солнца.

Период вращения

Поскольку солнце это газовый шар, то вращается солнце не однородно. Недра солнца крутятся более-менее как твердое тело, а вот внешние слои крутятся с разной скоростью. Скорость вращения на экваторе и на полюсе солнца отличается и в среднем составляет около одного месяца. Люди это наблюдают уже 400 лет, благодаря присутствию пятен на поверхности солнца.

Состав

Солнце имеет достаточно стандартный состав, то есть состоит по большей части из водорода и гелия, как и вся наша вселенная в целом, если конечно мы говорим о барионом веществе. Тяжелые элементы (астрономы называют тяжелыми элементами, все элементы тяжелее гелия) приходится около 2%, может чуть меньше.

Возраст

Возраст нашего солнца чуть меньше пяти миллиардов лет (5⋅10⁹). Полное время жизни обычно округляют до десяти миллиардов лет (~10¹⁰), но на самом деле оно немного побольше.

Строение солнца

Можно выделить три основные части во внутреннем строении солнца.

Ядро

Ядро в котором идут термоядерные реакции. Это существенный пункт который часто упускается из виду. Мы более-менее все знаем что солнце светит благодаря термоядерным реакциям, но можно спросить людей на улице. Иногда, как оказывается, люди думают что термоядерные реакции идут везде внутри солнца. И это неверно! Они идут только в ядре, которое естественно занимает лишь небольшую часть объема солнца. Это примерно четверть по радиусу. Естественно, если вы хотите пересчитать объем, то одну четвертую нужно будет возвести в третью степень и вы получите объем чуть больше одного процента от объема солнца.

Зона лучистого переноса энергии

Дальше выделившаяся в центральной части энергия должна быть перенесена наружу. Здесь уместно вспомнить основные типы теплопередачи. Теплопроводность достаточно низкая, поскольку солнце это газовый шар. Поэтому остается два других способа:

• Перенос энергии излучением.
• Перенос энергии конвекцией.

Что пересилит, зависит от нескольких параметров, в первую очередь от прозрачности вещества, от темпа энерговыделения. И непосредственно над ядром находится зона лучистого переноса энергии, там вещество достаточно прозрачно. Это лучистая зона, простирается примерно наполовину солнечного радиуса, от 0.25 примерно до 0.75 радиуса солнца.

При этом, не нужно себе представлять, что фотон какой-нибудь рождается в ядре и быстренько со скоростью света, от основания лучистой зоны добрался до вершины лучистой зоны. На самом деле происходит огромное количество процессов, поглощение, переизлучение фотонов. Фотон переизлучается в случайном направлении. Если мы попробуем оценить, какое время занимает средний путь, с учетом всех этих реинкарнаций фотона, от ядра до конвективной зоны, то мы получим очень большую величину, составляющей почти что 200 тысяч лет.

Конвективная зона

Во внешних слоях солнца прозрачность вещества падает, поэтому излучением передавать тепло уже не получается и внешние слои солнца конвективные. Это достаточно глубокая конвективная зона, которая занимает примерно четверть солнечного радиуса. И это очень важно! Вообще звезды, грубо можно разделить на два класса:

• С конвективной зоной.
• Без конвективной зоны.

Звезды чуть-чуть потяжелее солнца, внешнюю конвективную зону теряют. Это приводит к очень интересным следствиям: — Эти звезды фактически, не проявляют внешне никакой активности! Существует множество разнообразных процессов связанных с солнечной активностью: это вспышки на солнце, пятна на солнце и протуберанцы. Все эти явления связаны с присутствием конвективной зоны во внешних слоях этой звезды.

Устойчивость Солнца

Солнце — очень устойчивый объект, оно находится в состоянии гидростатического равновесия, то есть сила гравитации, уравновешена газовым давлением. О звездах говорят, что они проявляют свойства отрицательной теплоемкости. Что это означает? Если мы попробуем нагреть звезду, то температура её поверхности упадет. А если мы будем отбирать энергию у звезды, тогда температура поверхности возрастет.

Почему это происходит? Вообще в этом нет ничего удивительного, похожим образом ведут себя тела вращающиеся вокруг массивных тел под действием гравитации. Представьте крутиться спутник вокруг Земли, вокруг Луны, вокруг Солнца, неважно. И вы отбираете энергию спутника, то есть вы его тормозите и спутник переходит на более низкую орбиту, скорость вращения там будет выше. Получается что вы тормозите спутник, двигатели у вас работают против движения, но при этом скорость движения спутника возрастает.

Вот такое общее свойство систем находящихся в равновесии при участии, в данном случае сил гравитации, связано с так называемой теоремой Вириала, и звезды здесь являются очень ярким примером.

Если по какой-то причине, возрастет энерговыделение в недрах солнца (что-то не так пошло с термоядерным реакциям), то как звезда на это отреагирует? В центре выделяется больше энергии, а звезда у нас газовый шар, газовый шар начнет расширяться. При этом газовый шар будет остывать. Температура внешних слоев упадет. Упадет температура и в недрах. Соответственно уменьшится энерговыделение в недрах. И таким образом, звезда быстро найдет новое положение равновесия.

Если темп термоядерных реакций упадет в недрах звезды, то произойдет обратное. То есть звезда немножко подожмётся и повысится температура в центре (может, и плотность повысится в центре) и соответственно возрастёт темп реакций. Звезда находится в таком состоянии саморегулирования. И в этом смысле, звезду типа Солнца, например очень трудно взорвать. Эволюционно наше Солнце взрываться не будет, но что существенно на такой короткой шкале времени, звезды подобные Солнцу, это хорошо саморегулирующаяся система.

Внешняя структура Солнца

Здесь можно выделить три основных внешних слоя:

Фотосфера

Фотосфера — это то что мы видим, сфера света. Эта область, где Солнце становится непрозрачным. Можно себе представить что мы смотрим снаружи, и наш взгляд упирается в поверхность Солнца. Солнце это газовый шар, никакой твердой поверхности там нет. Если вы возьмете какой-нибудь фантастически плотный тугоплавкий объект и бросите на Солнце, он без всякого стука будет падать до центра, но есть видимая поверхность солнца, и это Фотосфера.

