Солнце – ближайшая к Земле звезда, все другие находятся от нас неизмеримо дальше. Например, ближайшая к нам звезда Проксима из системы a Центавра в 2500 раз дальше Солнца. Для Земли Солнце мощный источник космической энергии. Оно дает свет и тепло, необходимые для растительного и животного мира, и формирует важнейшие свойства атмосферы Земли. В целом Солнце определяет экологию планеты. Без него – не было бы и воздуха, необходимого для жизни: он превратился бы в жидкий азотный океан вокруг замерших вод и обледеневшей суши. Для нас, землян, важнейшая особенность Солнца в том, что около него возникла наша планета и на ней появилась жизнь.

Солнце и звезды.

Из окружающих нас небесных тел Солнце – обыкновенная звезда, каких много можно найти на небе среди бесчисленного множества подобных звезд, различных по своим размерам, массам и светимостям. От них оно не отличается какими-либо заметными особенностями. Такие звезды называют нормальными, в отличие от тех, которые, например, входят в двойные или кратные звездные системы, или переменные звезды, определенным образом меняющие свои размеры и светимости и проявляющие те или иные признаки неустойчивости, выбрасывая вещество или даже взрываясь. Возникновение и эволюция звезд во Вселенной обеспечили возникновение жизни, потому что почти все атомы, из которых построены органические молекулы клеток растений и животных, возникли или когда-то побывали в недрах разных звезд. Для возникновения и обеспечения жизни особенно важна роль лучистой энергии Солнца, которая постоянно поддерживает необходимую для жизни среду обитания. Своим притяжением Солнце всегда удерживает Землю на почти одинаковом, среднем расстоянии от себя (астрономическая единица), обеспечивая тем самым достаточно стабильную экологию, пригодную для поддержания жизни. Наиболее энергичное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца создает в земной атмосфере слой озона, защищающий все живое от губительной ионизующей радиации самого Солнца. Наше светило могучий и энергичный источник жизни на Земле, но в общении с ним следует быть весьма осторожным (особенно на пляже). Необходимо учитывать его мощь и знать его характер, порою вспыльчивый и грозный: иногда на Солнце наблюдаются энергичные плазменные взрывы, называемые солнечными вспышками.

Общее строение Солнца.

Теоретические исследования прошлого столетия, подтверждены экспериментальными данными последних десятилетий. Они показали, что внутренние (нами непосредственно не наблюдаемые) слои Солнца в целом состоят из трех основных частей, примерно одинаковых по глубине: 1) центральная часть (ядро), в котором максимального значения достигают температура, давление и плотность вещества, сжатого гравитацией и постоянно подогреваемого энергией термоядерных реакций; 2) лучистая зона, в которой энергия переносится наружу только излучением отдельных атомов, постоянно поглощающих и переизлучающих ее по всем направлениям; 3) конвективная зона (внешняя треть радиуса), в которой из-за быстрого охлаждения самых верхних слоев энергия переносится самим веществом. Это напоминает процесс кипения жидкости, подогреваемой снизу. Внешние, наблюдаемые слои Солнца называются его атмосферой. Их излучение, хотя и частично, непосредственно достигает наблюдателя. Солнечная атмосфера, в свою очередь, также состоит из трех основных слоев. Самый глубокий из них называется фотосферой (сфера света). Она очень тонка, всего несколько тысячных долей радиуса Солнца. Тем не менее, из этого тонкого слоя исходит почти вся энергия, излучаемая Солнцем. Фотосферу часто неправомерно называют «поверхностью Солнца», хотя у газообразного шарообразного тела поверхности нет и не может быть. Условились под радиусом Солнца понимать расстояние от центра до слоя с минимальным значением температуры.

Во внешних слоях фотосферы температура достигает минимального для всего Солнца – значения около 4200 К. При такой температуре только один из 10 000 атомов водорода ионизован. Вместе с тем во столько же раз меньше количество атомов тех элементов, которые легко ионизуются, отдавая хотя бы один электрон (в основном, это металлы). Поэтому в целом вещество фотосферы даже в области температурного минимума продолжает оставаться сильно ионизованной горячей плазмой. Выше этого слоя температура быстро возрастает, усиливается ионизация водорода и других элементов и начинается следующая важная часть атмосферы – хромосфера (сфера цвета). Там, где температура увеличится почти до миллиона кельвинов, хромосфера переходит в солнечную корону – горячую высокоионизованную плазму, расширяющуюся в межпланетное пространство в виде так называемого солнечного ветра – потока заряженных частиц (плазмы), увлекающего с собой силовые линии солнечных магнитных полей и «обдувающего» земную магнитосферу.

Не защитив тщательно глаза, смотреть на Солнце нельзя! Можно осторожно взглянуть на него через очень плотный специальный светофильтр или сильно засвеченную и хорошо проявленную фотоэмульсию. Иногда, если на горизонте видна дымка или легкие облака и Солнце выглядит красным диском, на него можно мельком взглянуть. Солнце выглядит очень резко очерченным диском почти такой же угловой величины, как и круг полной Луны. Вблизи горизонта оно кажется заметно приплюснутым из-за неодинаковой величины рефракции (преломления световых лучей в земной атмосфере). Из-за рефракции все объекты, наблюдаемые на небе, кажутся чуть выше, причем тем сильнее, чем они ближе к горизонту. Поэтому нами воспринимается, что нижний край Солнца поднят выше, чем верхний, и оно кажется сплюснутым. Фактически изображения Солнца мы видим, чуть ли не на каждом шагу! Особенно легко это заметить в летний, солнечный день, проходя по тенистой аллее и наблюдая круги – блики, создаваемые на земле солнечными лучами, проникающими через самые узкие просветы листвы. Эти круги – изображения Солнца, создаваемые малыми отверстиями (как в камере обскура). Одинокий солнечный луч, проникающий сквозь небольшое отверстие в темное помещение, создает на белом экране изображение Солнца, причем тем большее, чем дальше экран отстоит от отверстия. На нем можно даже заметить отдельные детали. Однако лучше всего они видны на экране, установленном после слегка выдвинутого окуляра телескопа. Рассматривая изображение Солнца на экране можно заметить, что у солнечного диска резкий край – лимб. Диск Солнца кажется налитым, подобно капле. От центра к краю яркость солнечного диска уменьшается, почти вдвое у самого лимба. Это следствие очень быстрого уменьшения прозрачности, а также излучательной способности и температуры Солнца в самых наружных его слоях: чем ближе к краю проходит луч зрения, тем более внешние слои солнечной атмосферы он пересекает, и по мере приближения к лимбу солнечный диск кажется темнее. Временами на Солнце видны небольшие темные округлые образования – пятна, которые нередко образуют целые группы солнечных пятен. Вблизи края на диске Солнца можно заметить волокнистые яркие точки и нити, напоминающие кружева и образующие яркие площадки – факелы. При особенно благоприятных атмосферных условиях удается заметить грануляцию – зернистую структуру на всем диске, состоящую из мелких ярких гранул, разделенных более темными промежутками.

По своим размерам Солнце относится к типичным звездам-карликам спектрального класса G2 диаграммы Герцшпрунга - Рассела. Это означает, что солнечный свет, который мы привыкли воспринимать как белый, на самом деле слегка желтоватый. Солнце удалено от Земли в среднем на расстояние 149 597 870 км. Поскольку это расстояние – важнейший масштаб в Солнечной системе, его принимают в качестве одной из основных единиц измерения расстояний в астрономии и называют астрономической единицей (а.е.). Солнце – центральное тело нашей Солнечной системы и в нем сконцентрировано более 99,86% всей ее массы. Полагают, что планеты и Солнце возникли 4–5 млрд. лет назад из гигантской газопылевой туманности. При этом Солнце вобрало в себя наибольшую часть массы, которая в настоящее время составляет около 2·1027 тонн, что в 333 тысячи раз больше массы Земли и в 743 раза превышает массу всех планет, вместе взятых. Зная расстояние до Солнца и видимый его угловой радиус, легко определить, что оно в 109 раз больше Земли, и его радиус достигает 696 тысяч километров. Следовательно, объем Солнца более, чем в 1 300 000 раз превышает земной, а потому средняя плотность оказывается почти в 4 раза меньше земной и составляет около 1,4 г/см3\up12 (или 1410 кг/м3\up12 ). По земным меркам светимость Солнца колоссальна и достигает 3,85·1023 кВт. Даже ничтожная доля этой энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиардная) по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем могут выработать все электростанции мира. Энергия солнечных лучей, падающих на перпендикулярную к ним площадку в 1 квадратный метр на Земле, могла бы заставить работать двигатель мощностью 1,4 кВт, а 1 м2 атмосферы Солнца излучает энергию с мощностью 60 МВт (мегаватт). Солнце излучает так же, как и абсолютно черное тело с температурой около 6000 кельвинов (точнее 5770 К).

Вращение Солнца.

Наблюдаемые слои Солнца вращаются вокруг некоторой оси, немного отклоняющейся от нормали к плоскости эклиптики (на угол 7°15ў). Вращение происходит не как у твердого тела: его период относительно земного наблюдателя (т.е. синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов. Поэтому скорость вращения наружных слоев Солнца зависит от углового расстояния от экватора (гелиографической широты). На экваторе линейная скорость вращения составляет около 2 км/с. Такой характер вращения Солнца сохраняется вглубь на протяжении около 200 000 км, что установлено на основании исследования частот звуковых волн, которыми буквально пронизано все Солнце. Более детальный анализ позволил выявить неоднородности вращения солнечного вещества, как если бы в нем, помимо общего вращения, происходили крутильные колебания отдельных слоев. Однако глубже 200 000 км вращение становится более однородным, и основная масса Солнца вращается почти однородно, подобно твердому телу.

Спектр Солнца.

Солнечный свет, разложенный на составные цвета, называется его спектром. Впервые в лаборатории спектр Солнца наблюдал Ньютон. Пропустив тонкий солнечный луч через призму, он увидел красочную полоску и так назвал новое явление (spectrum по латыни привидение). Однако в природе спектр Солнца часто наблюдается в виде радуги в дождливую погоду. Ее возникновение аналогично тому, что происходит в любом спектральном физическом приборе (например, спектрографе, предназначенном для фотографирования спектров). В приборе белый свет проходит через узкую щель, а затем через стеклянную призму или дифракционную решетку, которые разлагают свет на лучи всевозможных цветов в виде многоцветной полоски, состоящей из ряда цветных изображений щели. Полоска, соответствующая длине каждой световой волны, излучаемой источником, оказывается строго на своем месте (аналогично клавишам рояля). Свет может разлагаться так называемой дифракционной решеткой – зеркалом, на которое нанесены частые тончайшие штрихи, разделяющие его на очень большое число узеньких продолговатых зеркалец. На каждом из них свет рассеивается по всем направлениям (дифрагирует). В каком-либо одном направлении лучи складываются (интерферируют) так, что усиливается свет только строго одного цвета (монохроматический), а все остальные цвета – гасятся. В случае естественной радуги происходит то же самое, но роль решетки выполняют струи из капелек воды. Солнечные спектрографы, длина которых достигает десятка и более метров, создают полосу спектра, одна только видимая часть которого достигает многих метров. Самая замечательная особенность солнечного спектра – десятки тысяч узких темных полосок, многие из которых впервые описал в 1814 немецкий физик Йозеф Фраунгофер. Впоследствии эти темные линии поглощения стали называть фраунгоферовыми. Спектральные линии – как бы буквы огромной книги, по которой астрофизики могут узнать очень многое о солнечных газах в тех местах, где их пересекла щель спектрального аппарата. Каждая спектральная линия испускается атомом или ионом какого-либо определенного химического элемента, обладающим определенной энергией возбуждения. Если бы излучающие атомы были в небольшом количестве изолированы от остальной части солнечного вещества, подобно атомам неона в рекламной трубке, то в спектральном приборе мы увидели бы в излучении только одну (или несколько) ярких спектральных линий. Все атомы способны излучать свет и вне спектральных линий (непрерывный спектр). Однако в линиях, как правило, газ менее прозрачен и видны внешние слои атмосферы, расположенные выше слоев, наблюдаемых в непрерывном спектре. Если в атмосфере наружу температура убывает, то на фоне более яркого непрерывного спектра линии кажутся темными. Каждая спектральная линия несет в себе информацию о физических свойствах и движении излучающего ее вещества. Если она смещена в синюю часть спектра от своего нормального положения, то, согласно эффекту Доплера, – газ приближается к нам, если в красную – то удаляется от нас. Ширина и форма спектральной линии связаны с количеством излучающих и поглощающих атомов, скоростью их движения и температурой газа. Если газ находится в магнитном поле, линия расщепляется на две или три составляющие, которые в сильном магнитном поле видны раздельно.