Со́лнце, ближайшая к нам звезда, центральное тело Солнечной системы.

Основные характеристики

Среднее расстояние от Земли до Солнца (астрономическая единица, а. е.) равно 149 597 870 700 м (свет проходит это расстояние примерно за 500 с). Солнце представляет собой газовый (плазменный) шар. Масса Солнца равна 1,99·10³⁰ кг и составляет 99,866% от всей массы Солнечной системы. На всё остальное: планеты, их спутники, астероиды, кометы, межпланетная пыль и газ – приходится по массе всего 0,134%. Зато с распределением момента импульса ситуация обратная: на долю планет приходится около 98% всего момента импульса в Солнечной системе. Это говорит о том, что Солнце вращается относительно медленно. Радиус Солнца равен 696 230 км, сжатие очень малó – полярный радиус меньше экваториального всего на 6 км. Средняя плотность вещества Солнца равна 1409 кг/м³. Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца $g_с\!=\!274\ м/с^2$. Скорость убегания составляет 617 км/с: чтобы покинуть навсегда поверхность Солнца, любая нейтральная частица должна иметь скорость не меньше этой величины. Солнце вращается вокруг своей оси со средним периодом около 27 суток, однако его вращение дифференциально: на экваторе период вращения близок к 25 суткам, в полярных областях превышает 30 суток. Эффект дифференциального вращения вместе с меридиональной циркуляцией – очень медленными течениями газа от экватора к полюсам – играет определяющую роль в циклической генерации магнитных полей на Солнце, обеспечивающих солнечную активность. Температура видимых глазом поверхностных слоёв Солнца (фотосферы Солнца) равна 5800 К. Количество энергии, которое получает от Солнца за 1 с на среднем расстоянии от него в 1 а. е. площадка в 1 м², ориентированная перпендикулярно солнечным лучам за пределами земной атмосферы, составляет 1367,6 Вт/м² (солнечная постоянная). Общая светимость Солнца (количество энергии, испускаемой всей его поверхностью за 1 с) равна 3,846·10²⁶ Вт. Видимая звёздная величина Солнца $m_V\!=\!-26,\!73$, абсолютная звёздная величина $M\!=\!4,\!83$. В классификации звёзд по светимости и спектру Солнце, как звезда главной последовательности, имеет класс светимости V, а по спектральным свойствам это жёлтый карлик спектрального класса G2 (обозначается как dG2).

Спектр Солнца

Солнце имеет непрерывный спектр излучения, подобный спектру абсолютно чёрного тела с температурой, соответствующей температуре фотосферы, но на его фоне наблюдаются многочисленные тёмные фраунгоферовы линии. Эти линии появляются в спектре вследствие поглощения квантов света в верхних, более холодных слоях солнечной атмосферы. Непрерывный спектр Солнца наиболее интенсивен в видимом диапазоне длин волн – от синих (430 нм) до красных (около 760 нм). В этой области спектра Солнца особенно выделяются линии ионизованного кальция (дублет Н и K), линии бальмеровской серии водорода Н_α, Н_β и Н_γ, а также многочисленные линии металлов. Химический состав Солнца, устанавливаемый по исследованиям спектральных линий: 73,7% (по массе) – водород, 24,5% – гелий, на долю всех остальных химических элементов приходится лишь 1,8%. В видимом диапазоне спектра Солнца излучается около половины всей энергии, 41% приходится на инфракрасное (ИК) излучение с длиной волны 760–5000 нм, 9% – на ультрафиолетовое (УФ) излучение с длиной волны 100–400 нм.