Хромосфера

Она находится над Фотосферой. Само название этой части солнечной атмосферы связано с тем, что при наблюдениях солнечных затмений, мы видим цвета в этом слое.

Солнечная корона

Солнечная корона — это самый внешний слой. Это очень большая протяженная область. Она характеризуется очень низкой плотностью, но при этом очень высокой температурой. Из-за того что плотность вещества в солнечной короне очень низкая, её плохо видно. На дневном небе солнечная корона просто так невидна, но она достаточно хорошо видна во время солнечных затмений. Кроме того, разработаны специальные приборы — хронографы, которые позволяют наблюдать солнечную корону и вне затмений. Но правда не так хорошо и красиво, как это получается когда лунный диск затмевает солнечный.

Фотосфера довольно тонкий слой, его толщина составляет несколько сотен километров, около 400 км. Хромосфера гораздо больше по своей протяженности, это тысячи километров, примерно 10 000 км. Температура поверхности Солнца (6 000K), это температура именно фотосферы. Дальше, если мы двигаемся выше в хромосферу, температура вначале немного падает (до 4 000K), а потом возрастает (до 35 000-50 000K). Температура начинает резко расти, когда мы попадаем в область солнечной короны. Там температура составляет несколько миллионов градусов, поэтому корона является, в том числе источником рентгеновского излучения.

Солнечные пятна

В фотосфере видно много интересных деталей. Самые известные детали на Солнце, это Солнечные пятна. Пятна бывают очень большие, размерами десятки тысяч километров и даже больше. Такие пятна в принципе видны невооруженным глазом, если солнце закрыто какой-нибудь дымкой. В летописях находили указания на то, что на Солнце наблюдали какие-то темные детали. Крупные пятна видимые невооружённым глазом появляются крайне редко. Поэтому таким элементом научного знания это не стало и солнечные пятна были открыты когда начались телескопические наблюдения.

Одновременно несколько астрономов, в разных странах, отметили присутствие чёрных образований на Солнце. То что эти детали находятся именно на Солнце, а ни где-то между Солнцем и Землёй было ясно потому, что можно наблюдать как эти детали смещаются, в процессе вращения Солнца вокруг своей оси. Пятна кажутся темными потому, что они холоднее. Если температура поверхности Солнца 6 000K, то температура пятна немножко ниже.

На самом деле пятна это очень яркие образования, но они нам кажутся черными на фоне яркого солнечного диска. Они темнее, потому что они холоднее. Холоднее, потому что области солнечных пятен, подавлен приток тепла из недр. Во внешних слоях Солнца, как мы помним, энергия переносится конвекцией. Если мы подавим конвекцию в какой-то области, то тепло подводиться к этой области не будет. Эта область начнёт остывать.

В данном случае, подвод тепла за счет конвекции, подавляется магнитным полем. Пятна, обычно появляются парами. Они соединены магнитной трубкой, как на картинке ниже. Соответственно одно пятно, соответствует северному полюсу магнита, другое соответствует южному полюса магнита.

Это магнитное поле продолжается вглубь конвективной зоны. Энергия магнитного поля в трубке оказывается достаточно большой, чтобы предотвратить конвективное перемешивание вещества. Поэтому в области пятен, не происходит притока теплого вещества из недр Солнца за счет излучения. В первую очередь температура вещества падает, и мы видим темные образования.

Ниже более детальная картина, где показана структура этой магнитной трубки и показана структура под пятном. Это очень плотная область, где есть пучок магнитных силовых линий. Соответственно подвод тепла сильно ограничен, и поэтому выше над этой областью, относительно холодное тёмное пятно.

Процесс активно моделируется. В принципе, сама физика появления солнечных пятен, достаточно понятна. Другое дело, что магнитогидродинамические процессы очень сложны! Представьте, что люди погоду не могут предсказать на 7 дней вперед. А солнечная погода, усложнена еще влиянием магнитных полей. У нас на земле хорошо хоть магнитные поля не влияют на движение облаков или выпадения осадков. Магнитогидродинамические расчеты еще сложнее гидродинамических, поэтому в области исследований солнечных пятен и других форм солнечной активности есть очень много нерешенных загадок.

Благодаря обилию наблюдательных данных с наземных телескопов и со спутников, видно много интересных деталей, которые естественно нужно понять и воспроизвести в наблюдениях. Это очень интересная и очень активно развивающаяся область исследований.

На рисунке ниже показан результат численного моделирования. Цвет кодирует температуру. Сверху тёмное пятно. Под пятном — синяя область, где подвод тепла затруднён. Ниже естественно горячая область. Поскольку тепло из горячей области плохо уходят, нужно как-то по сторонам обтекать холодную область, где магнитное поле мешает нормальному переносу тепла (нормальному, с точки зрения обычного поведения внешних слоев Солнца).

Ещё ниже показан процесс всплывания магнитных трубок (всплывания магнитного поля) во внешних слоях Солнца. Потихоньку такая трубка вылезает из фотосферы, и соответственно, появляются два пятна.

И наконец изображение внешних слоев Солнца. Это данные наблюдений. Естественно это не в видимом диапазоне спектра, глазом так просто это увидеть нельзя. Но это реальное изображение, настоящей структуры. И эти аркообразные структуры вблизи солнечной поверхности, как раз объясняются присутствием магнитного поля. Более того мы привыкли к такой геометрии магнитных силовых линий.

Факельные поля

Существует интересный вопрос. Более или менее все знают, что в те периоды, когда Солнце активно, на нём образуется много пятен. Спрашивается, а что тогда светимость Солнца ниже, ведь на солнечном диске появляются темные образования? Получается немного парадоксальная ситуация. Когда Солнце более или менее активно, оно покрыто темными пятнами и светимость должна падать, но на самом деле нет! На самом деле есть яркие образования, которые называются Факельными полями. На следующей картинке вы видите изображение таких факельных полей. Они как раз хорошо видны ближе к краю солнечного диска.

