Солнечная система. Солнце. Вполне логичный вопрос, что такое Солнце

СОЛНЦЕ
звезда, вокруг которой обращаются Земля и другие планеты Солнечной системы. Солнце играет исключительную роль для человечества как первоисточник большинства видов энергии. Жизнь в известной нам форме была бы невозможна, если бы Солнце светило немного ярче или немного слабее. Солнце - типичная небольшая звезда, каких миллиарды. Но из-за близости к нам только оно дает возможность астрономам детально исследовать физическое строение звезды и процессы на ее поверхности, что практически недостижимо в отношении других звезд даже с помощью самых мощных телескопов. Как и другие звезды, Солнце - это горячий газовый шар, в основном состоящий из водорода, сжатого силой собственного тяготения. Излучаемая Солнцем энергия рождается глубоко в его недрах в ходе термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Просачиваясь наружу, эта энергия излучается в пространство из фотосферы - тонкого слоя солнечной поверхности. Над фотосферой находится внешняя атмосфера Солнца - корона, простирающаяся на много радиусов Солнца и сливающаяся с межпланетной средой. Поскольку газ в короне очень разрежен, его свечение крайне слабо. Обычно незаметная на фоне светлого дневного неба, корона становится видимой лишь в моменты полных солнечных затмений. Плотность газа монотонно снижается от центра Солнца к его периферии, а температура, достигающая в центре 16 млн. К, снижается до 5800 К в фотосфере, но затем вновь возрастает до 2 млн. К в короне. Переходный слой между фотосферой и короной, наблюдаемый в виде ярко-красного ободка в моменты полных солнечных затмений, называют хромосферой. У Солнца отмечается 11-летний цикл активности. В течение этого периода нарастает и вновь убывает количество солнечных пятен (темных областей в фотосфере), вспышек (неожиданных поярчаний в хромосфере) и протуберанцев (плотных холодных облаков водорода, конденсирующихся в короне). В этой статье мы расскажем об упомянутых выше областях и явлениях на Солнце. После краткого описания Солнца как звезды мы обсудим его внутреннее строение, затем фотосферу, хромосферу, вспышки, протуберанцы и корону.
Солнце как звезда. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии более половины галактического радиуса от ее центра. Вместе с соседними звездами Солнце обращается вокруг центра Галактики с периодом ок. 240 млн. лет. Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2. Солнце вращается вокруг оси в направлении общего вращения планет. Но поскольку Солнце не твердое тело, разные области его фотосферы вращаются с разной скоростью: период вращения на экваторе 25 сут, а на широте 75° - 31 сут.

Таблица 1.
ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
Поскольку мы не можем непосредственно наблюдать недра Солнца, наши знания о его строении базируются на теоретических расчетах. Зная из наблюдений массу, радиус и светимость Солнца, для расчета его структуры необходимо сделать предположения о процессах генерации энергии, механизмах ее передачи от ядра к поверхности и о химическом составе вещества. Геологические данные указывают, что светимость Солнца существенно не изменилась за последние несколько миллиардов лет. Какой источник энергии может так долго ее поддерживать? Обычные химические процессы горения для этого не годятся. Даже гравитационное сжатие по расчетам Кельвина и Гельмгольца могло поддерживать свечение Солнца лишь ок. 100 млн. лет. Решил эту проблему в 1939 Г.Бете: источник энергии Солнца - термоядерное превращение водорода в гелий. Поскольку эффективность термоядерного процесса очень высока, а Солнце почти целиком состоит из водорода, это полностью решило проблему. Два ядерных процесса обеспечивают светимость Солнца: протон-протонная реакция и углеродно-азотный цикл (см. также ЗВЕЗДЫ) . Протон-протонная реакция приводит к образованию ядра гелия из четырех ядер водорода (протонов) с выделением 4,3Ч10-5 эрг энергии в форме гамма-лучей, двух позитронов и двух нейтрино на каждое ядро гелия. Эта реакция обеспечивает 90% светимости Солнца. Требуется 1010 лет, чтобы весь водород в ядре Солнца превратился в гелий. В 1968 Р. Девис с коллегами начал измерять поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца. Это стало первой экспериментальной проверкой теории солнечного источника энергии. Нейтрино очень слабо взаимодействует с веществом, поэтому оно свободно выходит из недр Солнца и достигает Земли. Но по этой же причине его крайне трудно зарегистрировать приборами. Несмотря на усовершенствование аппаратуры и уточнение модели Солнца, наблюдаемый поток нейтрино все равно остается в 3 раза меньше предсказанного. Возможных объяснений несколько: либо химический состав ядра Солнца не такой, как у его поверхности; либо математические модели происходящих в ядре процессов не совсем точны; либо по пути от Солнца к Земле нейтрино изменяет свои свойства. Необходимы дальнейшие исследования в этой области.
См. также НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ . В переносе энергии из солнечных недр к поверхности главную роль играет излучение, конвекция имеет второстепенное значение, а теплопроводность вообще не важна. При высокой температуре солнечных недр излучение в основном представлено рентгеновскими лучами с длиной волны 2-10 . Конвекция играет заметную роль в центральной области ядра и в наружном слое, лежащем непосредственно под фотосферой. В 1962 американский физик Р. Лейтон открыл, что участки солнечной поверхности вертикально колеблются с периодом ок. 5 минут. Расчеты Р.Ульриха и К.Вольфа показали, что так могут проявлять себя звуковые волны, возбужденные турбулентными движениями газа в лежащей под фотосферой конвективной зоне. В ней, как в органной трубе, усиливаются только те звуки, длина волны которых точно укладывается в толщине зоны. В 1974 немецкий ученый Ф.Дебнер экспериментально подтвердил расчеты Ульриха и Вольфа. С тех пор наблюдение 5-минутных колебаний стало мощным методом изучения внутреннего строения Солнца. Анализируя их, удалось выяснить, что: 1) толщина конвективной зоны составляет ок. 27% радиуса Солнца; 2) ядро Солнца, вероятно, вращается быстрее поверхности; 3) содержание гелия внутри Солнца ок. 40% по массе. Сообщалось и о наблюдении колебаний с периодами между 5 и 160 мин. Эти более длинные звуковые волны могут глубже проникать в недра Солнца, что поможет понять строение солнечных недр и, возможно, решить проблему дефицита солнечного нейтрино.
АТМОСФЕРА СОЛНЦА
Фотосфера. Это полупрозрачный слой толщиной в несколько сотен километров, представляющий "видимую" поверхность Солнца. Поскольку лежащая выше атмосфера практически прозрачна, излучение, достигнув снизу фотосферы, свободно покидает ее и уходит в пространство. Не имея возможности поглощать энергию, верхние слои фотосферы должны быть холоднее нижних. Доказательство этому видно на фотографиях Солнца: в центре диска, где толщина фотосферы вдоль луча зрения минимальна, она ярче и голубее, чем на краю (на "лимбе") диска. В 1902 расчеты А.Шустера, а позже - Э.Милна и А.Эддингтона подтвердили, что перепад температуры в фотосфере как раз такой, чтобы обеспечить перенос излучения сквозь полупрозрачный газ из нижних слоев в верхние. Основным веществом, поглощающим и переизлучающим свет в фотосфере, служат отрицательные ионы водорода (атомы водорода с дополнительно присоединенным электроном).
Фраунгоферов спектр. Солнечный свет имеет непрерывный спектр с линиями поглощения, обнаруженными Й. Фраунгофером в 1814; они свидетельствуют, что помимо водорода в атмосфере Солнца присутствуют и многие другие химические элементы. Линии поглощения образуются в спектре потому, что атомы верхних более холодных слоев фотосферы поглощают идущий снизу свет с определенными длинами волн, а излучают его не так интенсивно, как горячие нижние слои. Распределение яркости в пределах фраунгоферовой линии зависит от количества и состояния производящих ее атомов, т.е. от химического состава, плотности и температуры газа. Поэтому детальный анализ фраунгоферова спектра позволяет определить условия в фотосфере и ее химический состав (табл. 2). Таблица 2.
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ФОТОСФЕРЫ СОЛНЦА
Элемент Логарифм относительного количества атомов