В УФ-области на длинах волн 200–400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно чёрного тела. На волнах короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра Солнца резко падает, появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивной из них является линия лаймановской серии водорода $L_α$ с длиной волны 121,5 нм. В рентгеновской области (0,1–10 нм) плотность потока излучения Солнца весьма мала (около 5·10^–4 Вт/м²). Интенсивность излучения Солнца в УФ- и рентгеновском диапазонах очень сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. УФ-излучение Солнца возникает в хромосфере Солнца – следующем за фотосферой слое солнечной атмосферы толщиной около 2000 км и температурой 8–15 тыс. К. Рентгеновское излучение также исходит из хромосферы, содержащей горячие волокна-выбросы, и расположенной над нею ещё более горячей (около 1–2 млн К), но сильно разреженной и чрезвычайно протяжённой короны Солнца.

Кроме того, Солнце является мощным источником радиоизлучения. Хромосфера Солнца излучает радиоволны в миллиметровом и сантиметровом диапазонах, солнечная корона – дециметровые и метровые радиоволны. В радиоизлучении Солнца выделяют две составляющие – постоянную и переменную. Первая соответствует радиоизлучению спокойного Солнца, вторая отражает явления солнечной активности и проявляется в виде всплесков и шумовых бурь. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу и при солнечных вспышках возрастает в тысячи и миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца.

Долгое время наблюдению с Земли была доступна лишь видимая часть солнечного спектра. С наступлением космической эры в последней трети 20 в. стало возможным выносить телескопы за пределы земной атмосферы, и гелиофизика, как и вся современная астрономия, стала всеволновой. В настоящее время наблюдениям доступно как длинноволновое солнечное излучение, т. е. ИК-часть спектра и радиодиапазон от миллиметровых до километровых длин волн (солнечная радиоастрономия в меньшей степени подвержена влиянию атмосферы и поэтому получила бурное развитие уже с начала 1950-х гг.), так и коротковолновое излучение (УФ-, рентгеновское и гамма-излучение), почти полностью поглощаемое земной атмосферой. Орбитальные солнечные обсерватории позволяют вести регулярные наблюдения Солнца в УФ- и рентгеновском диапазонах. В отдельных случаях благодаря участию неспециализированных телескопов удаётся измерить потоки гамма-лучей (с энергией до 100 МэВ) от активных событий на Солнце. При помощи космических аппаратов постоянно отслеживаются в различных энергетических диапазонах потоки солнечных космических лучей (в основном электронов и протонов, ускоренных в солнечных вспышках), играющих важную роль в формировании космической погоды на орбите Земли.

Источник энергии Солнца

Термоядерные реакции – источник всей энергии Солнца – возможны только в ядре Солнца, где температура достигает 15,6 млн К, а плотность – 1,6·10⁵ кг/м³. Основная термоядерная реакция, обеспечивающая до 99% солнечной энергии, – это протон-протонный цикл, конечным результатом которого является образование ядра атома гелия (альфа-частицы) из 4 ядер водорода (протонов). Масса образовавшегося ядра гелия меньше суммарной массы 4 протонов, и эта разница масс (дефект массы) превращается в энергию излучения нейтрино и жёстких гамма-квантов. Другой термоядерный цикл – углеродно-азотный – играет малую роль, на его долю приходится всего около 1% энергопроизводства Солнца. Эффективность термоядерных реакций в ядре Солнца такова, что из 1 кг водорода 7 г превращается в излучение. Каждую секунду на Солнце «выгорает» около 4,3 млн т водорода. В таком, казалось бы, расточительном режиме Солнце существует уже около 4,5 млрд лет, но его масса настолько велика, что её хватит ещё примерно на такой же срок. Гамма-кванты, порождённые в ядре Солнца, по пути наружу многократно поглощаются и переизлучаются атомами солнечного вещества. В ходе этого процесса гамма-кванты «дробятся», их энергия перераспределяется между менее энергичными квантами, и в итоге с поверхности Солнца энергия, выработанная в ядре, излучается главным образом в виде оптического и ИК-излучения. Путь лучистой энергии от ядра до поверхности Солнца занимает примерно 1 млн лет.

Прямую информацию о протекании термоядерных реакций синтеза в ядре Солнца даёт нейтринная астрономия, поскольку нейтрино, рождающиеся в этих реакциях, практически без поглощения проходят всю толщину солнечного шара и те из них, которые попадают на Землю, могут быть уловлены специальными нейтринными детекторами (солнечные нейтрино).

