Методы астрономических исследований солнца

Способы исследования Солнца

Фото Солнца К.А. SOHO Изучение Солнца во многих отношениях составляет обособленную и специфическую отрасль астрономии, связанную с дневными наблюдениями. При исследовании большинства небесных светил основным затруднением является их недостаточная яркость, в то время как при изучении Солнца помехой чаще всего оказывается избы¬ток света. Солнечный свет настолько ярок, что человек не может смотреть на Солнце незащищённым глазом; требуются специальные приспособления для ослабления чрезмерной яркости. Поэтому Солнце является своеобразным объектом наблюдения, требующим применения специальных инструментов и методов.

Прежде всего встаёт важная проблема изучения и измерения полного потока лучистой энергии, непрерывно поступающей от Солнца на Землю. Этим занимается особая отрасль измерительной техники, называемая актинометрией (термин происходит от греческих слов «актис» — луч я «метрон» — мера). В ней применяются особые приборы, называемые актинометрами или пиргелиометрами.

Эти приборы основаны на* использовании теплового действия солнечных лучей. О количестве солнечной энергии, падающей на квадратный сантиметр Земли, можно судить, например, повышение температуры воды в
сосуде, на который падают солнечные лучи. Необходимы специальные меры предосторожности, чтобы полученное тепло не осталось неучтённым, рассеявшись в воздухе.

Актинометрия занимает промежуточное положение между астрофизикой и геофизикой. С одной стороны, не¬посредственным объектом исследования здесь является радиация Солнца. С другой стороны, на пути к земной поверхности эта радиация проходит сквозь земную атмосферу, которая в той или иной степени рассеивает и поглощает проходящие через неё лучи. Прозрачность воз¬духа меняется изо дня в день. Это определяет геофизический, метеорологический элемент в актинометрии.
Актинометрия в основном обходится без телескопа, этого основного орудия астрономического исследования. Все прочие формы наблюдений Солнца связаны с употреблением телескопической оптики.

Простейший способ телескопического наблюдения Солнца состоит в том, что, наведя телескоп на солнечный диск, рассматривают последний при достаточно сильном увеличении, изучая различные мелкие детали и образования на диске. При этом необходимо, чтобы телескоп был снабжён защитным приспособлением, предохраняющим глаз от губительного действия чрезмерно яркого света.

В простейшем случае это может быть достаточно тёмное стекло, пропускающее лишь очень небольшую долю лучей, а в более крупных и усовершенствованных инструментах применяются специальные гелиоскопические окуляры, в которых свет ослабляется при помощи особых оптических приспособлении:.

Часто необходимо измерять размеры деталей, видимых при помощи телескопа на солнечной поверхности, или же определять точное положение детали на солнечном диске. Для этого телескоп должен быть снабжён измерительными приспособлениями.
Непосредственное наблюдение Солнца в телескоп глазом называется визуальным наблюдением. При всех своих достоинствах оно во многих случаях уступает наблюдению фотографическому. Визуальное изучение и последовательное измерение множества деталей, нередко усеивающих солнечный диск, отнимает много времени и может растянуться даже на несколько часов. За это время на бурной и быстро меняющейся поверхности Солнца нередко совершаются заметные изменения. Между тем фотографический снимок Солнца со всеми деталями на его поверхности можно получить за малую долю секунды. Таким образом, по сравнению с визуальным наблюдением фотография имеет два ценных преимущества: быстрота и связанная с нею одновременность регистрации всей картины Солнца.

Далее, всякий фотографический снимок представляет собою документ, который можно сохранить неопределённо долгое время. В случае сомнений или новых соображений всегда можно снова обратиться к ранее полученным снимкам и повторить их измерение или же провести их исследование под новым углом зрения. Наконец, фотография позволяет получать снимки Солнца и в лучах, не¬видимых для глаза, например, в инфракрасных или ультрафиолетовых.

Прибор, специально предназначенный для фотографирования Солнца, называется гелиографом).
Это — телескоп, у которого в нижней части вместо окуляра приделана кассета, заключающая в себе фотографическую пластинку. Необходимой частью гелиографа является автоматический затвор, позволяющий получать снимок при очень короткой выдержке.

Наиболее удобным типом гелиографа является прибор, сконструированный дважды лауреатом Сталинской премии Д. Д. Максутовым по принципу менискового телескопа. Гелиограф Максутова изготовлен во многих экземплярах и принят в качестве стандартного инструмента для регулярных фотографических наблюдений солнечной поверхности на обсерваториях СССР.
На обсерваториях, имеющих в своём распоряжении гелиограф, Солнце фотографируется каждый ясный день, причём полученные снимки тщательно сохраняются. Таким путём собирается ценнейший материал о состоянии поверхности Солнца за многие годы.

При фотографировании деталей солнечной поверхности желательно иметь достаточно большое изображение. Этот астрономический инструмент не следует Смешивать с одноимённым прибором, употребляемым на метеорологических станциях. Там под названием «гелиограф» понимается аппарат, позволяющий автоматически регистрировать число часов за день, в течение которых Солнце не было закрыто облаками?

Для этого нужно, чтобы фокусное расстояние объектива (т. е. расстояние от него до изображения Солнца) было велико. Отсюда следует, что для получения изображения Солнца в крупном масштабе надо делать телескопы очень большой длины. При этом возникает трудность установки такого инструмента. Трубы небольших телескопов делаются свободно вращающимися во¬круг двух осей, что позволяет наводить трубу на любую точку небесного свода. Длинную трубу сделать подвижной очень трудно. Поэтому для таких инструментов применяется устройство другого рода.

Труба телескопа вместе с объективом, окуляром и кассетной частью делается неподвижной и устанавливается либо горизонтально, либо вертикально. К ней добавляется особое устройство, называемое целостатом. Целостат представляет собою зеркало (или сочетание нескольких зеркал), укреплённое на вращающейся подставке так, что с его помощью при любом положении Солнца на небесном своде солнечные лучи могут быть направлены в объектив телескопа. Таким образом, вместо того, чтобы двигать громадную трубу, поворачивают вслед за Солнцем только зеркало сравнительно небольших размеров. Это осуществляется автоматически, при помощи часового механизма. Если направить зеркало так, чтобы в поле зрения телескопа оказалось изображение Солнца и пустить в ход часовой механизм, то солнечные лучи всё время будут направляться зеркалами целостата в объектив телескопа и изображение будет стоять в поле зрения телескопа неподвижно.

Целостаты исключительной точности изготовляются нашей оптической промышленностью и применяются для различных установок, используемых при изучении Солнца. В частности, на Пулковской обсерватории имеется большая солнечная установка, позволяющая фотографировать как солнечный диск, так и спектр отдельных его участков. Разработанная лауреатом Сталинской премии Н. Г. Пономарёвым и построенная в 1941 г., она была разрушена во время войны, но в настоящее время восстановлена вновь в значительно усовершенствованном виде.

Большую роль в исследовании Солнца играют наблюдения полных солнечных затмений.

Несмотря на краткость полной фазы затмения, учёные каждый раз выезжают в ту узкую полосу Земли, где затмение бывает полным. Такие экспедиции требуют затраты больших средств и огромных усилий, так как на место наблюдения приходится привозить крупные астрономические инструменты и устраивать временные обсерватории. Нередко все эти приготовления оказываются напрасными. Стоит маленькому облачку закрыть Солнце в момент затмения, и никаких наблюдений выполнить, конечно, не удаётся. Но зато те результаты, которые удаётся получить в случае хорошей погоды, очень важны для гелиофизики.

Дело в том, что слои разрежённой материи, обволакивающие со всех сторон солнечный шар, светятся таким слабым светом, что подле слепящего солнечного диска их наблюдать невозможно. Особенно большой помехой тут является яркое дневное небо, на фоне которого совсем неразличимо слабое свечение, окружающее Солнце — «солнечная корона». Поэтому бесполезно было бы закрывать солнечный диск каким-нибудь щитком или заслонкой, расположенными подле наблюдателя: небо при этом остаётся по-прежнему более ярким, чем свет, идущий к нам из окрестностей Солнца. Необходимо, чтобы экран, заслоняющий солнечный диск, помещался за пределами земной атмосферы. Тогда толща воздуха, сквозь которую мы смотрим на небесное светило, тоже оказывается защищённой от солнечных лучей, небо делается тёмным, и его свет не мешает нам видеть слабо светящиеся оболочки, окружающие солнечный шар. Для наблюдения этих оболочек и посылаются астрономические экспедиции в район полосы солнечного затмения.

Быстрое развитие радиотехники позволило пополнить дело исследования Солнца ещё одним очень ценным методом. Было обнаружено, что кроме лучей, изучаемых оптическими методами, Солнце излучает также и электро¬магнитные колебания с такими длинами волн, которые наблюдаются при помощи радиоприёмников. Правда, земная атмосфера пропускает радиоволны лишь в очень ограниченной области с длиной волны примерно от 1 см до 10 м. Наблюдение в этом интервале длин волн, осуществляемое при помощи особых радиоприёмников направленного действия, называемых иногда «радиотелескопами», доставляет нам ценную информацию о физических процессах, развёртывающихся во внешних слоях газовых оболочек Солнца.
Результаты своих наблюдений астрономы подвергают дальнейшему изучению и стараются по ним выяснить, в чём состоит наблюдаемое явление и какова его причина. Этим занимается теоретическая астрофизика — сравнительно молодая отрасль астрономии, развивающаяся за последнее время особенно быстро и плодотворно. Её отдельные разделы решают многочисленные и разнообразные задачи. Теория спектральных линий позволяет по наблюдениям солнечного спектра определять плотность, температуру и степень ионизации газов в различных слоях атмосферы Солнца, а также судить о химическом составе этих слоёв.

Теоретическая гелиофизика выясняет происхождение и условия возникновения различных явлений, наблюдаемых нами на солнечной поверхности. Она даёт нам возможность судить о состоянии внутренних частей солнечного шара, недоступных для прямого наблюдения. Наконец, дальнейшее развитие теории должно объяснить нам, как образовалось Солнце, как оно эволюционировало, как будет развиваться в будущем и откуда берётся та солнечная энергия, которая так щедро разливается в окружающее пространство. Правда, дать ответ на такие глубокие вопросы нелегко, и потому в наше время теория нередко вынуждена ограничиваться гипотезами и пред¬положениями. Можно даже сказать, что в области гелиофизики теория отстаёт от наблюдений: очень многие важные и давно известные факты остаются не объяснёнными. Но теоретическая гелиофизика быстро развивается и, вероятно, недалеко то время, когда основные вопросы, выдвигаемые наукой о Солнце, будут разрешены, и мы получим стройную теорию, описывающую строение Солнца и объясняющую наблюдаемые на нём явления.

Солнечный протуберанец в сравнении с нашей планетой

Источник

Что такое Солнце — описание, структура, образование, эволюция, орбита, исследование и факты

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

Общая характеристика

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

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

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

По астрономической классификации Солнце относится к типу «желтых карликов». Это значит, что оно не так и велико по сравнению с размерами других звезд, но довольно ярко светит. Наше светило входит 15% самых ярких звезд Млечного Пути. Вместе с тем в галактике есть звезды, чей радиус превышает солнечный в 2000 раз!

Источником тепла, излучаемого звездой, являются термоядерные реакции. В центре Солнца атомы водорода сливаются друг с другом, в результате чего образуется атом гелия и некоторое количество энергии. Это реакция называется протон-протонным циклом, на него приходится порядка 98% энергии, вырабатываемой светилом. Однако имеют место и иные реакции, в ходе которых «сгорают» такие элементы, как гелий, углерод, кислород, неон и кремний, а образуются металлы (железо, магний, кальций, никель) и другие элементы (сера). Все эти процессы называют звездным нуклеосинтезом.

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

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

Таблица «Основные физические характеристики Солнца»

Состав Солнца

Основными элементами, из которых состоит наша звезда, являются водород (73,5% солнечной) и гелий (24,9%). На все остальные элементы приходится примерно 1,5%.

Химический состав светила непостоянен – он меняется из-за превращений, происходящих во время термоядерных реакций. На заре своего существования Солнце почти полностью состояло из водорода. В ходе термоядерных реакций этот элемент превращается в гелий, поэтому его массовая доля падает. Гелий также превращается в более тяжелые элементы, однако, однако в целом его доля возрастает. Изменения химического состава звезд оказывают огромное влияние на процессы их эволюции.

Строение Солнца

Конечно, у Солнца, состоящего из газов, нет привычной нам твердой поверхности. Значительную ее часть составляет атмосфера, которая по мере движения к центру светила уплотняется. Тем не менее принято выделять 6 «слоев», из которых состоит звезда. Три из них являются внутренними, а следующие три образуют солнечную атмосферу.