Водород _________12,00
Гелий ___________11,20
Углерод __________8,56
Азот _____________7,98
Кислород _________9,00
Натрий ___________6,30
Магний ___________7,28
Алюминий _________6,21
Кремний __________7,60
Сера _____________7,17
Кальций __________6,38
Хром _____________6,00
Железо ___________6,76

Самым обильным элементом после водорода является гелий, который дает в оптическом спектре только одну линию. Поэтому содержание гелия в фотосфере измерено не очень точно, и о нем судят по спектрам хромосферы. Каких-либо вариаций химического состава в атмосфере Солнца не замечено.
См. также СПЕКТР .
Грануляция. На фотографиях фотосферы, полученных в белом свете при очень хороших условиях наблюдения, видны маленькие яркие точки - "гранулы", разделенные темными промежутками. Диаметры гранул ок. 1500 км. Они постоянно возникают и пропадают, сохраняясь 5-10 мин. Астрономы давно подозревали, что грануляция фотосферы связана с конвективными движениями подогреваемого снизу газа. Спектральные измерения Дж.Беккерса доказали, что в центре гранулы горячий газ действительно всплывает вверх со скорость. ок. 0,5 км/с; затем он растекается в стороны, остывает и медленно опускается вниз вдоль темных границ гранул.
Супергрануляция. Р. Лейтон обнаружил, что фотосфера делится и на значительно более крупные ячейки диаметром ок. 30 000 км - "супергранулы". Супергрануляция отражает движения вещества в конвективной зоне под фотосферой. В центре ячейки газ поднимается к поверхности, растекается в стороны со скоростью около 0,5 км/с и на ее краях опускается вниз; живет каждая ячейка около суток. Движение газа в супергранулах постоянно изменяет структуру магнитного поля в фотосфере и хромосфере. Фотосферный газ - неплохой проводник электричества (поскольку некоторые его атомы ионизованы), поэтому силовые линии магнитного поля оказываются как бы вмороженными в него и переносятся движением газа к границам супергранул, где они концентрируются и напряженность поля возрастает.
Солнечные пятна. В 1908 Дж. Хейл открыл в солнечных пятнах сильное магнитное поле, выходящее из недр на поверхность. Магнитная индукция его настолько велика (до нескольких тысяч гаусс), что ионизованный газ сам вынужден подчинять свое движение конфигурации поля; в пятнах поле тормозит конвективное перемешивание газа, что вызывает его остывание. Поэтому в пятне газ холоднее окружающего фотосферного газа и выглядит темнее. У пятен обычно выделяется темное ядро - "тень" - и окружающая его более светлая "полутень". Обычно их температура, соответственно, на 1500 и 400 К ниже, чем в окружающей фотосфере.

Пятно начинает свой рост из маленькой темной "поры" диаметром 1500 км. Большинство пор через сутки пропадает, но выросшие из них пятна сохраняются неделями и достигают диаметра 30 000 км. Детали роста и распада солнечных пятен не изучены до конца. Например, не ясно, сжимаются ли магнитные трубки пятна горизонтальным движением газа или они уже готовые "выныривают" из-под поверхности. Р.Ховард и Дж.Харвей обнаружили в 1970, что пятна движутся в сторону общего вращения Солнца быстрее окружающей их фотосферы (примерно на 140 м/с). Это указывает, что пятна связаны с подфотосферными слоями, которые вращаются быстрее видимой поверхности Солнца. Обычно от 2 до 50 пятен объединено в группу, часто имеющую биполярную структуру: на одном конце группы находятся пятна одной магнитной полярности, а на другом - противоположной. Но встречаются и мультиполярные группы. Количество пятен на диске Солнца регулярно изменяется с периодом ок. 11 лет. В начале каждого цикла новые пятна появляются на высоких солнечных широтах (± 50°). По мере развития цикла и роста числа пятен они возникают на все более низких широтах. Конец цикла знаменуется рождением и распадом нескольких пятен недалеко от экватора (± 10°). В течение цикла большинство "лидирующих" (западных) пятен в биполярных группах имеет одинаковую магнитную полярность, причем различную в северном и южном полушариях Солнца. В следующем цикле полярность лидирующих пятен меняется на противоположную. Поэтому часто говорят о полном 22-летнем цикле солнечной активности. В природе этого явления еще немало загадочного.
Магнитные поля. В фотосфере магнитное поле индукцией более 50 Гс наблюдается только в пятнах, в окружающих пятна активных областях, а также на границах супергранул. Но Л.Стенфло и Дж.Харвей нашли косвенные указания, что магнитное поле фотосферы в действительности сконцентрировано в тонких трубках диаметром 100-200 км, где его индукция от 1000 до 2000 Гс. Магнитоактивные области отличаются от спокойных областей только количеством магнитных трубок на единицу поверхности. Вероятно, солнечное магнитное поле генерируется в глубинах конвективной зоны, где бурлящий газ закручивает слабое исходное поле в мощные магнитные жгуты. Дифференциальное вращение вещества укладывает эти жгуты вдоль параллелей, а когда поле в них становится достаточно сильным, они всплывают в фотосферу, прорываясь наверх отдельными арками. Так, вероятно, рождаются пятна, хотя в этом еще много неясного. Процесс распада пятна изучен значительно полнее. Всплывающие у краев активной области супергранулы захватывают магнитные трубки и растаскивают их. Постепенно общее поле слабеет; случайное соединение трубок противоположной полярности приводит к их взаимному уничтожению.
Хромосфера. Между относительно холодной, плотной фотосферой и горячей, разреженной короной расположена хромосфера. Слабый свет хромосферы обычно не виден на фоне яркой фотосферы. Его можно заметить в виде узкой полоски над лимбом Солнца, когда фотосфера закрыта естественным образом (в момент полного солнечного затмения) или искусственно (в специальном телескопе - коронографе). Хромосферу можно изучать и по всему диску Солнца, если проводить наблюдение в узком диапазоне спектра (ок. 0,5) вблизи центра сильной линии поглощения. Метод основан на том, что чем выше поглощение, тем меньше глубина, на которую наш взгляд проникает в атмосферу Солнца. Для подобных наблюдений применяется спектрограф особой конструкции - спектрогелиограф. Спектрогелиограммы показывают, что хромосфера неоднородна: она ярче над солнечными пятнами и вдоль границ супергранул. Поскольку именно в этих областях усилено магнитное поле, очевидно, с его помощью энергия передается из фотосферы в хромосферу. Вероятно, ее переносят звуковые волны, возбужденные турбулентным движением газа в гранулах. Но в деталях механизмы нагрева хромосферы еще не поняты. Хромосфера сильно излучает в жестком ультрафиолетовом диапазоне (500-2000), недоступном для наблюдения с поверхности Земли. С начала 1960-х годов при помощи высотных ракет и спутников было проделано много важных измерений ультрафиолетового излучения верхней атмосферы Солнца. В его спектре было найдено более 1000 линий излучения различных элементов, включая линии многократно ионизованных углерода, азота и кислорода, а также главные серии водорода, гелия и иона гелия. Изучение этих спектров показало, что переход от хромосферы к короне происходит на отрезке всего в 100 км, где температура возрастает от 50 000 до 2 000 000 К. Оказалось, что подогрев хромосферы в значительной степени происходит из короны путем теплопроводности. Вблизи групп солнечных пятен в хромосфере наблюдаются яркие и темные волокнистые структуры, часто вытянутые в направлении магнитного поля. Выше 4000 км видны неровные, зазубренные образования, довольно быстро эволюционирующие. При наблюдении лимба в центре первой бальмеровской линии водорода (Ha) хромосфера на этих высотах заполнена множеством спикул - тонких и длинных облаков горячего газа. О них известно мало. Диаметр отдельной спикулы менее 1000 км; живет она ок. 10 мин. Со скоростью ок. 30 км/с спикулы поднимаются до высоты 10 000-15 000 км, после чего либо растворяются, либо опускаются вниз. Судя по спектру, температура спикул составляют 10 000-20 000 К, хотя окружающая их корона на этих высотах нагрета как минимум до 600 000 К. Создается впечатление, что спикулы - это участки относительно холодной и плотной хромосферы, временно поднимающиеся в горячую разреженную корону. Подсчет в границах супергранул показывает, что количество спикул на уровне фотосферы соответствует числу гранул; вероятно, между ними есть физическая связь.
Вспышки. Хромосфера над группой солнечных пятен может неожиданно стать ярче и выстрелить порцией газа. Это явление, названное "вспышкой", - одно из труднообъяснимых. Вспышки мощно излучают во всем диапазоне электромагнитных волн - от радио до рентгена, а также нередко выбрасывают пучки электронов и протонов с релятивистской скоростью (т.е. близкой к скорости света). Они возбуждают в межпланетной среде ударные волны, достигающие Земли. Вспышки чаще происходят вблизи групп пятен со сложной магнитной структурой, особенно когда в группе начинается быстрый рост нового пятна; такие группы производят по несколько вспышек в день. Слабые вспышки случаются чаще сильных. Наиболее мощные вспышки занимают 0,1% солнечного диска и длятся несколько часов. Полная энергия вспышки составляет 1023-1025 Дж. Рентгеновские спектры вспышек, полученные спутником SMM (Solar Maximum Mission), позволили значительно лучше понять природу вспышек. Начало вспышки может отмечать рентгеновский всплеск с длиной волны фотонов менее 0,05 , вызванный, как показывает его спектр, потоком релятивистских электронов. За несколько секунд эти электроны разогревают окружающий газ до 20 000 000 К, и он становится источником рентгеновского излучения в диапазоне 1-20 , в сотни раз превосходящего поток в этом диапазоне от спокойного Солнца. При такой температуре атомы железа теряют 24 из своих 26 электронов. Затем газ остывает, но еще продолжает излучать рентген. Вспышка излучает и в радиодиапазоне. П. Уайлд из Австралии и А. Максвелл из США исследовали развитие вспышки с помощью радиоаналога спектрографа - "динамического анализатора спектра", регистрирующего изменения мощности и частоты излучения. Оказалось, что частота излучения за первые несколько секунд вспышки падает с 600 до 100 МГц, указывая, что сквозь корону распространяется возмущение со скоростью 1/3 скорости света. В 1982 радиоастрономы США, используя радиоинтерферометр VLA в шт. Нью-Мексико и данные со спутника SMM, разрешили мелкие детали в хромосфере и короне во время вспышки. Не удивительно, что это оказались петли, вероятно, магнитной природы, в которых выделяется энергия, нагревающая газ во время вспышки. На заключительной стадии вспышки захваченные магнитным полем релятивистские электроны продолжают излучать сильно поляризованные радиоволны, двигаясь по спирали вокруг силовых магнитных линий над активной областью. Это излучение может продолжаться несколько часов после вспышки. Хотя из области вспышки всегда выбрасывается газ, его скорость обычно не превосходит скорости ухода с поверхности Солнца (616 км/с). Однако нередко вспышки выбрасывают потоки электронов и протонов, достигающие через 1-3 сут Земли и вызывающие на ней полярные сияния и возмущения магнитного поля. Эти частицы с энергией, доходящей до миллиардов электрон-вольт, весьма опасны для находящихся на орбите космонавтов. Поэтому астрономы стараются предсказывать солнечные вспышки, изучая конфигурацию магнитного поля в хромосфере. Сложная структура поля с перекрученными силовыми линиями, готовыми к пересоединению, указывает на возможность вспышки.
Протуберанцы. Солнечные протуберанцы - это сравнительно холодные массы газа, появляющиеся и исчезающие в горячей короне. При наблюдении с коронографом в линии Ha они видны на лимбе Солнца как яркие облака на темном фоне неба. Но при наблюдении со спектрогелиографом или интерференционными фильтрами Лио они выглядят темными волокнами на фоне яркой хромосферы.