Внутреннее строение Солнца

Солнце можно условно разделить на ряд физически различных зон (рис. 1). В самом центре находится ядро, в котором происходит энерговыделение; по протяжённости оно занимает 0,2 радиуса Солнца. После него вплоть до расстояния 0,66 радиуса Солнца следует лучистая зона, в которой вещество находится в состоянии гидростатического равновесия, а поток энергии передаётся в радиальном направлении от нижних слоёв к верхним за счёт поглощения и последующего излучения фотонов, Рис. 1. Схема строения Солнца. Оригинальное изображение: NASA / Jenny Mottar. Перевод подписей и обозначения: БРЭ.Рис. 1. Схема строения Солнца. Оригинальное изображение: NASA / Jenny Mottar. Перевод подписей и обозначения: БРЭ.частота которых, как и температура солнечного вещества, снижается по мере удаления от центра. Вся эта внутренняя часть Солнца вращается как твёрдое тело с периодом около 27 суток. Далее, в узком слое на расстоянии от 0,68 до 0,72 радиуса Солнца, который называется тахоклином, происходит резкий переход к дифференциальному вращению, близкому к тому, что наблюдается на поверхности Солнца, и от механизма лучистого переноса энергии к конвективному. По современным представлениям, тахоклин играет важнейшую роль в генерации переменных магнитных полей на Солнце. Начиная с тахоклина, где температура составляет примерно 2 млн К, температура солнечной плазмы продолжает уменьшаться, а её непрозрачность возрастает настолько, что лучистый перенос уже оказывается неспособен переносить наверх поток энергии, выработанной в ядре, и с уровня 0,72 радиуса Солнца возникает развитая конвективная зона. Здесь перенос энергии производится тепловой конвекцией, т. е. за счёт вертикального перемешивания вещества, при котором отдельные горячие элементы газа (плазмы) поднимаются наверх, перенося с собой тепловую энергию, расширяются и охлаждаются по мере подъёма, а затем, опускаясь в нижние, более горячие слои, снова нагреваются, и процесс повторяется. Такой перенос энергии оказывается в несколько раз более эффективным, чем лучистый, и поэтому у поверхности Солнца поток тепла переносится к фотосфере почти целиком за счёт конвекции.

Дифференциальное вращение Солнца легко прослеживается в фотосфере по наблюдениям за перемещением по диску различных индикаторов (солнечных пятен, факелов, волокон) на разных широтах. Для невидимой глазу конвективной зоны распределение угловой скорости вращения с глубиной и гелиоширотой (рис. 2) удалось установить в самом конце 20 в. с помощью методов гелиосейсмологии (Howe et al., 2000).Рис. 2. Радиальное и широтное распределение угловой скорости вращения Солнца в конвективной зоне и зоне лучистого переноса по гелиосейсмологическим данным. Каждая кривая соответствует определённой гелиографической широте.Рис. 2. Радиальное и широтное распределение угловой скорости вращения Солнца в конвективной зоне и зоне лучистого переноса по гелиосейсмологическим данным. Каждая кривая соответствует определённой гелиографической широте.

На рис. 2 хорошо выражен специфический характер солнечного вращения: от ядра и до тахоклина, где отношение радиального расстояния от центра Солнца к его радиусу $(r/R)$ примерно равно 0,68, Солнце вращается как твёрдое тело, с одной и той же угловой скоростью, примерно равной скорости вращения фотосферы на широте 34^о. В тахоклине возникает значительный широтно-радиальный градиент вращения: экваториальные слои начинают вращаться быстрее, а высокоширотные – замедляются. После тахоклина радиальный градиент уменьшается, и на каждой широте примерно сохраняется своя скорость вращения. При подходе к поверхности Солнца, от слоя с $r/R\!=\!0,\!96$ до $r/R\!=\!1$, ситуация заметно меняется: на всех широтах угловая скорость вращения падает с расстоянием. Эта зона носит название лептоклина. Указанные особенности имеют большое значение для понимания того, как дифференциальное вращение Солнца обеспечивает генерацию магнитных полей в его конвективной зоне.