Картинка ещё ниже объясняет почему поля видны только на краю. Если у нас есть какие-то углубления с пониженной температурой в Солнце, то по стенкам тепло переносится достаточно интенсивно. И именно по поэтому, стенки получаются горячими. Соответственно если мы смотрим не в центр солнечного диска, а куда-то ближе к краю, то мы видим как раз эти горячие стенки.

Поэтому несмотря на наличие темных областей, в период когда Солнце активно, даже в оптике, где светимость звезды очень стабильна, светимость не только не падает, но и может даже немного возрастать, что объясняется как раз присутствуем таких факельных полей.

Протуберанцы

Безусловно одними из самых красивых деталей наблюдаемых на Солнце являются гигантские протуберанцы. На картинке изображение одного из таких протуберанцев. Как описывалось выше, это арочная структура объясняется магнитным полем.

На рисунке ниже показана динамика развития такого протуберанца. Начинает всплывать магнитное поле, поднимаются магнитные трубки, образуется пара пятен. Процесс идет дальше. Эти магнитные трубки поднимаются выше, и наконец происходит пересоединение. В результате отдельная область может окуклиться и произойдет выделение энергии. Может произойти солнечная вспышка. Произойдет выброс плазмы, которая оказалась запертой в этой области.

Такой процесс связывает воедино основные виды солнечной активности: это появления пятен, появление протуберанцев и солнечные вспышки.

Солнечная грануляция

На Солнце так же наблюдается структура грануляции. Проще говоря, Солнце постоянно кипит. Это обычно сравнивают с кипящей рисовой кашей. Отдельные зернышки имеют размеры сотни километров. Видно как на протяжении нескольких минут, рисунок расположенный ниже меняется. Если внимательно присмотреться к кадрам, которые сняты с интервалом 21 секунду, то видно что отдельные зернышки меняют свой вид. Соответственно за 2,5 минуты от первого кадра до последнего, некоторые из них исчезают и появляются новые. Яркие области (яркая часть гранулы) связаны с тем, что в этом месте поднимается конвективный поток из недр Солнца. То есть подходит более горячие вещество. А затем подойдя к поверхности, оно опускается как раз по краям гранулы. Опускается уже несколько остывшие вещество. Поэтому между яркими гранулами возникают темные прожилки, где вещество опускается вниз. И мы видим его при более низкой температуре.

На следующей картинке показан очень красивый снимок солнечного пятна, на фоне грануляции. В одном масштабе вставлена Земля. То есть пятна действительно бывают крупные. Это далеко не самое крупное пятно. Напомню, что радиус солнечного диска, примерно в 107 раз больших размеров земного диска. Соответственно пятно, которое занимает по радиусу скажем один процент от солнечного диска, имеет размер немного больше чем у Земли.

Супергрануляция в хромосфере

Есть более крупное образование, называемое супергрануляция, которое связана также с конвективными процессами. Структура супергрануляции наблюдаются, при наблюдении хромосферы. Такие супер гранулы существуют дольше, это более крупные образования. Если гранула существует минуты, то здесь речь идет примерно об одном дне.

Гелиосейсмология

В последние годы появился новый метод исследования Солнца, который называется Гелиосейсмология. Этот метод удалось применить также к другим звездам. То есть, проще говоря — это звездная сейсмология. Люди могут наблюдать колебания поверхности солнца, причем не какие-то пульсации звезды в целом, а колебания на самых разных масштабах. Соответственно это могут быть более быстрые колебания и более медленные. Для Солнца, самое крупномасштабное колебание, имеет периоды около сотен секунд, но есть колебания и мелкомасштабные. И это дыхание поверхности Солнца и других звезд, позволяет очень эффективно исследовать их недры.

Возбуждение колебаний

Это всё существует благодаря тому, что существует конвекция во внешних слоях. За счёт конвекции во внешних слоях Солнца, возникают колебания, возникают пульсации и они начинают распространяться вглубь звезды. При движении вглубь, растет плотность, и поэтому растет скорость звука. Так что в какой-то момент, колебания отражаются и выходят на поверхность. В зависимости от начальных свойств колебаний, в зависимости от того как они распространялись, они выдут дальше или близко от того места где они возникали. Опустившись глубже в недра, они выдут на поверхность дальше от того маста, где они были возбуждены.

Поскольку конвекция охватывает все внешние слои и конвективные процессы имеют разные пространственные масштабы, то возбуждается большое количество колебаний во внешних частях звезды. Важно что эти колебания отражают процессы происходящие в недрах, поскольку волны распространялись вглубь Солнца, отразились и вышли наружу. Таким образом, как бы происходит зондирование солнечных недр. И моделируя процессы наблюдаемое снаружи, моделируя как движется солнечная поверхность на разных масштабах, можно узнавать как устроены солнечные недры.

По сути речь идет о том, как меняется скорость звука с глубиной. Но в данном случае данные по скорости звука, поскольку Солнце не такой уж безумно сложный объект, удается связать с более привычными физическими параметрами, и таким образом восстановить внутреннюю структуру солнца практически вплоть до ядра.

Магнитные поля в недрах Красных Гигантов

Астросейсмология, то есть сейсмология в применении уже не к Солнцу, а к другим звездам, в частности помогает измерять магнитные поля в недрах других звезд.

• Наблюдался следующий эффект:
  • Наблюдались красные гиганты, то есть звезды уже про эволюционировавшие. Звезды в ядрах которых закончились реакции превращения водорода в гелий. Водород начинает гореть в слоевом источнике над ядром. Звезда распухает и ее радиус может превышать на этой стадии 100 миллионов километров. Такие звезды имеют огромные конвективные оболочки. Соответственно конвекция также возбуждает колебания во внешних слоях, колебания уходят внутрь, затем они должны отражаться и выходить наружу. Но оказалось что у некоторых красных гигантов не хватает вернувшихся колебаний, то есть какие-то колебания куда-то пропали.
• Детальный анализ этой ситуации показал, что по всей видимости происходит следующий процесс:
  • Возбуждённые на поверхности волны, идут вглубь, в недра звезды. Внутри волны (поскольку это волны в плазме) могут взаимодействовать с магнитным полем. И здесь они превращаются в другой тип плазменных колебаний и выйти наружу уже не могут. Таким образом, часть этих колебаний оказывается как бы перехвачена внутренними слоями звезды. Процесс в первую очередь зависит от параметров магнитного поля в недрах звезды. Таким образом удается измерять, ну или по-крайней мере получать хорошие оценки, магнитного поля в недрах красных гигантов, наблюдая колебания поверхности этих объектов.

Вспышки и осцилляции

Кроме возбуждения солнечных осцилляции и конвекции, существуют может быть более интересные случаи. Естественно просто большое энерговыделение на поверхности Солнца, точно также будет приводить к возбуждению волн. Волны будут уходить в недра, отражаться во внутренних слоях, и выходить наружу более или менее далеко, от той точки из которой они были испущены. Таким мощным источником энергии, служат солнечные вспышки. Соответственно мощная вспышка вызывает распространение звуковых волн. Зная где и когда процесс начался, можно наблюдать как эти волны распространяются по Солнцу. В этом случае это действительно прямое зондирование недр Солнца.

Это примерно как в 70-80 годы довольно много информации о земных недрах было получено благодаря проведению подземных ядерных взрывов. Подземные ядерные испытания проводившиеся в разных странах, о которых было принято заявлять, вызывали сейсмические волны, те в свою очередь распространялись в недра Земли. Далее, все сейсмостанции в разных точках Земли, регистрировали время прихода этих волн, их интенсивность. Это позволяло проводить, в каком-то роде томографию земных недр. На Солнце все это происходит благодаря солнечным вспышкам.

Солнечные циклы

Солнечные вспышки один из видов солнечной активности. Достаточно давно наблюдения начали показывать, что солнечная активность имеет период. Это не очень строгий период, речь идёт об 11-летнем основном цикле солнечной активности. Но иногда период длится 11 лет, а иногда 10 и 12. Могут быть и более существенные отклонения. Цикл один не похож на цикл другой и кроме того квазипериодический процесс солнечной активности просто выключается.

Солнечная активность

Солнечная активность выражается в большом количестве феноменов. Наверное самое известное это солнечные пятна, в то время, когда солнце активно пятен больше. Соответственно будет больше вспышек на солнце. Будет больше протуберанцев. Будет больше выбросов. Именно поэтому во время максимума солнечной активности, земная магнитосфера подвергается более существенному влиянию со стороны Солнца. Происходят яркие полярные сияния.

Распространяясь в межпланетной среде выбрасываемые сгустки плазмы (корональные выбросы) могут воздействовать на космические аппараты. На Земле, наша магнитосфера в существенной степени защищает нас от данного воздействия солнца. Космические аппараты на низких орбитах точно также защищены магнитным полем земли.

Но если вы отправляете пилотируемую экспедицию на Марс, то нужно заранее подумать о том, что корабль может попасть в зону коронального выброса. В этом случаи не только аппаратура, но и экипаж на борту будут подвергаться радиационному влиянию. Это действительно обсуждаемая проблема. Кроме понятной идеи лететь во время солнечных минимумов (когда вероятность такой вспышки наименьшая), продумываются на случай экстренной ситуации какие-то дополнительные средств защиты на борту. Где экипаж может укрыться на какое-то время пока они не пролетят сам корональный выброс.

Ниже на картинке Солнце во время максимума и минимума солнечной активности. Соответственно во время минимума пятен практически нет, во время максимум пятен на Солнце много.

Ещё ниже картинка на которой показан цикл, как раз 11 лет солнечной активности. Два верхних снимка, это два минимума. В центре — максимум солнечной активности. Размер диска естественно всё время одного и того же размера. Так что размеры солнечного диска здесь меняются только для красоты. Существенно то, что появляется большое количество активных областей на Солнце, во время солнечного максимума.

Переворачивание магнитного поля

Практически все проявления солнечной активности, так или иначе связаны с магнитным полем. Сложное поведение магнитного поля, появление областей с очень большой напряженностью магнитного поля (как в области пятен), связано с существованием внешней конвективной зоны. Соответственно если бы не было этой зоны, то никакой активности не было бы. У звезд у которых эта зона еще глубже, например красные карлики, могут быть целиком конвективным. Несмотря на то что звезды сами меньше, светимость их может быть в сотни раз меньше светимости Солнца, там возможны очень активные процессы. Там возможны более мощные вспышки чем на нашей звезде.

За время солнечного цикла, который на самом деле не 11-летний, а 22-летний происходит переворот магнитного поля во внешних слоях Солнца. 11 лет северный магнитный полюс меняется с южным, и еще 11 лет полюса возвращаются в исходное состояние. На активности этот переход (север-юг, юг-север) проявляется примерно идентична. По внешним индикаторам (например: по количеству вспышек, по количеству пятен, по потоку в радиодиапазоне) мы видим именно 11-летний цикл. Но если мы проводим измерения не просто величины магнитного поля, но и направление, то тогда мы будем видеть 22-летний цикл. На картинке показаны результаты компьютерного моделирования этого процесса.

Маундеровский минимум

Благодаря наблюдениям пятен в течение нескольких веков, удается достаточно хорошо оценить солнечную активность на масштабе времени сотен лет. Ниже показан график солнечной активности. По вертикальной оси отложено количество солнечных пятен. Если посмотреть на период ближе к нашему времени, то можно увидеть 11-летний цикл. Причем видно, что отдельные циклы могут заметно отличаться друг от друга.

Видно периоды времени, когда пятен на Солнце было крайне мало. Особенно выделяется так называемые Маундеровский минимум (Maunder Minimum) который имел место во второй половине 17 века, когда на Солнце практически не было пятен. Вообще, людям повезло, что телескоп был изобретен в начале 17 века. Если бы его изобрели на 40-50 лет попозже, то открытие солнечных пятен пришлось бы ждать еще примерно полвека, пока они достаточно большом количестве не начали бы там появляться.

