Солнце

Солнце в рентгеновских лучах

Со́лнце (лат. Sol) — центральная звезда нашей планетной системы, вокруг которой обращаются другие объекты Солнечной системы (планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль). Масса Солнца составляет 99,8% от сумарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на поверхности Земли, являясь источником фотосинтеза и влияя на земные погоду и климат.

Солнце состоит из водорода (~74% от массы и ~92% от обьёма), гелия (~25% от массы и ~7% от обьёма) и некоторого количества иных элементов. По спектральной класификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). Солнечный спектр содержит линии ионизированых и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. В нашей Галактике насчитывается свыше 100 милионов звёзд класса G2. 85% звёзд нашей Галактики — это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своём, это красные карлики, находящиеся в конце своего цикла эволюции). Как и все звёзды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путём термоядерного синтеза гелия из водорода.

Солнце находится на расстоянии примерно 26 000 световых лет от центра Галактики и вращается вокруг него, делая один оборот примерно за 225—250 милионов лет. Орбитальная скорость Солнца равняется 217 км/с, таким образом оно проходит один световой год за 1400 лет или одну астрономическую единицу за 8 суток. В настоящее время Солнце находится во внутренем крае Рукава Ориона нашей Галактики, между Рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» — области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» — зоне рассеяного 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).

Общий обзор

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

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

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 искуcственных процессах. Так, растения с помощью фотосинтеза перерабатывают её в химическую форму (кислород и органический соединения). Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью фотоэлементов может быть использовано для производства электроэнергии (солнечными электростанциями) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в нефти и других видах ископаемого топлива.

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

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

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

Жизненый цикл

Основные статьи: Происхождение Солнечной системы и Звёздная эволюция

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

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

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

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

Жизненный цикл Солнца

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

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

Структура

Внутреннее строение Солнца

Файл:Строение Солнца.png

Внутреннее строение Солнца

Ядро

Центральная часть Солнца называется его ядром. Радиус ядра составляет примерно пятую часть от радиуса Солнца. Границы ядра определяются границами центральной зоны Солнца, в которой происходят питающие солнечное излучение термоядерные реакции.

Зона лучистого переноса

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

Конвективная зона

Ближе к поверхности Солнца возникает вихревое перемешивание вещества, и перенос энергии совершается преимущественно самим веществом. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца, где она происходит — конвективной зоной. По предположениям исследователей Солнца, её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.

Атмосфера Солнца

Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает толщины ~320 км и образует видимую поверхность Солнца. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до неё уже не доходит. Температура в фотосфере достигает в среднем 5800 К. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха, а температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д.

Хромосфера

Хромосфера достигает высоты 7 000 км, её температура изменяется от 4000 К (нижняя хромосфера) до 100 000 K (верхняя хромосфера).
Можно увидеть во время полного солнечного затмения в виде узкого желто-красного кольца. Толщина хромосферы – 12-15 тыс. км.
Солнечная хромосфера весьма неоднородна: в ней присутствуют продолговатые, похожие на языки пламени образования, так называемые спикулы.

Корона

Корона плавно переходит в межпланетную среду, её форма и интенсивность излучения сильно зависит от фазы цикла солнечной активности. Температура короны доходит до 1,8 х 10⁶ K.

Солнечный ветер

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

Многие природные явления на Земле связаны с солнечным ветром, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния.

Солнечная активность и солнечный цикл

Солнечной активностью называют комплекс явлений, связанных с генерацией в глубине Солнца и всплыванием к его поверхности сильных магнитных полей. Эти поля проявляются в фотосфере как солнечные пятна и вызывают такие явления, как солнечные вспышки, генерацию потоков ускоренных частиц, изменения в уровнях электромагнитного излучения Солнца в различных диапазонах, корональные извержения массы, вариации скорости солнечного ветра и т.д.

С солнечной активностью связаны также вариации геомагнитной активности, которые являются следствием достигающих Земли возмущений межпланетной среды, вызыванных, в свою очередь, активными явлениями на Солнце.

Одним из наиболее распространённых показателей уровня солнечной активности являтся число Вольфа, связанное с количеством солнечных пятен на видимой полусфере Солнца. Общий уровень солнечной активности меняется с характерным периодом, примерно равным 11 годам (так называемый «цикл солнечной активности» или «одиннадцатилетний цикл»). Этот период выдерживается неточно и в 20 веке был ближе к 10 годам, а за последние 300 лет варьировался примерно от 7 до 17 лет. Циклам солнечной активности принято приписывать последовательные номера, начиная от условно выбранного первого цикла, максимум которого был в 1761 году. В 2000 году наблюдался максимум 23-го цикла солнечной активности.

Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине 17 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 20 века. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны.

Теоретические проблемы

Проблема солнечных нейтрино

Ядерные реакции, происходящие в ядре Солнца, приводят к образованию большого количества электронных нейтрино. При этом измерения потока нейтрино на Земле, которые постоянно производятся с конца 60-х годов, показали, что количество регистрируемых там солнечных электронных нейтрино приблизительно в два-три раза меньше, чем предсказывает стандартная солнечная модель, описывающая процессы в Солнце. Это рассогласование между экспериментом и теорией получило название «проблема солнечных нейтрино» и более 30 лет было одной из загадок солнечной физики. Положение осложнялось тем, что нейтрино крайне слабо взаимодействует с веществом, и создание нейтринного детектора, который способен достаточно точно измерить поток нейтрино даже такой мощности, как исходящий от Солнца — достаточно непростая научная задача.

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

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

Магнитные поля Солнца

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. Поcле этого напряжённость солнечного диполя снова возрастает, но при этом он имеет уже другую полярность. Таким образом, полный цикл изменения общего магнитного поля Солнца равен удвоенной продолжительности солнечного цикла — 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. Магнитные поля солнечных пятен, как правило, приблизительно ориентированы вдоль линии восток-запад и имеют биполярную или мультиполярную структуру, то есть выходят из фотосферы в пятнах одной полярности и входят в неё в других пятнах той же группы, но с противоположной полярностью. При этом, за редкими исключениями, полярность самого крупного пятна группы (p-пятна или «лидера») совпадает с полярностью общего магнитного поля на соответствующем полюсе Солнца. В фотосфере также наблюдаются униполярные области, 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 конвективной зоне с помощью механизма гидромагнитного конвективного динамо. Этим же механизмом объясняется 22-летняя цикличность солнечного магнитного поля.

Существует также предположение о наличии первичного (то есть возникшего при возникновении Солнца или, по крайней мере, очень долгоживущего) магнитного поля ниже дна конвективной зоны — в лучистой зоне и ядре Солнца, хотя наблюдательных оснований для такого предположения пока ещё недостаточно.

История наблюдений за Солнцем

Наблюдения Солнца и опасность для зрения

Солнце — далеко не самая мощая звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к Земле и поэтому светит очень ярко — в 500 000 раз ярче полной Луны. Невооружённым глазом смотреть на Солнце днём крайне опасно — это наносит необратимый вред зрению. Наблюдения Солнца без урона зрению возможны лишь на восходе или закате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением светофильтров. Днём ни в коем случае нельзя смотреть на Солнце без светофильтров — тем более в бинокль или в телескоп. Наблюдение Солнца в телескоп без применения светофильтров вызовет мгновенный и необратимый колоссальный ущерб зрению, причём это может произойти незаметно для наблюдателя.

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 интереснее получить как можно больший масштаб изображения, поэтому для достижения этих целей солнечные телескопы имеют очень большие фокусные расстояния (метры и десятки метров). Вращать такую конструкцию нелегко, однако это 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 и Земля

См. Солнечная радиация

Солнце в культурной жизни

Городские легенды о Солнце

В 2002 и последующих годах в СМИ появилось сообщение, что через 6 лет Солнце взорвётся (то есть превратится в сверхновую звезду) [1] [2]. Источником информации назывался «голландский астрофизик доктор Пирс ван дер Меер (Piers van der Meer), эксперт Европейского космического агентства (ESA)». В действительности в ЕSA нет сотрудника с таким именем [3]. Более того, астрофизика с таким именем вообще не существует [4]. Водородного топлива хватит Солнцу на несколько миллиардов лет. По истечении этого времени Солнце разогреется до высоких температур (хотя и не сразу - этот процесс займёт десятки или сотни миллионов лет), но не станет сверхновой звездой. Солнце в принципе не может превратиться в сверхновую звезду из-за недостаточной массы.

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

Примечания

Данные для таблицы «Солнце» взяты из источников

Ссылки

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