Солнце — центральное тело Солнечной системы, представляет собой раскалённый плазменный шар; Солнце — ближайшая к Земле звезда. Масса Солнца — 1,990·1030 кг (в 332 958 раз больше массы Земли). В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс (угол, под которым из центра Солнца виден экваториальный радиус Земли, находящейся на среднем расстоянии от Солнца, равен 8",794 (4,263·10–5 рад). Расстояние от Земли до Солнца меняется от 1,4710·1011 м (январь) до 1,5210·1011 м (июль), составляя в среднем 1,4960·1011 м (астрономическая единица). Средний угловой диаметр Солнца составляет 1919",26 (9,305·10–3 рад), чему соответствует линейный диаметр Солнца 1,392·109 м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность Солнца 1,41·103 кг/м3. Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца составляет 273,98 м/сек2. Параболическая скорость на поверхности Солнца (вторая космическая скорость) 6,18·105 м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца, определяемая, согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному излучению Солнца, равна 5770 К.
Об истории наблюдений Солнца см. ответ
О вращении Солнца см. ответ
Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звёзд на Герцшпрунга — Ресселла диаграмме. Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна — 26,74, абсолютная визуальная звёздная величина Mv равна + 4,83. Показатель цвета Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (V) областей спектра MB — MV = 0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7·103 м/сек. Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра. Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200 млн. лет. Возраст Солнца — около 5·109 лет.
Внутреннее строение Солнца определено в предположении, что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переноса энергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, закон Стефана — Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвективного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости, полной массы и радиуса Солнца и данными о его химическом составе дают возможность построить модель внутреннего строения Солнца. Полагают, что содержание водорода в Солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре Солнца составляет 10-15·106К, плотность около 1,5·105 кг/м3,давление 3,4·1016 Н/м2 (около 3·1011 атмосфер). Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру Солнца, являются ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца. Среднее количество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг·г/с. Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На Солнца возможны 2 группы термоядерных реакций такого типа: т. н. протон-протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на Солнце преобладает протон-протонный цикл, состоящий из 3 реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса 2); во второй из ядер дейтерия образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.
Перенос энергии из внутренних слоев Солнца в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующего переизлучения. В результате понижения температуры при удалении от центра Солнца постепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую часть энергии в верхние слои (см. Вина закон излучения).Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоев, а охлажденного внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 108 м. Скорость конвективных движений растет с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной зоны достигает (2-2,5)·103 м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере Солнца) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы Солнца (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая температура этих слоев достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, т. н. солнечный ветер. температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.
Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли, — около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тыс. лк. Сила света Солнца составляет 2,84·1027 световое количество энергии, приходящее в 1 мин на площадку в 1 см3, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общего излучения Солнца — 3,83·1026 Вт, из которых на Землю попадает около 2·1017 вт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) — 1,98·109 нт, яркость центра диска Солнца — 2,48·109 нт. Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска Солнца, например для света с длиной волны 3600 A, составляет около 0,2 яркости его центра, а для 5000 A — около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой.
Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, т. е. распределение энергии в спектре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К. Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения. Максимум энергии в спектре Солнца соответствует длине волны 4600 A.
Спектр Солнца — это непрерывный спектр, на который наложено более 20 тыс. линий поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60% из них отождествлено со спектральными линиями известных химических элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца, но и о физических условиях в тех слоях, в которых образуются те или иные линии поглощения. Преобладающим элементом на Солнце является водород. Количество атомов гелия в 4–5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот, магний, кремний, сера, железо и др. В спектре Солнца можно отождествить также линии, принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам: OH, NH, CH, CO и др.
Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре Солнца. Различают несколько типов магнитных полей на Солнце. Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнах напряжённости в несколько тысяч э. Структура магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаются также локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. При температуре 5000–10 000 К газ достаточно ионизован, проводимость его велика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханических и магнитомеханических взаимодействий весьма велико (см. Космическая магнитогидродинамика).