Есть менее выраженные периоды подавленной активности — минимум Дальтона в начале 19 века. Сейчас мы наоборот находимся в эпоху относительного максимума солнечной активности. Как все это сказывается на Земле? — на самом деле большой вопрос. Безусловно это сказывается на процессах в магнитосфере. Если бы в 17 веке летали искусственные спутники Земли, то они подвергались бы меньшему влиянию. Можно было бы более безопасно слетать на Марс.

Если мы говорим об отклике климата на такие изменения солнечной активности, то здесь остается очень много вопросов. Хотя например, любят обращать внимание на то, что во время минимума Маундера, температура на Земле была ниже. Были действительно, очень холодные зимы, достаточно прохладно лето. На самом деле, эти данные в основном касаются Европы.

Как вел себя глобальный климат, известным гораздо хуже. Есть довольно противоречивые данные по этому поводу. Так что прямо сказать, что мы имеем очень четкую информацию о том, как солнечная активность влияет на земной климат нельзя. Влияние это — относительно невелико. Всё-таки у нас есть более существенные процессы, связанные именно с самой нашей климатической системой, но и может быть с нашим влиянием на неё.

Активность на тысячелетних масштабах

Пятна наблюдают четыре века, но можно попробовать восстановить активность солнца на гораздо более протяженном периоде времени. Тогда конечно речь не идет об 11 летних циклах, а речь идет о периодах относительно повышенной активности и пониженной. То есть, мы можем искать аналоги Маундеровских минимумов, или современного относительного максимума — на масштабе в тысячи лет.

Связано это с изотопным анализом. Дело в том, что некоторые редкие нетипичные изотопы химических элементов, образуются в земной атмосфере благодаря взаимодействию с частицами космических лучей. Это так называемый — галактические космические лучи. Они прилетают в солнечную систему из вне. Солнечная активность препятствует проникновению этих космических лучей вглубь солнечной системы. Соответственно, если солнечная активность повышена, то тогда земная атмосфера подвергается меньшему воздействию этих самых — галактических космических лучей. Наоборот, когда солнечная активность понижена, то поток галактических космических лучей, на орбите земли возрастает. Это сказывается на количестве соответствующих изотопов.

Эти изотопы можно изучать например по ледяным кернам, которые где-нибудь в Гренландии или в Антарктиде достаются. Лёд накапливался постепенно, слоями. Люди знают какой слой, какому времени соответствует. Проанализировав количество соответствующих изотопов, люди могут понять как менялась солнечная активность, на масштабе времени в тысячи лет. На графиках ниже, вы увидите, что было довольно много периодов пониженной солнечной активности, и какое-то меньшее количество периодов повышенной солнечной активности.

Эволюция Солнца

На самых больших масштабах — миллиардах лет, поведение Солнца связано с изменением темпа термоядерных реакций, с исчерпанием запасов водорода в недрах Солнца. На двух графиках ниже как раз это показано. Первый график это диаграмма Герцшпрунга — Рассела (одна из основных астрономических диаграмм). По горизонтальной оси, отложена температура звезды, причем отложена в обратную сторону. Астрономы люди странные, вот и температуру они откладывают так, что та растет влево, а ни вправо. А по вертикальной оси, отложена светимость.

Звезда рождается на главной последовательности (здесь это черная линия), соответственно звезда рождается в какой-то точке. Начинаются реакции превращения водорода в гелий в ядре. Звезда довольно долго (наше солнце около 10 миллиардов лет) сидит в этой точке практически неподвижно. Когда водород в ядре заканчивается, то начинают происходить всякие превращения. Наше солнце будет превращаться в Красного гиганта. Резко возрастет его радиус и размеры Солнца станут примерно равны радиусу земной орбиты. Естественно при этом возрастает светимость звезды. Возрастает в сотни раз. То есть температура на Земле сильно повысится. Соответственно примерно будет равна температуре поверхности разбухшего Солнца, то есть нескольким тысячам градусов. Естественно никакая жизнь будет невозможна. Интересная новость состоит в том, что жизнь на Земле исчезнет немножко раньше.

Давайте разберёмся почему! На самом деле, пока звезда сидит на главной последовательности — её параметры немного меняются. Следующий график как раз это отражает. По горизонтальной оси отложено время в миллиардах лет. От рождения солнца отмечен современный момент. Три кривые показывают изменение светимости, радиуса Солнца и температуру. Нас больше всего интересует светимость. Светимость Солнца немного растет со временем, потому что растет радиус. Температура при этом практически не меняется, в течение многих миллиардов лет. Но важно, что на масштабе миллиардов лет, Солнце становятся более мощным. Это понемногу, на масштабах как минимум сотен миллионов лет сказывается на Земле. За счёт изменения светимости Солнца на Земле понемногу растет температура.

Если смотреть от очень раннего периода эволюции Солнца, то светимость Солнца выросла почти в полтора раза. То есть светимость молодого Солнца, составляла 70% от современной. Процесс будет продолжаться и дальше. Земля находятся близко к границе зоны обитаемости. Поэтому дальнейшее повышение температуры Солнца, приведет к радикальному изменению земного климата, которое сделает существование жизни как мы ее знаем сейчас — невозможным.

Зона обитаемости

Зона обитаемости — это довольно условная область вокруг звезды, где на землеподобной планете с атмосферой, возможно существование жидкой воды. Для существования мощной биосферы, не спрятанной где-то на глубине или в каких нибудь подземных озерах, нужно чтобы на поверхности планеты могла существовать жидкая вода. Планета с наличием жидкой воды на поверхности не можем находиться слишком далеко от звезды, иначе температура окажется слишком низкой, и вода замерзнет. И наоборот если она будет находиться ближе — вода испарится, начнутся необратимые процессы в атмосфере, запустится очень мощный парниковый эффект, так называемый — неудержимый парниковый эффект. В Солнечной системе примером такого поведения является Венера. Это планета которая во многих отношениях похожа на Землю, но имеет совершенно жуткие климатические условия на поверхности, что связано как раз с тем, что Венера немного ближе к Солнцу чем Земля.

Соответственно у более слабых звезд — зона обитаемости находятся ближе к звезде. У более массивных, более горячих звезд — она находится дальше. Размеры зоны обитаемости, если известно как она расположена в Солнечной системе, можно в первом приближении легко посчитать. С ростом светимости звезды, нужно отодвинуть зону обитаемости так, чтобы поток упал в такое же количество раз, во сколько раз возросла светимость звезды. Если это необходимо перевести в расстояние от планеты до звезды, то нужно извлечь корень, потому что поток излучения падает с ростом расстояния как квадрат этой величины (квадрат расстояния).

Ниже простая формула для расчета потока. «R_*» — это радиус звезды в единицах солнечного радиуса. «T_*» это температура звезды (поток очень сильно зависит от температуры). «a» это расстояние планеты от звезды. Кружок с крестиком — это символ Земли, соответственно — это расстояние от Земли до Солнца.

Сейчас людям известно довольно большое количество планет у других звезд — экзопланет в зонах обитаемости. Расчет зоны обитаемости это очень непростое дело, на графике ниже нарисовано два варианта зоны обитаемости. Но как бы то ни было, даже если мы используем довольно консервативный подход, то достаточно большое количество известных планет попадает в зону обитаемости вокруг своих звезд.

Парадокс тусклого Солнца

Существует интересный парадокс в Солнечной системе, то есть прямо на Земле. Связан он с тем, что молодое Солнце излучало гораздо меньше, но при этом на земле уже миллиарды лет назад существовала жидкая вода. Это на самом деле до конца нерешенная проблема, которая называется парадокс тусклого Солнца. Скорее всего решение проблемы связано с наличием каких-то парниковых газов в атмосфере древней Земли, которые позволяли иметь достаточно высокую температуру поверхности для того, чтобы на земле могла существовать жидкая вода. Поэтому собственно, мы и наслаждаемся сейчас не только хорошим климатом, но и достаточно развитой биосферой, у которой было больше трёх миллиардов лет для биологической эволюции. Но закончится все это примерно через миллиард лет, когда температура на Земле из-за светимости Солнца возрастет настолько, что запустятся необратимые климатические изменения, которые приведут к резкому повышению температуры на поверхности нашей планеты.

Вспышки на Солнце

Существует большое количество самых разнообразных негативных сценариев — называемых страшилками, которые связаны с каким-нибудь вредным космическим воздействием на Землю: взрыв близкой звезды, падение астероида. На самом деле, всё это — события редкие. Маловероятно, что достаточно крупный астероид, упадет куда-нибудь не середину Тихого океана, а на достаточно населённую область. Но есть процессы которые совершенно точно происходят. Происходят довольно часто. Это как раз мощные солнечные вспышки. На картинке ниже, ультрафиолетовое изображение одной из недавних мощных вспышек.

Корональные выбросы

Вспышки, часто приводят к коронарным выбросам. Следующее изображение — мощного коронального выброса. Достаточно большой объем плазмы при этом выбрасывается — 10¹⁵ грамм. Это масса небольшого астероида или масса кометы. До земли такой вопрос добирается за несколько дней. Поэтому в принципе у нас будет время, чтобы подготовиться.

Существенно понимать, что выбросов происходит много, но далеко не все они попадают на Землю. Поэтому не любая солнечная активность, обязательно потенциально опасна для нас. Тем не менее, бывают мощные вспышки, которые порождают выбросы попадающие на Землю. А те в свою очередь вызывают всякие неприятные последствия. Эти последствия связаны практически только с поведением технических систем. То есть человечество, до недавнего времени, счастливо жило и по всей видимости переживало очень мощные солнечные вспышки, ничего об этом не зная. Причём не зная вообще о том, что что-то подобное происходит. Но когда начали появляться, достаточно глобальные технические устройства, то люди стали это замечать.

Событие Кэррингтона

Первое такое событие произошло в 1859 году. Вспышку на солнце, просто в белом свете яркую вспышку, увидели несколько астрономов-любителей. Один из астрономов — был Кэррингтон. Соответственно событие, в честь него называется — событием Кэррингтона. На Солнце наблюдался рост очень крупной группы пятен, затем в области этой группы произошла мощная вспышка. На Земле в этот момент, существовали достаточно протяжённые телеграфные линии. Грубо говоря это просто длинный провод. То есть, есть длинный проводник. А такой мощный корональный выброс начинает влиять на магнитосферу Земли, то есть у нас начинается изменение глобального магнитного поля Земли. Изменение магнитного поля, естественно приводит к появлению тока в проводниках. И чем длиннее у нас проводник, тем заметнее будет эффект.

Соответственно в телеграфных линиях пошел большой ток, на которой они не были рассчитаны. И это приводило к авариям. Телеграфная связь прервалась и погорели телеграфные аппараты, потому что по этому проводу протекал очень мощный электрический ток. Телеграфисты получали мощные удары током, если не соблюдали технику безопасности, а остальные жители земли, наслаждались очень яркими, красивыми полярными сияниями, в том числе и там, где их никогда не видели. То есть почти что, в экваториальных областях, где-нибудь в области Карибского моря. Это очень мощная вспышка. С тех пор на Солнце, такие мощные вспышки не наблюдались. На солнце это происходит редко, зато есть большое количество звезд, более-менее похожих на Солнце.

Мощные вспышки у других звёзд

В последние годы, удавалось проводить мониторинг очень большого количества звезд на предмет вспышек. Большой вклад внес спутник Кеплер. Он был предназначен для поиска экзопланет, но искал он их путем отслеживания изменений блеска большого количества звёзд. Это примерно около 200 тысяч звезд разных спектральных классов, разных типов. В большом числе случаев он регистрировал мощные вспышки на звездах. На графике ниже очень мощные вспышки на одной из звезд.