Формы протуберанцев исключительно разнообразны, но можно выделить несколько основных типов. Протуберанцы солнечных пятен похожи на занавеси до 100 000 км в длину, 30 000 км в высоту и 5000 км толщиной. Некоторые протуберанцы имеют ветвистую структуру. Редкие и красивые петлеобразные протуберанцы имеют округлую форму диаметром ок. 50 000 км. Почти у всех протуберанцев наблюдается тонкая структура из газовых нитей, вероятно, повторяющих структуру магнитного поля; истинная природа этого явления не ясна. Газ в протуберанцах обычно движется потоками вниз со скоростью 1-20 км/с. Исключение представляют "серджи" - протуберанцы, вылетающие с поверхности вверх со скоростью 100-200 км/с, а затем медленнее падающие обратно. Протуберанцы рождаются на краях групп солнечных пятен и могут сохраняться в течение нескольких оборотов Солнца (т.е. несколько земных месяцев). Спектры протуберанцев похожи на спектры хромосферы: яркие линии водорода, гелия и металлов на фоне слабого непрерывного излучения. Обычно линии излучения спокойных протуберанцев тоньше хромосферных линий; вероятно, это объясняется меньшим количеством атомов на луче зрения в протуберанце. Анализ спектров указывает, что температура спокойных протуберанцев 10 000-20 000 К, а плотность порядка 1010 ат./см3. У активных протуберанцев видны линии ионизованного гелия, что указывает на значительно более высокую температуру. Градиент температуры в протуберанцах очень велик, поскольку их окружает корона с температурой 2 000 000 К. Количество протуберанцев и их распределение по широте в течение 11-летнего цикла повторяет распределение солнечных пятен. Однако на высоких широтах существует второй пояс протуберанцев, который в период максимума цикла сдвигается к полюсу. Почему образуются протуберанцы и что поддерживает их в разреженной короне, не до конца ясно.
Корона. Внешняя часть Солнца - корона - светит слабо и видна невооруженным глазом только в моменты полных солнечных затмений либо с помощью коронографа. Но она значительно ярче в рентгеновских лучах и в радиодиапазоне.
См. также ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ . Корона ярко светит в рентгеновском диапазоне, потому что ее температура составляет от 1 до 5 млн. К, а в моменты вспышек достигает 10 млн. К. Рентгеновские спектры короны стали получать недавно со спутников, а оптические изучают уже многие годы в период полных затмений. В этих спектрах присутствуют линии многократно ионизованных атомов аргона, кальция, железа, кремния и серы, которые образуются только при температуре выше 1 000 000 К.

Белый свет короны, который во время затмения виден до расстояния в 4 радиуса Солнца, образуется в результате рассеяния фотосферного излучения на свободных электронах короны. Следовательно, изменение яркости короны с высотой указывает распределение электронов, а поскольку основным элементом является полностью ионизованный водород, то и распределение плотности газа. Корональные структуры четко делятся на открытые (лучи и полярные щеточки) и закрытые (петли и арки); ионизованный газ в точности повторяет структуру магнитного поля в короне, т.к. не может двигаться поперек силовых линий. Поскольку поле выходит из фотосферы и связано с 11-летним циклом солнечных пятен, внешний вид короны меняется в ходе этого цикла. В период минимума корона плотная и яркая только в экваториальном поясе, но по мере развития цикла корональные лучи появляются на более высоких широтах, а в максимуме их можно увидеть на всех широтах. С мая 1973 по январь 1974 корону непрерывно наблюдали 3 экипажа астронавтов с борта орбитальной станции "Скайлэб". Их данные показали, что темные корональные "дыры", где температура и плотность газа значительно понижены, - это области, откуда газ с большой скоростью вылетает в межпланетное пространство, создавая мощные потоки в спокойном солнечном ветре. Магнитные поля в корональных дырах "открыты", т.е. вытянуты далеко в пространство, что позволяет газу покидать корону. Эти конфигурации поля довольно устойчивы и могут сохраняться в период минимума солнечной активности до двух лет. Корональная дыра и связанный с ней поток вращаются вместе с поверхностью Солнца с периодом 27 сут и, если поток попадает на Землю, каждый раз вызывают геомагнитные бури. Энергетический баланс внешней атмосферы Солнца. Почему у Солнца такая горячая корона? Пока мы этого не знаем. Но есть довольно обоснованная гипотеза, что энергию во внешнюю атмосферу переносят звуковые и магнитогидродинамические (МГД) волны, которые генерируются турбулентными движениями газа под фотосферой. Попадая в верхние разреженные слои, эти волны становятся ударными, и их энергия диссипирует, нагревая газ. Звуковые волны нагревают нижнюю хромосферу, а МГД-волны распространяются по магнитным силовым линиям дальше в корону и нагревают ее. Часть тепла из короны за счет теплопроводности уходит в хромосферу и там излучается в пространство. Остальное тепло поддерживает излучение короны в замкнутых петлях и ускоряет потоки солнечного ветра в корональных дырах.
См. также

Рассказ про Солнце для детей сообщит как объяснить ребенку что такое Солнце и какое его значение в нашей жизни.

Краткое сообщение о Солнце

Солнце - самая важная для людей звезда, которая обеспечивает и поддерживает жизнь на планете Земля. Вокруг него вращаются все планеты, их спутники, а также кометы и метеориты. Оно в миллион раз больше Земли. Среднее расстояние от Земли до Солнца – 149,6 млн. км. Световой луч доходит до Земли за 8 минут.

Светило Солнечной системы невероятно горячее. На его поверхности температура 6000°С, а в центре – более 15 млн. градусов.

Звезда по имени Солнце, сформировавшаяся из громадного облака водорода и звездной пыли, горит уже в течение 4,6 миллиарда лет. Она обладает достаточным запасом топлива, чтобы гореть ещё очень долго.

