Излучение солнца и звезд кратко

Обновлено: 02.07.2024

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения исходят исходят в основном от верхних слоев хромосферы и короны. Это установили, запуская ракеты с приборами во время солнечных затмений. Очень горячая солнечная атмосфера всегда испускает невидимое коротковолновое излучение, но особенно мощным оно бывает в годы максимума солнечной активности. В это время ультрафиолетовое излучение возрастает примерно в два раза, а рентгеновское – в десятки и сотни раз по сравнению с излучением в годы минимума. Интенсивность коротковолнового излучения изменяется изо дня в день, резко возрастая, когда на Солнце происходят вспышки.

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения частично ионизуют слои земной атмосферы, образуя на высотах 200 – 500 км от поверхности Земли ионосферу. Ионосфера играет важную роль в осуществлении дальней радиосвязи: радиоволны, идущие от радиопередатчика, прежде чем достичь антенны приемника, многократно отражаются от ионосферы и поверхности Земли. Состояние ионосферы меняется в зависимости от условий освещения ее Солнцем и от происходящих на нем явлений. Поэтому для обеспечения устойчивой радиосвязи приходится учитывать время суток, время года и состояние солнечной активности. После наиболее мощных вспышек на Солнце число ионизованных атомов в ионосфере возрастает и радиоволны частично или полностью поглощаются ею. Это приводит к ухудшению и даже к временному прекращению радиосвязи.

Радиоизлучение Солнца

Систематическое исследование радиоизлучения Солнца началось только после второй мировой войны, когда обнаружилось, что Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучают хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Это радиоизлучение и достигает Земли. Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную, почти не меняющуюся по интенсивности, и переменную (всплески, “шумовые бури”).

Радиоизлучение спокойного Солнца объясняется тем, что горячая солнечная плазма всегда излучает радиоволны наряду с электромагнитными колебаниями других длин волн (тепловое радиоизлучение). Во время больших вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже в миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение, порожденное быстропротекающими нестационарными процессами, имеет нетепловую природу.

Корпускулярное излучение Солнца

Ряд геофизических явлений (магнитные бури, т.е. кратковременные изменения магнитного поля Земли, полярные сияния и др.) тоже связан с солнечной активностью. Но эти явления происходят через сутки после вспышек на Солнце. Вызываются они не электромагнитным излучением, доходящим до Земли через 8,3 мин, а корпускулами (протонами и электронами, образующими разреженную плазму), которые с опозданием (на 1-2 сут) проникают в околоземное пространство, поскольку движутся со скоростями 400 – 1000 км/c.

Корпускулы испускаются Солнцем и тогда, когда на нем нет вспышек и пятен. Солнечная корона – источник постоянного истечения плазмы (солнечного ветра), которое происходит во всех направлениях. Солнечный ветер, создаваемый непрерывно расширяющейся короной, охватывает движущиеся вблизи Солнца планеты и кометы. Вспышки сопровождаются “порывами” солнечного ветра. Эксперименты на межпланетных станциях и искусственных спутниках Земли позволили непосредственно обнаружить солнечный ветер в межпланетном пространстве. Во время вспышек и при спокойном истечении солнечного ветра в межпланетное пространство проникают не только корпускулы, но и связанное с движущейся плазмой магнитное поле.

В этом видеоуроке мы с вами рассмотрим внутреннее строение Солнца. Узнаем, на какие зоны условно подразделяют недра Солнца и какие процессы происходят в каждой из этих зон. Вспомним, что является источником энергии Солнца. А также в общих чертах рассмотрим процессы эволюции звёзд.

В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобретя в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока "Строение, излучение и эволюция Солнца и звёзд"

Настало время поговорить о центральном объекте нашей Солнечной системы — Солнце. Давайте с вами вспомним, как происходило рождение нашего светила. Итак, около 5 миллиардов лет назад вблизи одного из газопылевых облаков взорвалась сверхновая звезда. Этот взрыв не только наполнил газопылевое облако, состоящее в основном из водорода и гелия, тяжёлыми элементами, но и определил его будущее, поскольку фронт ударной волны сжал облако газа до критической массы. Эта масса, под действием гравитационных сил, начала сжиматься. В быстро сжимающемся облаке реакции усилились — газ и пыль уплотнились во множество комков, каждый из которых стал яслями для будущих звёзд.