Атмосфера Солнца и солнечный магнетизм

В фотосфере Солнца – узком слое толщиной всего около 300 км – следы конвекции, происходящей в нижележащих слоях, хорошо видны в виде ячеистой грануляции (размер гранулы около 10³ км, время жизни около 10 мин, скорость движений плазмы в ячейке около 1 км/с), но непосредственно в фотосфере конвекция несколько ослабляется и здесь опять начинает преобладать лучистый перенос энергии.

Кроме грануляции, на Солнце существует ещё одно важное проявление конвективных процессов – супергрануляция, с характерным пространственным размером ячеек около 36 тыс. км, временем их жизни около 36 ч и скоростями радиальных течений (горизонтальных растеканий газа от центра конвективной ячейки к её краям) около 0,5 км/с. Имеются также убедительные наблюдательные свидетельства наличия на Солнце гигантских конвективных ячеек размером около 250 тыс. км и скоростями не более 0,1 км/с. О времени жизни ячеек такой гигантской конвекции на сегодня судить очень трудно.

По мере удаления от нижней границы фотосферы вверх температура газа падает до 4400 К на высоте около 560 км (температурный минимум). Этот уровень относится уже к следующему слою солнечной атмосферы – к хромосфере Солнца. Она была открыта во время полных солнечных затмений, проявляясь как ярко окрашенная полоска над тёмным краем солнечного диска, закрытого в это время Луной. Отсюда её название – «цветная сфера». Основное свойство хромосферы – её чрезвычайная неоднородность, это динамическая смесь вытянутых вверх, непрерывно колышущихся тонких волокон, которую обычно сравнивают с горящей прерией. На фоне относительно невысоких и многочисленных волокон выделяются отдельные тонкие и яркие, горячие выбросы – струи, доходящие до высот от 5 до 15 тыс. км за счёт достаточно больших начальных вертикальных скоростей – 20–150 км/с. Температура газа в таких выбросах оценивается в диапазоне от 10 до 100 тыс. К, а время жизни варьирует от 50 до 600 с. Эти хромосферные выбросы называются спикулами.

От основания хромосферы (температурного минимума) температура газа начинает плавно расти с высотой. В верхней её части, на высоте около 2200 км, температура газа составляет (при усреднении по всем волокнам и выбросам) 20 тыс. К, а затем она стремительно, на протяжении всего нескольких десятков километров, вырастает до значений 1–2 млн  К, характерных для короны Солнца. Этот слой, где происходит резкий скачок температуры от хромосферы к короне, носит название переходного слоя (англ. transition region) (Аvrett, Loeser, 2008). Его образование обусловлено тем, что в конвективной зоне и фотосфере присутствует, кроме электромагнитного излучения и горячей плазмы, хорошо проводящей электрический ток и постоянно перемешиваемой конвективными движениями, ещё один вид материи, обладающий определённой энергией и способный переносить эту энергию на большие расстояния и выделять её в других формах. Это – магнитное поле Солнца. Общее магнитное поле Солнца, имеющее в первом приближении структуру, близкую к дипольной, относительно невелико – всего 1–2 Гс [(1–2)·10^–4 Тл], т. е. лишь в 2–4 раза больше, чем магнитное поле Земли, но в активных областях Солнца напряжённость магнитного поля составляет уже сотни Гс, а в солнечных пятнах – 2–4 кГс, и его локальная структура может быть очень сложной (перекрученные магнитные силовые трубки, или «магнитные жгуты»). Важнейшая рольРис. 3. Гигантский петельный протуберанец. Вверху показан для сравнения земной шар. Снимок получен в 2010 г. космической обсерваторией SDO (NASA).Рис. 3. Гигантский петельный протуберанец. Вверху показан для сравнения земной шар. Снимок получен в 2010 г. космической обсерваторией SDO (NASA). магнитного поля на Солнце состоит в том, что все известные проявления солнечной активности [комплексы активности, активные области и их отдельные элементы – солнечные пятна, солнечные факелы, солнечные вспышки, протуберанцы (рис. 3), корональные дыры, корональные петли, корональные выбросы массы и др.] имеют магнитную природу. Нагрев хромосферы и короны также обусловлен наличием на Солнце магнитного поля. Он может быть обеспечен как непосредственной диссипацией магнитной энергии при пересоединениях магнитных силовых линий в мелкомасштабных токовых слоях (нановспышки), так и диссипацией энергии магнитогидродинамических волн, переносимых вдоль магнитного поля из-под фотосферы в вышележащие и сильно разреженные слои солнечной атмосферы, где они превращаются в ударные волны и эффективно диссипируют (рассеивают) свою энергию. Детали механизма коронального нагрева пока до конца неясны, но общий смысл процесса не вызывает сомнений.

