Солнце
Солнце — звезда в центре Солнечной системы. Представляет собой почти идеальную сферу, состоящая из горячей плазмы и магнитных полей. Диаметр равен равен 1 392 000 км, что почти в 109 раз больше, чем у Земли, а его масса (1,9891 × 1030 кг, в 332 946 раз больше, чем у Земли). Масса звезды составляет около 99,86 % от общей массы Солнечной системы. С химической точки зрения около трех четвертей массы Солнца составляет водород, а остальная часть в основном гелий, 1,69 % массы составляют другие более тяжелые элементы, такие как кислород, углерод, неон, железо и другие.
Физические характеристики
Солнце — звезда главной последовательности спектрального класса G2, содержащая около 99,8632 % всей массы Солнечной системы. Звезда имеет почти идеально сферическую форму. Поскольку Солнце состоит из плазмы и не является твердым телом, оно вращается быстрее на экваторе, чем на полюсах. Это явление называется дифференциальным вращением и связано с конвекцией на Солнце и движением масс из-за больших температурных градиентов от ядра к внешней среде. Эта масса несет часть углового момента Солнца против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса эклиптики, тем самым перераспределяя угловую скорость. Период этого фактического вращения составляет примерно 25,6 дня на экваторе и 33,5 дня на полюсах. В то же время из-за постоянно меняющегося положения Земли по мере её вращения вокруг Солнца видимое вращение звезды составляет около 28 дней.
Солнце не имеет отчетливой поверхности, как планеты, подобные Земле, и в его внешних частях плотность газов, из которых оно состоит, уменьшается экспоненциально по мере удаления от центра. Однако оно имеет четкую внутреннюю структуру. Радиус Солнца определяется как расстояние от центра звезды до внешнего края фотосферы. Это слой, над которым газы слишком охлаждены и разрежены, чтобы излучать значительное количество света, поэтому это также наиболее видимая поверхность Солнца невооруженным глазом. Внутренняя часть Солнца не может наблюдаться напрямую, и Солнце обычно непрозрачно для электромагнитного излучения. Однако подобно сейсмологии, которая использует волны, создаваемые землетрясениями, для изучения внутренней структуры Земли, гелиосейсмология использует инфразвуковые волны, проходящие через недра Солнца, для измерения и визуализации внутренней структуры Солнца.
Современная наука считает, что ядро звезды простирается от центра примерно на 20-25 % солнечного радиуса. Оно имеет плотность, достигающую 150 г/см3 (примерно в 150 раз больше плотности воды), и температуру почти 15,7 миллионов К. Для сравнения, температура поверхности Солнца составляет примерно 5800 К. Ядро — единственная часть Солнца, где значительное количество тепловой энергии высвобождается в результате ядерного синтеза. Во внутренних 24 % солнечного радиуса вырабатывается 99 % энергии, а на 30 % радиуса почти полностью прекратился ядерный синтез. Остальная часть звезды нагревается за счет энергии, передаваемой от ядра наружу. Энергия ядерного синтеза в ядре проходит через ряд слоев, пока не достигнет фотосферы и не высвобождается в космос в виде солнечного света или кинетической энергии частиц.
Жизненный цикл
Солнце — звезда, намного меньшая, чем голубые гиганты. Образовалось 4,6 млрд лет назад (по ядерной космохронологии); ожидается, что типичная звезда G2 будет существовать около 10 миллиардов лет. Солнце недостаточно массивно, чтобы взорваться как сверхновая. Вместо этого ещё через 4-5 миллиардов лет оно станет красным гигантом, истощив запасы водорода в своем ядре. Затем оно начнет преобразовывать гелий в углерод, и температура его ядра повысится до 3×108 К. Высокая температура вызовет «вздутие» внешних конвекционных слоев Солнца, возможно, достигнув орбиты Земли. Однако недавние исследования предполагают, что в результате интенсивной потери массы Солнцем во время инфляции Земля переместится на более высокую орбиту. Плотность внешних слоев Солнца как красного гиганта будет меньше нынешней плотности атмосферы Земли, но при значительно более высокой температуре (около 2000 — 3000 К). Истощая гелий в своем ядре, Солнце будет подвергаться тепловым пульсациям — сжатиям и расширениям с возрастающей амплитудой — с каждым последующим циклом, теряя некоторые из своих внешних слоев, пока, наконец, не станет белым карликом.
История изучения
Человечество начало проявлять интерес к небесному светилу более 20 000 лет назад. А около 7000 лет назад во многих местах мира стали появляться знания и традиции наблюдения за Солнцем. Люди поняли, насколько они зависимы от его света и тепла, и это казалось им чем-то сверхъестественным. Они стали обожествлять его и поклоняться ему. Атмосфера земли значительно приветствует возможности изучения Солнца, поэтому наблюдения за звездой и её съёмки проводят с аэростатов, ракет, спутников и космических станций.