Сегодня примерно тоже самое мы можем наблюдать в созвездии Ориона, через которое на сотни световых лет протянулось гигантское молекулярное облако. Постепенно под действием гравитации молекулярное облако расплющилось в диск, в центре которого начала формироваться молодая звезда. При гравитационном сжатии газ в протозвезде сильно разогрелся. Когда температура в центре молодой звезды достигла нескольких миллионов градусов, её сжатие прекратилось, а в ядре включились термоядерные источники энергии — реакции протон-протонного цикла. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды.

Диаметр Солнца в 109 раз превышает диаметр Земли, а его масса примерно равна 333 000 земным массам и примерно в 750 раз больше суммарной массы всех больших планет Солнечной системы.

C незапамятных времён у многих народов Солнце являлось объектом поклонения. Это было самое могущественное божество, а культ непобедимого Солнца был одним из самых распространённых (Гелиос — греческий бог Солнца, Аполлон — бог Солнца у римлян, Митра — у персов, Ярило — у славян). В честь Солнца возводились огромные храмы, о нём слагались песни и ему приносились жертвы.

Сейчас же учёные исследуют природу Солнца и выясняют его влияние на нашу планету. Практически всё, что мы знаем о Солнце, было получено путём изучения его спектра. Анализ спектральных линий показал, что более чем на 73 % наша звезда состоит из водорода, около 25 % приходится на гелий. А на оставшиеся 2 % массы Солнца приходится около семидесяти других химических элементов.

При наблюдении Солнца с Земли его диск кажется резко очерченным. Дело в том, что почти всё видимое излучение Солнца исходит из его очень тонкого слоя — фотосферы, толщина которой не превышает 300 километров.

Средняя температура фотосферы около 5500 о С. При такой температуре раскалённый газ излучает электромагнитную энергию преимущественно в оптическом диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.

Вся фотосфера Солнца, при её близком рассмотрении, чем-то похожа на рисовые зёрна — это ячейки горячего газа, булькающего в фотосфере, подобно кипению воды в чайнике. Такое явление называется грануляцией.

Во время полного солнечного затмения (то есть когда диск Луны полностью закрывает солнечную фотосферу) можно наблюдать и слабое излучение более высоких слоёв Солнца — хромосферы и короны. Всё вместе — фотосфера, хромосфера и корона — образуют атмосферу Солнца.

Самые приметные объекты на Солнце — это тёмные (или солнечные) пятна, диаметр которых иногда достигает 200 000 километров. Это области холодного газа (он холоднее фотосферы примерно на 1500 о С), поэтому по контрасту с более горячей и яркой фотосферой они кажутся тёмными.

Возникновение солнечных пятен связано с колебаниями магнитного поля Солнца. В обычных условиях его индукция лишь в два раза превышает индукцию магнитное поле Земли. Но иногда в небольшой области возникают концентрированные магнитные поля, индукция которых в несколько тысяч раз больше. Эти поля не дают горячей плазме подняться к поверхности, в результате чего вместо светлых гранул образуется тёмное пятно.

Эти пятна, как правило, появляются группами и существуют от нескольких дней до нескольких месяцев. Несмотря на то, что наблюдение за Солнечными пятнами идёт уже не одно столетие, учёные до сих пор не знаю механизма и частоту их формирования.

Наблюдение за перемещением пятен по поверхности Солнца дало основание полагать, что Солнце, как и все его спутники вращается вокруг своей оси. Период такого вращения составляет двадцать пять дней девять часов семь минут и тринадцать секунд.