Солнечный ветер и гелиосфера

Солнечная корона вследствие её высокой температуры не может удерживаться гравитацией в состоянии статического равновесия, по мере удаления от Солнца она переходит в динамический режим убегания, превращаясь в солнечный ветер – уходящий от Солнца по всем направлениям поток плазмы с вмороженным в неё магнитным полем. Область пространства вокруг Солнца, заполненная солнечным ветром, солнечными магнитными полями и солнечными космическими лучами, называется гелиосферой. Несмотря на то что солнечный ветер испускается Солнцем по всем направлениям, гелиосфера имеет вытянутую форму, что объясняется движением Солнца относительно межзвёздной среды. На определённом расстоянии от Солнца (более 100 а. е., т. е. далеко за орбитой Плутона) сверхзвуковой солнечный ветер сталкивается с межзвёздным газом и резко замедляется. Здесь формируется ударная волна, после прохождения через которую течение газа становится дозвуковым. Межзвёздный газ, обтекая фронт ударной волны, формирует протяжённый газовый шлейф, вытянутый в направлении, противоположном направлению движения Солнца. Внешняя поверхность гелиосферы, где солнечный ветер встречается с межзвёздной средой, называется гелиопаузой. Здесь газ, разогретый ударной волной, начинает светиться в рентгеновском диапазоне, что позволяет отслеживать положение и форму гелиопаузы. Рис. 4. Изображение сложной формы поверхности гелиосферного пузыря, охватывающего Солнечную систему. Красным цветом показаны линии магнитного поля.Рис. 4. Изображение сложной формы поверхности гелиосферного пузыря, охватывающего Солнечную систему. Красным цветом показаны линии магнитного поля.Летом 2020 г. специалисты NASA по данным своего исследовательского зонда, который мониторил поведение солнечного ветра, солнечных космических лучей и рентгеновского излучения на больших расстояниях от Солнца, построили модель гелиосферного «пузыря», который окутывает всю Солнечную систему, и того следа, который оставляет наша система за собой при движении в межзвездном пространстве. Рис. 5. Турбулентный след, который Солнечная система оставляет за собой при движении в межзвёздной среде.Рис. 5. Турбулентный след, который Солнечная система оставляет за собой при движении в межзвёздной среде.Геометрически сложная, «мятая» форма этого пузыря и того следа, который он оставляет позади себя, показана на рис. 4 и 5.

Межпланетные станции «Вояджер-1» и «Вояджер-2», запущенные в 1977 г. для исследования Юпитера и Сатурна, в конце 2010 г. пересекли всю Солнечную систему и начали проходить в двух разных точках через гелиопаузу, покидая пределы Солнечной системы как области, в которой доминирует солнечный ветер. В августе 2012 г. «Вояджер-1» вышел за пределы Солнечной системы на расстоянии 121,7 а. е. от Солнца. Полученная от миссии информация помогла уточнить границы гелиопаузы и физические условия на ней.