Именно благодаря ему мы живем, питаемся плодами земли (овощами, фруктами, ягодами), разводим скот, да и вообще, наслаждаемся жизнью. Почему?
Во-первых, солнце – это свет. Без света растения бы не смогли выделять кислород в атмосферу. А ведь мы дышим только благодаря кислороду! Без света у человека появилась бы нехватка витамина D, который необходим для крепости наших костей. Кости стали бы хрупкими и ломкими. Мы бы ломались на каждом шагу.
Во-вторых, солнце – это тепло. Без тепла наша земля превратилась бы в огромный шар льда. Естественно, все живое при такой низкой температуре исчезло бы с лица земли.

> Солнце

Понятное описание Солнца для детей: интересные факты о звезде Солнечной системы, насколько больше Земли с фото, как появилось Солнце, из чего состоит, пятна.

Даже для самых маленьких не секрет, что появлению жизни на нашей планете мы обязаны единственной звезде системы – Солнцу. Родители или учителя в школе могут начать рассказ о Солнце и объяснение для детей с того, что, как и остальные звезды, наша выступает центром и превосходит все планеты по размеру. Если сравнивать с , то оно в 109 раз больше диаметра и занимает 99.8% всей массы системы. Интересно, что в пределах солнечного объема можно разместить примерно миллион таких же планет как наша.

Температура видимой части нагревается до 5500°C. И для Солнца это не предел, так как его ядро может накаляться до 15 миллионов °C. Родители должны объяснить детям , что перед ними настоящий ядерный реактор. Чтобы воспроизвести такое количество энергии, потребовалось бы каждую секунду взрывать 100 миллиардов тонн динамита.

Но Солнце можно назвать уникальным только потому, что в пределах его системы зародилась жизнь. Дети должны понять, что в Млечном пути насчитывают больше 100 миллиардов звездных объектов. Несмотря на то, что это центр системы, оно также проходит свой орбитальный путь вокруг галактического ядра (удалено на 25000 световых лет). На один оборот уходит целых 250 миллионов лет.

Солнце входит в состав звездного поколения Население I. Такие объекты богаты на элементы, которые тяжелее гелия, и по возрасту моложе остальных. А вот Население II и, возможно, III – это старшее поколение, представители которых пока остаются неизвестными.

Появление и эволюция Солнца - для детей

Начать объяснение для детей можно с того, что наша звезда родилась 4.6 миллиарда лет назад. Согласно главной теории, вся система образовалась из огромнейшего газового и пыльного облака, которое не прекращало вращаться, – солнечная туманность. Внутренняя сила тяжести активировала процессы разрушения, ускоряя образование и вытягивая его в форме приплюснутого диска. Из-за этого больший объем частиц направился к центру и сформировал Солнце. Ниже астрономия для детей предлагает рисунок процесса развития звезды.

У звезды довольно большой объем топлива, который позволит ей нормально функционировать еще 5 миллиардов лет. Когда оно исчерпает себя, то Солнце запустит процесс разрушения. Звезда разрастется и превратится в красного гиганта. В последствии верхние слоя уничтожатся, а ядро взорвется, перейдя в категорию белых карликов. Спустя большой период времени оно потускнеет, остынет и станет белым карликом.

Внутренняя структура и атмосфера Солнца - для детей

Следует объяснить для самых маленьких , что у любого объекта можно выделить определенные зоны. Внутренняя часть представлена ядром, радиационным и конвективным уровнями. Картинка Солнца для детей предоставляет схему состава и строения звезды.

1/4 дистанции от центра к верхней части достается ядру. При, казалось бы, небольшом объеме (всего 2% от солнечного), оно в 15 раз превышает свинцовую плотность и занимает практически половину всей звездной массы. От ядра и до поверхности (70%) расположена радиационная зона (32% объема и 48% массы). Здесь распадается свет из ядра, так что дети должны знать, что фотону могут понадобиться миллионы лет, чтобы выбраться из этого участка.

Далее к поверхности подбирается конвекционный слой (66% объема и 2% массы). Здесь можно разглядеть множество «конвекционных ячеек» с вращающимся внутри газом. Можно выделить два главных типа: грануляционные (ширина 1000 км) и супергрануляционные (30000 км в диаметре).

Ребенку будет интересно узнать, что в атмосферу входят фотосфера, хромосфера, переходный участок и корона. Кроме всего прочего, есть также и солнечные ветра, выдувающие газ из короны.

На наиболее низком слое расположилась фотосфера. Свет, излучаемый ею, мы воспринимаем как привычные солнечные лучи. При толщине в 500 км значительная порция света приходит из самой низкой части слоя. Здесь температура может варьироваться от 6125°C внизу до 4125 °C вверху.

После нее идет хромосфера. Она намного раскаленнее (19725°C) и полностью состоит из заостренных формирований, достигающих 1000 км в длину и 10000 км в высоту. Далее на несколько тысяч километров расположилась переходная полоса. Корона нагревает ее и также сбрасывает большую часть ультрафиолетовых лучей.

Выше размещена супергорячая корона, состоящая из петель и потоков ионизированного газа. Ее температура достигает от полмиллиона до 6 миллионов градусов (иногда и превышает эту отметку, доходя до нескольких десятков, если случается вспышка). На короне есть вещество, которое распространяется в форме солнечных ветров.

Химический состав Солнца - для детей

Как и прочие звезды, Солнце наполнено водородом и гелием. Но также начитывают еще 7 менее объемных компонентов. На один миллион атомов водорода выпадает: гелий (98000), кислород (850), углерод (360), неон (120), азот (110), магний (40), железо (35) и кремний (35). Несмотря на все эти цифры, дети должны знать, что водород легче всех, поэтому занимает лишь 72% солнечной массы, а вот гелию отведено 26%.

Магнитное поле

Родители могут объяснить детям , что магнитное поле Солнца в 2 раза превышает земное. Но интересно то, что оно действует неравномерно и в некоторых местах может быть активнее в 3000 раз. Подобные «шероховатости» постоянно развиваются, потому что вращение звезды намного быстрее в экваториальной части, чем в более высоких широтах. Поэтому выходит так, что скорость внутри выше чем снаружи. Именно из-за этого мы можем наблюдать солнечные пятна, вспышки и корональные выбросы массы. Самыми сильными будут вспышки, но выброс корональной массы, хоть и не так агрессивен, но задействует большое количество материала (за один раз может освободиться до 20 миллиардов тонн материи). Нижний рисунок для детей показывает влияние солнечного ветра и магнитного поля на Землю, а также их связь.

Пятна и циклы Солнца - для детей

Дети могли заметить, что в некоторых участках Солнце кажется темнее, будто с дырами. Эти особенности называют пятнами. Они достигают формы круга и прохладнее общей поверхности. Появляются в тех регионах, где прорываются плотные сгустки магнитных силовых линий.

Общее число пятен нестабильно и зависит от магнитной активности. Обычно максимум достигает 250, но затем они исчезают до минимума. Подобный цикл занимает около 11 лет. В самом конце этого процесса магнитное поле стремительно изменяет полярность.

История исследований Солнца - для детей

Ребятам будет интересно узнать как можно больше информации про Солнце, потому что это единственная звезда Солнечной системы, от которой зависит жизнь на нашей планете. Поэтому изучение Солнца проводят до сих пор. Необходимо объяснить детям , что еще древние люди понимали, какую важную роль играют в нашем существовании Солнце и Луна. Из-за этого нашли множество наскальных рисунков, а также памятников, которые отображали движение небесных тел. Тогда многие свято верили, что именно Солнце вращается вокруг нас. В 150 г. до н. э. появилась даже геоцентрическая модель, созданная Птолемеем – ученым из Древней Греции. Но Николай Коперник рассмотрел эту теорию и в 1543 году предложил гелиоцентрическую модель (Солнце служило центральной точкой). И в 1610 году его мысли подтвердились, так как Галилео Галилей обнаружил спутники Юпитера, демонстрируя, что мы не являемся центром, так как не все вокруг оборачиваются вокруг нас.

Конечно, человечеству всегда хотелось узнать больше о работе главной звезды. Поэтому они начали использовать ракеты и телескопы с Земли. НАСА отправило 8 орбитальных обсерваторий, которые представляли собою Орбитальную солнечную обсерваторию (1962-1971 гг). Успеха добились 7 из них. Именно им удалось проанализировать звезду в ультрафиолетовых и рентгеновских длинах волн. Кроме того, были рассмотрены снимки супергорячей короны.

НАСА и Европейское космическое агентство решили объединиться и отправили аппарат Улисс в 1990 году, который должен был исследовать полярные районы. Интересно, что аппарату НАСА Genesis удалось добыть образцы солнечного ветра. Первые фото Солнца в 3D были получены в 2007 году от STEREO НАСА (изучение активности Солнца).

Если выбирать по важности, то сейчас первенство отведено Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO). Ее специально создали, чтобы изучать солнечный ветер. Кроме того, в список интересующих вопросов входят внешние и внутренние слоя звезды. Обсерватории удалось найти корональные волны, измерить ускорение ветра, отобразить карту пятен на подповерхностном уровне, отыскать солнечные торнадо, более 1000 комет, а также улучшить умение прогнозировать погодные условия на Земле.

Следует также вспомнить, что Обсерватория солнечной динамики (SDO) НАСА получила сведения о неизвестном материале, вытекающем недалеко от солнечных пятен, а также разглядеть удивительные и масштабные поверхностные события. Кроме того, с ее помощью ученые смогли впервые измерить в высоком разрешении вспышки в широком диапазоне экстремальных длин волн ультрафиолетового излучения.

Помните, что рассказ о Солнце должен увлечь ребенка, поэтому воспользуйтесь фото и рисунками сайта, а также интересными фактами о звезде. Здесь вы сможете изучить всю Солнечную систему в увлекательной форме совершенно бесплатно.

Яркий солнечный свет — источник отличного настроения и бодрости. В пасмурную погоду многие люди чувствуют себя подавленно, поддаются депрессии. Несмотря на это, все знают, что ненастье скоро закончится, и в небе появится солнце. Оно привычно людям с самого детства, и мало кто задумывается о том, что это светило собой представляет. Самая известная информация о Солнце — это то, что оно является звездой. Однако есть еще много любопытных фактов, которые могут быть интересны и детям, и взрослым.

Что такое Солнце?

Сейчас уже всем известно, что Солнце — это звезда, а не огромный напоминающий планету. Оно представляет собой облако газов с имеющимся внутри ядром. Основная составляющая этой звезды — водород, который занимает около 92% всего ее объема. Примерно 7% приходится на гелий, а оставшийся процент делят между собой прочие элементы. К ним относят железо, кислород, никель, кремний, серу и другие.

Большая часть энергии звезды вырабатывается в результате термоядерного синтеза гелия из водорода. Информация о Солнце, собранная учеными, позволяет отнести его к типу G2V по спектральной классификации. Этот тип называют «желтый карлик». При этом солнце, вопреки распространенному мнению, светит белым светом. Желтое свечение появляется в результате рассеивания и поглощения атмосферой нашей планеты коротковолновой части спектра его лучей. Наше светило - Солнце - является составной частью галактики От ее центра звезда находится на расстоянии 26000 световых лет, а один оборот вокруг него занимает 225-250 миллионов лет.

Солнечное излучение

Солнце и Земля разделены расстоянием в 149600 тыс. км. Несмотря на это, солнечное излучение является главным источником энергии на планете. Через атмосферу Земли проходит не весь его объем. Энергия Солнца используется растениями в процессах фотосинтеза. Таким путем образуются различные органические соединения и выделяется кислород. Солнечное излучение используется также для производства электроэнергии. Даже энергия запасов торфа и прочих полезных ископаемых появилась в давние времена под воздействием лучей этой яркой звезды. Особого внимания заслуживает ультрафиолетовое излучение Солнца. Оно обладает свойствами антисептика, может использоваться для обеззараживания воды. Влияет ультрафиолетовое излучение и на биологические процессы в организме человека, вызывая появление на коже загара, а также выработку витамина D.

Жизненный цикл Солнца

Наше светило - Солнце - это молодая звезда, относящаяся к третьему поколению. Она содержит большое количество металлов, что свидетельствует об образовании ее из других звезд предыдущих поколений. По данным ученых, Солнце насчитывает около 4,57 миллиардов лет. С учетом того, что составляет 10 миллиардов лет, сейчас она находится в его середине. На этом этапе в ядре Солнца происходит термоядерный синтез гелия из водорода. Постепенно количество водорода будет уменьшаться, звезда будет все более горячей, а ее светимость - более высокой. Затем запасы водорода в ядре закончатся полностью, часть его перейдет во внешнюю оболочку Солнца, а гелий начнет уплотняться. Процессы угасания звезды будут продолжаться в течение миллиардов лет, но все же приведут к превращению ее сначала в красного гиганта, потом в белого карлика.

Солнце и Земля

От степени солнечного излучения будет зависеть и жизнь на нашей планете. Примерно через 1 миллиард лет оно будет настолько сильным, что поверхность Земли значительно нагреется и станет непригодной для большинства форм жизни, они смогут остаться лишь в глубинах океанов и в полярных широтах. К возрасту Солнца примерно в 8 миллиардов лет условия на планете будут приближены к таким, которые сейчас имеются на Венере. Воды совсем не останется, она вся испарится в космос. Это приведет к полному исчезновению разных форм жизни. По мере того как ядро Солнца будет сжиматься, а его внешняя оболочка увеличиваться, будет возрастать вероятность поглощения нашей планеты внешними слоями плазмы звезды. Этого не произойдет лишь в том случае, если Земля вокруг Солнца будет вращаться на более дальнем расстоянии в результате перехода на другую орбиту.

Магнитное поле

Информация о Солнце, собранная исследователями, свидетельствует о том, что оно - магнитоактивная звезда. создаваемое им, изменяет свою направленность каждые 11 лет. Его напряженность также варьируется с течением времени. Все эти трансформации называют солнечной активностью, которая характеризуется особыми явлениями, например ветром, вспышками. Они являются причиной и которые отрицательно влияют на работу некоторых приборов на Земле, самочувствие людей.

Солнечные затмения

Информация о Солнце, собранная предками и дошедшая до наших дней, содержит упоминания о его затмениях еще с античности. Большое их количество описано также в период Средневековья. Солнечное затмение - это результат закрытия звезды Луной от наблюдателя, находящегося на Земле. Оно может быть полным, когда хотя бы с одной точки нашей планеты солнечный диск скрыт полностью, и частичным. В году обычно насчитывается от двух до пяти затмений. В определенной точке Земли они возникают с разницей во времени в течение 200-300 лет. Любители рассматривать небо, Солнце могут увидеть также кольцеобразное затмение. Луна закрывает диск звезды, но из-за меньших по диаметру размеров не может затмить ее полностью. В результате остается заметным «огненное» кольцо.

Стоит помнить, что наблюдать за Солнцем невооруженным взглядом, особенно в бинокль или телескоп, очень опасно. Это может привести к необратимым нарушениям зрения. Солнце находится относительно близко к поверхности нашей планеты и светит очень ярко. Без угрозы для здоровья глаз на него можно смотреть лишь во время восходов и закатов. В остальное время нужно использовать специальные затемняющие светофильтры или проецировать на белый экран изображение, полученное при помощи телескопа. Такой способ является наиболее приемлемым.

Солнце — это обычная звезда, ее возраст около 5 миллиардов лет. На поверхности Солнца температура равна примерно 5500°С, но в его центре она достигает 14 миллионов градусов. В солнечном ядре происходит превращение водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. На поверхности Солнца имеются пятна, происходят яркие вспышки и можно увидеть взрывы колоссальной силы.

Солнца дает Земле тепло и свет, поддерживающие жизнь на нашей планете. Для растений солнечный свет является источником энергии, необходимой для роста. Ископаемое горючее, например уголь, представляет собой разновидность солнечной анергии, отложенной в запас, так как содержащийся углерод был когда-то накоплен растениями.

Для астрономов Солнце — гнезда особая, поскольку оно находится так близко — всего лишь в 150 млн км. Однако чтобы преодолеть такое расстояние на автомобиле, потребовалось бы почти 200 лет, так что и до пашей домашней звезды путь весьма неблизкий. Космический аппарат, летящий по прямой, — и тот провел бы в путешествии до Солнца многие месяцы. Свет, перемещающийся в пространстве быстрее всего остального, преодолевает путь от Солнца до Земли за восемь минут с небольшим. Проксима Кентавра, следующая ближайшая к нам звезда, дальше от нас в четверть миллиона раз.

О Солнце мы знаем гораздо больше, чем о любой другой звезде — просто-напросто потому, что оно находится так близко. В некоторых больших обсерваториях имеются телескопы, специально предназначенные для изучения Солнца. Астрономы хотят знать, какие процессы происходят на Солнце и каким образом оно воздействует па Землю. Это даст нам представление и о большинстве других обычных звезд.

Некоторые ученые полагают, что любое изменение в выработке солнечной энергии неизбежно повлечет за собой изменение климата здесь, на Земле. Следовательно, солнечная астрономия важна как для изучения звезд, так и для предвидения того, каким образом Солнце будет влиять п будущем на среду нашего обитания.

Поверхность

Солнце — это огненный газовый шар, диаметр которого примерно в 109 раз превосходит диаметр Земли. Внутри Солнца могло бы поместиться более миллиона небесных тел размером с Землю. Желтый свет Солнца приходит к нам из слоя солнечной атмосферы, который имеет толщину 500 км и называется фотосферой. Под ним лежат внутренние области Солнца, а выше — прозрачные части наружной атмосферы. Практически вся солнечная энергия, включая тепло и свет, падающие па Землю, приходит к нам от фотосферы, но первоначально производится в глубине Солнца.

Температура фотосферы равна приблизительно 5500°С. Одним из способов вычисления этой температуры является оценка того, насколько горячим должно быть Солнце, чтобы излучать всю ту энергию, которую оно отдает фактически.

Поверхность Солнца — пузырчатая. Эти пузыри, или пена, называются солнечной зернистостью, и разглядеть ее можно только через солнечные телескопы. Эта пузырчатость подобна той, что возникает па закипевшем молоке или мясном соусе. Благодаря конвекции в солнечной атмосфере, тепловая энергия из нижних слоев переносится в фотосферу, придавая ей пенистое строение.

В 1960-х гг. астрономы обнаружили, что верхний слой атмосферы примерно один раз в пять минут поднимается и опускается. Так что Солнце как бы вибрирует, подобно звенящему колоколу. Изучая эти вибрации, астрономы надеются узнать, что представляет собой внутренность солнечного шара.

Солнечная активность

Солнце вращается не как твердое небесное тело вроде Земли. В отличие от Земли различные части Солнца вращаются с разными скоростями. Быстрее всего крутится экватор, делая один оборот за 25 дней. При удалении от экватора скорость вращения снижается, и в полярных областях один оборот занимает уже 35 дней. Различные скорости вращения возможны только потому, что Солнце — это газовый шар. Одно из следствий состоит в закручивании магнитного ноля Солнца, что увеличивает солнечную активность.

