Солнце

**Солнце**
Основные характеристики
Среднее расстояние; от Земли	149,6×106 км (8,31 световых минут)
Видимая звёздная величина (V)	в26,74m
Абсолютная звёздная величина	4,83m
Спектральный класс	G2V
Параметры орбиты
Расстояние; от центра Галактики	~2,5×1020 м; (26 000 св. лет)
Расстояние; от плоскости Галактики	~4,6×1017 м; (48 св. лет)
Галактический период обращения	2,25в2,50×108 лет
Скорость	~2,2×105 м/с; (на орбите вокруг центра Галактики); 19,4 км/с; (относительно соседних звёзд)
Физические характеристики
Средний диаметр	1,392×109 м; (109 диаметров Земли)
Экваториальный радиус	6,9551×108 м
Длина окружности экватора	4,37001×109 м
Полярное сжатие	9×10в6
Площадь поверхности	6,07877×1018 м²; (11 917,607 площадей Земли)
Объём	1,40927×1027 м³; (1 301 018,805 объёмов Земли)
Масса	1,9891×1030 кг; (332 982 масс Земли)
Средняя плотность	1409 кг/м³;
Ускорение силы тяжести на экваторе	274,0 м/с² (27,96 g)
Вторая космическая скорость; (для поверхности)	617,7 км/с; (55,2 земных)
Эффективная температура поверхности	5778 К
Температура; короны	~1 500 000 К
Температура; ядра	~13 500 000 К
Светимость	3,846×1026 Вт; (~3,75×1028 Лм)
Яркость	2,009×107 Вт/м²/ср
Характеристики вращения
Наклон оси	7,25°; (относительно плоскости эклиптики); 67,23°; (относительно плоскости Галактики)
Прямое восхождение; северного полюса	286,13°; (19 ч 4 мин 30 с)
Склонение; северного полюса	+63,87°
Сидерический период вращения внешних видимых слоёв; (на широте 16°)	25,38 дней; (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)
(на экваторе)	25,05 дней
(у полюсов)	34,3 дней
Скорость вращения внешних видимых слоёв; (на экваторе)	7284 км/ч
Состав фотосферы
Водород	73,46 %
Гелий	24,85 %
Кислород	0,77 %
Углерод	0,29 %
Железо	0,16 %
Сера	0,12 %
Неон	0,12 %
Азот	0,09 %
Кремний	0,07 %
Магний	0,05 %

Материал из Энциклопедии в свободной энциклопедии

Перейти к: навигация, поиск

У этого термина существуют и другие значения, см. Солнце (значения).

Со́лнце в единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы^[5]. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле^[6] (фотоны необходимы для начальных стадий процесса фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма^[7]) и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома^[8]. На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 магния, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех прочих элементов. Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³, то есть равна плотности воды в Мёртвом море. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). Температура поверхности Солнца достигает 6000 К, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок (при ясном небе, в сумме с голубым оттенком рассеянного света от неба общее освещение объектов на Земле вновь становится белым).

Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. В нашей галактике Млечный Путь насчитывается свыше 100 млрд звёзд^[9]. При этом 85 % звёзд нашей галактики в это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своём красные карлики). Как и все звёзды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путём термоядерного синтеза. В случае Солнца подавляющая часть энергии вырабатывается при синтезе гелия из водорода.

Удалённость Солнца от Земли, 149,6 млн км, приблизительно равна астрономической единице, а видимый угловой диаметр, как и у Луны в чуть больше полградуса (31в32 минуты). Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот более чем за 200 млн лет^[10]. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с в таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу в за 8 земных суток^[11]. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» в области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» в зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым 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).

Содержание

1 Общие сведения
2 Жизненный цикл
3 Структура
- 3.1 Внутреннее строение Солнца
- 3.2 Атмосфера Солнца
4 Магнитные поля Солнца
5 Теоретические проблемы
- 5.1 Проблема солнечных нейтрино
- 5.2 Проблема нагрева короны
6 Исследования Солнца
7 Солнечные затмения
8 Солнце и Земля
9 Солнце в мировой культуре
10 Двойники Солнца
11 Примечания
12 Ссылки

[править] Общие сведения

Солнце принадлежит к первому типу звёздного населения. Одна из распространённых теорий возникновения Солнечной системы предполагает, что её формирование было вызвано взрывами одной или нескольких сверхновых звёзд^[12]. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится аномально большая доля золота и урана, которые могли бы быть результатом эндотермических реакций, вызванных этим взрывом, или ядерного превращения элементов путём поглощения нейтронов веществом массивной звезды второго поколения.

Земля и Солнце (фотомонтаж с сохранением соотношения размеров)

Излучение Солнца в основной источник энергии на Земле. Его мощность характеризуется солнечной постоянной в количеством энергии, проходящей через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам. На расстоянии в одну астрономическую единицу (то есть на орбите Земли) эта постоянная равна приблизительно 1370 Вт/м².

Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно 370 Вт/м², и до земной поверхности доходит только 1000 Вт/м² (при ясной погоде и когда Солнце находится в зените). Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так, растения с помощью фотосинтеза перерабатывают её в химическую форму (кислород и органические соединения). Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью фотоэлементов может быть использовано для производства электроэнергии (солнечными электростанциями) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в нефти и других видах ископаемого топлива.

Ультрафиолетовое излучение Солнца имеет антисептические свойства, позволяющие использовать его для дезинфекции воды и различных предметов. Оно также вызывает загар и имеет другие биологические эффекты в например, стимулирует производство в организме витамина D. Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляется озоновым слоем в земной атмосфере, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно меняется с широтой. Угол, под которым Солнце стоит над горизонтом в полдень, влияет на многие типы биологической адаптации в например, от него зависит цвет кожи человека в различных регионах земного шара^[13].

Наблюдаемый с Земли путь Солнца по небесной сфере изменяется в течение года. Путь, описываемый в течение года той точкой, которую занимает Солнце на небе в определённое заданное время, называется аналеммой и имеет форму цифры 8, вытянутой вдоль оси север в юг. Самая заметная вариация в видимом положении Солнца на небе в его колебание вдоль направления север в юг с амплитудой 47° (вызванное наклоном плоскости эклиптики к плоскости небесного экватора, равным 23,5°). Существует также другая компонента этой вариации, направленная вдоль оси восток в запад и вызванная увеличением скорости орбитального движения Земли при её приближении к перигелию и уменьшением в при приближении к афелию. Первое из этих движений (север в юг) является причиной смены времён года.

Земля проходит через точку афелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км, а через точку перигелия в в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км^[14]. Видимый диаметр Солнца между этими двумя датами меняется на 3 процента^[15]. 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 в магнитно-активная звезда. Она обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью и включает в себя такие явления как солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра и т. д., а на Земле вызывает полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы, вызывая у людей головную боль и плохое самочувствие (у людей, чувствительных к магнитным бурям). Предполагается, что солнечная активность играет большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной атмосферы.

[править] Жизненный цикл

Основные статьи: Формирование и эволюция Солнечной системы, Звёздная эволюция

Солнце является молодой звездой 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 в время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,57 млрд лет^[16].

Считается^[16], что Солнце сформировалось примерно 4,59 млрд лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца.

Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла^[17]. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 млн тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино.

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. Вместо этого, согласно существующим представлениям через 4в5 млрд лет оно превратится в звезду типа красный гигант. По мере того, как водородное топливо в ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро в сжиматься и нагреваться. Примерно через 7,8 млрд лет, когда температура в ядре достигнет приблизительно 100 млн К, в нём начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. На этой фазе развития температурные неустойчивости внутри Солнца приведут к тому, что оно начнёт терять массу и сбрасывать оболочку. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента потеря Солнцем массы приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы^[18]^[19].

Несмотря на это, вся вода на Земле перейдёт в газообразное состояние, а большая часть её атмосферы рассеется в космическое пространство. Увеличение температуры Солнца в этот период таково, что в течение следующих 500в700 млн лет поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании. По мнению профессора Дж. Кастинга, исчезновение жизни из-за высокой температуры возможно и до стадии красного гиганта в через 1 миллиард лет^[19]^[20].

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 сформированная из очень горячего ядра Солнца звезда типа белый карлик, которая в течение многих миллиардов лет будет постепенно остывать и угасать. Данный жизненный цикл считается типичным для звёзд малой и средней массы.

[править] Структура

[править] Внутреннее строение Солнца

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера в это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым глазом только в периоды полного солнечного затмения.

[править] Солнечное ядро

Основная статья: Солнечное ядро

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150в175 тыс. км (то есть 20в25 % от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром^[21]. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³^[22] (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле в осмия), а температура в центре ядра в более 14 млн К. Анализ данных, проведённый миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности^[21]^[16]. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4^[23]. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26 млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца в 2×10²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м³^[24]. 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 в 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 фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии^[25]^[26].

[править] Зона лучистого переноса

Основная статья: Зона лучистого переноса

Над ядром, на расстояниях примерно от 0,2в0,25 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 фотонов. 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 конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет^[27].

Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине^[28]. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия^[29]. 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) плотностей воды^[28].

[править] Конвективная зона Солнца

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 конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит в конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха^[28].

По современным данным, её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. Термики в конвекционной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем 1в2 км/с, а максимальные её значения достигают 6 км/с. Время жизни гранулы составляет 10в15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно термики в конвекционной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара^[30]. Также движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо, и соответственно порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру^[28].

[править] Атмосфера Солнца

Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.

[править] Фотосфера

Основная статья: Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц^[31]. В абсолютных величинах, фотосфера достигает толщины по разным оценкам от 100^[32] до 400 км^[1]. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до неё уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К^[1]. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К^[1]. Она может быть рассчитана по закону Стефана в Больцмана, по 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, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твёрдых тел^[32]. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно в на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах в за 30 дней^[32].

[править] Хромосфера

Основная статья: Хромосфера

Хромосфера (от др.-греч. χρομα в цвет, σφαίρα в шар, сфера) в внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу)^[33]. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60в70 тыс.^[34] Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями). Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область высоких температур, больше 10 000 К, относительно невелика)^[33].

Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном 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 указанной линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и линия Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях, это^[35]^:592в593:

Хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике.
Флоккулы, светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями в активным областям, часто окружают солнечные пятна.
Волокна и волоконца (фибриллы) в тёмные линии различной ширины и протяжённости, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

[править] Корона

Основная статья: Солнечная корона

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года

Корона в последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 К, а максимальная, в отдельных участках, в от 8 000 000 до 20 000 000 К^[36]. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время 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 магнитного пересоединения^[36]^[37] и воздействием ударных волн (см. Проблема нагрева короны). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме в вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью 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 в E-корона^[38]. K-компонента в непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9в10вІ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3вІ (угловой диаметр Солнца в около 30вІ) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20вІ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9в10вІ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны^[38]. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера в 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.

[править] Солнечный ветер

Искажение магнитного поля Земли под действием солнечного ветра

Основная статья: Солнечный ветер

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер в поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента в медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4в1,6×10⁶ К и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8×10⁵ К, и по составу похож на вещество фотосферы^[39]. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности^[40].

В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3×10³⁶ частиц в секунду^[40]^[41]. Следовательно в полная потеря массы Солнцем (на данный вид излучения) составляет за год 2в3×10^в14 солнечных масс^[42], или 6,7 тонн в час. Это эквивалентно потере массы, равной земной, за 150 млн лет^[43]. Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния.

Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 года советской станцией «Луна-1»^[44]. Наблюдения проводились с помощью сцинтилляционного счётчика и газового ионизационного детектора^[45]. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «Маринер-2»^[46]. В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (англ. Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS)) на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах.

[править] Магнитные поля Солнца

Корональные выбросы массы на Солнце. Струи плазмы вытянуты вдоль арок магнитного поля

[править] Происхождение и виды солнечных магнитных полей

Так как солнечная плазма имеет достаточно высокую электропроводность, в ней могут возникать электрические токи и, как следствие, 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. В минимуме цикла солнечной активности оно имеет приблизительно 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 квадрупольный 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 в 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 солнечных пятен в максимуме 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 в 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 конвективной зоны с помощью механизма гидромагнитного конвективного динамо, а затем всплывает в фотосферу под воздействием магнитной плавучести. Этим же механизмом объясняется 22-летняя цикличность солнечного магнитного поля.

Существуют также некоторые указания^[47] на наличие первичного (то есть возникшего вместе с Солнцем) или, по крайней мере, очень долгоживущего магнитного поля ниже дна конвективной зоны в в лучистой зоне и ядре Солнца.

[править] Солнечная активность и солнечный цикл

Основная статья: Солнечная активность

Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. Эти поля проявляются в 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 солнечного ветра, вариации потоков галактических космических лучей (Форбуш-эффект) и т. д.

С солнечной активностью связаны также вариации геомагнитной активности (в том числе и 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 году наблюдался максимум 23-го цикла солнечной активности.

Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине XVII века 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 века. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны.

Самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений возникла в апреле 1947 года в южном полушарии Солнца. Её максимальная длина составляла 300 000 км, максимальная ширина в 145 000 км, а максимальная площадь превышала 6000 миллионных долей площади полусферы (мдп) Солнца^[48], что примерно в 36 раз больше площади поверхности Земли. Группа была легко видна невооружённым глазом в предзакатные часы. Согласно каталогу Пулковской обсерватории, эта группа (в„– 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 в 5055 мдп; количество пятен в группе достигало 172^[49].

[править] Солнце как переменная звезда

Так как магнитная активность Солнца подвержена периодическим изменениям, а вместе с этим изменяется и его светимость (см. Солнечный цикл), его можно рассматривать как переменную звезду. Некоторые исследователи относят Солнце к классу низкоактивных переменных звёзд типа BY Дракона^[50]^[51]. Данный тип переменных звёзд в молодости имеет значительный процент покрытия пятнами (до 30 % от общей площади поверхности звезды). На основе последних исследований было выявлено также периодическое изменение Солнечной постоянной: с амплитудой 0,1 % (в абсолютных значениях это 1 Вт/м², при среднем значении 1361,5 Вт/м²). В годы максимума солнечной активности Солнечная постоянная выше, чем в годы минимума^[52].

[править] Теоретические проблемы

[править] Проблема солнечных нейтрино

Ядерные реакции, происходящие в ядре Солнца, приводят к образованию большого паллетного количества электронных нейтрино. При этом измерения потока нейтрино на 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 нейтринного детектора, который способен достаточно точно измерить поток нейтрино даже такой мощности, как исходящий от Солнца в 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 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 поколений (мюонные и тау-нейтрино)^[53]. Сегодня понятно, что правильным, скорее всего, является второй путь.

Для того, чтобы имел место переход одного сорта нейтрино в другой в то есть происходили так называемые нейтринные осцилляции в нейтрино должно иметь отличную от нуля массу. В настоящее время установлено, что это действительно так^[54]. В 2001 году в нейтринной обсерватории в Садбери (англ.) 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 поколения как в вакууме (собственно «нейтринные осцилляции»), так и в солнечном веществе («эффект Михеева в Смирнова в Вольфенштейна»). Таким образом, в настоящее время проблема солнечных нейтрино, по-видимому, решена.

[править] Проблема нагрева короны

Над видимой поверхностью Солнца (фотосферой), имеющей температуру около 6000 К, находится солнечная корона с температурой более 1 000 000 К. Можно показать, что прямого потока тепла из фотосферы недостаточно для того, чтобы привести к такой высокой температуре короны.

Предполагается, что энергия для нагрева короны поставляется турбулентными движениями подфотосферной конвективной зоны. При этом для переноса энергии в корону предложено два механизма. Во-первых, это волновое нагревание в звук и магнитогидродинамические волны, генерируемые в турбулентной конвективной зоне, распространяются в корону и там рассеиваются, при этом их энергия переходит в тепловую энергию корональной плазмы. Альтернативный механизм в магнитное нагревание, при котором магнитная энергия, непрерывно генерируемая фотосферными движениями, высвобождается путём пересоединения магнитного поля в форме больших паллетных солнечных вспышек или же большого паллетного количества мелких вспышек^[55].

В настоящий момент неясно, какой тип волн обеспечивает эффективный механизм нагрева короны. Можно показать, что все волны, кроме магнитогидродинамических альфвеновских, рассеиваются или отражаются до того, как достигнут короны^[56], диссипация же альфвеновских 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 в непрерывно происходящие мелкомасштабные вспышки^[57], хотя окончательная ясность в этом вопросе ещё не достигнута.

[править] Исследования Солнца

[править] Ранние наблюдения Солнца

Солнечная повозка из Трундхольма в скульптура, которая, как полагают, отражает поверье о движении солнца на колеснице, характерное для праиндоевропейской религии.

С самых ранних времён человечество отмечало важную роль Солнца в яркого диска на небе, несущего свет и тепло. Во многих доисторических и античных культурах Солнце почиталось как божество. Культ Солнца занимал важное место в религиях цивилизаций Египта, инков, ацтеков. Многие древние памятники связаны с Солнцем: например, мегалиты точно отмечают положение летнего солнцестояния (одни из крупнейших мегалитов такого рода находятся в Набта-Плайя (Египет) и в Стоунхендже (Англия)), пирамиды в Чичен-Ице (Мексика) построены таким образом, чтобы тень от Земли скользила по пирамиде в дни весеннего и осеннего равноденствий, и т. д. Древнегреческие астрономы, наблюдая видимое годовое движение Солнца вдоль эклиптики, считали Солнце одной из семи планет (от др.-греч. бјστбЅґρ πλανήτης в блуждающая звезда). В некоторых языках Солнцу, наравне с планетами, посвящён день недели.

[править] Развитие современного научного понимания

Одним из первых попытался взглянуть на Солнце с научной точки зрения греческий философ Анаксагор. Он говорил, что Солнце в это не колесница Гелиоса, 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 Перикла.

Идея о том, что Солнце в это центр, вокруг которого обращаются планеты, высказывалась Аристархом Самосским и древнеиндийскими учёными (см. Гелиоцентрическая система мира). Эта теория была возрождена Коперником в XVI веке.

Первым расстояние от Земли до Солнца пытался измерить Аристарх Самосский. 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.)

Китайские астрономы в течение столетий, со времён династии Хань, наблюдали солнечные пятна. Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского^[58]. С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем в гелиоскопа в позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, 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^[59].

Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца способом параллакса получили Джованни Доменико Кассини и Жан Рише. В 1672 году, когда Марс находился в великом противостоянии с Землёй, они измерили положение Марса одновременно в Париже и в Кайенне в административном центре Французской Гвианы. Наблюдавшийся параллакс составил 24ві. По результатам этих наблюдений было найдено расстояние от Земли до Марса, которое было затем пересчитано в расстояние от Земли до Солнца в 140 млн км.

В начале XIX века отец Пьетро Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi), главный астроном Ватикана, положил начало такому направлению исследования в астрономической науке, как спектроскопия, разложив солнечный свет на составные цвета. Стало понятно, что таким образом можно изучать состав звёзд, и Фраунгофер обнаружил линии поглощения в спектре Солнца. Благодаря спектроскопии был обнаружен новый элемент в составе Солнца, который назвали Гелием в честь древнегреческого бога Солнца Гелиоса.

Долгое время непонятными оставались источники солнечной энергии. В 1848 году Роберт Майер выдвинул метеоритную 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^[60]. Поэтому во второй половине XIX века многими исследователями наиболее правдоподобной считалась теория, развитая Гельмгольцем (1853) и лордом Кельвином^[61], которые предположили, что Солнце нагревается за счёт медленного гравитационного сжатия («механизм Кельвина в Гельмгольца»). Основанные на этом механизме расчёты оценивали максимальный возраст Солнца в 20 млн лет, а время, через которое Солнце потухнет в не более чем в 15 млн^[60]. Однако эта гипотеза противоречила геологическим данным о возрасте горных пород, которые указывали на намного бо́льшие цифры. Тем не менее, энциклопедия Брокгауза и Ефрона считает гравитационную модель единственно допустимой^[60].

Только в XX веке было найдено правильное решение этой проблемы. Первоначально Резерфорд выдвинул гипотезу, что источником внутренней энергии Солнца является радиоактивный распад^[62]. В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что давление и температура в недрах Солнца настолько высоки, что там может идти термоядерная реакция, при которой ядра водорода (протоны) сливаются в ядро гелия-4. Так как масса последнего меньше, чем сумма масс четырёх свободных протонов, то часть массы в этой реакции, согласно формуле Эйнштейна $E = m c 2$ , переходит в энергию фотонов^[63]. То, что водород преобладает в составе Солнца, подтвердила в 1925 году Сесилия Пейн. Теория термоядерного синтеза была развита в 1930-х годах астрофизиками Чандрасекаром и Гансом Бете. Бете детально рассчитал две главные термоядерные реакции, которые являются источниками энергии Солнца^[64]^[65]. Наконец, в 1957 году появилась работа Маргарет Бербидж «Синтез элементов в звёздах»^[66], в которой было показано, что большинство элементов во Вселенной возникло в результате нуклеосинтеза, идущего в звёздах.

В 1905 году Джордж Эллери Хейл (англ. 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 совершил ошеломляющее открытие, что пятна на Солнце не что иное, как магнитное поле, именно пятна на Солнце вызваны магнитным полем, а магнитное поле на поверхности Солнца снижает температуру поверхности. Именно магнитное поле на поверхности Солнца вызывает солнечные ветры, это извержение плазмы солнечной короны на сотни тысяч километров в пространство.

[править] Космические исследования Солнца

Солнце в рентгеновских лучах

Атмосфера Земли препятствует прохождению многих видов 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 паллетных высотах (в высокогорных обсерваториях, 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 или рентгеновское излучение, точно измерить солнечную постоянную, то наблюдения и съёмки проводят с аэростатов, ракет, 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 Å, выделяемых при помощи органических и металлических фильтров^[67]. Обнаружение солнечного ветра опытным путём было осуществлено в 1959 году с помощью ионных ловушек космических аппаратов «Луна-1» и «Луна-2», экспериментами на которых руководил Константин Грингауз^[68]^[69]^[70].

Другими космическими аппаратами, исследовавшими солнечный ветер, были созданные NASA спутники серии «Пионер» с номерами 5в9, запущенные между 1960 и 1968 годами. 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 Германии были запущены спутники «Гелиос-I» и «Гелиос-II» (англ. Helios). Они находились на гелиоцентрической орбите, перигелий которой лежал внутри орбиты Меркурия, примерно в 40 млн км от Солнца. Эти аппараты помогли получить новые данные о солнечном ветре. Другое интересное наблюдение, сделанное в рамках этой программы, состоит в том, что пространственная плотность мелких метеоритов вблизи Солнца в пятнадцать раз выше, чем около Земли^[71]^[16].

В 1973 году вступила в строй космическая солнечная обсерватория Apollo Telescope Mount (англ.) на космической станции Skylab. С помощью этой обсерватории были сделаны первые наблюдения солнечной переходной области и ультрафиолетового излучения 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 году NASA вывело на околоземную орбиту космический зонд Solar Maximum Mission (англ.) (SolarMax), который был предназначен для наблюдений ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения от 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 году космическая экспедиция STS-41C на шаттле «Челленджер» устранила неисправность зонда и снова запустила его на орбиту. После этого, до своего входа в атмосферу в июне 1989 года, аппарат получил тысячи снимков солнечной короны^[72]. Его измерения помогли также выяснить, что мощность полного излучения Солнца за полтора года наблюдений изменилась только на 0,01 %.

Японский спутник «Yohkoh» (яп. г‚€гЃгЃ“гЃ ё:ко:^?, «солнечный свет»), запущенный в 1991 году, 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 года, когда он потерял свою ориентировку на Солнце. В 2005 году спутник вошёл в атмосферу и был разрушен^[73].

Очень важной для исследований Солнца является программа SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), организованная совместно Европейским космическим агентством и NASA. Запущенный 2 декабря 1995 года космический аппарат SOHO вместо планируемых двух лет работает уже более десяти (2009). Он оказался настолько полезным, что 11 февраля 2010 года был запущен следующий, аналогичный космический аппарат SDO (Solar Dynamics Observatory)^[74]. SOHO находится в точке Лагранжа между Землёй и Солнцем (то есть в области, где земное и солнечное притяжение уравниваются) и с момента запуска передаёт на Землю изображения Солнца в различных диапазонах длин волн. Кроме своей основной задачи в исследования Солнца в SOHO исследовал большое количество комет, в основном очень малых, которые испаряются по мере своего приближения к Солнцу^[75].

Изображение южного полюса Солнца, полученное в ходе миссии STEREO. В правой нижней части снимка виден выброс массы

Все эти спутники наблюдали Солнце из плоскости эклиптики и поэтому могли детально изучить только далёкие от его полюсов области. В 1990 году был запущен космический зонд «Улисс» для изучения полярных областей Солнца. Сначала он совершил гравитационный манёвр возле Юпитера, чтобы выйти из плоскости эклиптики. По счастливому стечению обстоятельств ему также удалось наблюдать столкновение кометы Шумейкеров в Леви 9 с Юпитером в 1994 году. После того как он вышел на запланированную орбиту, он приступил к наблюдению солнечного ветра и напряжённости магнитного поля на высоких гелиоширотах. Выяснилось, что солнечный ветер на этих широтах имеет скорость примерно 750 км/с, что меньше, чем ожидалось, и что на них существуют большие магнитные поля, рассеивающие галактические космические лучи^[76].

Состав солнечной фотосферы хорошо изучен с помощью 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 аппарат Genesis. Он вернулся на Землю в 2004 году, 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 года 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 в солнечный оптический телескоп, XRT в рентгеновский телескоп и EIS в 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^[77].

В октябре 2006 года была запущена солнечная обсерватория STEREO. Она состоит из двух идентичных космических аппаратов на таких орбитах, что один из них постепенно отстанет от Земли, а другой обгонит её. Это позволит с их помощью получать стереоизображения Солнца и таких солнечных явлений, как корональные выбросы массы.

В январе 2009 года состоялся запуск российского спутника «Коронас-Фотон» с комплексом космических телескопов «Тесис»^[78]. 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 корональных выбросов массы), а также круглосуточный мониторинг солнечной активности с целью раннего прогнозирования геомагнитных возмущений.

11 февраля 2010 года в США с космодрома на мысе Канаверал стартовала ракета-носитель Atlas V. Задача запуска в вывести на геостационарную орбиту новую солнечную обсерваторию SDO (Solar Dynamic Observatory)^[79].

[править] Наблюдения Солнца и опасность для зрения

Фотография Солнца цифровой камерой с поверхности Земли

Сквозь пелену дыма

Для эффективного наблюдения Солнца существуют специальные, так называемые солнечные телескопы, которые установлены во многих обсерваториях 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 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 в 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 в далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к Земле и поэтому светит очень ярко в в 400 000 раз ярче полной Луны. Поэтому невооружённым глазом, а тем более в бинокль или телескоп, смотреть на Солнце днём крайне опасно в это наносит необратимый вред зрению. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь на восходе или закате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением светофильтров. При любительских наблюдениях в бинокль или телескоп также следует использовать затемняющий светофильтр, помещённый перед объективом. Однако лучше пользоваться другим способом в 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 факелы на поверхности Солнца.