Чем легче звезда тем она активнее, что связано с наличием более протяженной конвективной оболочки. Соответственно там могут генерироваться более сильные магнитные поля на поверхности. Эти поля связаны с более мощными токами. И грубо говоря, короткое замыкание в этой системе токов, приводят к очень мощному выделению энергии — к яркой вспышке.

Частота мощных вспышек

Вернемся к солнцу. Насколько часто, такие вспышки происходят? На графике по горизонтальной оси отложена энергия вспышек в эргах (erg). По вертикальной оси частота. Правая нижняя часть графика это данные не по Солнцу, а по супер вспышкам на других звездах. Видно что данные по Солнцу (это все остальные пунктирные линии) и данные по другим звездам, умеренно не плохо укладываются на прямую линию в двойном логарифмическом масштабе. То есть степенная зависимость количества вспышек от энергии вспышки. Пропорциональность показана: частота вспышек пропорциональна энергии в степени -1.8 примерно. Для Солнца, для меньших энергий, обнаружена похожая зависимость, там показатель степени -1.53.

Соответственно если верить этой зависимости, то можно посчитать как часто на Солнце происходят вспышки, в том числе и очень большой мощности. И ответ, получается такой: — очень мощные вспышки на Солнце, должны происходить примерно раз в тысячу лет. Вообще говоря, это не такое уж безумно редкое событие. У нас технические устройства существуют уже в полторы сотни лет. С достаточно большой вероятностью за это время должна была произойти одна мощная вспышка. Последнее такое мощное событие — это событие Кэррингтона.

Прогноз мощных вспышек

Существенно что вспышки не могут возникать на пустом месте. Должна возникнуть мощная группа солнечных пятен. И чем больше эта группа пятен накапливает в себе магнитной энергии, тем мощнее будет вспышка. У Солнца есть, по крайней мере сейчас, некий естественный предел, связанный с 11-летним циклом активности. Сейчас Солнце по всей видимости не способно произвести очень мощную вспышку просто потому, что динамика магнитного поля в Солнца не позволит долго накапливать энергию.

Поэтому сценарий когда внезапно на Солнце происходит такая вспышка совершенно невозможен. Для того, чтобы это стало возможным, должны появится существенные отклонения в поведении солнечной активности на масштабах десятка лет. Затем люди должны увидеть, что на Солнце начинает расти большая группа пятен, она может расти десятки лет. И вот тогда, можно будет предположить, что произойдет достаточно мощная вспышка. Ещё один повод немножко успокоиться состоит в том, что выброс может не попасть на Землю — вероятность попасть не очень велика. С этой точки зрения, хотя в принципе это реалистичный сценарий, по всей видимости в ближайшие годы очень мощные вспышки на Солнце нам не грозят.

Тем не менее вспышки на звездах более или менее похожих на Солнце наблюдаются, и в вопросе генерации таких мощных вспышек остается много неясностей. В этом направлении продолжается работа. Как бы то ни было, не будет лишним повторить, что люди должны увидеть рост больших групп пятен. Это похоже подтверждается в наблюдениях других звезд.

Воздействие вспышек на технику

Менее мощные, происходящее на Солнце вспышки, периодически влияют на земную технику. Но многие влияния мы не замечаем, поскольку последние десятилетия люди знают о том, что это может происходить. Поэтому человечество до некоторой степени к этому готово. Различные крупномасштабные системы: энергоснабжения, газопроводов, нефтепроводов, то есть все большие очень длинные железки, как правило, более ли менее подготовлены к таким событиям. Последний крупный сбой, произошел лет двадцать назад в Канаде. Как раз один из магнитных полюсов Земли находится примерно там, поэтому север Канады подвергается очень мощному воздействию во время солнечных вспышек. Неудивительно, что именно там наблюдался очень крупный сбой. После этого все соответствующие системы страны были адаптированы для того, чтобы такие вспышки переживать.

Вспышка в 8 веке

Анализ содержания углерода-14 (редкого изотопа) показывает, что чуть больше тысячи лет назад, возможно произошла мощная вспышка на Солнце. Если оценки события верны, то это действительно должна была быть вспышка в десятки раз мощнее чем те, что люди сейчас наблюдают на Солнце. И это соответствует тому, что наблюдают на звёздах похожих на Солнце.

Солнечные нейтрино

Мы начали с того, что источником энергии Солнца являются термоядерные реакции. На сегодняшний день это не просто модель, а это экспериментально установленный факт. Превращение водорода в гелий, это не единомоментный процесс, так как нужно начать с четырех протонов и получить ядро гелия. Соответственно должна пройти целая цепочка реакций. Есть несколько вариантов протекания этой реакции. В ходе некоторых процессов, испускаются электронные нейтрино. Это частицы которые легко покидают недра Солнца.

В последние десятилетия экспериментаторы на земле научились их довольно хорошо и эффективно ловить. Таким образом, у людей есть метод, для непосредственной регистрации частиц, которые были испущены в недрах Солнца. Причем эти частицы, не так как фотоны 170 тысяч лет выбираются из солнечных недр, а мгновенно. Частицы легкие, двигаются они практически со скоростью света — мгновенно покидают Солнце. Произошла реакция в недрах Солнца — меньше чем через 9 минут нейтрино будет у нас на земле, на детекторе. Его можно поймать и идентифицировать как нейтрино от Солнца. Таким образом можно измерять темп разных реакций в недрах Солнца. На данный момент получены данные о всех типах солнечных реакций.

Регистрация нейтрино

Нейтрино регистрирует в экспериментах самых разных типов. На графике ниже по горизонтальной оси — энергия нейтрино, по вертикальной оси — поток нейтрино. У разных кривых и линий, написаны реакции в которых эти нейтрино испускаются. Например «pp» вверху слева — это самая первая протон-протонная реакция с которой все и начинается. Такая реакция порождает нейтринной низкой энергии. Их очень трудно ловить. Их очень много появляется, поток большой, но энергия маленькая. Их совсем недавно удалось поймать. И наоборот есть нейтрино высоких энергий, которые научились регистрировать ещё 50 лет назад.

Когда 50 лет назад начались эксперименты с солнечными нейтрино, возникла интересная проблема — проблема дефицита солнечных нейтрино. Она благополучно нашла свое решение, основанное на очень интересной физике нейтрино — нейтринных осцилляциях. Это в некотором смысле превращение нейтрино одного сорта в другой. Это было отмечено нобелевской премией по физике.

Интересно то, что есть способ получать как бы изображения (данные) из солнечных недр. На картинке ниже, наверное в кавычках «фотография Солнца в нейтрино». На самом деле пространственное разрешение здесь ни о чём не говорит, то есть нельзя сказать что из центра Солнца испускается больше нейтрино чем на расстоянии 0.2 солнечных радиуса от него. Но некоторые детекторы такие как Super-Kamiokande в Японии очень хорошо, прям по направлению идентифицируют, что частица прилетела от Солнца. Поэтому есть прямой способ изучения того, что происходит в солнечных недрах.

Последним важным достижением несколько лет назад стала регистрация нейтрино низкой энергии, нейтрино самой первой протон-протонной реакции. Это было сделано с помощью детектора Борексино. С этим результатом возникла полная подтверждённая ясность того как устроены термоядерные реакции в недрах Солнца, с каким темпом они протекают, какие цепочки какой вклад вносят. Сейчас это хорошо восстановленная картина.

Существует много вопросов и задаток связанных с солнечной активностью, с поведением внешних слоев, с тем как происходит солнечные вспышки, как в деталях энергия закачивается в солнечную корону. Это очень бурная область исследований где важны: и наземные наблюдения, и спутниковые наблюдения. Совсем недавно был запущен спутник Паркер для изучения внешних слоев Солнца, который изучит ближе чем все другие спутники наше Солнце.

Солнечная физика, солнечная астрофизика, это очень активно развивающаяся область науки, интегрирующая в себе очень разные части физики. Поэтому это очень интересная область исследования.

Простая и надежная методика измерения массы космических тел – как узнать сколько весит Солнце, зная лишь силу притяжения между космическими телами

Как можно измерить вес (точнее, массу) Солнца, если даже реальный размер нашей “домашней звезды” настолько велик, что просто не укладывается в голове? Наверняка тут должен быть какой-то секрет… И подумав так, вы будете правы и не правы одновременно.

С одной стороны, никакого секрета в деле измерения массы любого небесного тела сколько угодно большого размера, конечно же нет. С другой стороны, без определенных хитростей тут, конечно, не обойтись.

Давайте сразу условимся – говоря, что  “нам нужно определить массу Солнца”, мы имеем ввиду “определить количество вещества входящего в состав Солнца”.

Для начала измерим массу Земли

Переформулировав задачу таким образом, мы сразу же получим зацепки ведущие к решению. Первым делом нам нужно определить величину силы притяжения возникающей между любыми двумя массами.

Принцип этого определения следующий:

Представьте себе очень при очень чувствительные равноплечие весы с двумя чашками. В каждой чашке (А и Б) пускай лежит некий груз имеющий совершенно одинаковую массу. Весы в таком случае, будут прибывать в полном равновесии.

Теперь мы берем третье тело (В) масса которого нам также известна, и помещаем его под тело А. Взаимное притяжение между А и В, ожидаемо заставляет чашку весов А опуститься вниз. Для сохранения равновесия нам срочно необходимо добавить к массе Б очень небольшую, но опять же вполне измеримую массу Г.

А вот теперь самое интересное: поскольку сила, с которой вся Земля притягивает тело Г, равна взаимному притяжению между А и В, можно без труда определить массу Земли, которая оказывается равной 6,59 х 10²¹ тонн.

А теперь измерим массу Солнца!

Земля по своей орбите движется примерно так, как если бы невидимая нить соединяла ее с Солнцем. Действительно, гравитационное притяжение подобно натяжению нити, так что Земля все время движется к Солнцу, вместо того чтобы «улететь» по прямой линии, что будет, если эта “нить” вдруг оборвется. Можно сказать, что, двигаясь вокруг Солнца, Земля все время «падает» на него.

Этому “падению” соответствует отклонение ее орбиты от прямой линии, составляющее около 3 мм в секунду. Еще со времен Галилея известно, что на поверхности Земли в первую секунду своего падения всякое тело проходит 4,9 м. Расстояния 3 мм и 4,9 м прямо пропорциональны соответствующим гравитационным ускорениям, т. е. силам, действующим на единичную
массу со стороны Солнца на расстоянии Земли и Земли на ее поверхности.

Отсюда, зная, что гравитационное ускорение прямо пропорционально массе и обратно пропорционально квадрату расстояния от центра тела, можно легко вычислить, что масса Солнца в 329 390 раз больше массы Земли.

Воспользовавшись значением массы Земли, полученным выше, находим, что масса Солнца составляет 2.24 х 10²⁷  тонн. Полностью это немыслимое число можно записать, как 2 240 000 000 000 000 000 000 000 000 тонн.

Теперь уже можно вычислить и среднюю плотность Солнца, т. е. его массу, поделенную на массу воды, занимающей тот же объем.

Поскольку один кубический сантиметр воды весит один грамм, мы просто должны разделить массу Солнца (в граммах) на его объем (в кубических сантиметрах). Получим в результате число 1,42.

Иными словами, в среднем некоторый объем солнечного вещества должен весить приблизительно столько же, сколько ком битумного угля, занимающего такой же объем.

Естественно, “среднее значение” на то и среднее, чтоб представлять некую золотую середину между солнечным ядром (где плотность вещества в 10 раз превышает плотность стали) и веществом солнечной короны (где плотность падает почти до величины космического вакуума). Тем не менее, в общем и целом данная методика расчетов абсолютно верна и может с успехом применяться при расчете массы любого небесного тела – хоть астероида, хоть звезды.