Пятна на Солнце — это лишь один пример солнечной активности. «Погодные явления» в солнечной атмосфере совершенно отличны от земных. Магнитные бури и взрывы, называемые вспышками, внезапно вздымаются над поверхностью Солнца. В некотором отношении они напоминают земные грозы, поскольку высвобождают электрическую энергию. Однако па Солнце энергия гигантских электрических разрядов намного превосходит энергию земных молний. Солнечные бури оказывают влияние на Землю, поэтому астрономы держат Солнце под постоянным наблюдением. Солнечные вспышки взметают электрически заряженные частицы в космос, что удивительным образом воздействует на нашу атмосферу.

Полярное сияние

Когда потоки электрически заряженных частиц, порожденных солнечными вспышками, достигают Земли, они создают в нашем небе изумительные «занавеси» мерцающего спета, которые видны в приполярных областях и насыпаются полярными сияниями. Пляшущие всполохи полярных сияний очень красивы, однако мощные взрывы па Солнце таят в себе и некую опасность. В течение нескольких секунд они выбрасывают больше энергии, чем произвели все земные электростанции за все время своего существования. Гигантская солнечная буря 1987 г. обошлась американцам в 100 миллионов долларов, попрели в систему электроснабжения а Северной Америке. Потоки электрически заряженных частиц, летящих от Солнца, выводят из строя электростанции, разрушая их оборудование. Солнечные вспышки опасны и для космонавтов: не следует выхолить н открытый космос, когда они происходят. Частицы, выбрасываемые вспышкой и несущие большую энергию, могут нанести вред организму человека.

Возникновение полярного сияния непредсказуемо и, следовательно, наблюдать его довольно трудно. Оно может иметь форму дуг, лучей и занавесей света в темпом небе, и никогда эти картины не повторяются. Очень важно, чтобы мочь была безлунной; кроме того, полярное сияние гораздо чаще можно увидеть на крайних северных или южных широтах — например, в Шотландии, Новой Шотландии (провинция Канады) и на Аляске — в северном полушарии, либо на Южном острове Новой Зеландии — в южном полушарии.

Солнечный цикл

Количество солнечных пятен, которые можно увидеть, с течением времени меняется. В 1989—1990 гг. их было очень много, поскольку на этот период пришелся пик цикла солнечной активности. В среднем количество солнечных пятен достигает своего максимума каждые 11 лет. В следующий рал плотность пятен будет наибольшей примерно в 2000 или 2001 г. В середине 1990-х гг. солнечных пятен будет относительно немного.

Цикл активности солнечных пятен, но всей видимости, имеет прямое отношение4 к климату па Земле. У некоторых деревьев, например, толщина годовых колец тоже имеет 11-летний цикл. Между 1650 -1715 гг. пятен на Солнце практически не было, солнечный цикл как будто совсем исчез. Это соответствует периоду исключительно холодной погоды в Европе.

Чтобы проверить воздействие 11-летнего солнечного цикла на наш климат, па спутнике был установлен специальный прибор, который измерял количество энергии, произведенной Солнцем за период 1980—1989 гг. Каждый раз, когда на Солнце появлялось большое пятно, количество энергии, излучаемое Солнцем, падало. В 1990-х гг. проводятся новые серии наблюдений с космических кораблей. Ученые надеются, что эти измерения позволят ответить па вопрос, оказывают ли изменения солнечной активности долгосрочное воздействие на Землю — скажем, содействуют ли они глобальному потеплению на пашей планете.

Наружные слои Солнца

Солнечные затмения позволяют увидеть те слои атмосферы Солнца, что лежат над фотосферой. Кольцо розоватого света исходит из хромосферы, температура которой около 15 000"С. Во время полного затмения вокруг Солнца можно видеть слабый белый ореол, солнечную корону. В действительности она простирается на расстояние нескольких радиусов Солнца. Вблизи Солнца ее температура достигает 2 млн градусов. Горячая корона излучает совсем мало света, зато от нее идет очень мощное рентгеновское излучение. Для исследования на околоземных спутниках устанавливают рентгеновские телескопы. При помощи компьютеров строятся цветные изображения областей, которые излучают рентгеновские лучи. Вот почему мы знаем, что светлые участки короны имеют температуру свыше 1 млн градусов. Более холодные участки короны выглядят как черные дыры, сквозь которые частицы, например электроны, могут улетать в космос.

Магнитная оболочка Земли

Магнитное поле Земли отклоняет большую часть солнечного ветра, препятствуя прямой бомбардировке пашей планеты его частицами. Фактически магнитные силы Земли создают невидимую защитную оболочку, которую солнечный ветер обтекает подобно тому, как река обтекает остров. У других планет, имеющих магнитное поле, например у Меркурия и Юпитера, тоже есть невидимые барьеры для солнечного ветра. Если говорить о Земле, то здесь некоторые электрически заряженные частицы все же могут проникнуть сквозь магнитную оболочку.

В глубине Солнца

До XX к. ученые представляли себе Солнце к виде пылающего огненного шара. В 1892 г. в одной книге утверждалось, что Солнце — это мощная ночь из жара и огня. По другой теории, существовавшей и XIX в.. Солнце горит благодаря падающим на него метеоритам. Обе эти идеи неверны. Наши сегодняшние знания позволяют утверждать, что солнечная печь — это огромный ядерный реактор.

Чтобы лучше попять устройство солнечной печи, представь себе для па-чала желтый поверхностный слой, где температура в четыре рала выше точки плавления железа. При такой температуре любое вещество испаряется, так что все Солнце — это огромный шар раскаленного газа.

Как долго будет существовать Солнце?

Каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 млн т водорода, производя при этом примерно 4 млн т гелия. Сопоставляя такую скорость с массой Солнца, возникает вопрос: как долго просуществует наше светило?

Совершенно ясно, что Солнце не будет существовать вечно, хотя впереди у него невероятно долгая жизнь. Сейчас оно находится в среднем возрасте. На переработку половины своего водород нот топлива у пето унию 5 млрд лет. В грядущие годы Солнце будет медленно разогреваться и немного увеличиваться в размере. В течение следующих 5 млрд лет его температура и объем будут постепенно подрастать по мере того, как водород будет сгорать. Когда весь водород в центральном ядре израсходуется, Солнце будет в три раза больше, чем теперь. Все океаны на Земле выкипят. Умирающее Солнце поглотит Землю и превратит твердую породу в расплавленную лаву.

В глубине Солнца ядра гелия будут комбинироваться, образуя ядра углерода и более тяжелых веществ. В конечном счете Солнце остынет, превратившись и шар ядерных отходов, так называемый белый карлик.