Внутреннее строение Солнца

Внутренняя структура нашей звезды включает следующие слои:

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

Зона лучистого переноса

Над ядром располагается зона радиации, которую также именуют зоной лучистого переноса. Ее внешняя граница проходит по сфере радиусом 490 тыс. км. Температура постепенно падает от отметки в 7 млн градусов на границе с ядром до 2 млн градусов у внешней границы. Также и плотность вещества снижается с 20 до 0,2 г/куб. см. Тем не менее из-за высокой плотности атомы водорода не могут двигаться. То есть если при нагреве, например, воды ее теплые слои поднимаются на поверхность, перенося туда тепло, то здесь такой механизм не работает – вещество остается неподвижным. Единственный способ энергии пробраться через зону радиации – это длительная цепочка поглощений и излучений фотонов атомами водорода. Из-за этого фотон, возникший при термоядерной реакции в ядре, в среднем «пробирается» наружу через зону радиации примерно 170 тыс. лет!

Зона конвективного переноса

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

Атмосфера

Атмосфера Солнца состоит из следующих слоев:

Фотосфера

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

Хромосфера

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

Корона

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

Магнитное поле Солнца

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

Глобальное поле обладает цикличностью. Его напряженность колеблется с частотой 11 лет, при этом наблюдаются изменения в частоте появления солнечных пятен. Такой цикл называют «циклом Швабе» по фамилии ученого, заметившего ещё в XIX веке, что количество солнечных пятен на поверхности светила меняется циклически. Лишь позже стала очевидна связь этого явления с процессами в зоне конвективного переноса и колебаниями магнитного поля. В начале XX века стало ясно, что за один цикл Швабе полярность магнитного поля меняется на противоположное. То есть Солнцу нужна два 11-летних цикла, чтобы магнитное поле вернулось к начальному состоянию. В связи с этим выделяют 22-летний цикл, известный как «цикл Хейла».

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

Жизненный цикл Солнца

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

В ходе термоядерных реакций масса Солнца постепенно уменьшается. Каждую секунду 4 млн тон солнечного вещества преобразуется в энергию. Вместе с тем звезда разогревается. Каждый 1,1 млрд лет яркость Солнца увеличивается на 10%. Это значит, что ранее температура на Земле была значительно ниже, чем сейчас, а на Венере, возможно, была жидкая вода или даже жизнь (сейчас средняя температура на поверхности Венеры составляет 464° С). В будущем же яркость Солнца будет возрастать, что будет вести к росту температуры на Земле. Через 3,5 млрд лет яркость светила вырастет на 40%, и условия на Земле станут такими же, как и на Венере. С другой стороны, Марс также разогреется и станет более пригодным для жизни. Таким образом, в ходе эволюции звезды так называемая «зона обитаемости», постепенно удаляется от Солнца.

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

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

После из-за роста температуры в ядре до 100 млн градусов там начнется активная реакция горения гелия – «гелиевая вспышка». Радиус светила сократится до 10 современных радиусов. На выгорание гелия уйдет порядка 110 млн лет, после чего звезда снова расширится и станет красным гигантом, но эта стадия будет длиться уже 20 млн лет.

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

Орбита и расположение Солнца в галактике Млечный путь

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

На сегодня Солнце располагается в рукаве Ориона. Нам повезло с расположением Солнечной системы в Млечном Пути. Дело в том, что скорость вращения нашей системы почти совпадает со скоростью вращения так называемых спиральных рукавов. Из-за этого наша система не попадает в них, хотя большинство других звезд периодически оказываются там. В спиральных рукавах очень сильное излучение, которое способно убить всё живое. Если бы Солнце находилось на другой орбите, оно периодически попадало бы в спиральные рукава, что приводило бы к «стерилизации» жизни на Земле.

Исследование Солнца

Изначально люди относились к Солнцу как к божеству, дающему людям свет. Древние астрономы полагали, что наше светило – это лишь одна из планет, к которым также относили и Луну. Поэтому в честь него, как и в честь других планет, нередко называли дни недели. И сегодня в английском языке воскресенье носит название «Sunday», что переводится как «день Солнца». В 800 г. до н. э. китайцы впервые обнаружили на Солнце пятна.

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

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

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

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

Дальнейшее изучение Солнца связано с развитием космонавтики. С помощью советских аппаратов «Луна-1» и «Луна-2» в 1959 г. был открыт солнечный ветер.

Интересные факты о Солнце

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

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

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

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

Список использованных источников

Источник