Также многолетние наблюдения за пятнами показали, что имеются циклические колебания числа пятен: иногда их совсем нет, а иногда они возникают многочисленными группами разных размеров. В среднем, продолжительность такого цикла составляет около 11 лет.

Иногда на Солнце можно наблюдать факелы — это такие яркие образования, которые видны вблизи края солнечного диска в белом свете.

Над фотосферой располагается хромосфера Солнца. Её толщина достигает 2000 километров. Верхняя граница хромосферы не имеет чётко выраженной гладкой поверхности — наблюдателю она представляется в виде тонких светящихся столбиков плазмы — это спикулы. Одна такая спикула в среднем живёт около 5—10 минут, а её длина может достигнуть 20 тысячи километров.

Над хромосферой располагается солнечная корона — это последняя внешняя оболочка Солнца. Она в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений — вспышек, простирающихся на несколько сотен тысяч, а иногда и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер

Средняя корональная температура составляет от одного до двух миллионов градусов. А самая максимальная зафиксированная температура достигала двадцати миллионов градусов. Но так как плотность вещества в короне очень мала — мала и её яркость. Поэтому наблюдать корону невооружённым глазом можно лишь в моменты полного солнечного затмения.

Протуберанцы, наблюдаемые на краю солнечного диска, похожи на гигантские арки, опирающиеся на хромосферу Солнца. Они сильно выделяются на фоне короны, так как имеют более высокую плотность при температуре порядка 10 000 о С. Скорость вещества в таких образованиях достигает 200 км/с, а их высота — до 40 радиусов Земли.

О внутреннем строении Солнца учёным рассказывают его физические характеристики, а также законы, которые в силу своей универсальности применимы ко многим объектам нашей Вселенной. Итак, согласно расчётам, в центре Солнца находится ядро с радиусом от ста пятидесяти до ста семидесяти пяти тысяч километров, в котором и протекает протон-протонная термоядерная реакция. При этом ежесекундно в излучение превращается более четырёх миллионов тонн вещества. И хотя эта величина, по нашим земным понятиям, огромна, по сравнению с массой светила она ничтожна: потребуется несколько миллиардов лет, прежде чем Солнце израсходует своё вещество и перестанет существовать. Но об этом немного позднее.

Ядро — это единственное место на Солнце, где вырабатывается энергия и тепло. Остальная же часть звезды нагревается этой энергией.

Над ядром, в области 0,3—0,7 радиуса Солнца, располагается зона лучистого переноса. В этой зоне происходит перенос энергии от ядра к более высоким слоям посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий.

В последней трети радиуса Солнца располагается конвективная зона. Здесь энергия уже передаётся не с помощью излучения, а посредством конвекции (то есть перемешиванием). Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца.

Не для кого не секрет, что для людей, животных и растений солнечный свет является очень важным. Солнце является главным источником света и тепла для нашей планеты. Без солнечной энергии, не было бы жизни на Земле. И люди, и животные, и растения — все нуждаются в солнечной энергии. Мы с вами воспринимаем солнечный свет и тепло как что-то должное и редко задумываемся о том, как долго нам ещё радоваться солнечным лучам.

В таком состоянии Солнце проживёт ещё около 200 миллионов лет. Затем термические пульсации приведут к тому, что внешняя оболочка Солнца будет сорвана, и из неё образуется планетарная туманность. А в центре этой туманности будет находится крошечная звёздочка, образовавшаяся из ядра Солнца — это белый карлик. Изначально его поверхность будет намного горячее чем у современного Солнца, а его светимость будет 3500 раз выше. Однако в течение следующих миллионов и миллиардов лет белый карлик начнёт остывать и угасать, постепенно превращаясь в коричневого карлика.

В заключении урока отметим, что все звёзды проходят те же стадии эволюции, что и наше Солнце. Отличаться они могут лишь тем, как закончат своё существование. Так, например, звёзды, масса которых находится в пределах от 1,4 до 2,5 масс Солнца на заключительной стадии эволюции превращаются в нейтронные звёзды, то есть звёзды, состоящие из нейтронов. Они обладают чудовищной плотностью (до 10 18 кг/м 3 ).

Если же масса звезды превышает 2,5 массы Солнца, то на заключительной стадии эволюции она превращается в неудержимо сжимающийся объект — чёрную дыру. Её гравитационное поле на столько мощное, что даже свет не в состоянии его преодолеть.

Звёзды 1 представляют собой шары из горячего, по большей части ионизированного газа. Ионизация звёздного вещества является следствием его высокой температуры (от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч градусов).

В результате исследования химического состава Солнца и других звёзд было обнаружено, что в них присутствуют почти все химические элементы, имеющиеся на Земле и представленные в таблице Д. И. Менделеева. Выяснилось также, что в большинстве случаев 70% массы звезды составляет водород, 28% — гелий и 2% — более тяжёлые элементы.

Вы уже знаете, что чем больше масса звезды, тем более сильное гравитационное поле она создаёт. Благодаря действию гравитационных сил, сжимающих звёздное вещество, его температура, плотность, давление значительно возрастают от внешних слоев к центру.

Так, например, температура внешних слоев Солнца приблизительно равна 6 • 10 3 °С, а в центре — порядка 14—15 млн °С, плотность вещества в центре Солнца приблизительно равна 150 г/см 3 (в 19 раз больше, чем у железа), а давление от средних слоев к центру возрастает от 7 • 10 8 до 3,4 • 10 11 атм. При таких температурах и давлениях в ядре могут протекать термоядерные реакции, являющиеся источником энергии звёзд.

Мощность излучения звезды (называемая также светимостью и обозначаемая буквой L) пропорциональна четвёртой степени её массы:

Протекающие в недрах звёзд термоядерные реакции являются одним из процессов, существенно отличающих звёзды от планет, так как внутренний источник обогрева планет — это радиоактивный распад. Указанное различие обусловлено тем, что масса любой звезды заведомо больше массы даже самой большой планеты. Это можно проиллюстрировать на примере Юпитера. Несмотря на то что по многим параметрам он очень похож на звезду, его масса оказалась недостаточной для возникновения в его недрах условий, необходимых для протекания термоядерных реакций.

В результате термоядерных реакций в недрах Солнца выделяется огромная энергия, поддерживающая его свечение. Рассмотрим, каким образом эта энергия выходит наружу, к поверхности Солнца.

В зоне переноса лучистой энергии (рис. 188) освобождённое в ядре тепло распространяется от центра к поверхности Солнца путём излучения, т. е. через поглощение и излучение веществом порций света — квантов. Поскольку кванты излучаются атомами в любых направлениях, их путь к поверхности длится тысячи лет.

Рис. 188. Строение Солнца

В зоне конвекции энергия переносится к поверхности всплывающими потоками горячего газа. Достигнув поверхности, газ, излучая энергию, охлаждается, уплотняется и погружается к основанию зоны. В конвективной зоне газ непрозрачен. Поэтому можно увидеть только те слои, которые находятся над ней: фотосферу, хромосферу и корону (на рисунке не обозначена). Эти три слоя относятся к солнечной атмосфере.

Рис. 189. Гранулы и пятно в фотосфере Солнца

Самая внешняя часть атмосферы Солнца — корона. Она простирается на миллионы километров (т. е. на расстояние порядка нескольких солнечных радиусов), несмотря на то что сила тяжести на Солнце очень велика. Большая протяжённость короны объясняется тем, что движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1—2 млн °С, происходят с огромными скоростями. Солнечная корона хорошо видна во время солнечного затмения (рис. 190). Форма и яркость короны меняются в соответствии с циклом солнечной активности, т. е. с периодичностью в 11 лет.

Рис. 190. Солнечная корона (во время полного солнечного затмения 1999 г.)

Индукция магнитного поля на Солнце всего в 2 раза больше, чем на поверхности Земли. Но временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Они препятствуют подъёму горячей плазмы, в результате чего вместо светлых гранул образуется тёмная область — солнечное пятно (см. рис. 189). При появлении больших групп пятен мощность видимого, ультрафиолетового и рентгеновского излучений резко возрастает, что может неблагоприятно отражаться на самочувствии людей.

Перемещение пятен по диску Солнца является следствием его вращения, которое происходит с периодом, равным 25,4 сут относительно звёзд.

Завершающий этап процесса эволюции звёзд включает несколько стадий. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, температура поверхности понижается, внешние слои расширяются, а внутренние сжимаются. Звезда становится красным гигантом, т. е. звездой огромного размера с высокой светимостью и очень малой плотностью. В центре образуется плотное и горячее гелиевое ядро. Когда температура в нём достигает 100 млн °С, начинается реакция превращения гелия в углерод, сопровождающаяся выделением большого количества энергии.

На следующей стадии звёзды типа Солнца сбрасывают часть вещества, сжимаются до размеров планет, превращаясь в маленькие, очень плотные звёзды — белые карлики, и медленно остывают.

Вопросы

При температуре в ядре порядка 14—15 млн°С и давлениях от 7 • 10 8 до 3,4 • 10 11 атм звезда должна была бы превратиться в расширяющееся газовое облако. Но этого не происходит. Как вы думаете, какие силы противодействуют расширению звезды?
Что является источником энергии, излучаемой звездой?
Какой физический процесс является источником внутреннего обогрева планеты?
Что является причиной образования пятен на Солнце?
Из каких слоев состоит солнечная атмосфера?
Расскажите об основных стадиях эволюции Солнца.

1 Под звёздами здесь и далее подразумеваются звёзды типа Солнца, находящиеся на той же стадии развития, что и Солнце.

2 Протуберанцы — громадные, протяжённостью до сотен тысяч километров, плазменные образования в солнечной короне, имеющие большую плотность и меньшую температуру, чем окружающая их плазма короны.

Солнце является основным источником энергии для Земли и всей Солнечной системы. Без него жизнь на нашей планете была бы невозможна. Неслучайно у многих древнейших цивилизаций (например, у египтян) именно бог Солнца считался верховным божеством, которому все остальные Боги были подчинены. Однако современная наука может рассказать о нашем светиле значительно больше, чем древнеегипетские мифы. Какие процессы протекают внутри Солнца, какова история этой звезды, и какое будущее ожидает ее через миллиарды лет?

Общая характеристика

Солнце – это огромный разогретый шар из газа, чей диаметр оценивается в 1,392 млн км. Это в 109 раз больше диаметра нашей планеты. На звезду приходится 99,87% всей массы Солнечной системы.

С Земли кажется, что светило имеет желтый цвет, однако это иллюзия, связанная с влиянием атмосферы нашей планеты на солнечный свет. На самом деле Солнце излучает почти белый свет.

Солнце – это одна из сотен миллиардов звезд галактики Млечный путь. Ближайшая к Солнцу звезда – это Проксима Центавра, находящаяся от неё на расстоянии 4,24 световых лет. Для сравнения – расстояние от Земли до Солнца, принимаемое за астрономическую единицу (а.е.), солнечный свет проходит всего за 8,32 минут.

Влияние Солнца на окружающие небесные тела огромно. Солнечный ветер (частицы вещества, излучаемого звездой), доминируют в межпланетном пространстве на расстоянии до 100-150 а.е. от светила. Считается, что гравитация нашей звезды определяет орбиты тел, находящихся даже на расстоянии светового года от неё (в облаке Оорта).

Само Солнце также вращается вокруг своей оси. Так как оно состоит из газов, то разные его слои вращаются с разной угловой скоростью. Если в районе экватора период обращения составляет 25 дней, то на полюсах он увеличивается до 34 дней. Более того, последние исследования показывают, что внутренние области совершают оборот значительно быстрее, чем внешняя оболочка.

Таблица “Основные физические характеристики Солнца”

Внутреннее строение Солнца

Внутренняя структура нашей звезды включает следующие слои:

В центре светила располагается ядро. Именно в этой области идут термоядерные реакции. Радиус ядра оценивается в 150 тыс. км. Температура здесь не опускается ниже 13,5 млн градусов, а давление доходит до 200 млрд атм. Из-за этого вещество здесь находится в крайне плотном состоянии. Его плотность составляет 150 г/куб. см. Это в 7,5 раз выше плотности золота. Именно такие условия необходимы для протекания термоядерных реакций. Надо понимать, что именно в ядре вырабатывается энергия, которую и излучает Солнце. Все остальные области звезды лишь обогреваются ядром, но сами ее не вырабатывают.

Зона лучистого переноса

Зона конвективного переноса

Выше располагается зона конвективного переноса толщиной 200 тыс. км. Здесь плотность уже невысока, и вещество активно перемешивается – нагретые газы поднимаются наверх, отдают тепло, остывают и снова погружаются вниз. Скорость газовых потоков может достигать 6 км/с. Именно это движение порождает магнитное поле Солнца. Температура на поверхности падает до 6000° С, а плотность на три порядка ниже плотности земной атмосферы.

Атмосфера

Атмосфера Солнца состоит из следующих слоев:

Фотосфера

Нижний слой атмосферы называют фотосферой. Именно она излучает тот свет, который согревает планеты Солнечной системы. Толщина фотосферы колеблется от 100 до 400 км. На внешней границе фотосферы температура падает до 4700° С.

Хромосфера

Над фотосферой располагается хромосфера – слой толщиной около 2000 км. Её яркость очень мала, поэтому с Земли её можно наблюдать довольно сложно. Удобнее всего это делать во время солнечных затмений. Она имеет специфический красный оттенок. В хромосфере можно наблюдать спикулы – столбы плазмы, выбрасываемые из нижних слоев хромосферы. Время существования одной спикулы не превышает 10 минут, а длина доходит до 20 тыс. км. Одновременно в хромосфере находится около миллиона спикул. Интересно, что с увеличением высоты температура хромосферы не падает, а растет, и на верхней границе может доходить до 20 000° С.

Корона

Верхний слой атмосферы называется короной. Ее верхняя граница до сих пор четко не определена. Вещество в ней крайне разрежено, однако температура в ней может достигать нескольких миллионов градусов. На сегодня ученым не удалось полностью объяснить, за счет каких механизмов солнечная корона разогревается до такой температуры. В короне можно наблюдать протуберанцы – выбросы солнечного вещества, чья высота над поверхностью звезды может достигать 1,7 млн км.

Магнитное поле Солнца

У Солнца есть магнитное поле. Исследователи выделяют глобальное поле звезды и множество локальных полей.

В разных районах Солнца могут наблюдаться и малые, то есть локальные магнитные поля. Их напряженность может в тысячи раз превышать напряженность глобального поля, однако время их существования редко превышает несколько десятков дней. Особенно часто локальные поля наблюдаются в районе солнечных пятен. Дело в том, что эти пятна как раз и являются теми точками, через которые магнитные поля из внутренних областей выходят наружу.

Жизненный цикл Солнца

Возраст Солнца оценивается учеными в 4,5 млрд лет. Сформировалось оно из газопылевого облака, которое постепенно сжималось под действием собственной гравитации. Из этого же облака возникли планеты и почти все остальные объекты в Солнечной системе. Когда в центре сжимающегося облака плотность, а вместе с ней температура и давление выросли до критических значений, началась термоядерная реакция – так зажглось Солнце.

Постепенно из-за выгорания водорода ядро будет уменьшаться в размерах, а вся звезда в целом – увеличиваться. Через 6,4 млрд лет водород в ядре закончится, радиус звезды в этот момент будет больше современного в 1,59 раз. В течение 700 млн лет звезда расширится до 2,3 современных радиусов.

Далее рост температуры приведет к тому, что термоядерные реакции горения водорода запустятся уже не в ядре, а в оболочке звезды. Из-за этого она резко расширится, и ее внешние слои будут достигать современной земной орбиты. Однако к тому моменту светило потеряет значительную часть своей массы (28%), что позволит нашей планете перейти на более отдаленную орбиту. Солнце в этот период своей жизни, который продлится 10 млн лет, будет являться красным гигантом.

Из-за пульсаций, связанных с изменениями температуры Солнца, его внешние слои отделятся от ядра и образуют планетарную туманность. Само же ядро превратится в белый карлик – объект, чьи размеры будут сопоставимы размерами Земли, а масса будет равна половине современной солнечной массы. Далее этот карлик, состоящий из углерода и кислорода, будет постепенно остывать. Никаких термоядерных реакций в белом карлике идти не будет, поэтому со временем (за десятки млрд лет) он превратится в черный карлик – остывшую плотную массу вещества. На этом эволюция Солнца завершится.

Орбита и расположение Солнца в галактике Млечный путь

Солнце вместе со всей Солнечной системой вращается относительно центра Млечного пути, в котором располагается огромная черная дыра. Расстояние от нее до нашего светила составляет 26 тыс. св. лет. Один оборот Солнечная система совершает примерно за 225-250 млн лет. Скорость движения звезды относительно центра галактики составляет 225 км/с.

Исследование Солнца

Аристарх Самосский в III в. до н. э. первым предположил, что именно Земля вращается вокруг Солнца, а не наоборот. Но лишь во времена Коперника и Галилея эта теория была принята научным сообществом. Тогда же начались исследования Солнца с помощью телескопа. Галилей понял, что солнечные пятна – это часть светила. Изучая их, он понял, что звезда вращается вокруг своей оси, и даже смог определить период обращения.

В 1672 г. Д. Кассини смог достаточно точно рассчитать расстояние до светила. Для этого он определял положение Марса на небосводе в Париже и Кайенне (Южная Америка). Он получил значение в 140 млн км.

В XIX в. физики стали изучать спектр солнечного света. Этот метод позволял определить химический состав звезды. В 1868 г. было обнаружено, что в состав светила входит элемент, до того неизвестный человечеству. Его назвали гелием.

Большой загадкой для ученых оставалась природа энергии, излучаемой Солнцем. Выдвигались ошибочные версии, что звезда нагревается за счет падения на нее метеоритов или за счет гравитационного сжатия. Лишь с открытием ядерных реакций физики смогли предположить, что источник солнечного тепла – это термоядерный синтез.

Интересные факты о Солнце

Для любого объекта, излучающего тепло, можно посчитать отношение мощности к его объему. Оказывается, что удельная мощность Солнца примерно в тысячу раз меньше, чем удельная мощность человеческого организма! Это означает, что огромный объем выделяемого светилом тепла в первую очередь объясняется его гигантскими размерами.

Периодически всплески солнечной активности приводят к геомагнитным бурям. Мощнейшая из них произошла в 1859 г. В результате на Земле перестала работать телеграфная связь, а северное сияние наблюдалось даже над Кубой.

Сейчас общепризнанна теория, что Солнце образовалось из газопылевого облака. Однако откуда появилось само облако? Ученые предполагают, что оно является остатком предыдущих звезд. Химический анализ показывает, что Солнце является звездой уже третьего поколения. Это значит, что вещество, из которого состоит светило, ранее входило в состав двух других звезд, уже прекративших существование.

Хотя большинство планет вращаются вокруг Солнца в плоскости эклиптики, экватор самой звезды не совпадает с этой плоскостью, а наклонен на 7°. Эту аномалию до сих пор не удалось объяснить. Возможно, причиной этого является существование ещё одной планеты в Солнечной системе, чья орбита лежит не в плоскости эклиптики, а под углом к ней. Ряд наблюдений подтверждает существование Девятой планеты, но пока что говорить об ее открытии преждевременно.

Читайте также: