Радиационная зона солнца размеры

Вселенная сегодня

Новости космоса и астрономии

Внутренняя часть Солнца. Фотография предоставлена: NASA.

Отсюда с Земли, Солнце похоже на гладкий шар огня, и до открытия солнечных пятен космическим кораблем Galileo, астрономы даже полагали, что оно было идеальным шаром без дефектов. Тем не менее, мы теперь знаем, что Солнце, как Земля, на самом деле состоят из нескольких слоев, каждый из которых служит своей собственной цели. Это такая структура Солнца, которая приводит в действие эту массивную печь и поставщика всей земной жизни и энергии.

Из чего состоит Солнце?

Если бы вы могли разделить Солнце на части, и сравнить эти разные элементы, вы бы обнаружили, что Солнце состоит из водорода (74%) и гелия (около 24%). Астрономы считают, что любой элемент тяжелее гелия будет металлом. Оставшееся количество Солнца составляет железо, никель, кислород, кремний, серу, магний, углерод, неон, кальций и хром. Фактически, Солнце имеет 1% кислорода; а все остальное — это оставшийся 1%.

Остатки сверхновой NR 0509-67.5. Сверхновые предоставляли более тяжелые элементы в Солнце. Фотография предоставлена: NASA/ESA/CXC.

Откуда появились эти элементы? Водород и гелий появились от Большого Взрыва. В ранние моменты Вселенной, первый элемент, водород, образовался из супа элементарных частиц. Давление и температуры были все еще сильны, что вся Вселенная имела одни и те же условия как в ядре звезды. Водород синтезировался в гелий, пока Вселенная не охладилась достаточно, что эта реакция не могла бы больше происходить. Соотношения водорода и гелия, которые мы видим во Вселенной в наши дни, было создано в эти первые моменты после Большого Взрыва.

Другие элементы были созданы в других звездах. Звезды постоянно синтезируют водород в гелий в своих ядрах. Как только водород в ядре выработается, они переключатся на ядерный синтез все более и более тяжелых элементов, как гелий, литий, кислород. Большинство более тяжелых металлов, которые мы видим в Солнце образовались в других звездах в конце их жизней.

Самые тяжелые элементы, как золото и уран, образовались, когда звезды, во много раз более массивные нашего Солнца, детонировали во взрывах сверхновых. В доли секунды, когда образовывалась черная дыра, элементы сталкивались вместе при интенсивном тепле и давлении для образования самых тяжелых элементов. Взрыв распространил эти элементы по всему региону, где они могли бы способствовать образованию новых звезд.

Наше Солнце состоит из элементов, оставшихся от Большого Взрыва, элементов, образовавшихся из умирающих звезд, и элементов, созданных в сверхновых. Это довольно удивительно.

Цепочка протон-протон, которая питает ядерный синтез внутри ядра нашего Солнца. Предоставлено: Ian O’Neill.

Хотя Солнце главным образом просто шар из водорода и гелия, оно на самом деле разбито на отчетливые слои. Слои Солнца были созданы, потому что температуры и давления увеличиваются, когда вы движетесь к центру Солнца. Водород и гелий ведут себя по-разному при различных изменяющихся условиях.

Давайте начнем с самого внутреннего слоя Солнца, ядра. Это самый центр Солнца, где температуры и давления такие высокие, что может происходить ядерный синтез. Солнце объединяет водород в атомы гелия, и эта реакция отдает свет и тепло, которые мы видим здесь на Земле. Плотность ядра в 150 раз больше плотности воды, а температуры, как полагают, доходят до 13,600,000 градусов Кельвина.

Астрономы полагают, что ядро Солнца простирается от центра до около 0.2 солнечного радиуса. И внутри этого региона температуры и давления такие высокие, что атомы водорода разрываются на части для образования отдельных протонов, нейтронов и электронов. При всех этих свободно плавающих частицах Солнце способно преобразовывать их в атомы гелия.

Эта реакция экзотермическая. Это означает, что реакция отдает огромное количество тепла — 3.89 х 10 33 эрг энергии каждую секунду. Давление света всей этой энергии, текущей из ядра Солнца такое, что останавливает его от стягивания внутрь себя.

Массивный выброс корональной массы. Эта фотография показывает размер Земли для сравнения в левом верхнем углу. Предоставлено: NASA / SDO / J. Major.

Радиационная зона Солнца начинается на границе ядра (0.2 солнечного радиуса), и простирается до 0.7 радиуса. Внутри радиационной зоны солнечное вещество достаточно горячее и плотное для того, чтобы тепловое излучение передавало тепло ядра за пределы Солнца.

Ядро Солнца — это там, где происходят реакции ядерного синтеза — протоны сливаются вместе для создания атомов гелия. Эта реакция производит огромное количество гамма-излучения. Эти фотоны энергии испускаются, поглощаются и затем испускаются снова различными частицами в радиационной зоне.

Траектория, которая требуется фотонам, называется «случайное блуждание». Вместо движения прямого луча света, они путешествуют зигзагами, в конечном счете достигая поверхности Солнца. Фактически, отдельному фотону может потребоваться 200,000 лет, чтобы совершить путешествие через радиационную зону Солнца. Поскольку они переходят от частицы к частице, фотоны теряют энергию. Это хорошо, так как мы бы не хотели получать только гамма-излучение, струящееся из Солнца. Как только эти фотоны достигают космоса, им требуется примерно 8 минут, чтобы достичь Земли.

Большинство звезд будут иметь радиационные зоны, но их размер зависит от размера звезды. Маленькие звезды будут иметь гораздо более маленькие зоны, а конвективная зона займет большую часть звезды. Самые маленькие звезды могут не иметь радиационной зоны вовсе, при конвективной зоне, достигающей всего пути до ядра. Самые большие звезды имели бы обратную ситуацию, где радиационная зона занимает весь путь до поверхности.

Снаружи радиационной зоны есть еще слой, называемый конвективная зона, где тепло изнутри Солнца переносится в столбах горячего газа.

Большинство звезд имеют конвективную зону. В случае Солнца, она начинается от 70% солнечного радиуса до внешней поверхности (фотосферы). Газ глубже внутри звезды нагревается так, что поднимается, как пузыри воска в лавовой лампе. Когда он достигает поверхности, газ теряет часть тепла, охлаждается и погружается обратно к центру, чтобы забрать больше тепла. Еще пример — горшок кипящей воды на печи.

Солнечный протуберанец и солнечное пятно 1271. Предоставлено: John Chumack.

Поверхность Солнца выглядит гранулированной. Эти гранулы являются столбами горячего газа, которые несут тепло к поверхности. Они могут быть более 1000 км в ширину, и обычно длятся 8-20 минут до рассеивания.

Астрономы полагают, что звезды с низкой массой, как красные карлики, имеют конвективную зону, которая распространена до ядра. В отличие от Солнца, они не имеют радиационной зоны вовсе.

Слой Солнца, который мы можем видеть с Земли, называется фотосфера. Ниже фотосферы, Солнце становится непрозрачным для видимого света, и астрономы должны использовать другие методы для зондирования внутренней части. Температура фотосферы около 6000 Кельвин, и отдает желто-белый свет, который мы видим.

Выше фотосферы находится атмосфера Солнца. Возможно, самая эффектная — это корона, которая видна во время полного солнечного затмения.

Схема Солнца. Предоставлено: NASA.

Это схематическое изображение Солнца, изначально разработанное NASA для образовательных целей.

• Видимое, инфракрасное и ультрафиолетовое излучение (Visible, IR and UV radiation) — Свет, который мы видим приходящим, виден, но если вы закроете глаза и просто почувствуете тепло, вот инфракрасное излучение. А свет, который дает вам загар — это ультрафиолетовое излучение. Солнце производит все эти длины волн одновременно.
• Фотосфера 6000 Кельвин (Photosphere 6000 K) — Фотосфера — это поверхность Солнца. Это регион, где свет изнутри наконец достигает космоса. Температура 6000 Кельвин — то же, что 5700 градусов Цельсия.
• Радио эмиссия (Radio emissions) — В дополнение к видимому, инфракрасному и ультрафиолетовому, Солнце также отдает радио эмиссию, которая может быть обнаружена радио телескопом. Эта эмиссия растет и падает в в зависимости от числа солнечных пятен на поверхности Солнца.
• Корональная дыра (Coronal Hole) — Это регионы на Солнце, где корона холоднее, темнее и имеет менее плотную плазму.
• 2100000 Кельвин — Это температура радиационной зоны Солнца.
• Конвективная зона / Турбулентная конвекция (Convective zone/Turbulent convection) — Это регион Солнца, где тепло от ядра передается через конвекцию. Теплые столбы плазмы поднимаются к поверхности, выпускают свое тепло, а затем падают обратно, чтобы нагреться снова.
• Корональные петли (Coronal loops) — Это петли плазмы в атмосфере Солнца, которые следуют по магнитным линиям. Они выглядят как большие арки, растягивающиеся от поверхности Солнца на сотни тысяч километров.
• Ядро (Core) — Это сердце Солнца, где температуры и давления такие высокие, что может происходить ядерный синтез. Вся энергия, исходящая от Солнца, происходит из ядра.
• 14,500,000 Кельвин. Температура ядра Солнца.
• Радиационная зона (Radiative Zone) — Регион Солнца, где энергия может быть передана только через радиацию. Одному фотону может понадобиться 200,000 лет, чтобы достичь из ядра через радиационную зону до поверхности и в космос.
• Нейтрино (Neutrinos) — Нейтрино являются частицами почти без массы, испускаемыми из Солнца как часть реакций ядерного синтеза. Миллионы нейтрино проходят через ваше тело каждую секунду, но они не взаимодействуют, так что вы не чувствуете их.
• Хромосферная вспышка (Chromospheric Flare) — Магнитное поле Солнца может закручиваться, а затем резко обрываться в различных конфигурациях. Когда это происходит, могут быть мощные рентгеновские вспышки, выделяющиеся с поверхности Солнца.
• Петля магнитного поля (Magnetic Field Loop) — Магнитное поле Солнца простирается над его поверхностью, и может быть видно, потому что горячая плазма в атмосфере следует по магнитным линиям.
• Солнечные пятна (Spot– A sunspot) — Это области на поверхности Солнца, где линии магнитного поля пронизывают поверхность Солнца, и они относительно холоднее, часто в форме петли.
• Энергичные частицы (Energetic particles) — Там могут быть энергичные частицы, испускаемые с поверхности Солнца для создания солнечного ветра. В солнечных бурях, энергичные протоны могут ускоряться почти до скорости света.
• Рентгеновские лучи (X-rays) В дополнение к длинам волн, которые мы можем видеть, есть невидимые рентгеновские лучи, появляющиеся из Солнца, особенно во время вспышек. Атмосфера Земли защищает нас от этого излучения.
• Яркие пятна и недолгие магнитные регионы (Bright spots and short-lived magnetic regions) — Поверхность Солнца имеет гораздо более яркие и более тусклые пятна, вызванные изменением температур. Температуры меняются от постоянно сдвигающегося магнитного поля.

Название прочитанной вами статьи «Части Солнца».

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