Атмосферу Солнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы, называемой фотосферой. На основании уравнений лучистого переноса энергии, лучистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можно теоретически построить модель распределения температуры и плотности с глубиной в фотосфере. Толщина фотосферы около 300 км, её средняя плотность 3·10–4 кг/м3. температура в фотосфере падает по мере перехода к более внешним слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе фотосферы около 4200 К. Давление меняется от 2·104 до 102 Н/м2. Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца проявляется в неравномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости — т. н. грануляционной структуре. Гранулы представляют собой яркие пятнышки более или менее круглой формы, видимые на изображении Солнца, полученном в белом свете. Размер гранул 150-1000 км, время жизни 5-10 мин. отдельные гранулы удаётся наблюдать в течение 20 мин. Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 000 км. Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20-30%, что соответствует разнице в температуре в среднем на 300 К. В отличие от др. образований, на поверхности Солнца грануляция одинакова на всех гелиографических широтах и не зависит от солнечной активности. Скорости хаотических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по различным определениям 1–3 км/с. В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные движения в радиальном направлении. Они происходят на площадках размерами 2-3 тыс. км, с периодом около 5 мин и амплитудой скорости порядка 500 м/с. После нескольких периодов колебания в данном месте затухают, затем могут возникнуть снова. Наблюдения показали также существование ячеек, в которых движение происходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких движений около 500 м/с. Размеры ячеек — супергранул — 30-40 тыс. км. По положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предполагают, что супергранулы отражают существование на глубине нескольких тыс. км под поверхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначально предполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже было установлено, что в фотосфере образуются и спектральные линии, и непрерывный спектр. Однако для упрощения математических выкладок при расчёте спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.
Солнечные пятна и факелы. Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы. Солнечные пятна — это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного ядра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают 200 000 км. Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой. Совсем маленькие пятна называются порами. Время жизни пятен — от нескольких часов до нескольких месяцев. В спектре пятен наблюдается ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы, он напоминает спектр звезды спектрального класса КО. Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указывают на движение вещества в пятнах — вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких, скорости движения достигают 3·103 м/с (эффект Эвершеда). Из сравнений интенсивностей линий и непрерывного спектра пятен и фотосферы следует, что пятна холоднее фотосферы на 1-2 тыс. градусов (4500 К и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными, яркость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5000 э. Обычно пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами, вблизи них иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования в виде лучей шлемов, опахал — всё это вместе образует активную область на Солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодом около 11 лет. Это — средняя величина, продолжительность же отдельных циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет (см. Солнечная активность). Наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меняется для различных циклов более чем в два раза. В основном пятна встречаются в т. н. королевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе стороны солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, в конце цикла — ниже, а на более высоких широтах появляются пятна нового цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен — головного и последующего, имеющих противоположную магнитную полярность, и несколько более мелких. Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.
В активных областях Солнца наблюдаются факелы — яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после их исчезновения. Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площадь соответствующей группы пятен. Количество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца, но не на самом краю. В центре диска Солнца факелы практически не видны, контраст их очень мал. факелы имеют сложную волокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на которой проводятся наблюдения. температура факелов на несколько сот градусов превышает температуру фотосферы, общее излучение с 1 см2 превышает фотосферное на 3-5%. По-видимому, факелы несколько возвышаются над фотосферой. Средняя продолжительность их существования — 15 сут., но может достигать почти 3 мес.
Хромосфера. Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хромосферой. Без специальных телескопов с узкополосными светофильтрами хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее тёмный диск, в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы, т. н. спектр вспышки. На краю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска, из которой выступают отдельные зубчики — хромосферные спикулы. Диаметр спикул 200-2000 км, высота порядка 10 000 км,скорость подъёма плазмы в спикулах до 30 км/сек. Одновременно на Солнце существует до 250 тыс. спикул. При наблюдении в монохроматическом свете (например, в свете линии ионизованного кальция 3934 ангстрем) на диске Солнца видна яркая хромосферная сетка, состоящая из отдельных узелков — мелких диаметром 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких. Размеры ячеек сетки 30–40 тыс. км. Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. При наблюдении в свете красной водородной линии 6563 ангстрем около солнечных пятен в хромосфере видна характерная вихревая структура (рис. 3). Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центра Солнца Число атомов в 1 см3 изменяется от 1015 вблизи фотосферы до 109 в верхней части хромосферы. Спектр хромосферы состоит из сотен эмиссионных спектральных, линий водорода, гелия, металлов. Наиболее сильные из них — красная линия водорода Нa (6563 A) и линии Н и К ионизованного кальция с длиной волны 3968 A и 3934 A. Протяжённость хромосферы неодинакова при наблюдении в разных спектр, линиях: в самых сильных хромосферных линиях её можно проследить до 14 000 км над фотосферой. Исследование спектров хромосферы привело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хромосфере, температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8–10 тыс. К, а на высоте в несколько тыс. км достигает 15-20 тыс. К. Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое (турбулентное) движение газовых масс со скоростями до 15·
103 м/с. В хромосфере факелы в активных областях видны в монохроматическом свете сильных хромосферных линий как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В линии Нα хорошо видны тёмные образования, называемые волокнами.
На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее –40° гелиографической широты и низкоширотных зонах около ±30° в начале цикла солнечной активности и 17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла солнечной активности выражена меньше, максимум наступает через 2 года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течение нескольких оборотов Солнца. Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнца составляет 30–50 тыс. км, средняя длина — 200 тыс. км, ширина — 5 тыс. км. Согласно исследованиям А.Б. Северного, все протуберанцы по характеру движений можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривленным траекториям — силовым линиям магнитного поля; хаотические, в которых преобладают неупорядоченные, турбулентные движения (скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначально спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/с) прочь от Солнца температура в протуберанцах (волокнах) 5–10 тыс. К, плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются за несколько ч или даже мин. Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.
О солнечной короне см.
Солнечные вспышки. В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких мин до нескольких ч. Они называются солнечными вспышками (прежнее название — хромосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии Нa, но наиболее яркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышки насчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтральных и ионизованных. температура тех слоев солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1-2)·104 К, в более высоких слоях — до 107 К. Плотность частиц во вспышке достигает 1013-1014 в 1 см3. Площадь солнечных вспышек может достигать 1015 м3. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется большое количество энергии (до 1010-1011 Дж).
Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительное увеличение ультрафиолетового излучения Солнца, сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом корпускул высоких энергий вплоть до 1010 эВ. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере. Некоторые солнечные вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц — космическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, т.к. энергичные частицы, сталкиваясь с атомами оболочки космического корабля, порождают тормозное, рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.
Влияние солнечной активности на земные явления. Солнце является в конечном счёте источником всех видов энергии, которыми пользуется человечество (кроме атомной энергии). Это — энергия ветра, падающей воды, энергия, выделяющаяся при сгорании всех видов горючего. Весьма многообразно влияние солнечной активности на процессы, происходящие в атмосфере, магнитосфере и биосфере Земли.
Инструменты для исследования Солнца. Наблюдения Солнца ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера и больших зеркальных телескопов, у которых большая часть оптики неподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизонтальной или башенной установки телескопа при помощи одного (сидеростат, гелиостат) или двух (целостат) движущихся зеркал. При строительстве больших солнечных телескопов особое внимание обращается на высокое пространственное разрешение по диску Солнца. Создан специальный тип солнечного телескопа — внезатменный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затмение изображения Солнца искусственной «Луной» — специальным непрозрачным диском. В коронографе во много раз уменьшается количество рассеянного света, поэтому можно наблюдать вне затмения самые внешние слои атмосферы Солнца.
Солнечные телескопы часто снабжаются узкополосными светофильтрами, позволяющими вести наблюдения в свете одной спектральной линии. Созданы также нейтральные светофильтры с переменной прозрачностью по радиусу, позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов Солнца Обычно крупные солнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами с фотографической или фотоэлектрической регистрацией спектров. Спектрограф может иметь также магнитограф — прибор для исследования зеемановского расщепления и поляризации спектральных линий и определения величины и направления магнитного поля на Солнце. Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы, а также исследования излучения Солнца в ультрафиолетовой, инфракрасной и некоторых др. областях спектра, которые поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, позволяющих получать спектры Солнца и отдельных образований на его поверхности вне земной атмосферы.
Литература: Солнце, под ред. Дж. Койпера, пер. с англ., т. 1, М., 1957; Ягер К., Строение и динамика атмосферы Солнца, пер. с англ., М., 1962; Аллен К. У., Астрофизические величины, пер. с англ., М., 1960; Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Северный А. Б., физика Солнца, М., 1956; Зирин Г., Солнечная атмосфера, пер. с англ., М., 1969: Alien C. W., Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973.
Источник:
Дополнительно в базе данных Генона о Солнце: