Просмотр отдельных изменений

'{{другие значения}} {{Карточка |стиль_тела = width:18em; |стиль_заголовков = background-color:#ffffc0; |стиль_меток = font-weight: normal; |вверху = Солнце [[Файл:Sun symbol.svg|25px]] |изображение = [[Файл:Sun white.jpg|250px|Солнце в видимом свете]] |заголовок1 = Основные характеристики |метка2 = Среднее расстояние<br><small>от [[Земля|Земли]]</small> |текст2 = 1,496{{e|8}} [[километр|км]]<ref name="nssdc">{{cite web |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |title=Sun Fact Sheet |publisher=NASA |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCI3rR8?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |archivedate=2011-08-10 |accessdate=2013-08-12 |deadlink=no }}{{v|2011|10|14}}</ref> <small>(8,31 [[Световая минута|световых минут]])</small> <small>1 [[Астрономическая единица|а. е.]]</small> |метка3 = [[Параллакс Солнца|Средний горизонтальный параллакс]] |текст3 = 8,794" |метка4 = [[Видимая звёздная величина]] (V) |текст4 = −26,74^m<ref name="nssdc"/> |метка5 = [[Абсолютная звёздная величина]] |текст5 = 4,83^m<ref name="nssdc"/> |метка6 = [[Спектральный класс]] |текст6 = {{скз|G|2|V}} |заголовок7 = Параметры [[Орбита|орбиты]] |метка8 = Расстояние<br><small>от центра [[Млечный Путь|Галактики]]</small> |текст8 = ~2,5{{e|20}} [[метр|м]]<br><small>({{ly|26 000}})</small> |метка9 = Расстояние<br><small>от плоскости [[Млечный Путь|Галактики]]</small> |текст9 = ~4,6{{e|17}} [[метр|м]]<br><small>({{ly|48}})</small> |метка10 = [[Галактика|Галактический]] период обращения |текст10 = 2,25-2,50{{e|8}} [[год|лет]] |стиль_метки11 = vertical-align:top; |метка11 = [[Скорость]] |текст11 = ~2,2{{e|5}} м/с<ref>[http://www.iau.org/public_press/themes/place_in_cosmos/ Defining our Place in the Cosmos — the IAU and the Universal Frame of Reference]</ref><br><small>(на орбите вокруг центра Галактики)</small><br>19,4 км/с<ref name="nssdc"/><br><small>(относительно соседних [[звезда|звёзд]])</small> |заголовок12 = Физические характеристики |стиль_метки13 = vertical-align:top; |метка13 = Средний диаметр |текст13 = 1,392{{e|9}} [[метр|м]]<br><small>(109 диаметров [[Земля|Земли]])</small><ref name="nssdc"/> |метка14 = Экваториальный [[радиус]] |текст14 = 6,9551{{e|8}} м<ref name="sse">{{cite web |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |title=Sun: Facts & figures |work=Solar System Exploration |publisher=NASA |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCIBXzd?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun |archivedate=2011-08-10 |accessdate=2009-05-14 |deadlink=no }}{{v|2011|10|14}}</ref> |метка15 = Длина окружности экватора |текст15 = 4,37001{{e|9}} м<ref name="sse"/> |метка16 = Полярное сжатие |текст16 = 9{{e|−6}} |стиль_метки17 = vertical-align:top |метка17 = [[Площадь]] поверхности |текст17 = 6,07877{{e|18}} [[Квадратный метр|м²]]<br><small>(11 918 площадей [[Земля|Земли]])</small><ref name="sse"/> |стиль_метки18 = vertical-align:top; |метка18 = [[Объём]] |текст18 = 1,40927{{e|27}} [[Кубический метр|м³]]<br><small>(1 301 019 объёмов Земли)</small><ref name="sse"/> |стиль_метки19 = vertical-align:top; |метка19 = [[Масса]] |текст19 = 1,9885{{e|30}} [[килограмм|кг]]<br><small>(332 940 масс Земли)</small><ref name="nssdc"/> |метка20 = Средняя [[плотность]] |текст20 = 1,409 г/см³<ref name="sse"/> |метка21 = [[Ускорение свободного падения]] на экваторе |текст21 = 274,0 м/с²<ref name="nssdc"/><ref name="sse"/> (27,96 [[Ускорение свободного падения|''g'']]<ref name="sse"/>) |метка22 = [[Вторая космическая скорость]]<br><small>(для поверхности)</small> |текст22 = 617,7 км/с<br><small>(55,2 земных)</small><ref name="sse"/> |метка23 = [[Эффективная температура]] поверхности |текст23 = 5772 К<ref name="nssdc"/> |метка24 = [[Температура]]<br><small>[[Солнечная корона|короны]]</small> |текст24 = ~1 500 000 К |метка25 = [[Температура]]<br><small>ядра</small> |текст25 = ~15 700 000 К |стиль_метки26 = vertical-align:top; |метка26 = [[Светимость]] |текст26 = 3,828{{e|26}} [[ватт|Вт]]<ref name="nssdc"/><br><small>(~3,75{{e|28}} [[люмен|Лм]])</small> |метка27 = [[Энергетическая яркость]] |текст27 = 2,009{{e|7}} Вт/(м²·[[стерадиан|ср]]) |заголовок28 = Характеристики [[Вращательное движение|вращения]] |стиль_метки29 = vertical-align:top; |метка29 = [[Наклон оси вращения|Наклон оси]] |текст29 = 7,25°<ref name="nssdc"/><ref name="sse"/><br><small>(относительно плоскости [[Эклиптика|эклиптики]])</small><br>67,23°<br><small>(относительно плоскости [[Галактика|Галактики]])</small> |метка30 = [[Прямое восхождение]]<br><small>северного полюса</small> |текст30 = 286,13°<ref name="iau-iag">{{cite web |url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |title=Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 |author=P. K. Seidelmann; V. K. Abalakin; M. Bursa; M. E. Davies; C. de Bergh; J. H. Lieske; J. Oberst; J. L. Simon; E. M. Standish; P. Stooke; P. C. Thomas. |year=2000 |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCIcHwA?url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |archivedate=2011-08-10 |accessdate=2012-10-18 |deadlink=no }}{{v|2011|10|14}}</ref></small><br><small>(19 ч 4 мин 30 с)</small> |метка31 = [[склонение (астрономия)|Склонение]]<br><small>северного полюса</small> |текст31 = +63,87°<ref name="iau-iag"/> |метка32 = [[Сидерический период]] вращения внешних видимых слоёв<br><small>(на широте 16°)</small> |текст32 = 25,38 [[сутки|дней]]<ref name="nssdc"/><br><small>(25 дней 9 ч 7 мин 13 с)</small><ref name="iau-iag"/> |метка33 = <small>(на экваторе)</small> |текст33 = 25,05 дней<ref name="nssdc"/> |метка34 = <small>(у полюсов)</small> |текст34 = 34,3 дней<ref name="nssdc"/> |метка35 = Скорость вращения внешних видимых слоёв<br><small>(на экваторе)</small> |текст35 = 7284 км/ч |заголовок36 = Состав [[фотосфера|фотосферы]]<ref>{{cite web |title = The Sun's Vital Statistics |url = http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html |publisher = [[Stanford Solar Center]] |accessdate = 2008-07-29 |archiveurl = https://www.webcitation.org/6BOkQXma3?url=http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html |archivedate = 2012-10-14 |deadlink = no }}</ref><ref>{{книга |заглавие=A New Sun: The Solar Results From Skylab |ссылка=https://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm |издательство=[[НАСА|National Aeronautics and Space Administration]] |год=1979 |страницы=37 |id=NASA SP-402 |ref=Eddy |автор=Eddy, J. }}</ref> |метка37 = [[Водород]] |текст37 = 73,46 % |метка38 = [[Гелий]] |текст38 = 24,85 % |метка39 = [[Кислород]] |текст39 = 0,77 % |метка40 = [[Углерод]] |текст40 = 0,29 % |метка41 = [[Железо]] |текст41 = 0,16 % |метка42 = [[Неон]] |текст42 = 0,12 % |метка43 = [[Азот]] |текст43 = 0,09 % |метка44 = [[Кремний]] |текст44 = 0,07 % |метка45 = [[Магний]] |текст45 = 0,05 % |метка46 = [[Сера]] |текст46 = 0,04 % }} '''Со́лнце''' ([[Астрономические символы|астр.]] ☉) — одна из [[Звезда|звёзд]] нашей [[Галактика|Галактики]] ([[Млечный Путь]]) и единственная звезда [[Солнечная система|Солнечной системы]]. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: [[Планета|планеты]] и их [[Спутники в Солнечной системе|спутники]], [[Карликовая планета|карликовые планеты]] и их спутники, [[астероид]]ы, [[метеороид]]ы, [[Комета|кометы]] и [[космическая пыль]]. По [[Спектральные классы звёзд|спектральной классификации]] Солнце относится к типу G2V ([[жёлтый карлик]]). Средняя [[плотность]] Солнца составляет 1,4 г/см³ (в 1,4 раза больше, чем у воды). [[Эффективная температура]] поверхности Солнца — 5780 [[кельвин]]<ref name="FK86-Sun"/>. Поэтому Солнце светит почти белым светом, но прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый [[жёлтый]] оттенок из-за более сильного [[Рэлеевское рассеяние|рассеяния]] и поглощения коротковолновой части спектра [[Атмосфера Земли|атмосферой Земли]] (при ясном небе, вместе с голубым рассеянным светом от неба, солнечный свет вновь даёт белое освещение). Солнечное [[Электромагнитное излучение|излучение]] поддерживает [[жизнь]] на [[Земля|Земле]] (свет необходим для начальных стадий [[фотосинтез]]а), определяет [[климат]]. Солнце состоит из [[водород]]а (≈73 % от массы и ≈92 % от объёма), [[Гелий|гелия]] (≈25 % от массы и ≈7 % от объёма<ref>{{статья |ссылка=http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 |заглавие=Helioseismology and Solar Abundances |издание={{Нп3|Physics Reports}} |accessdate=2008-09-02 |язык=en |автор=Basu, Sarbani; Antia, H. M. |год=2007 |тип=journal |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080127120536/http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 |archivedate=2008-01-27}}</ref>) и других [[Химический элемент|элементов]] с меньшей концентрацией: [[Железо|железа]], [[Никель|никеля]], [[кислород]]а, [[азот]]а, [[Кремний|кремния]], [[Сера|серы]], [[Магний|магния]], [[углерод]]а, [[неон]]а, [[Кальций|кальция]] и [[хром]]а<ref name="manuel1983">''Manuel O. K. and Hwaung Golden'' (1983), Meteoritics, Volume 18, Number 3, 30 September 1983, pp. 209—222. Online: http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf(retrieved 7 December 2007 20:21 UTC) {{Wayback|url=http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf |date=20050301082444 }}.</ref>. На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 атом кислорода, 398 атомов углерода, 123 атома неона, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также малое количество прочих элементов. [[Масса]] Солнца составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы<ref name="FK86-Sun">{{книга |заглавие=Физика Космоса: Маленькая энциклопедия |часть=Солнце |ссылка=http://www.astronet.ru/db/msg/eid/FK86/sun |издание=2-е изд |ответственный=Под ред. [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняева]] |место=М. |издательство=Советская энциклопедия |год=1986 |страницы=37 |страниц=783 | isbn=524(03)}}{{v|2011|09|19}}</ref>. Солнечный [[спектр]] содержит линии [[Ионизация|ионизированных]] и нейтральных [[металл]]ов, а также водорода и гелия. В нашей [[Галактика|Галактике]] ([[Млечный Путь]]) насчитывается от 100 до 400 миллиардов звёзд<ref>[https://www.universetoday.com/22285/facts-about-the-milky-way/ 10 Interesting Facts About the Milky Way — Universe Today<!-- Заголовок добавлен ботом -->]</ref>. При этом 85 % звёзд нашей галактики — это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своём [[красный карлик|красные карлики]]). Как и все звёзды [[главная последовательность|главной последовательности]], Солнце вырабатывает энергию путём [[Термоядерная реакция|термоядерного синтеза]]. В случае Солнца подавляющая часть энергии вырабатывается при синтезе гелия из водорода. Солнце — ближайшая к Земле звезда. Средняя удалённость Солнца от Земли — 149,6 млн [[Километр|км]]<ref name="nssdc"/> — приблизительно равна [[астрономическая единица|астрономической единице]], а [[угловой размер|видимый угловой диаметр]] при наблюдении с Земли, как и у [[Луна|Луны]], — чуть больше полградуса (31—32 [[Угловая минута|минуты]]). Солнце находится на расстоянии около 26 000 [[Световой год|световых лет]] от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая [[Галактический год|один оборот]] за 225—250 миллионов лет<ref>{{cite web|url=https://lenta.ru/news/2008/12/10/blackhole/|title=Астрономы взвесили чёрную дыру в центре Млечного Пути|work=Lenta.ru|accessdate=2010-05-01|deadlink=no}}</ref>. [[Орбитальная скорость]] Солнца равна {{s|217 км/с}} — таким образом, оно проходит один [[световой год]] примерно за 1400 [[год|лет]], а одну [[Астрономическая единица|астрономическую единицу]] — за 8 суток<ref name="Kerr">{{статья |ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf |заглавие=Review of galactic constants |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=221 |страницы=1023—1038 |язык=en |автор=Kerr F. J.; Lynden-Bell D. |год=1986 |тип=journal |издательство=[[Oxford University Press]]}}</ref>. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае [[Рукав Ориона|рукава Ориона]] нашей Галактики, между [[Рукав Персея|рукавом Персея]] и [[Рукав Стрельца|рукавом Стрельца]], в так называемом [[Местное межзвёздное облако|Местном межзвёздном облаке]] — области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность [[Местный пузырь|Местном пузыре]] — зоне рассеянного высокотемпературного [[Межзвёздный газ|межзвёздного газа]]. Из звёзд, принадлежащих 50 самым [[Список ближайших звёзд|близким звёздным системам]] в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его [[абсолютная звёздная величина]] +4,83^m). == Общие сведения == Солнце принадлежит к первому типу [[Звёздное население|звёздного населения]]. Одна из распространённых теорий возникновения Солнечной системы предполагает, что её формирование было вызвано взрывами одной или нескольких [[Сверхновая звезда|сверхновых звёзд]]<ref name="Falk">{{статья |ссылка=http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html |заглавие=Are supernovae sources of presolar grains? |издание=Nature |том=270 |страницы=700—701 |язык=en |автор=Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. |год=1977 |nodot=1}}</ref>. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится аномально большая доля [[золото|золота]] и [[Уран (элемент)|урана]], которые могли бы быть результатом [[эндотермические реакции|эндотермических реакций]], вызванных этим взрывом, или [[Ядерная реакция|ядерного превращения элементов]] путём поглощения [[нейтрон]]ов веществом массивной звезды второго поколения. [[Файл:Sun Earth Comparison.png|мини|слева|300пкс|Земля и Солнце (фотомонтаж с сохранением соотношения размеров)]] Излучение Солнца — основной источник энергии на [[Земля|Земле]]. Его мощность характеризуется [[Солнечная постоянная|солнечной постоянной]] — [[мощность]]ю излучения, проходящего через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам и расположенную на расстоянии одной [[Астрономическая единица|астрономической единицы]] от Солнца (то есть на орбите Земли) вне земной [[Атмосфера Земли|атмосферы]]. Эта постоянная равна приблизительно {{s|1,37 кВт/м²}}. Проходя сквозь [[Атмосфера Земли|атмосферу Земли]], солнечное излучение теряет в энергии примерно {{s|370 Вт/м²}}, и до земной поверхности доходит только {{s|1000 Вт/м²}} (при ясной погоде и когда Солнце находится в [[Зенит (астрономия)|зените]]). Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так, [[растения]], используя её посредством [[фотосинтез]]а, синтезируют [[Органические вещества|органические соединения]] с выделением [[кислород]]а. Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью [[фотоэлемент]]ов может быть использовано для производства [[Электроэнергия|электроэнергии]] ([[Солнечная энергетика|солнечными электростанциями]]) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в [[нефть|нефти]] и других видах [[Ископаемое топливо|ископаемого топлива]]. [[Файл:Comparison sun seen from planets ru.svg|мини|слева|300пкс|Размеры Солнца при наблюдении из окрестностей разных тел Солнечной системы]] [[Ультрафиолетовое излучение]] Солнца имеет [[антисептики|антисептические]] свойства, позволяющие использовать его для [[дезинфекция|дезинфекции]] [[вода|воды]] и различных предметов. Оно также вызывает [[загар]] и имеет другие [[биология|биологические]] эффекты, например стимулирует производство в организме [[витамин D|витамина D]]. Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляется [[Озоновый слой|озоновым слоем]] в земной атмосфере, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно меняется с [[широта|широтой]]. Угол, под которым Солнце стоит над горизонтом в [[полдень]], влияет на многие типы [[Адаптация (биология)|биологической адаптации]] — например, от него зависит цвет кожи человека в различных регионах земного шара<ref>''Barsh G. S.'', 2003, [http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?artid=212702 What Controls Variation in Human Skin Color?], PLoS Biology, v. 1, p. 19.</ref>. Наблюдаемый с Земли путь Солнца по небесной сфере изменяется в течение [[год]]а. Путь, описываемый в течение года той точкой, которую занимает Солнце на небе в определённое заданное время, называется [[аналемма|аналеммой]] и имеет форму цифры 8, вытянутой вдоль оси север — юг. Самая заметная вариация в видимом положении Солнца на небе — его колебание вдоль направления [[север]] — [[юг]] с [[амплитуда|амплитудой]] 47° (вызванное наклоном плоскости [[эклиптика|эклиптики]] к плоскости [[небесный экватор|небесного экватора]], равным 23,5°). Существует также другая компонента этой вариации, направленная вдоль оси [[восток]] — [[запад]] и вызванная увеличением скорости [[орбита]]льного движения Земли при её приближении к [[перигелий|перигелию]] и уменьшением — при приближении к [[афелий|афелию]]. Первое из этих движений (север — юг) является причиной смены [[времена года|времён года]]. [[Земля]] проходит через точку [[афелий|афелия]] в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км, а через точку [[перигелий|перигелия]] — в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км<ref>{{Cite web |url=http://www.windows.ucar.edu/tour/link%3D/physical_science/physics/mechanics/orbit/perihelion_aphelion.html%26edu%3Dhigh |title=Windows to the Universe |accessdate=2020-04-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20071026143732/http://www.windows.ucar.edu/tour/link%3D/physical_science/physics/mechanics/orbit/perihelion_aphelion.html%26edu%3Dhigh |archivedate=2007-10-26 |deadlink=yes }}</ref>. Видимый диаметр Солнца между этими двумя датами меняется на 3 %<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1235387 |title=Перигелий и афелий |work=Астронет |accessdate=2009-07-05 |deadlink=no |publisher=[[Астронет]] }}</ref>. Поскольку разница в расстоянии составляет примерно 5 млн км, то в афелии Земля получает примерно на 7 % меньше тепла. Таким образом, зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее. Солнце — магнитоактивная звезда. Она обладает сильным [[магнитное поле|магнитным полем]], [[Напряжённость магнитного поля|напряжённость]] которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые [[Одиннадцатилетний цикл солнечной активности|11 лет]], во время [[Солнечный максимум|солнечного максимума]]. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется [[Солнечная активность|солнечной активностью]] и включает в себя такие явления, как [[солнечные пятна]], [[солнечные вспышки]], вариации [[Солнечный ветер|солнечного ветра]] и т. д., а на Земле вызывает [[Полярное сияние|полярные сияния]] в высоких и средних широтах и [[Геомагнитная буря|геомагнитные бури]], которые негативно сказываются на работе [[электросвязь|средств связи]], средств передачи [[Электроэнергетика|электроэнергии]], а также негативно воздействует на живые организмы (вызывают головную боль и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям)<ref>{{cite news|url=http://eco.ria.ru/documents/20091030/191289322.html|title=Магнитные бури: природа и влияние на человека. Справка|date=2009-10-30|publisher=РИА Новости|accessdate=2012-06-07}}</ref><ref>[http://www.iki.rssi.ru/books/2010tarusa-med.pdf Бреус Т. К. Космическая и земная погода и их влияние на здоровье и самочувствие людей. В книге «Методы нелинейного анализа в кардиологии и онкологии. Физические подходы и клиническая практика». УНИВЕРСИТЕТ КНИЖНЫЙ ДОМ, Москва 2010 (pdf, 6,3Mb)]</ref>. Предполагается, что солнечная активность играла большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной атмосферы. == Жизненный цикл == {{Основная статья|Формирование и эволюция Солнечной системы|Звёздная эволюция}} Солнце является молодой звездой [[Металличность|третьего поколения]] (популяции I) с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений (соответственно популяций III и II). Текущий возраст Солнца (точнее время его существования на [[главная последовательность|главной последовательности]]), оценённый с помощью [[компьютерное моделирование|компьютерных моделей]] [[звёздная эволюция|звёздной эволюции]], равен приблизительно 4,5 миллиарда лет<ref name="NASA">{{cite web|url=https://solarsystem.nasa.gov/planets/sun/indepth |title=Sun: In Depth |author= |date=|work=Solar Systen Exploration|publisher=[[NASA]]|accessdate=2016-09-18|lang=en}}</ref>. [[Файл:Solar-evolution.png|780пкс|центр]] Считается<ref name="NASA"/>, что Солнце сформировалось примерно 4,5 миллиарда лет назад, когда быстрое сжатие под действием [[гравитация|сил гравитации]] [[туманность|облака молекулярного водорода]] (также, возможно, облака из смеси молекулярного водорода и атомов других химических элементов) привело к образованию в нашей области [[Галактика|Галактики]] звезды первого типа [[звёздное население|звёздного населения]] типа {{s|[[Звезда типа T Тельца|T Тельца]].}} Звезда такой [[масса|массы]], как Солнце, должна существовать на [[главная последовательность|главной последовательности]] в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла<ref> {{книга |заглавие=The search for life in the universe |ссылка=http://books.google.com/?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96 |страницы=96 |издательство=[[University Science Books]] |год=2001 |isbn=9781891389160 |ref=Goldsmith |автор=Goldsmith, D.; Owen, T. }}</ref>. На современном этапе в [[#Солнечное ядро|солнечном ядре]] идут [[термоядерная реакция|термоядерные реакции]] превращения [[водород]]а в [[гелий]]. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 миллионов [[тонна|тонн]] [[вещество|вещества]] превращается в лучистую [[энергия|энергию]], в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных [[нейтрино]]. По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного [[термоядерная реакция|горючего]], оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается. К возрасту 5,6 млрд лет, через 1,1 млрд лет от настоящего времени, наше дневное светило будет ярче на 11 %, чем сейчас<ref name="sun_future">{{статья |заглавие=Our Sun. III. Present and Future |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=418 |страницы=457—468 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S |accessdate=2007-03-31 |язык=en |автор=Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. |год=1993 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Уже в этот период, ещё до стадии [[Красный гигант|красного гиганта]], возможно исчезновение или кардинальное изменение жизни на Земле из-за повышения температуры поверхности планеты, вызванного увеличением яркости Солнца и парникового эффекта, индуцированного парами воды<ref>{{cite web |url=http://www.km.ru/nauka/1D702E09E82911D39730000000000000 |title=Печальное будущее Земли |publisher=KM.ru |accessdate=2013-03-28 |archiveurl=https://www.webcitation.org/6FbsMkTlL?url=http://www.km.ru/nauka/1D702E09E82911D39730000000000000 |archivedate=2013-04-03 |deadlink=yes }}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.membrana.ru/particle/775 |title=Далёкая звезда осветила планы спасения Земли от смерти Солнца |author=Леонид Попов |quote=Пред лицом красного гиганта, в которого превратится Солнце, на нашей планете останется не так уж много следов техногенной цивилизации. Да и то – ненадолго. Поглощение и испарение ждёт Землю. Если люди далёкого будущего не предпримут грандиозный опыт по перемещению своего мира. |publisher=Membrana.ru |accessdate=2013-03-28 |deadlink=no}}</ref><ref name=Schroeder /><ref> {{Cite news |first=D. |last=Carrington |title=Date set for desert Earth |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm |publisher=BBC News |accessdate=2007-03-31 | date=2000-02-21}}</ref>. К этому моменту Солнце достигнет максимальной поверхностной температуры (5800 К) за всё своё время эволюции в прошлом и будущем вплоть до фазы [[Белый карлик|белого карлика]]; на следующих стадиях температура фотосферы будет меньше. Несмотря на прекращение жизни в её современном понимании, жизнь на планете может остаться в глубинах морей и океанов<ref name="Richard Pogge">{{cite web| author = Pogge, Richard W.| date = 1997| url = http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html| title = The Once and Future Sun| publisher = The Ohio State University| format = lecture notes| accessdate = 2009-12-27| lang = en| archiveurl = https://www.webcitation.org/617GfSSv2?url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html| archivedate = 2011-08-22| deadlink = no}}</ref>. К возрасту 8 млрд лет (через 3,5 млрд лет от настоящего времени) яркость Солнца возрастёт на 40 %<ref name="sun_future"/>. К тому времени условия на Земле, возможно, будут подобны нынешним условиям на [[Венера|Венере]]: вода с поверхности планеты исчезнет полностью и улетучится в космос. Скорее всего, это приведёт к окончательному уничтожению всех наземных форм жизни<ref name="Richard Pogge"/>. По мере того как водородное топливо в солнечном ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться. Когда Солнце достигнет возраста 10,9 млрд лет (6,4 млрд лет от настоящего времени), водород в ядре кончится, а образовавшийся из него гелий, ещё неспособный в этих условиях к термоядерному горению, станет сжиматься и уплотняться ввиду прекращения ранее поддерживавшего его «на весу» потока энергии из центра. Горение водорода будет продолжаться в тонком внешнем слое ядра. На этой стадии радиус Солнца достигнет 1,59 {{Rsun}}, а светимость будет в 2,21 раза больше современной. В течение следующих 0,7 млрд лет Солнце будет относительно быстро расширяться (до 2,3 {{Rsun}}), сохраняя почти постоянную светимость, а его температура упадёт с 5500 K до 4900 K<ref name="Richard Pogge"/>. В конце этой фазы, достигнув возраста 11,6 млрд лет (через 7 млрд лет от настоящего времени) Солнце станет [[субгигант]]ом<ref name="Richard Pogge"/>. Приблизительно через 7,6—7,8<ref name="Schroder2008"/><ref name="Richard Pogge"/> миллиарда лет, к возрасту 12,2 млрд лет, [[Солнечное ядро|ядро Солнца]] разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке<ref name=Schroder2008/>. Это повлечёт за собой бурное расширение внешних оболочек светила, таким образом Солнце покинет [[главная последовательность|главную последовательность]], на которой оно находилось почти с момента своего рождения, и станет [[красный гигант|красным гигантом]], перейдя на [[Вершина ветви красных гигантов|вершину ветви красных гигантов]] [[диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграммы Герцшпрунга — Рассела]]<ref name="Schroder2008">{{статья |заглавие=Distant future of the Sun and Earth revisited |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=386 |страницы=155—163 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S |bibcode=2008MNRAS.386..155S |arxiv=0801.4031 |язык=en |автор=K. P. Schroder, Robert Connon Smith |год=2008 |тип=journal |издательство=[[Oxford University Press]]}}</ref>. В этой фазе радиус Солнца увеличится в 256 раз по сравнению с современным<ref name="Schroder2008"/>. Расширение звезды приведёт к сильному увеличению её светимости (в 2700 раз) и охлаждению поверхности до 2650 К<ref name="Schroder2008"/>. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента из-за усиления [[солнечный ветер|солнечного ветра]] вследствие многократного увеличения площади поверхности Солнце потеряет более 28 %<ref name="Richard Pogge"/> своей массы, и это приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту, избежав, таким образом, поглощения внешними слоями солнечной плазмы<ref> ''Guillemot, H.; Greffoz, V.'' (Mars 2002). Ce que sera la fin du monde{{ref-fr}}. Science et Vie № 1014.</ref><ref name=Schroeder>{{статья |заглавие=Distant future of the Sun and Earth revisited |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=386 |номер=1 |страницы=155 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |arxiv=0801.4031 |ref=Schröder |bibcode=2008MNRAS.386..155S |язык=en |автор=Schröder, K.-P.; Smith, R.C. |год=2008 |тип=journal |издательство=[[Oxford University Press]] }} See also {{Cite news |last=Palmer |first=J. |title=Hope dims that Earth will survive Sun's death |url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20 |work=[[New Scientist]] |year=2008 |accessdate=2008-03-24 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080317001540/http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20 |archivedate=2008-03-17 }}</ref>. Хотя исследования [[2008 год]]а показывают, что Земля, скорее всего, будет поглощена Солнцем вследствие замедления вращения Солнца и последующих [[Приливные силы|приливных взаимодействий]] с его внешней оболочкой<ref name="Schroder2008" />, которые приведут к приближению орбиты Земли обратно к Солнцу. Даже если Земля избежит поглощения Солнцем, вся [[гидросфера|вода]] на ней перейдёт в газообразное состояние, а её [[Атмосфера Земли|атмосфера]] будет сорвана сильнейшим [[солнечный ветер|солнечным ветром]]<ref name=minard09>{{cite news | first=Anne | last=Minard | date=2009-05-29 | title=Sun Stealing Earth's Atmosphere | work=National Geographic News | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2009/05/090529-sun-stealing-atmosphere.html | accessdate=2009-08-30 }}</ref>. Данная фаза существования Солнца продлится около 10 миллионов лет. Когда температура в ядре достигнет 100 млн К, произойдёт [[гелиевая вспышка]], и начнётся термоядерная реакция синтеза [[углерод]]а и [[кислород]]а из [[Гелий|гелия]]<ref name="Richard Pogge"/>. Солнце, получившее новый источник энергии, уменьшится в размере до 9,5 {{Rsun}}<ref name="Richard Pogge"/>. Спустя 100—110 млн лет, когда запасы гелия иссякнут, повторится бурное расширение внешних оболочек звезды, и она снова станет красным гигантом<ref name="Richard Pogge"/>. Этот период существования Солнца будет сопровождаться мощными вспышками, временами его светимость будет превышать современный уровень в 5200 раз<ref name="Richard Pogge"/><ref name="astrogalaxy">{{cite web |url=https://astrogalaxy.ru/277.html |title=Солнце. О будущем нашего Солнца |author=Г. Александровский |date=2001 |publisher=Астрогалактика |lang=ru |accessdate=2013-02-07 |deadlink=no}}</ref>. Это будет происходить от того, что в термоядерную реакцию будут вступать ранее не затронутые остатки гелия<ref name="astrogalaxy"/>. В таком состоянии Солнце просуществует около 20 млн лет<ref name="Richard Pogge"/>. Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом [[сверхновая звезда|сверхновой]]. После того как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана, и из неё образуется [[планетарная туманность]]. В центре этой туманности останется сформированный из ядра Солнца [[белый карлик]], очень горячий и плотный объект, по размерам сопоставимый с планетой Земля<ref name="Richard Pogge"/>. Изначально этот белый карлик будет иметь температуру поверхности 120 000 К<ref name="Richard Pogge"/> и светимость 3500<ref name="Richard Pogge"/> солнечных, но в течение многих миллионов и миллиардов лет будет остывать и угасать. Данный жизненный цикл считается типичным для звёзд малой и средней массы. == Структура == {{Falseredirect|Солнечная энергия}} === Внутреннее строение Солнца === [[Файл:Sun poster ru.svg|thumb|right|400px]] ==== Солнечное ядро ==== {{Основная статья|Солнечное ядро}} Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (то есть 20—25 % от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром<ref name="Garcia2007"> {{статья |заглавие=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core |издание=[[Science|Science]] |том=316 |номер=5831 |страницы=1591—1593 |pmid=17478682 |doi=10.1126/science.1140598 |ref=García |bibcode=2007Sci...316.1591G |язык=en |тип=journal |автор=García, R.; et al. |год=2007 }}</ref>. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³<ref name="Basu"> {{статья |заглавие=Fresh insights on the structure of the solar core |bibcode=2009ApJ...699.1403B |издание=Astrophysical Journal |номер=699 |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=699 |страницы=1403 |ref=Basu |язык=en |автор=Basu ; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. et al. |год=2009 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref> (в 150 раз выше плотности [[вода|воды]] и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного [[металл]]а на Земле — [[осмий|осмия]]), а температура в центре ядра — более 14 млн [[кельвин|К]]. Анализ данных, проведённый миссией [[SOHO (космический аппарат)|SOHO]], показал, что в ядре скорость [[Вращение Солнца|вращения Солнца]] вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности<ref name="Garcia2007"/><ref name="Bonnano">''Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L.'' (2002). The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115—1118.</ref>. В ядре осуществляется [[Протон-протонный цикл|протон-протонная термоядерная реакция]], в результате которой из четырёх [[протон]]ов образуется [[гелий-4]]<ref>{{статья |страницы=21 |издание=Physics in Collision |заглавие=Nuclear Processes at Solar Energy |bibcode=2003phco.conf...21B |arxiv=astro-ph/0308537 |ref=Broggini |автор=Broggini, Carlo |число=26 |месяц=6 |год=2003 }}</ref>. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26 млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2{{e|27}} тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, {{s|276,5 Вт/м³}}<ref>[https://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun] {{Архивировано|url=http://webarchive.loc.gov/all/20011129122524/http%3A//fusedweb%2Ellnl%2Egov/cpep/chart_pages/5%2Eplasmas/sunlayers%2Ehtml |date=2001-11-29 }}. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.</ref>. Таким образом, на объём человека (0,05 м³) приходится выделение тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), что на порядок меньше удельного тепловыделения живого бодрствующего человека. Удельное же тепловыделение всего объёма Солнца ещё на два порядка меньше. Благодаря столь скромному удельному энерговыделению запасов «топлива» (водорода) хватает на несколько миллиардов лет поддержания термоядерной реакции. Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до [[фотосфера|фотосферы]], с которой излучается в виде солнечного света и [[кинетическая энергия|кинетической энергии]]<ref name="Zirker2002-15">{{книга |заглавие=Journey from the Center of the Sun |год=2002 |издательство=[[Princeton University Press]] |isbn=9780691057811 |страницы=15—34 |ref=Zirker |автор=Zirker, Jack B. }}</ref><ref name="Phillips1995-47">{{книга |заглавие=Guide to the Sun |год=1995 |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |isbn=9780521397889 |страницы=47—53 |ref=Phillips |автор=Phillips, Kenneth J. H. }}</ref>. ==== Зона лучистого переноса ==== {{Основная статья|Зона лучистого переноса}} Над ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения [[фотон]]ов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает [[Конвективная зона|конвективной зоны]], согласно современным моделям Солнца, может лежать в пределах от 10 тысяч до 170 тысяч лет (иногда встречающаяся цифра в миллионы лет считается завышенной)<ref>{{cite web |url = http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php |title = The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core |publisher = NASA |accessdate = 2009-05-14 |lang = en |archiveurl = https://www.webcitation.org/64scmqfqS?url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php |archivedate = 2012-01-22 |deadlink = yes }}</ref>. Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине<ref name="NASA1">{{cite web |url=https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |title=NASA/Marshall Solar Physics |publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov |date=2007-01-18 |accessdate=2009-07-11 |archiveurl=https://www.webcitation.org/64scnTI4e?url=https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |archivedate=2012-01-22 |deadlink=no}}</ref>. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия<ref name=Sobolev> {{Книга |автор = Соболев В. В. |заглавие = Курс теоретической астрофизики |издание = 3-е изд |место = М. |издательство = Наука |год = 1985 |страницы = 170—172 |страниц = 504 }}</ref>. Для сравнения, в красных карликах давление не может препятствовать перемешиванию вещества и зона конвекции начинается сразу от ядра. Плотность вещества в данной зоне колеблется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) г/см³<ref name="NASA1"/>. ==== Конвективная зона Солнца ==== [[Файл:Highest_resolution_photo_of_Sun_(NSF)_as_of_January_20,_2020.jpg|thumb|[[Гранулы (физика Солнца)|Гранулы Солнца]] (снимок {{нп5|Солнечный телескоп Иноуэ|Солнечного телескопа Иноуэ|en|Daniel K. Inouye Solar Telescope}}, январь 2020)]] {{Основная статья|Конвективная зона}} Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется [[Конвекция|конвекцией]], а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхности [[температура]] падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного [[воздух]]а<ref name="NASA1"/>. По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. [[Термик]]и в конвективной зоне вызывают на поверхности [[Гранулы (физика Солнца)|гранулы]] (которые по сути являются вершинами термиков) и [[супергрануляция|супергрануляцию]]. Скорость потоков составляет в среднем {{s|1—2 км/с}}, а максимальные её значения достигают {{s|6 км/с}}. Время жизни гранулы составляет 10—15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвективной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению [[Ячейки Бенара|ячеек Бенара]]<ref> {{книга |часть=Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona |заглавие=From the Sun to the Great Attractor |ссылка=http://books.google.com/books?id=rk5fxs55_OkC&pg=PA22 |страницы=22 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |год=2000 |isbn=9783540410645 |ref=Mullan |автор=Mullan, D. J. |ответственный=Page, D., Hirsch, J. G. }}</ref>. Также движения в этой зоне вызывают эффект [[Магнитное динамо|магнитного динамо]] и, соответственно, порождают [[магнитное поле]], имеющее сложную структуру<ref name="NASA1"/>. === Атмосфера Солнца === [[Файл:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|right|Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года]] [[Файл:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|right|Фотография Солнца в ультрафиолетовом участке спектра 19 августа 2010 года, изображённая в «ложных цветах». Получена Обсерваторией солнечной динамики]] ==== Фотосфера ==== {{Основная статья|Фотосфера}} Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует [[Оптическая толщина|оптической толщине]] приблизительно в 2/3 единиц<ref>{{книга |год=1996 |заглавие=Modern Astrophysics |издательство=[[Addison-Wesley]] |автор=Carroll and Ostlie. }}</ref>. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100<ref name="NASA2"/> до 400 км<ref name="nssdc"/>. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до нас уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К<ref name="nssdc"/>. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5772 К<ref name="nssdc"/>. Она может быть рассчитана по [[Закон Стефана — Больцмана|закону Стефана — Больцмана]], согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца и т. д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твёрдых тел<ref name="NASA2">{{cite web |url=https://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml |title=NASA/Marshall Solar Physics |publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov |accessdate=2011-10-27 |archiveurl=https://www.webcitation.org/64sco8oDG?url=https://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml |archivedate=2012-01-22 |deadlink=no}}</ref>. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно — на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах — за 30 дней<ref name="NASA2"/>. ==== Хромосфера ==== {{Основная статья|Хромосфера}} [[Файл:HI6563 fulldisk.jpg|thumb|right|Изображение Солнца, полученное при наблюдении в [[телескоп]] с фильтром '''[[H-альфа|H_α]]''', отчётливо показывает его [[Хромосфера|хромосферу]]]] Хромосфера (от {{lang-grc|χρῶμα}} — цвет, {{lang-grc2|σφαῖρα}} — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 [[километр|км]], окружающая фотосферу<ref name="Abhyankar1977"/>. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа [[Эмиссионный спектр|линия излучения]] [[водород]]а из [[серия Бальмера|серии Бальмера]]. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые [[Спикулы|спикулами]]. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60—70 тыс.<ref>§ 1, Two Dynamical Models for Solar Spicules, Paul Lorrain and Serge Koutchmy, ''Solar Physics'' '''165''', № 1 (April 1996), p. 115—137, {{doi|10.1007/BF00149093}}, {{bibcode|1996SoPh..165..115L}}.</ref> Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном [[Секки, Анджело|Секки]], наблюдая хромосферу в [[телескоп]], сравнил её с горящими [[прерия]]ми. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика)<ref name="Abhyankar1977">{{статья |заглавие=A Survey of the Solar Atmospheric Models |издание=Bull. Astr. Soc. India |том=5 |bibcode=1977BASI....5...40A |страницы=40—44 |ссылка=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510 |ref=Abhyankar |автор=Abhyankar, K. D. |год=1977 }}</ref>. Плотность хромосферы невелика, поэтому [[яркость]] недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном [[солнечное затмение|солнечном затмении]], когда [[Луна]] закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 [[нанометр|нм]], фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях{{sfn|Кочаров|1994|с=592—593}}: * [[хромосферная сетка]], покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки [[супергрануляция|супергрануляции]] размером до 30 тыс. км в поперечнике; * [[флоккулы]] — светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями — активным областям, часто окружают [[солнечные пятна]]; * [[Протуберанец|волокна]] и волоконца (фибриллы) — тёмные линии различной ширины и протяжённости, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях. ==== Корона ==== {{Основная статья|Солнечная корона}} [[Файл:Solar eclipse 1999 4.jpg|мини|[[Солнечная корона]] во время [[Солнечное затмение|солнечного затмения]] 1999 года]] [[Файл:Sun's Quiet Corona.jpg|мини|Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO]] Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из [[Протуберанец|протуберанцев]] и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 до 2 млн [[кельвин|К]], а максимальная, в отдельных участках, — от 8 до 20 млн К<ref name="Erdelyi2007">{{статья |заглавие=Heating of the solar and stellar coronae: a review |издание=[[Astronomische Nachrichten|Astron. Nachr.]] |том=328 |номер=8 |страницы=726—733 |doi=10.1002/asna.200710803 |ref=Erdèlyi |bibcode=2007AN....328..726E |язык=en |автор=Erdèlyi, R.; Ballai, I. |год=2007 |тип=journal}}</ref>. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время [[солнечное затмение|полного солнечного затмения]], так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффектом [[магнитное пересоединение|магнитного пересоединения]]<ref name="Erdelyi2007"/><ref name="Russell2001">{{книга |заглавие=Space Weather (Geophysical Monograph) |год=2001 |издательство=[[Американский геофизический союз|American Geophysical Union]] |часть=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial |ответственный=Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L. |isbn=978-0875909844 |страницы=73—88 |ссылка=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf |ref=Russell |автор=Russell, C. T. }}</ref> и воздействием [[ударная волна|ударных волн]] (см. [[#Проблема нагрева короны|Проблема нагрева короны]]). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме — вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в [[ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовом]] и [[рентгеновское излучение|рентгеновском]] диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью [[космический аппарат|космических аппаратов]]. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также [[корональные дыры]] с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому [[солнечный ветер]] испускается в основном из корональных дыр. [[Видимый спектр]] солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона<ref name="FE SolK">{{книга |заглавие=[[Физическая энциклопедия]] |часть=Солнечная корона |ответственный=Гл. ред. [[Прохоров, Александр Михайлович|А. М. Прохоров]] |том=4. Пойнтинга — Робертсона — Стримеры |место=М. |издательство=[[Большая Российская энциклопедия (издательство) |Большая Российская энциклопедия]] |год=1994 |страниц=704 |isbn=5852700878 |страницы=579—580 |ссылка=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/3743.html}}</ref>. K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9—10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ ([[угловой размер|угловой диаметр]] Солнца — около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр [[фотосфера|фотосферы]]. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9-10′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 [[нанометр|нм]], полностью исходит из короны<ref name="FE SolK"/>. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 {{ангстрем}}), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Две [[корональные дыры]], почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение. ==== Солнечный ветер ==== {{Основная статья|Солнечный ветер}} [[Файл:Animati3.gif|мини|350пкс|Искажение магнитного поля Земли под действием солнечного ветра]] Из внешней части [[солнечная корона|солнечной короны]] истекает [[солнечный ветер]] — поток [[ион|ионизированных частиц]] (в основном протонов, электронов и α-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ [[гелиосфера|гелиосферы]]. Солнечный ветер разделяют на два компонента — медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около {{s|400 км/с}} и температуру {{s|1,4—1,6{{e|6}} К}} и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около {{s|750 км/с}}, температуру 8{{e|5}} К, и по составу похож на вещество фотосферы<ref>{{статья |заглавие=On the sources of fast and slow solar wind |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=110 |номер=A7 |страницы=A07109.1—A07109.12 |doi=10.1029/2004JA010918 |bibcode=2005JGRA..11007109F |язык=en |автор=Feldman, U.; Landi, E.; Schwadron, N. A. |год=2005 |тип=journal }}</ref>. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности<ref name="kallenrode"/>. <!-- Нужны АИ на каждое предл. Влияние солнечного ветра на объекты в солнечной системе порой настолько разрушительны, что Меркурий потерял всю свою атмосферу и окутан только радиацией. От Венеры простирается кометный след, вследствие того, что солнечный ветер уносит часть венерианской атмосферы, которая в сто раз толще земной атмосферы. Магнитное поле Земли постоянно противоборствует солнечному ветру, сохраняя целостность земной атмосферы, и свидетельством того полярные сияния, повышение потенциала электростатического поля и озоновые дыры в озоновом слое. Марс потерял 1/3 своей атмосферы из-за солнечного ветра. И даже за Плутоном зафиксировано влияние солнечного ветра, сталкивающимся с межзвёздным газом. Все это выяснилось из наблюдений станции Маринер-2, зафиксированных в 16 с лишним тысяч снимков и множества проведённых опытов, из полученных данных от [[Маринер-10]], а также из программы наблюдений станций [[Вояджер-1]] и [[Вояджер-2]] в дальних областях и на границе Солнечной системы--> В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3{{e|36}} частиц в секунду<ref name="kallenrode">{{книга |год=2004 |заглавие=Space Physics: An Introduction to Plasmas and |издательство=Springer |isbn=3540206175 |ref=Kallenrode |язык=en |автор=Kallenrode, May-Britt }}</ref><ref>{{cite web |last = Suess |first = Steve |date = 1999-06-03 |url = http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm |title = Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona |work = The Solar Probe |publisher = NASA/Marshall Space Flight Center |accessdate = 2008-05-07 |archiveurl = https://web.archive.org/web/20080610125820/http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm |archivedate = 2008-06-10 |deadlink = yes }}</ref>. Следовательно, полная потеря массы Солнцем (на данный вид излучения) составляет за год 2—3{{e|−14}} солнечных масс<ref>{{книга |год=1995 |заглавие=An Introduction to Modern Astrophysics |издание=revised 2nd |издательство={{Нп3|Benjamin Cummings}} |isbn=0201547309 |страницы=409 |ref=Carroll |автор=Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. }}</ref>. Потеря за 150 млн лет эквивалентна земной массе.<ref>{{книга |год=2000 |заглавие=Solar and stellar magnetic activity |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |isbn=0521582865 |ref=Schrijver |автор=Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis }}</ref>. Многие природные явления на [[Земля|Земле]] связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе [[Геомагнитная буря|геомагнитные бури]] и [[Полярное сияние|полярные сияния]]. Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 года [[СССР|советской]] [[Автоматическая межпланетная станция|станцией]] «[[Луна-1]]»<ref>{{cite web |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog?sc=1959-012A |title=Luna 1 |publisher=[[NASA]] National Space Science Data Center |accessdate=2007-08-04 |archiveurl=https://www.webcitation.org/61882RTrC?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/masterCatalog.do?sc=1959-012A |archivedate=2011-08-22 |deadlink=no}}</ref>. Наблюдения проводились с помощью [[Сцинтилляторы|сцинтилляционного]] счётчика и газового ионизационного детектора<ref>{{книга |ссылка=http://www.kosmofizika.ru/history/npi42.htm |автор=Ю. И. Логачев. |часть=II. Лунная программа |заглавие=40 лет космической эры в НИИЯФ МГУ |место=М. |год=2001}}</ref>. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «[[Маринер-2]]»<ref>{{статья |заглавие=Solar Plasma Experiment |издание=Science |том=138 |страницы=1095—1097 |язык=en |автор=M. Neugebauer and C. W. Snyder |год=1962}}</ref>. В конце 1990-х годов с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра ({{lang-en|Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS)}}) на борту спутника [[SOHO (космический аппарат)|SOHO]] были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах. <!-- Скорость солнечного ветра зависит от широты Солнца <math>v(\phi) = k \cdot sin^2 \phi</math> В плазму солнечного ветра вморожено магнитное поле Солнца, и вследствие вращения Солнца вокруг своей оси магнитное поле приобретает спиральную форму Самые известные модели солнечного ветра: — Модель Паркера — Двужидкостные модели (Two-fluid models) — Кинетические теории --> == Магнитные поля Солнца == === Происхождение и виды солнечных магнитных полей === [[Файл:Mass eject.png|thumb|left|280px|[[Корональные выбросы массы]] на Солнце. Струи плазмы вытянуты вдоль арок магнитного поля]] Так как солнечная [[плазма]] имеет достаточно высокую [[электрическая проводимость|электропроводность]], в ней могут возникать [[электрические токи]] и, как следствие, [[магнитное поле|магнитные поля]]. Непосредственно наблюдаемые в солнечной фотосфере магнитные поля принято разделять на два типа, в соответствии с их масштабом. Крупномасштабное (''общее'' или ''глобальное'') магнитное поле с характерными размерами, сравнимыми с размерами Солнца, имеет среднюю напряжённость на уровне фотосферы порядка нескольких [[гаусс (единица измерения)|гаусс]]. В минимуме цикла солнечной активности оно имеет приблизительно [[Диполь (электродинамика)|дипольную]] структуру, при этом напряжённость поля на полюсах Солнца максимальна. Затем, по мере приближения к максимуму цикла солнечной активности, напряжённости поля на полюсах постепенно уменьшаются и через один-два года после максимума цикла становятся равными нулю (так называемая «переполюсовка солнечного магнитного поля»). На этой фазе общее магнитное поле Солнца не исчезает полностью, но его структура носит не дипольный, а [[квадруполь]]ный характер. После этого напряжённость солнечного диполя снова возрастает, но при этом он имеет уже другую полярность. Таким образом, полный цикл изменения общего магнитного поля Солнца, с учётом перемены знака, равен удвоенной продолжительности 11-летнего цикла солнечной активности — примерно 22 года («закон Хейла»). Средне- и мелкомасштабные (''локальные'') поля Солнца отличаются значительно бо́льшими напряжённостями полей и меньшей регулярностью. Самые мощные магнитные поля (до нескольких тысяч гаусс) наблюдаются в группах [[солнечные пятна|солнечных пятен]] в максимуме [[#Солнечная активность и солнечный цикл|солнечного цикла]]. При этом типична ситуация, когда магнитное поле пятен в западной («головной») части данной группы, в том числе самого крупного пятна (т. н. «лидера группы») совпадает с полярностью общего магнитного поля на соответствующем полюсе Солнца («p-полярностью»), а в восточной («хвостовой») части — противоположна ему («f-полярность»). Таким образом, магнитные поля пятен имеют, как правило, биполярную или мультиполярную структуру. В фотосфере также наблюдаются униполярные области магнитного поля, которые, в отличие от групп солнечных пятен, располагаются ближе к полюсам и имеют значительно меньшую напряжённость магнитного поля (несколько гаусс), но большую площадь и продолжительность жизни (до нескольких оборотов Солнца). Согласно современным представлениям, разделяемым большей частью исследователей, магнитное поле Солнца генерируется в нижней части [[Конвективная зона|конвективной зоны]] с помощью механизма [[магнитное динамо|гидромагнитного конвективного динамо]], а затем всплывает в фотосферу под воздействием [[магнитная плавучесть|магнитной плавучести]]. Этим же механизмом объясняется 22-летняя цикличность солнечного магнитного поля. Существуют также некоторые указания<ref>{{статья |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2006MNRAS.370..845R&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=4701082b0028646 |заглавие=Radiative zone solar magnetic fields and g modes |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=370 |страницы=845—850 |язык=en |автор=Rashba, T. I.; Semikoz, V. B.; Valle, J. W. F. |год=2006 |тип=journal |издательство=[[Oxford University Press]] }}</ref> на наличие первичного (то есть возникшего вместе с Солнцем) или, по крайней мере, очень долгоживущего магнитного поля ниже дна конвективной зоны — в [[#Лучистая зона|лучистой зоне]] и [[#Солнечное ядро|ядре Солнца]]. === Солнечная активность и солнечный цикл === {{main|Солнечная активность}} Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. Эти поля проявляются в [[фотосфера|фотосфере]] как [[солнечные пятна]] и вызывают такие явления, как [[солнечные вспышки]], генерацию потоков ускоренных частиц, изменения в уровнях электромагнитного излучения Солнца в различных диапазонах, [[корональные выбросы массы]], возмущения [[солнечный ветер|солнечного ветра]], вариации потоков галактических [[Космические лучи|космических лучей]] ([[Форбуш-эффект]]) и т. д. С солнечной активностью связаны также вариации [[геомагнитная активность|геомагнитной активности]] (в том числе и [[Геомагнитная буря|магнитные бури]]), которые являются следствием достигающих Земли возмущений межпланетной среды, вызванных, в свою очередь, активными явлениями на Солнце. Одним из наиболее распространённых показателей уровня солнечной активности является [[число Вольфа]], связанное с количеством солнечных пятен на видимой полусфере Солнца. Общий уровень солнечной активности меняется с характерным периодом, примерно равным 11 годам (так называемый «цикл солнечной активности» или «одиннадцатилетний цикл»). Этот период выдерживается неточно и в XX веке был ближе к 10 годам, а за последние 300 лет варьировался примерно от 7 до 17 лет. Циклам солнечной активности принято приписывать последовательные номера, начиная от условно выбранного первого цикла, максимум которого был в 1761 году. В [[2000 год]]у наблюдался максимум [[23-й цикл солнечной активности|23-го цикла солнечной активности]]. Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине [[XVII век]]а солнечная активность и, в частности, её одиннадцатилетний цикл были сильно ослаблены ([[минимум Маундера]]). В эту же эпоху в Европе отмечалось снижение среднегодовых температур (т. н. [[Малый ледниковый период]]), что, возможно, вызвано воздействием солнечной активности на [[климат]] Земли. Существует также точка зрения, что [[глобальное потепление]] до некоторой степени вызвано повышением глобального уровня солнечной активности во второй половине [[XX век]]а. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны. Самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений возникла в апреле [[1947 год]]а в южном полушарии Солнца. Её максимальная длина составляла 300 000 км, максимальная ширина — 145 000 км, а максимальная площадь превышала 6000 миллионных долей площади полусферы (мдп) Солнца<ref>{{статья |автор = Бернштейн П. |заглавие = От Солнца до Земли |ссылка = http://kvant.mirror1.mccme.ru/1984/06/ot_solnca_do_zemli.htm |ответственный = |автор издания = |издание = [[Квант (журнал)|Квант]] |место = М. |издательство = [[Наука (издательство)|Наука]] |год = 1984 |номер = 6 |страницы = 12—18 |issn = 0130-2221 |archiveurl = https://web.archive.org/web/20120315181924/http://kvant.mirror1.mccme.ru/1984/06/ot_solnca_do_zemli.htm |archivedate = 2012-03-15}}</ref>, что примерно в 36 раз больше площади поверхности [[Земля|Земли]]. Группа была легко видна невооружённым глазом в предзакатные часы. Согласно каталогу [[Пулковская обсерватория|Пулковской обсерватории]], эта группа (№ 87 за 1947 год) проходила по видимой с Земли полусфере Солнца с 31 марта по 14 апреля 1947 года, максимальная её площадь составила 6761 мдп, а максимальная площадь наибольшего пятна в группе — 5055 мдп; количество пятен в группе достигало 172<ref>[http://www.gao.spb.ru/database/csa/groups_r.html Группы солнечных пятен] // Интерактивная база данных по солнечной активности в системе Пулковского «Каталога солнечной деятельности».</ref>. === Солнце как переменная звезда === Так как магнитная активность Солнца подвержена периодическим изменениям, а вместе с этим изменяется и его [[светимость]] (или [[Солнечная цикличность]]), его можно рассматривать как [[Переменная звезда|переменную звезду]]. В годы максимума [[Солнечная активность|активности]] Солнце ярче, чем в годы минимума. Амплитуда изменений [[Солнечная постоянная|солнечной постоянной]] достигает 0,1 % (в абсолютных значениях это {{s|1 Вт/м²}}, тогда как среднее значение солнечной постоянной — {{s|1361,5 Вт/м²}})<ref>{{Cite web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2010/05feb_sdo.htm |title=Sidebar: «Solar Constant» is an Oxymoron |accessdate=2010-02-09 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100323165735/http://science.nasa.gov/headlines/y2010/05feb_sdo.htm |archivedate=2010-03-23 |deadlink=yes }}</ref>. Также некоторые исследователи относят Солнце к классу низкоактивных [[Переменная типа BY Дракона|переменных звёзд типа BY Дракона]]. Поверхность таких звёзд покрыта пятнами (до 30 % от общей площади), и за счёт вращения звёзд наблюдаются изменения их блеска. У Солнца такая переменность очень слабая<ref>[http://www.springerlink.com/content/p678227267r6l16t/ Statistics of BY Draconis variables]{{Недоступная ссылка|date=Февраль 2020 |bot=InternetArchiveBot }}</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1983iue..prop.1475L Studies of Spots & Plages in by Draconis-Type Variable Stars]</ref>. == Планетная система == {{main|Солнечная система}} Вокруг Солнца обращается большое количество небесных тел меньшего размера, а именно: * Восемь больших [[планета|планет]] ([[Меркурий]], [[Венера]], [[Земля]], [[Марс]], [[Юпитер]], [[Сатурн]], [[Уран (планета)|Уран]], [[Нептун]]) и их [[спутник планеты|спутники]]. * Множество [[астероид]]ов и [[Карликовая планета|планет-карликов]], которые группируются в [[пояс астероидов]] и [[пояс Койпера]]. * [[Комета|Кометы]]. Самые далёкие из этих тел удалены на расстояния порядка 100 а. е. от Солнца. В состав Солнечной системы включают также гипотетическое [[облако Оорта]], которое должно быть расположено ещё в примерно 1000 раз дальше. Все объекты Солнечной системы образовались в то же время, что и Солнце, из того же газопылевого облака. == Солнце и Земля == {{see also|Солнечная радиация}} {{main|Воздействие Солнца на Землю}} [[Файл:Earth Eastern Hemisphere.jpg|thumb|Даже вид [[Земля|Земли]] из [[Космическое пространство|космоса]] — во всём косвенный результат воздействия на планету солнечного излучения]] Спектральный диапазон электромагнитного излучения Солнца очень широк — от [[радиоволны|радиоволн]]<ref>[http://www.kosmofizika.ru/spravka/sun.htm Радиоизлучение Солнца]</ref> до [[рентгеновские лучи|рентгеновских лучей]] — однако максимум его интенсивности приходится на [[видимый свет]] (жёлто-зелёную часть [[спектр]]а). Для людей, [[животные|животных]] и [[растения|растений]] солнечный свет является очень важным. У значительной их части свет вызывает изменение [[Циркадный ритм|циркадного ритма]]. Так, на человека, по некоторым исследованиям, оказывает влияние свет интенсивности более 1000 [[люкс]]<ref name="semj">{{Cite web |last=Semjonova |first=Milena |title=Healthy Lighting, from a lighting designer's perspective |url=http://www.enlighter.org/images/2009/01/healthyLighting.pdf |date=2003 |publisher=Milena Lighting Design |archiveurl=https://www.webcitation.org/5msWeBvJ8?url=http://www.enlighter.org/images/2009/01/healthyLighting.pdf |archivedate=2010-01-18 |accessdate=2009-04-11 |deadlink=yes}}</ref>, причём его цвет имеет значение<ref>{{статья |заглавие=Melanopsin forms a functional short-wavelength photopigment |издание=Biochemistry |том=42 |номер=44 |страницы=12734—12738 |pmid=14596587 |doi=10.1021/bi035418z |язык=en |тип=journal |автор=Newman, L. A.; Walker, M. T.; Brown, R. L.; Cronin, T. W.; Robinson, P. R. |месяц=11 |год=2003}}</ref>. В тех областях Земли, которые в среднем за год получают мало солнечного света, например, [[тундра|тундре]], устанавливается низкая температура (до −35 °C зимой), короткий сезон роста растений, малое [[биоразнообразие]] и низкорослая растительность<ref name="berkeley">{{cite web |title=The Tundra Biome |work=The World's Biomes |url=https://ucmp.berkeley.edu/glossary/gloss5/biome/tundra.html |accessdate=2011-11-06 |archiveurl=https://www.webcitation.org/64sct8H3A?url=https://ucmp.berkeley.edu/glossary/gloss5/biome/tundra.html |archivedate=2012-01-22 |deadlink=no}}</ref>. В зелёных листьях растений содержится зелёный пигмент [[хлорофилл]]. Этот пигмент служит улавливателем световой энергии в процессе [[фотосинтез]]а — сложного цикла реакций синтеза органических веществ из [[диоксид углерода|углекислого газа]] и [[вода|воды]] с использованием энергии света. Одним из продуктов фотосинтеза является [[кислород]]<ref>{{книга |заглавие=Oxford dictionary of biochemistry and molecular biology |издательство=[[Издательство Оксфордского университета|Oxford University Press]] |место=Oxford [Oxfordshire] |год=1997 |страницы=508 |isbn=0-19-854768-4 |язык=en |автор=Smith, A. L.}}</ref>. Таким образом, фотосинтез обеспечивает возможность существования жизни на Земле. Животные существуют за счёт поедания растений, которые накапливают энергию Солнца в виде энергии химических соединений, и дыхания выделяемым ими кислородом<ref>{{статья |заглавие=Genomes at the interface between bacteria and organelles |издание=[[Philosophical Transactions of the Royal Society B|Philosophical transactions of the Royal Society of London. Series B, Biological sciences]] |том=358 |номер=1429 |страницы=5—17; discussion 517—8 |pmid=12594915 |pmc=1693093 |doi=10.1098/rstb.2002.1188 |issn=0962-8436 |язык=en |тип=journal |автор=Douglas A. E., Raven J. A. |месяц=1 |год=2003}}</ref>. Земная поверхность и нижние слои [[воздух]]а — [[тропосфера]], где образуются [[облака]] и возникают другие метеорологические явления, непосредственно получают энергию от Солнца. Основной приток энергии в систему атмосфера — Земля обеспечивается излучением Солнца в спектральном диапазоне от 0,1 до 4 мкм. При этом в диапазоне от 0,3 мкм до 1,5—2 мкм атмосфера Земли прозрачна для солнечного излучения почти полностью. В ультрафиолетовой области спектра (для волн короче 0,3 мкм) излучение поглощается в основном [[Озоновый слой|слоем озона]], расположенного на высотах 20—60 км. Рентгеновское и гамма-излучение до поверхности Земли практически не доходят<ref>{{статья |заглавие=Прозрачность земной атмосферы |издание=Физика Космоса |ссылка=http://www.astronet.ru/db/msg/1189983 |язык=ru |автор=В. Г. Курт |год=1986}}</ref>. Плотность мощности излучения Солнца на расстоянии 1 астрономической единицы вне атмосферы Земли равна около {{s|1367 Вт/м²}} ([[солнечная постоянная]]). По данным за 2000—2004 годы<ref name="Kiehl">''Kevin E. Trenberth, John T. Fasullo, and Jeffrey Kiehl'', March 2009: [http://www.cwr.uwa.edu.au/~machado/trenberth,etal,2009.pdf Earth’s global energy budget]. {{Wayback|url=http://www.cwr.uwa.edu.au/~machado/trenberth,etal,2009.pdf |date=20120325095255 }}. — Bulletin of the American Meteorological Society, '''90''', 311—323.</ref>, усреднённый по времени и по поверхности Земли, этот поток составляет {{s|341 Вт/м²}}<ref name="encyclo">Физическая энциклопедия. В 5 томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.</ref><ref>Центральное сечение Земного шара (''S'' = π''R''²), на которое приходится тепловой поток от Солнца, в 4 раза меньше площади поверхности (''S'' = 4π''R''²), откуда средний тепловой поток на единицу поверхности Земли в 4 раза меньше солнечной постоянной: 341 Вт/м² ≈ 1367/4.</ref> или 1,74{{e|17}} Вт в расчёте на полную поверхность Земли (полное излучение Солнца примерно в 2,21{{e|9}} раза больше). Помимо этого, в атмосферу Земли проникает поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью {{s|300—1200 км/с}} в окружающее космическое пространство ([[солнечный ветер]]). Во многих районах близ полюсов планеты это приводит к [[полярные сияния|полярным сияниям]] («северным сияниям»). Также с солнечным ветром связано множество других природных явлений, в частности, [[Геомагнитная буря|магнитные бури]]<ref>{{статья | автор = Schwenn, R. | заглавие = Space Weather: The Solar Perspective | ссылка = http://solarphysics.livingreviews.org/open?pubNo=lrsp-2006-2&page=articlese1.html | издание ={{Нп3|Solar Physics (журнал)|Solar Physics||Solar Physics (journal)}} | год = 2010 | язык= en }} </ref>. Магнитные бури, в свою очередь, могут воздействовать на земные организмы. Раздел [[Биофизика|биофизики]], изучающий подобные влияния, называется [[Гелиобиология|гелиобиологией]]. Также важным для живых организмов является [[Ультрафиолетовое излучение|излучение Солнца в ультрафиолетовом диапазоне]]. Так, под действием ультрафиолета образуется жизненно необходимый [[витамин D]]<ref>[http://vitamind.ucr.edu/history.html History of Vitamin D]. {{Wayback|url=http://vitamind.ucr.edu/history.html |date=20111128033458 }} University of California, Riverside, Vitamin D Workshop.</ref>. При его недостатке возникает серьёзное заболевание — [[рахит]]<ref>[http://www.nlm.nih.gov/medlineplus/ency/article/000376.htm Osteomalacia] // MedlinePlus Medical Encyclopedia.</ref>. Из-за недостатка ультрафиолетовых лучей может нарушиться нормальное поступление кальция, вследствие чего усиливается хрупкость мелких кровеносных сосудов, увеличивается проницаемость тканей. Однако длительное действие ультрафиолета способствует развитию [[Меланома|меланомы]], различных видов [[Карцинома|рака]] кожи, ускоряет старение и появление морщин. От избыточного излучения Землю предохраняет [[озоновый слой]], без которого, как считается, жизнь не смогла бы вообще выбраться из океанов<ref>{{статья |автор = И. К. Ларин |заглавие = Химия озонового слоя и жизнь на Земле |ссылка = http://www.hij.ru/arhiv/hj0007.html |издание = Химия и жизнь — XXI век |год = 2000 |номер = 7 |страницы = 10—15 |archiveurl = https://web.archive.org/web/20100511061415/http://www.hij.ru/arhiv/hj0007.html |archivedate = 2010-05-11 |язык = ru }}</ref>. === Солнечные затмения === {{main|Солнечное затмение}} [[Файл:2017 Solar Eclipse Weiser Idaho.jpg|thumb|Во время полного [[Солнечное затмение|солнечного затмения]] [[Солнечная корона|солнечную корону]] можно увидеть в течение краткого периода совокупности]] Солнечные затмения упоминаются уже в античных источниках<ref>{{книга |заглавие=Book VII |ссылка=http://www.bostonleadershipbuilders.com/herodotus/book07.htm |страницы=37 |ref=Herodotus |автор=Herodotus }}</ref>. Однако наибольшее число датированных описаний содержится в западно-европейских средневековых хрониках и анналах. Например, солнечное затмение упоминает [[Максимин Трирский]], который записал, что в «538 г. 16 февраля, с первого до третьего часа было солнечное затмение»<ref>Annales Sancti Maximini Trevirensis. MGH, SS. Bd. IV. Hannover. 1841.</ref>. [[Файл:Nils van der Burg - eclipse and pin-hole (by-sa).jpg|thumb|Многочисленные отображения солнечного затмения на Земле в тени листвы деревьев, получившиеся ввиду эффекта камеры-обскуры, создаваемого светом, проходящим через маленькие зазоры между листьями]] Возникает данное явление из-за того, что [[Луна]] закрывает (затмевает) полностью или частично Солнце от наблюдателя на Земле. Солнечное затмение возможно только в [[новолуние|новолуния]], когда сторона Луны, обращённая к Земле, не освещена, и сама Луна не видна. Затмения возможны только если новолуние происходит вблизи одного из двух [[Узлы Луны|лунных узлов]] (точки пересечения видимых орбит Луны и Солнца), не далее чем примерно в 12 градусах от одного из них. По астрономической классификации, если затмение хотя бы где-то на поверхности Земли может наблюдаться как полное, оно называется полным<ref>{{cite web |url=https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEpath/SEpath.html |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100527091958/https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEpath/SEpath.html |archivedate=2010-05-27 |title=CENTRAL SOLAR ECLIPSES: 1991—2050 |author=Fred Espenak |publisher= |accessdate=2012-01-15 |deadlink=no}} На анимационной схеме видно, что полные затмения могут быть видны только на части поверхности Земли.</ref>. Если затмение может наблюдаться только как частное (такое бывает, когда [[конус]] [[Тень|тени]] Луны проходит вблизи земной поверхности, но не касается её), затмение классифицируется как частное. Когда наблюдатель находится в тени от Луны, он наблюдает полное солнечное затмение. Когда он находится в области [[полутень|полутени]], он может наблюдать частное солнечное затмение. Помимо полных и частных солнечных затмений, бывают ''кольцеобразные затмения''. Визуально при кольцеобразном затмении Луна проходит по диску Солнца, но оказывается меньше Солнца в диаметре, и не может скрыть его полностью. Данное явление вызвано изменением угловых размеров Луны на небе вследствие эллиптичности её орбиты<ref>{{cite web |title=Solar Eclipses |publisher=University of Tennessee |url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/time/eclipses.html |archiveurl=https://www.webcitation.org/64scseg3U?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/time/eclipses.html |archivedate=2012-01-22 |accessdate=2012-01-15 |deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web |author=P. Tiedt |title=Types of Solar Eclipse |url=http://www.eclipse.za.net/html/eclipse_types.html |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110809082959/http://www.eclipse.za.net/html/eclipse_types.html |archivedate=2011-08-09 |deadlink=yes |accessdate=2006-08-08 }}</ref>. В год на Земле может происходить от 2 до 5 солнечных затмений, из которых не более двух — полные или кольцеобразные<ref name="totality">{{книга |заглавие=Totality: Eclipses of the Sun |издательство=[[Издательство Оксфордского университета|Oxford University Press]] |год=2008 |страницы=18—19 |isbn=0199532095 |ref=Littmann |язык=en |автор=Littmann, Mark; Fred Espenak, Ken Willcox.}}</ref><ref>Пять солнечных затмений наблюдалось в 1935 году. {{книга |ссылка часть=https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SE1901-2000.html |часть=Five Millennium Catalog of Solar Eclipses |ссылка=https://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html |заглавие=NASA Eclipse Web Site |ref=[[NASA]] |автор=[[НАСА|National Aeronautics and Space Administration]] |день=6 |месяц=9 |год=2009 }}</ref>. В среднем за сто лет происходит 237 солнечных затмений, из которых 160 — частные, 63 — полные, 14 — кольцеобразные<ref name="Meeus">{{книга |заглавие=Mathematical astronomy morsels |издательство=Wilmann-Bell, Inc |год=1997 |isbn=0943396 |автор=Meeus J. }}</ref>. В определённой точке земной поверхности затмения в большой фазе происходят достаточно редко, ещё реже наблюдаются полные солнечные затмения. Так, на территории Москвы с XI по XVIII век можно было наблюдать 159 солнечных затмений с фазой больше 0,5, из которых всего 3 полных (11.08.1124, 20.03.1140 и 7.06.1415)<ref>''[[Святский, Даниил Осипович|Святский Д. О.]]'' Астрономия Древней Руси / Автор предисловия, комментариев, дополнений — [[Городецкий, Михаил Леонидович|М. Л. Городецкий]]. — М.: Русская панорама, 2007.</ref>. Ещё одно полное солнечное затмение произошло 19 августа 1887 года. Кольцеобразное затмение можно было наблюдать в Москве 26 апреля 1827 года. Очень сильное затмение с фазой 0,96 произошло 9 июля 1945 года. Следующее полное солнечное затмение ожидается в Москве лишь 16 октября 2126 года. Полные солнечные затмения позволяют наблюдать корону и ближайшие окрестности Солнца, что в обычных условиях крайне затруднено (хотя с [[1996 год]]а астрономы получили возможность постоянно обозревать окрестности нашей звезды благодаря работе [[SOHO (космический аппарат)|спутника SOHO]] ({{lang-en|Solar and Heliospheric Observatory}} — солнечная и гелиосферная обсерватория)). [[Французы|Французский]] учёный [[Жансен, Пьер Жюль Сезар|Пьер Жансен]] во время полного солнечного затмения в [[Индия|Индии]] [[18 августа]] [[1868 год]]а впервые исследовал [[Хромосфера|хромосферу]] Солнца и получил [[Электромагнитный спектр|спектр]] нового [[Химический элемент|химического элемента]]. Этот элемент назвали в честь Солнца — [[Гелий|гелием]]<ref>{{статья|автор= Kochhar, R. K. |заглавие= French astronomers in India during the 17th — 19th centuries |ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1991JBAA..101...95K/0000099.000.html | автор издания= |издание={{Нп3|Journal of the British Astronomical Association}} |тип= |место= |издательство={{Нп3|British Astronomical Association}} |год= 1991 |выпуск= |том= 101 |номер= 2 |страницы= 95—100 |isbn= |язык=en}}</ref>. В [[1882 год]]у, [[17 мая]], во время солнечного затмения наблюдателями из [[Египет|Египта]] была замечена комета, пролетающая вблизи Солнца<ref name="Marsden1967">{{статья |заглавие=The sungrazing comet group |издание=[[The Astronomical Journal]] |том=72 |номер=9 |страницы=1170—1183 |bibcode=1967AJ.....72.1170M |doi=10.1086/110396 |язык=en |автор=[[Марсден, Брайан|Marsden, Brian G.]] |год=1967 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. == Солнце и другие звёзды == {| class="wikitable" style="float:right" |+ !Название !Расстояние, св.лет |- |[[Проксима Центавра]] |4,2421 ± 0,0016 |- |[[α Центавра A]] |4,3650 ± 0,0068 |- |[[α Центавра B]] |4,3650 ± 0,0068 |- |[[Звезда Барнарда]] |5,9630 ± 0,0109 |- |[[Луман 16]] |6,588 ± 0,062 |- |[[WISE 0855–0714]] |7,27 ± 0.13 |- |[[Вольф 359]] |7,7825 ± 0,0390 |- |[[Лаланд 21185]] |8,2905 ± 0,0148 |- |[[Сириус A]] |8,5828 ± 0,0289 |- |[[Сириус B]] |8,5828 ± 0,0289 |} === Ближайшие к Солнцу звёзды === {{main|Список ближайших звёзд}} Ближайшие к Солнцу три звезды находятся на расстоянии примерно 4.3 [[световой год|светового года]] (около 270 тыс. а. е.). Они составляют звёздную систему [[Альфа Центавра]] и движутся по сложным траекториям вокруг друг друга. На текущий момент ближе всех находится Проксима Центавра. === Двойники Солнца === {{main|Аналоги Солнца}} В настоящее время известны несколько «двойников» Солнца, которые являются практически полными аналогами нашей звезды по [[Солнечная масса|массе]], [[Светимость|светимости]], [[Цветовая температура|температуре]] (±50 К), [[Металличность|металличности]] (±12 %), возрасту (±1 млрд лет) и т. д.<ref>{{статья |заглавие=Solar-Type Stars: Basic Information on Their Classification and Characterization |издание=Solar Analogs: Characteristics and Optimum Candidates |ссылка=http://www.lowell.edu/users/jch/workshop/drs/drs-p1.html |accessdate=2008-02-26 |язык=en |тип=journal |автор=D. R. Soderblom; J. R. King. |год=1998 }} </ref>, среди которых: * [[Бета Гончих Псов]] * [[18 Скорпиона]] * [[37 Близнецов]] * [[HD 44594]] * [[HIP 56948]] == Исследования Солнца == {{falseredirect|Исследование Солнца}} === Ранние наблюдения Солнца === [[Файл:Solvognen DO-6865 2000.jpg|thumb|right|200px|[[Солнечная повозка]] из Трундхольма — скульптура, которая, как полагают, отражает поверье о движении солнца на колеснице, характерное для [[праиндоевропейская религия|праиндоевропейской религии]]]] С самых ранних времён человечество отмечало важную роль Солнца — яркого диска на небе, несущего свет и тепло. Во многих доисторических и [[античность|античных]] культурах Солнце почиталось как божество. Культ Солнца занимал важное место в религиях цивилизаций [[Древний Египет|Египта]], [[инки|инков]], [[ацтеки|ацтеков]]. Многие древние памятники связаны с Солнцем: например, [[мегалиты]] точно отмечают положение летнего [[солнцестояние|солнцестояния]] (одни из крупнейших мегалитов такого рода находятся в [[Набта-Плайя]] ([[Египет]]) и в [[Стоунхендж]]е ([[Великобритания]])), пирамиды в [[Чичен-Ица|Чичен-Ице]] ([[Мексика]]) построены таким образом, чтобы тень от Земли скользила по пирамиде в дни весеннего и осеннего [[равноденствие|равноденствий]], и так далее. [[Древняя Греция|Древнегреческие]] [[астроном]]ы, наблюдая видимое годовое движение Солнца вдоль [[эклиптика|эклиптики]], считали Солнце одной из семи [[планета|планет]] (от {{lang-grc|ἀστὴρ πλανήτης}} — блуждающая звезда). В некоторых языках Солнцу, наравне с планетами, посвящён [[неделя|день недели]]. === Развитие современного научного понимания === Одним из первых попытался взглянуть на Солнце с научной точки зрения греческий философ [[Анаксагор из Клазомен|Анаксагор]]. Он говорил, что Солнце — это не колесница [[Гелиос]]а, как учила [[греческая мифология]], а гигантский, «размерами больше, чем [[Пелопоннес]]», раскалённый металлический шар. За это еретическое учение он был брошен в тюрьму, приговорён к смерти и освобождён только благодаря вмешательству [[Перикл]]а. Идея о том, что Солнце — это центр, вокруг которого обращаются планеты, высказывалась [[Аристарх Самосский|Аристархом Самосским]] и [[История Индии|древнеиндийскими учёными]] (см. [[Гелиоцентрическая система мира]]). Эта теория была возрождена [[Коперник, Николай|Коперником]] в [[XVI век]]е. Первым расстояние от Земли до Солнца пытался вычислить [[Аристарх Самосский]], измеряя угол между Солнцем и [[Луна|Луной]] в [[Фазы Луны|фазу]] первой или последней четверти и определяя из соответствующего [[прямоугольный треугольник|прямоугольного треугольника]] отношение расстояния от Земли до Луны к расстоянию от Земли до Солнца<ref name="Priroda0708">{{статья|автор=Трифонов Е.Д. |заглавие=Как измерили Солнечную систему |издание=[[Природа (журнал)|Природа]] |номер=7 |год=2008 |страницы=18—24 |ссылка=http://www.ras.ru/FStorage/Download.aspx?id=9e94d047-3346-443c-91fa-d3fb1049edae |язык=ru |издательство=[[Наука (издательство)|Наука]]}}</ref>. По Аристарху, расстояние до Солнца в 18 раз больше расстояния до Луны. На самом деле расстояние до Солнца в 394 раза больше расстояния до Луны. А вот расстояние до Луны в античности было определено весьма точно Гиппархом, причём он использовал другой метод, предложенный Аристархом Самосским<ref name="Priroda0708"/>. Китайские астрономы в течение столетий, со времён династии [[Хань (династия)|Хань]], наблюдали [[солнечные пятна]]. Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике [[Иоанн Вустерский|Иоанна Вустерского]]<ref name="solargreat">{{cite web|title=Great Moments in the History of Solar Physics|url=http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/sp/great_moments.html|accessdate=2010-02-26|deadlink=no|archiveurl=https://web.archive.org/web/20050311141524/http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/sp/great_moments.html|archivedate=2005-03-11}}</ref>. С [[1610 год]]а начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение [[телескоп]]а и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — [[гелиоскоп]]а — позволило [[Галилей, Галилео|Галилею]], [[Хэрриот, Томас|Томасу Хэрриоту]], [[Шейнер, Кристоф|Кристофу Шейнеру]] и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей признал пятна частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них<ref>{{cite web|title=Great Galileo’s «Letters on Sunspots»|url=http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/sp/images/3letters.html|accessdate=2010-02-26|deadlink=no|archiveurl=https://web.archive.org/web/20091123110928/http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/sp/images/3letters.html|archivedate=2009-11-23}}</ref>. Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца способом параллакса получили [[Кассини, Джованни Доменико|Джованни Доменико Кассини]] и [[Рише, Жан|Жан Рише]]. В [[1672 год]]у, когда Марс находился в великом противостоянии с Землёй, они измерили положение Марса одновременно в [[Париж]]е и в [[Кайенна|Кайенне]] — административном центре Французской Гвианы. Наблюдавшийся параллакс составил 24″. По результатам этих наблюдений было найдено расстояние от Земли до Марса, которое было затем пересчитано в расстояние от Земли до Солнца — 140 млн км. В начале [[XIX век]]а отец [[Секки, Анджело|Пьетро Анджело Секки]] ({{lang-it|Pietro Angelo Secchi}}), главный астроном Ватикана, положил начало такому направлению исследования в астрономической науке, как [[спектроскопия]]<!-- (он классифицировал звёзды по их [[Спектральные классы звёзд#Классы Анджело Секки|спектру]])зачем здесь эти подробности?-->, разложив солнечный свет на составные цвета. Стало понятно, что таким образом можно изучать состав звёзд, и [[Фраунгофер, Йозеф|Фраунгофер]] обнаружил [[спектр поглощения|линии поглощения]] в спектре Солнца. Благодаря спектроскопии был обнаружен новый элемент в составе Солнца, который назвали [[Гелий|гелием]] в честь древнегреческого бога Солнца Гелиоса. Долгое время непонятными оставались источники солнечной энергии. В [[1848 год]]у [[Роберт Майер]] выдвинул [[метеорит]]ную гипотезу, согласно которой Солнце нагревается благодаря бомбардировке метеоритами. Однако при таком количестве метеоритов сильно нагревалась бы и Земля; кроме того, земные геологические напластования состояли бы в основном из метеоритов; наконец, масса Солнца должна была расти, и это сказалось бы на движении планет<ref name="esbe">{{ВТ-ЭСБЕ|Энергия Солнца}}</ref>. Поэтому во второй половине XIX века многими исследователями наиболее правдоподобной считалась теория, развитая [[Гельмгольц, Герман Людвиг Фердинанд|Гельмгольцем]] ([[1853]]) и [[Томсон, Уильям (лорд Кельвин)|лордом Кельвином]]<ref>{{статья |заглавие=On the Age of the Sun’s Heat |издание=Macmillan’s Magazine |том=5 |страницы=288—293 |ссылка=http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html |автор=Sir William Thomson. |год=1862 }}</ref>, которые предположили, что Солнце нагревается за счёт медленного [[гравитация|гравитационного]] сжатия («[[механизм Кельвина — Гельмгольца]]»). Основанные на этом механизме расчёты оценивали максимальный возраст Солнца в 20 млн лет, а время, через которое Солнце потухнет — не более чем в 15 млн<ref name="esbe" />. Однако эта гипотеза противоречила [[геология|геологическим данным]] о возрасте [[горная порода|горных пород]], которые указывали на намного бо́льшие цифры. Так, например, [[Дарвин, Чарльз|Чарльз Дарвин]] отметил, что [[Эрозия (геоморфология)|эрозия]] [[Эдиакарий|вендских отложений]] продолжалась не менее 300 млн лет<ref>«in all probability a far longer period than 300 million years has elapsed since the latter part of the Secondary period.» [http://darwin.thefreelibrary.com/The-Origin-of-Species/9-1]</ref>. Тем не менее, [[ЭСБЕ|энциклопедия Брокгауза и Ефрона]] считает гравитационную модель единственно допустимой<ref name="esbe" />. Только в [[XX век]]е было найдено правильное решение этой проблемы. Первоначально [[Резерфорд, Эрнест|Резерфорд]] выдвинул гипотезу, что источником внутренней энергии Солнца является [[радиоактивный распад]]<ref>{{cite web |author = Darden, Lindley. |year = 1998 |title = The Nature of Scientific Inquiry |journal = Macmillan’s Magazine |url = http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ |archiveurl = https://www.webcitation.org/60qCQIKZ4?url=http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ |archivedate = 2011-08-10 |accessdate = 2008-01-03 |deadlink = no }}</ref>. В [[1920 год]]у [[Эддингтон, Артур Стэнли|Артур Эддингтон]] предположил, что давление и температура в недрах Солнца настолько высоки, что там может идти [[термоядерная реакция]], при которой ядра водорода ([[протон]]ы) сливаются в ядро [[Гелий-4|гелия-4]]. Так как масса последнего меньше, чем сумма масс четырёх свободных протонов, то часть массы в этой реакции переходит в [[Энергия|энергию]] фотонов<ref>{{cite web |date = 2005-06-15 |accessdate = 2007-08-01 |title = Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington |publisher = ESA Space Science |url = http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html |archiveurl = https://www.webcitation.org/60qCQMxY4?url=http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html |archivedate = 2011-08-10 |deadlink = no }}</ref>. То, что [[водород]] преобладает в составе Солнца, подтвердила в [[1925 год]]у [[Пейн-Гапошкина, Сесилия Хелена|Сесилия Пейн]]. Теория термоядерного синтеза была развита в 1930-х годах астрофизиками [[Субраманьян Чандрасекар|Субраманьяном Чандрасе́каром]] и [[Бете, Ханс Альбрехт|Хансом Бете]]. Бете детально рассчитал две главные термоядерные реакции, которые являются источниками энергии Солнца<ref name="Bethe">{{статья |заглавие=On the Formation of Deuterons by Proton Combination |издание=[[Physical Review]] |том=54 |страницы=862—862 |язык=en |тип=journal |автор=Bethe, H. |год=1938 }}</ref><ref name="Bethe2">{{статья |заглавие=Energy Production in Stars |издание=[[Physical Review]] |том=55 |страницы=434—456 |язык=en |автор=Bethe, H. |год=1939 |тип=journal }}</ref>. Наконец, в [[1957 год]]у появилась работа [[Бербидж, Элинор Маргерит|Маргарет Бербидж]] «Синтез элементов в звёздах»<ref>{{статья |заглавие=Synthesis of the Elements in Stars |издание=[[Reviews of Modern Physics]] |том=29 |номер=4 |страницы=547—650 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B |язык=en |автор=E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle. |год=1957 |тип=journal }}</ref>, в которой было показано, что большинство элементов во Вселенной возникло в результате нуклеосинтеза, идущего в [[звезда|звёздах]]. В 1905 году [[Хейл, Джордж Эллери|Джордж Эллери Хейл]] ({{lang-en|George Ellery Hale}}) в обсерватории [[Маунт-Вилсон]] установил первый солнечный телескоп в построенной небольшой обсерватории, и занялся поиском ответа на происхождение пятен на Солнце, открытых Галилеем. Джордж Хейл открыл, что пятна на Солнце вызваны магнитным полем, поскольку оно приводит к снижению температуры поверхности. Именно [[магнитное поле]] на поверхности Солнца вызывает солнечные ветры — извержение плазмы солнечной короны на сотни тысяч километров в пространство. В январе 2020 года телескоп Национального научного фонда США сделал самые точные в истории снимки Солнца. На них хорошо видны «ячейки», по которым движется плазма<ref>{{Cite web|url=https://www.nso.edu/inouye-solar-telescope-first-light/|title=Inouye Solar Telescope: First Light|publisher=NSO - National Solar Observatory|lang=en|accessdate=2020-02-02}}</ref>. === Космические исследования Солнца === [[Атмосфера Земли]] препятствует прохождению многих видов [[электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]] из космоса. Кроме того, даже в видимой части спектра, для которой атмосфера довольно прозрачна, изображения космических объектов могут искажаться её колебаниями, поэтому наблюдения этих объектов лучше производить на больших высотах (в высокогорных [[обсерватория]]х, с помощью приборов, поднятых в верхние слои атмосферы, и т. п.) или даже из космоса. Верно это и в отношении наблюдений Солнца. Если нужно получить очень чёткое изображение Солнца, исследовать его [[ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовое]] или [[рентгеновское излучение]], точно измерить [[солнечная постоянная|солнечную постоянную]], то наблюдения и съёмки проводят с [[аэростат]]ов, [[ракета|ракет]], [[космический аппарат|спутников и космических станций]]. Фактически первые внеатмосферные наблюдения Солнца были проведены вторым искусственным спутником Земли «[[Спутник-2]]» в 1957 году. Наблюдения проводились в нескольких спектральных диапазонах от 1 до 120 {{ангстрем}}, выделяемых при помощи органических и металлических фильтров<ref>[http://www.tesis.lebedev.ru/about_experiments_fian.html Космические эксперименты ФИАН<!-- Заголовок ссылки сгенерирован ботом -->].</ref>. Обнаружение [[солнечный ветер|солнечного ветра]] опытным путём было осуществлено в 1959 году с помощью ионных ловушек космических аппаратов «[[Луна-1]]» и «[[Луна-2]]», экспериментами на которых руководил [[Грингауз, Константин Иосифович|Константин Грингауз]]<ref>{{книга |заглавие=Introduction to Plasma Physics |автор=Alexander Piel |часть=The Solar Wind |год=2010 |издательство=Springer |allpages=420 |pages=7 |ссылка=http://books.google.com/books?id=wWlQ4Qz5hcwC&pg=PA7 |isbn=9783642104909 |}}</ref><ref>{{статья |автор=Завидонов И. В. |заглавие=Как американцы искали ветра в поле, а нашли радиационный пояс и как русские искали радиационный пояс, а нашли солнечный ветер, или физические эксперименты на первых искусственных спутниках Земли и открытие её радиационных поясов |год=2002 |выпуск=XXVII |издание=[[Историко-астрономические исследования]] |место=М. |издательство=[[Наука (издательство)|Наука]] |страницы=201—222 |ссылка=ftp://ftp.izmiran.rssi.ru/pub/izmiran/space-around-us/Children/DOC/ZAVIDONOV/Zavidonov/VeterVPole.htm}}{{Недоступная ссылка|date=Июнь 2019 |bot=InternetArchiveBot }}</ref><ref>''Алексей Левин.'' [http://www.inauka.ru/astrophisics/article66054/print.html Ветреное светило таит немало загадок]. {{Wayback|url=http://www.inauka.ru/astrophisics/article66054/print.html |date=20080205115936 }}.</ref>. Другими космическими аппаратами, исследовавшими солнечный ветер, были созданные [[NASA]] спутники серии «[[Пионер (программа)|Пионер]]» с номерами 5—9, запущенные между [[1960]] и [[1968 год]]ами. Эти спутники обращались вокруг Солнца вблизи орбиты Земли и выполнили детальные измерения параметров солнечного ветра. В 1970-е годы в рамках совместного проекта [[США]] и [[Германия|Германии]] были запущены спутники «[[Гелиос-I]]» и «[[Гелиос-II]]» ({{lang-en|{{iw|Гелиос (спутники)|Helios|en|Helios probes}}}}). Они находились на [[орбита|гелиоцентрической орбите]], [[перигелий]] которой лежал внутри орбиты [[Меркурий|Меркурия]], примерно в 40 млн км от Солнца. Эти аппараты помогли получить новые данные о солнечном ветре. В [[1973 год]]у вступила в строй космическая солнечная обсерватория {{iw|Apollo Telescope Mount|Apollo Telescope Mount|en|Apollo Telescope Mount}}{{ref-en}} на американской космической станции [[Скайлэб]]. С помощью этой обсерватории были сделаны первые наблюдения солнечной переходной области и ультрафиолетового излучения [[солнечная корона|солнечной короны]] в динамическом режиме. С её помощью были также открыты [[корональные выбросы массы]] и [[корональные дыры]], которые, как сейчас известно, тесно связаны с солнечным ветром. В [[1980 год]]у НАСА вывело на околоземную орбиту космический зонд [[Solar Maximum Mission]] (SolarMax), который был предназначен для наблюдений [[ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового]], [[рентгеновское излучение|рентгеновского]] и [[гамма-излучение|гамма-излучения]] от [[солнечная вспышка|солнечных вспышек]] в период высокой солнечной активности. Однако всего через несколько месяцев после запуска из-за неисправности электроники зонд перешёл в пассивный режим. В [[1984 год]]у космическая экспедиция STS-41C на шаттле «[[Челленджер (шаттл)|Челленджер]]» устранила неисправность зонда и снова запустила его на орбиту. После этого, до своего входа в атмосферу в июне [[1989 год]]а, аппарат получил тысячи снимков солнечной короны<ref>{{Cite web |url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |title=Solar Maximum Mission Overview |accessdate=2012-05-18 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060405183758/http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |archivedate=2006-04-05 |deadlink=yes }}</ref>. Его измерения помогли также выяснить, что мощность полного излучения Солнца за полтора года наблюдений изменилась только на 0,01 %. <!-- Европейская космическая лаборатория «Спейслаб» тоже освящена новейшей техникой для изучения нашей дневной звезды. --> Японский спутник «[[Yohkoh]]» {{нихонго||ようこう|ё:ко:|«солнечный свет»}}, запущенный в [[1991 год]]у, проводил наблюдения излучения Солнца в рентгеновском диапазоне. Полученные им данные помогли учёным идентифицировать несколько разных типов солнечных вспышек и показали, что корона даже вдали от областей максимальной активности намного более динамична, чем принято было считать. «Ёко» функционировал в течение полного солнечного цикла и перешёл в пассивный режим во время солнечного затмения [[2001 год]]а, когда он потерял свою ориентировку на Солнце. В [[2005 год]]у спутник вошёл в атмосферу и был разрушен<ref>[http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory Yohkoh (SOLAR-A) to the Earth’s Atmosphere].</ref>. Очень важной для исследований Солнца является программа [[SOHO (космический аппарат)|SOHO]] (''SOlar and Heliospheric Observatory''), организованная совместно [[Европейское космическое агентство|Европейским космическим агентством]] и [[NASA]]. Запущенный [[2 декабря]] [[1995 год]]а космический аппарат SOHO вместо планируемых двух лет работает уже более десяти лет (по данным на 2009 год). Он оказался настолько полезным, что 11 февраля 2010 года был запущен следующий, аналогичный космический аппарат [[Обсерватория солнечной динамики|SDO]] (''Solar Dynamics Observatory'')<ref>{{cite web |url=https://aif.ru/society/news/46469 |title=«Самый передовой солнечный зонд» запустили в США |date=2010-02-12 |publisher=[[Аргументы и факты]] |lang=ru |accessdate=2010-04-24 |deadlink=no}}</ref>. SOHO находится в [[точки Лагранжа|точке Лагранжа]] между Землёй и Солнцем и с момента запуска передаёт на Землю изображения Солнца в различных диапазонах длин волн. Кроме своей основной задачи — исследования Солнца — SOHO исследовал большое количество [[комета|комет]], в основном очень малых, которые испаряются по мере своего приближения к Солнцу<ref>[https://sungrazer.nrl.navy.mil/ SOHO Comets].</ref>. [[Файл:174719main LEFTREDSouthPole304.jpg|thumb|right|240px|Изображение южного полюса Солнца, полученное в ходе миссии [[STEREO]]. В правой нижней части снимка виден выброс массы]] Все эти спутники наблюдали Солнце из плоскости [[эклиптика|эклиптики]] и поэтому могли детально изучить только далёкие от его полюсов области. В [[1990 год]]у был запущен космический зонд «[[Улисс (космический аппарат)|Улисс]]» для изучения полярных областей Солнца. Сначала он совершил [[гравитационный манёвр]] возле [[Юпитер]]а, чтобы выйти из плоскости эклиптики. По счастливому стечению обстоятельств ему также удалось наблюдать столкновение [[D/1993 F2 (Шумейкеров — Леви)|кометы Шумейкеров — Леви 9]] с Юпитером в [[1994 год]]у. После того как он вышел на запланированную орбиту, он приступил к наблюдению солнечного ветра и напряжённости [[магнитное поле|магнитного поля]] на высоких гелиоширотах. Выяснилось, что солнечный ветер на этих широтах имеет скорость примерно {{s|750 км/с}}, что меньше, чем ожидалось, и что на них существуют большие магнитные поля, рассеивающие [[галактические космические лучи]]<ref>{{cite web |url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html|title=Primary Mission Results |work=Ulysses |publisher=NASA JPL |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCQXUPw?url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html |archivedate=2011-08-10 |accessdate=2012-05-18 |deadlink=yes}}</ref>. Состав солнечной [[фотосфера|фотосферы]] хорошо изучен с помощью [[спектроскопия|спектроскопических]] методов, однако данных о соотношении элементов в глубинных слоях Солнца гораздо меньше. Для того, чтобы получить прямые данные о составе Солнца, был запущен космический зонд [[Genesis (КА)|Genesis]]. Он вернулся на Землю в [[2004 год]]у, однако был повреждён при приземлении из-за неисправности одного из датчиков ускорения и не раскрывшегося вследствие этого парашюта. Несмотря на сильные повреждения, возвращаемый модуль доставил на Землю несколько пригодных для изучения образцов солнечного ветра. [[22 сентября]] [[2006 год]]а на орбиту Земли была выведена солнечная обсерватория [[Hinode]] (Solar-B). Обсерватория создана в японском институте ISAS, где разрабатывалась обсерватория Yohkoh (Solar-A) и оснащена тремя инструментами: SOT — солнечный оптический телескоп, XRT — рентгеновский телескоп и EIS — изображающий [[спектрометр]] ультрафиолетового диапазона. Основной задачей Hinode является исследование активных процессов в солнечной короне и установление их связи со структурой и динамикой магнитного поля Солнца<ref>{{cite web |url=http://solarb.msfc.nasa.gov/|title=Hinode (Solar-B) |publisher=NASA |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCQpCLW?url=http://solarb.msfc.nasa.gov/ |archivedate=2011-08-10 |accessdate=2014-01-17 |deadlink=no}}</ref>. В октябре 2006 года была запущена солнечная обсерватория [[STEREO]]. Она состоит из двух идентичных космических аппаратов на таких орбитах, что один из них постоянно отстаёт от Земли, а другой её обгоняет. Это позволяет получать стереоизображения Солнца и таких солнечных явлений, как [[корональные выбросы массы]]. В январе [[2009 год]]а состоялся запуск российского спутника «[[Коронас-Фотон]]» с комплексом космических телескопов «[[Тесис]]»<ref>{{cite web |url=http://www.tesis.lebedev.ru/ |title=Тесис — космическая обсерватория |work=Тесис |accessdate=2007-12-17 |deadlink=no}}</ref>. В состав обсерватории входит несколько телескопов и спектрогелиографов крайнего ультрафиолетового диапазона, а также [[коронограф]] широкого поля зрения, работающий в линии ионизованного гелия HeII 304 A. Целью миссии «Тесис» является исследование наиболее динамичных солнечных процессов (вспышек и [[Корональные выбросы массы|корональных выбросов массы]]), а также круглосуточный мониторинг солнечной активности с целью раннего прогнозирования [[Геомагнитная буря|геомагнитных возмущений]]. 11 февраля [[2010 год]]а США вывели на геостационарную орбиту новую солнечную обсерваторию [[Обсерватория солнечной динамики|SDO]] (Solar Dynamic Observatory)<ref>{{cite web |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/sdo/main/index.html |title=Solar Dynamic Observatory |publisher=NASA |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCRvMC0?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/sdo/main/index.html |archivedate=2011-08-10 |accessdate=2010-02-13 |deadlink=no}}</ref>. === Наблюдения за Солнцем и опасность для зрения === [[Файл:Solntse v dymke 2010.07.30.JPG|thumb|Сквозь пелену дыма]] [[Файл:Anatomy of a Sunset-2.jpg|thumb|300px|[[Закат]] на равнинах [[Мохаве (пустыня)|пустыни Мохаве]]]] Для эффективного наблюдения Солнца существуют специальные, так называемые [[солнечный телескоп|солнечные телескопы]], которые установлены во многих [[обсерватория]]х мира. Наблюдения Солнца имеют ту особенность, что [[яркость]] Солнца велика, а следовательно, [[светосила]] солнечных телескопов может быть небольшой. Гораздо важнее получить как можно больший [[масштаб]] изображения, и для достижения этой цели солнечные телескопы имеют очень большие [[фокусное расстояние|фокусные расстояния]] (метры и десятки метров). Вращать такую конструкцию нелегко, однако этого и не требуется. Положение Солнца на небе ограничивается сравнительно узким поясом, его максимальная ширина — 46 градусов. Поэтому солнечный свет с помощью зеркал направляют в стационарно установленный телескоп, а затем проецируют на экран или рассматривают с помощью затемнённых фильтров. Солнце — далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к [[Земля|Земле]] и поэтому для нас светит очень ярко — в 400 000 раз ярче полной [[Луна|Луны]]. Из-за этого смотреть на дневное Солнце невооружённым глазом крайне опасно, а смотреть в бинокль или телескоп без специального [[светофильтр]]а категорически нельзя — это может нанести необратимый вред зрению (ожог сетчатки и роговой оболочки, разрушение [[Палочки (сетчатка)|палочки]], [[Колбочки (сетчатка)|колбочки]], и привести к световой [[слепота|слепоте]])<ref> {{статья |заглавие=Chorioretinal temperature increases from solar observation |издание={{Нп3|Bulletin of Mathematical Biophysics}} |том=33 |номер=1 |страницы=1—17 |doi=10.1007/BF02476660 |ref=White |язык=en |тип=journal |автор=White, T. J.; Mainster, M. A.; Wilson, P. W.; Tips, J. H. |год=1971 }}</ref><ref> {{статья |заглавие=The Human Fovea After Sungazing |издание=[[Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology]] |том=79 |страницы=OP788—95 |pmid=1209815 |номер=6 |ref=Tso |автор=Tso, M. O. M.; La Piana, F. G. |год=1975 }}</ref>. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь на [[восход]]е или [[закат]]е (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением [[светофильтр]]ов. При любительских наблюдениях в [[бинокль]] или [[телескоп]] также следует использовать затемняющий светофильтр, помещённый перед [[объектив]]ом. Однако лучше пользоваться другим способом — проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран. Даже с маленьким любительским телескопом можно таким образом изучать [[солнечные пятна]], а в хорошую погоду увидеть грануляцию и [[солнечный факел|факелы]] на поверхности Солнца. Однако в этом случае существует риск повреждения самого телескопа, поэтому перед использованием этого способа следует прочитать инструкцию к телескопу. В частности, при данном методе наблюдения Солнца подвержены риску повреждения [[Рефлектор (телескоп)|телескопы-рефлекторы]] и [[Катадиоптрический телескоп|катадиоптрические телескопы]]. Кроме того, для любого телескопа ни в коем случае нельзя смотреть через него напрямую на Солнце без специального светофильтра, а при проецировании изображения на экран не рекомендуется держать его долго, без перерывов, направленным на Солнце<ref>{{книга |заглавие=Solar Sketching: A Comprehensive Guide to Drawing the Sun |автор=Erika Rix, Kim Hay, Sally Russell, Richard Handy |издательство=Springer |страницы=119—120 |ссылка=https://books.google.com/books?id=7pCKCgAAQBAJ&pg=PA119 |часть=Chapter 4. Solar Projection}}</ref>. == Теоретические проблемы == === Проблема солнечных нейтрино === {{falseredirect|Солнечные нейтрино|:en:Solar neutrino}} [[Ядерные реакции]], происходящие в ядре Солнца, приводят к образованию большого количества [[нейтрино|электронных нейтрино]]. При этом измерения потока нейтрино на [[Земля|Земле]], которые постоянно производятся с конца 1960-х годов, показали, что количество регистрируемых солнечных электронных нейтрино приблизительно в два-три раза меньше, чем предсказывает [[стандартная солнечная модель]], описывающая процессы в Солнце. Это рассогласование между экспериментом и теорией получило название ''«проблема солнечных нейтрино»'' и более 30 лет было одной из загадок солнечной физики. Положение осложняется тем, что нейтрино крайне слабо взаимодействует с веществом, и создание [[нейтринный детектор|нейтринного детектора]], который способен достаточно точно измерить поток нейтрино даже такой мощности, как исходящий от Солнца — технически сложная и дорогостоящая задача (см. [[Нейтринная астрономия]]). Предлагалось два главных пути решения проблемы солнечных нейтрино. Во-первых, можно было модифицировать модель Солнца таким образом, чтобы уменьшить предполагаемую термоядерную активность (а, значит, и [[температура|температуру]]) в его ядре и, следовательно, поток излучаемых Солнцем нейтрино. Во-вторых, можно было предположить, что часть электронных нейтрино, излучаемых ядром Солнца, при движении к Земле превращается в нерегистрируемые обычными детекторами нейтрино других [[Поколение (физика элементарных частиц)|поколений]] (мюонные и тау-нейтрино)<ref name="Haxton">{{статья |ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf |заглавие=The Solar Neutrino Problem |издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}} |том=33 |страницы=459—504 |язык=en |автор=Haxton, W. C. |год=1995 |тип=journal }}</ref>. Сегодня понятно, что правильным, скорее всего, является второй путь. Для того чтобы имел место переход одного сорта нейтрино в другой — то есть происходили так называемые [[нейтринные осцилляции]] — нейтрино должно иметь отличную от нуля [[масса|массу]]. В настоящее время установлено, что это действительно так<ref name="Schlattl">{{статья |заглавие=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem |издание=[[Physical Review|Physical Review D]] |том=64 |ссылка=https://arxiv.org/abs/hep-ph/0102063 |номер=1 |язык=en |тип=journal |автор=Schlattl, Helmut. |год=2001 }}</ref>. В [[2001 год]]у в [[SNO|нейтринной обсерватории в Садбери]] были непосредственно зарегистрированы солнечные нейтрино всех трёх сортов, и было показано, что их полный поток согласуется со стандартной солнечной моделью. При этом только около трети долетающих до Земли нейтрино оказывается электронными. Это количество согласуется с теорией, которая предсказывает переход электронных нейтрино в нейтрино другого [[Поколение (физика элементарных частиц)|поколения]] как в [[вакуум]]е (собственно «[[нейтринные осцилляции]]»), так и в солнечном веществе («[[эффект Михеева — Смирнова — Вольфенштейна]]»). Таким образом, в настоящее время проблема солнечных нейтрино, по-видимому, решена. === Проблема нагрева короны === Над видимой поверхностью Солнца ([[фотосфера|фотосферой]]), имеющей температуру около 6000 [[кельвин|К]], находится [[солнечная корона]] с температурой более 1 000 000 К. Можно показать, что прямого [[теплопередача|потока тепла]] из фотосферы недостаточно для того, чтобы привести к такой высокой температуре короны. Предполагается, что энергия для нагрева короны поставляется [[турбулентность|турбулентными движениями]] подфотосферной конвективной зоны. При этом для переноса энергии в корону предложено два механизма. Во-первых, это волновое нагревание — [[звук]] и [[магнитогидродинамика|магнитогидродинамические]] [[волна|волны]], генерируемые в турбулентной конвективной зоне, распространяются в корону и там рассеиваются, при этом их энергия переходит в тепловую энергию корональной плазмы. Альтернативный механизм — магнитное нагревание, при котором магнитная энергия, непрерывно генерируемая фотосферными движениями, высвобождается путём [[магнитное пересоединение|пересоединения магнитного поля]] в форме больших [[солнечная вспышка|солнечных вспышек]] или же большого количества мелких вспышек<ref>''Alfvén H.'' Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. v. 107, p. 211 (1947).</ref>. В настоящий момент неясно, какой тип волн обеспечивает эффективный механизм нагрева короны. Можно показать, что все волны, кроме магнитогидродинамических [[Альвеновские волны|альвеновских]], рассеиваются или отражаются до того, как достигнут короны<ref> [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1981ApJ...246..331S&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf Sturrock P. A., Uchida Y. Coronal heating by stochastic magnetic pumping, Astrophysical Journal, v. 246, p. 331 (1981)]</ref>, [[Диссипация энергии|диссипация]] же альвеновских волн в короне затруднена. Поэтому современные исследователи сконцентрировали основное внимание на механизм нагревания с помощью солнечных вспышек. Один из возможных кандидатов в источники нагрева короны — непрерывно происходящие мелкомасштабные вспышки<ref> [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...330..474P&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf Parker E. N. Nanoflares and the solar X-ray corona. Astrophysical Journal, v. 330, p. 474 (1988)]</ref>, хотя окончательная ясность в этом вопросе ещё не достигнута. == Солнце в мировой культуре == === В [[Религия|религии]] и [[Мифология|мифологии]] === {{main|Солярные мифы}} Как и многие другие природные явления, на протяжении всей [[История|истории]] человеческой [[цивилизация|цивилизации]] во многих [[культура]]х Солнце было объектом поклонения. Культ Солнца существовал в [[Древний Египет|Древнем Египте]], где солнечным божеством являлся [[Ра]]<ref>{{cite web |url = http://www.egyptianmyths.net/re.htm |title = Re (Ra) |work = Ancient Egypt: The Mythology |accessdate = 2010-08-28 |archiveurl = https://www.webcitation.org/64scu356k?url=http://www.egyptianmyths.net/re.htm |archivedate = 2012-01-22 |deadlink = no }}</ref>. У греков богом Солнца был [[Гелиос]]<ref> Мифы народов мира. М., 1991—92. В 2 т. Т. 1. С. 271. ''Любкер Ф.'' Реальный словарь классических древностей. М., 2001. В 3 т. Т. 2. С. 99. Псевдо-Аполлодор. Мифологическая библиотека I 2, 2 далее </ref>, который, по преданию, ежедневно проезжал по небу на своей [[Колесница|колеснице]]. В [[славянская мифология|древнерусском языческом пантеоне]] было два солнечных божества — [[Хорс]] (собственно олицетворённое солнце) и [[Даждьбог]]. Кроме того, годовой празднично-ритуальный цикл [[славяне|славян]], как и других народов, был тесно связан с годовым солнечным циклом, и ключевые его моменты ([[солнцестояние|солнцестояния]]) олицетворялись такими персонажами, как [[Коляда (мифология)|Коляда]] ([[Овсень]]) и [[Купала]]. У большинства народов солнечное божество было мужского пола (например, в английском языке применительно к Солнцу используется личное [[местоимение]] «he» — «он»), но в [[Скандинавия|скандинавской]] [[мифология|мифологии]] Солнце (Суль) — женское божество. В [[Восточная Азия|Восточной Азии]], в частности, во [[Вьетнам]]е Солнце обозначается символом 日 (китайский [[пиньинь]] rì), хотя есть также и другой символ — 太阳 (тай ян). В этих коренных [[вьетнам]]ских словах, слова nhật и thái dương указывают на то, что в Восточной Азии [[Луна]] и Солнце считались двумя противоположностями — [[инь и ян]]. Как вьетнамцы, так и китайцы в древности считали их двумя первичными природными силами, причём Луна считалась связанной с инь, а Солнце — с ян<ref>''Osgood, Charles E.'' From Yang and Yin to and or but. — Language 49.2 (1973): 380—412.</ref>. === В оккультизме === В [[Каббала|каббале]] Солнце соотносится со [[Сфирот|сфирой]] Тиферет (См. также [[Халдейский ряд (астрология)|Халдейский ряд]])<ref>{{книга|заглавие =Гранатовый сад |часть=Глава третья. Сефирот |автор =Регарди И. |isbn =5-94698-044-0 |год =2005 |место =М. |издательство=Энигма |страниц=304}}</ref>. В [[Астрология|астрологии]] соотносится с духом, сознанием, а также жизненными силами организма<ref>http://солнце-поможет.рф/chastichka-solnca-v-kazhdom-iz-nas/?ckattempt=1</ref>{{проверить авторитетность|13|07|2018}}. В астрологии каждому человеку приписывается [[Знаки зодиака|знак зодиака]] по условному положению Солнца среди [[Зодиакальные созвездия|зодиакальных созвездий]] в день рождения. === В [[Языки мира|языках мира]] === Во многих [[Индоевропейские языки|индоевропейских языках]] Солнце обозначается словом, имеющим корень ''sol''. Так, слово ''sol'' означает «Солнце» на [[Латинский язык|латыни]] и в современных [[Португальский язык|португальском]], [[Испанский язык|испанском]], [[Исландский язык|исландском]], [[Датский язык|датском]], [[Норвежский язык|норвежском]], [[Шведский язык|шведском]], [[каталанский язык|каталанском]] и [[Галисийский язык|галисийском]] языках. В [[английский язык|английском языке]] слово ''Sol'' также иногда (преимущественно в научном контексте) используется для обозначения Солнца, однако главным значением этого слова является имя римского бога<ref>William Little (ed.) ''Oxford Universal Dictionary'', 1955.</ref><ref>[http://www.merriam-webster.com/dictionary/Sol Sol], Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009.</ref>. В [[Персидский язык|персидском языке]] ''sol'' означает «солнечный год». От этого же корня происходят [[Древнерусский язык|древнерусское слово]] ''сълньце'', современное русское ''солнце'', а также соответствующие слова во многих других [[Славянские языки|славянских языках]]. В честь Солнца названа [[валюта]] государства [[Перу]] ([[новый соль]]), ранее называвшаяся ''инти'' (так назывался бог солнца у [[Империя Инков|инков]], занимавший ключевое место в их [[Астрономия инков|астрономии]] и [[Мифология инков|мифологии]]), что в переводе с языка [[кечуа (язык)|кечуа]] означает ''солнце''. {{также|Солнечные и лунные буквы}} === Городские легенды о Солнце === В [[2002]] и последующих годах в [[СМИ]] появилось сообщение, что через 6 лет Солнце взорвётся (то есть превратится в [[сверхновая звезда|сверхновую звезду]])<ref>[http://turistua.com/news/6019.htm Солнце вот-вот взорвётся] // TuristUA.com.</ref>. Источником информации назывался ''«[[Нидерланды|голландский]] астрофизик доктор Пирс ван дер Меер (Piers van der Meer), эксперт [[Европейское космическое агентство|Европейского космического агентства]]»''. В действительности в ЕКА нет сотрудника с таким именем<ref>{{Cite web |url=http://ieee.orbita.ru/aps/Addendum_Hugens.htm |title=Голландский астрофизик полагает, что до взрыва Солнца осталось лет шесть |accessdate=2007-09-30 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070930095059/http://ieee.orbita.ru/aps/Addendum_Hugens.htm |archivedate=2007-09-30 |deadlink=yes }}</ref>. Более того, астрофизика с таким именем вообще не существует. Водородного топлива Солнцу хватит на несколько миллиардов лет. По истечении этого времени Солнце разогреется до высоких температур (хотя и не сразу — этот процесс займёт десятки или сотни миллионов лет), но не станет [[Сверхновая звезда|сверхновой звездой]]. Солнце в принципе не может превратиться в сверхновую звезду из-за недостаточной массы. Исходное сообщение опубликовано в ''«[[Weekly World News]]»'' — газете, известной своей склонностью к публикации сомнительной информации<ref>[http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=285 Curious About Astronomy: Will the sun go supernova in six years and destroy Earth (as seen on Yahoo)?]</ref>. == См. также == * [[Эрикссон-Глоб]] — «Солнце» в [[Шведская Солнечная система|Шведской Солнечной системе]] == Примечания == {{Примечания|2}} == Литература == * {{книга|автор=[[Аббот, Чарлз Грили|Аббот Ч.]] |заглавие=Солнце |ответственный=Перевод с английского Н. Я. Бугославской; под редакцией [[Перепёлкин, Евгений Яковлевич|Е. Я. Перепёлкина]] |место=Москва—Ленинград |страниц=462 |год=1936 |издательство=[[Физматлит|ОНТИ]]}} * {{книга|заглавие=Солнечная система. В 2 томах |год=1957 |том=1 : Солнце |ответственный=Под ред. [[Койпер, Джерард Петер|Дж. Койпера]]; пер. с англ.; редактор тома [[Крат, Владимир Алексеевич|В. А. Крат]] |место=М. |издательство=[[Издательство иностранной литературы]] |страниц=609}} * {{книга|автор=Колтун М. М. |заглавие=Солнце и человечество |место=М. |издательство=[[Детская литература (издательство)|Детская литература]] |год=1981 |страниц=127 |тираж=100000 | | |}} * {{книга|автор=Степанян Н. Н. |заглавие=Наблюдаем Солнце |место=М. |страниц=128 |год=1992 |издательство=[[Наука (издательство)|Наука]] |isbn=5-02-014358-8}} * {{книга|автор=Michael Stix |заглавие=The Sun. An Introduction |издательство=Springer |год=2002 |издание=2nd Edition |isbn=3-540-42886-0}} * {{книга |заглавие=Chasing the Sun: the Epic Story of the Star that Gives us Life |издательство=[[Simon & Schuster]] |isbn=978-1-4000-6875-3 |ref=Cohen |язык=en |автор=Cohen, Richard |год=2010}} * {{публикация|книга |часть=Солнце |часть ответственный=[[Дубов, Эмиль Ефимович|Э. Е. Дубов]] |заглавие=[[Большая Советская Энциклопедия]] |издание=3-е изд |год=1976 |том=24, кн. I : Собаки — Струна |ответственный=гл. ред. [[Прохоров, Александр Михайлович|А. М. Прохоров]] |место=М. |издательство=[[Советская Энциклопедия]] |страницы=150—154 |тираж=631000}} * {{ФЭ|том=4|страницы=589—598|автор=Кочаров Г. Е.|статья=Солнце|ссылка=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/3751.html|ref=Кочаров}} * {{книга|автор=[[Шкловский, Иосиф Самуилович|Шкловский И. С.]] |заглавие= Звезды: их рождение, жизнь и смерть |издание=3-е изд |издательство=[[Наука (издательство)|Наука]] |место=М. |год=1984 |часть=§9. Проблемы нейтринного излучения Солнца |страницы=110—117 |тираж=100000}} * {{статья |заглавие=Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior |издание={{Нп3|Astronomy & Geophysics}} |том=45 |номер=4 |страницы=21—25 |язык=en |тип=journal |автор=Thompson, M. J. |год=2004}} == Ссылки == {{Навигация |Портал = Астрономия |Викисловарь = солнце |Викицитатник = Солнце |Викитека = Солнце }} * {{cite web|url=http://usap.org.ua/sun-activity/|title=Солнечная активность|work=USAP|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCSOslc?url=http://usap.org.ua/sun-activity/|archivedate=2011-08-10|accessdate=2011-06-24|deadlink=yes}} * {{cite web|url=https://tesis.lebedev.ru/sun_vocabulary.html|title=Энциклопедия Солнца|work=Тесис|accessdate=2015-07-09|deadlink=no}} * {{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/eid/FK86/sun |title=Солнце |work=Астронет |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCU6V5Q?url=http://www.astronet.ru/db/msg/eid/FK86/sun |archivedate=2011-08-10 |accessdate=2007-09-09 |deadlink=no |publisher=[[Астронет]] }} * [http://blog.artnn.ru/2007/08/19/solntse-i-zemlya-edinyie-kolebaniya/ Солнце и Земля. Единые колебания] * [https://astrogalaxy.ru/042a_Sun.html Солнце. Солнечная система. Общая астрономия] * {{cite web|url=http://www.popmech.ru/article/3618-puteshestvie-iz-tsentra-solntsa/|title=Путешествие из центра Солнца|work=Популярная механика|accessdate=2011-11-26|deadlink=no}} * {{cite web|url=https://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_4096_0171.jpg|title=Солнце сейчас, фотография из обсерватории солнечной динамики NASA|work=sdo.gsfc.nasa.gov|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCazU6r?url=https://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_4096_0171.jpg|archivedate=2011-08-10|accessdate=2011-03-22|deadlink=no}} * {{cite web|url=http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/SOLNTSE.html|title=Солнце|author=Эдвард Кононович|publisher=Энциклопедия Кругосвет|accessdate=2013-10-26|archiveurl=https://www.webcitation.org/6MTvgoe8K?url=http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/SOLNTSE.html|archivedate=2014-01-08|deadlink=no}} * {{Apod|100806|The Not So Quiet Sun|6 августа 2010|2014-02-16}} {{Библиоинформация}} {{Солнечная система}} {{Солнце}} {{Исследование Солнца АМС}} {{Атмосферы}} {{Избранная статья|Астрономия}} [[Категория:Термоядерные реакции]] [[Категория:Солнце| ]] [[Категория:Жёлтые карлики]]'