[править] Солнечные затмения

Основная статья: Солнечное затмение

Солнечные затмения упоминаются уже в античных источниках^[80]. 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»^[81].

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 новолуния, когда сторона Луны, обращённая к Земле, не освещена, и сама Луна не видна. Затмения возможны только если новолуние происходит вблизи одного из двух 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^[82]. Если затмение может наблюдаться только как частное (такое бывает, когда конус 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 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 эллиптичностью орбиты Луны вокруг Земли, и соответственно изменению её угловых размеров на небе^[83]^[84].

В год на Земле может происходить от 2 до 5 солнечных затмений, из которых не более двух в полные или кольцеобразные^[85]^[86]. В среднем за сто лет происходит 237 солнечных затмений, из которых 160 в частные, 63 в полные, 14 в кольцеобразные^[87]. В определённой точке земной поверхности затмения в большой паллетный 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)^[88]. 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 года астрономы получили возможность постоянно обозревать окрестности нашей звезды благодаря работе спутника SOHO (англ. Solar and Heliospheric Observatory в солнечная и гелиосферная обсерватория)). Французский учёный Пьер Жансен во время полного солнечного затмения в Индии 18 августа 1868 года впервые исследовал хромосферу Солнца и получил спектр нового химического элемента. Этот элемент назвали в честь Солнца в гелием^[89]. В 1882 году, 17 мая, во время солнечного затмения наблюдателями из Египта была замечена комета, пролетающая вблизи Солнца^[90].

[править] Солнце и Земля

См. также: Солнечная радиация

Основная статья: Воздействие Солнца на Землю

Даже вид Земли из космоса в во всём косвенный результат воздействия на планету солнечного излучения.

Для людей, животных и растений солнечный свет является очень важным. У значительной их части свет вызывает изменение циркадного ритма. Так на человека, по некоторым исследованиям, оказывает влияние свет интенсивности более 1000 люкс^[91], причём его цвет имеет значение^[92]. В тех областях Земли, которые в среднем за год получают мало солнечного света, например, тундре, устанавливается низкая температура (до в35 °C зимой), короткий сезон роста растений, малое биоразнообразие и низкорослая растительность^[93].

В зелёных листьях растений содержится зелёный пигмент хлорофилл. Этот пигмент играет важную роль получателя световой энергии в процессе фотосинтеза^[94]. С помощью хлорофилла происходит реакция диоксида углерода и воды в фотосинтез, и одним из продуктов этой реакции является элемент кислород^[95]. Реакция воды и углекислого газа происходит с поглощением энергии^[94], поэтому в темноте первая фаза фотосинтеза не происходит. Фотосинтез, преобразуя солнечную энергию и производя при этом кислород, дал начало всему живому на Земле. При этой реакции образуется глюкоза, которая является важнейшим сырьём для синтеза целлюлозы, из которой состоят все растения. Поедая растения, в которых за счёт Солнца накоплена энергия, существуют и животные^[96].

Земная поверхность и нижние слои воздуха в тропосфера, где образуются облака и возникают другие метеорологические явления, непосредственно получают энергию от Солнца. Основной приток энергии в систему атмосфера в Земля обеспечивается излучением Солнца в спектральном диапазоне от 0,1 до 4 мкм. При этом в диапазоне 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 слоем озона, расположенного на высотах 20-60 км. Рентгеновское и гамма-излучение до поверхности Земли практически не доходят^[97]. Плотность потока энергии от Солнца на расстоянии 1 астрономической единицы равна около 1367 Вт/м² (солнечная постоянная). По данным за 2000в2004 годы^[98], усреднённый по времени и по поверхности Земли, этот поток составляет 341 Вт/м²^[99]^[100] или 1,74×10¹⁷ Вт в расчёте на полную поверхность Земли (полное излучение Солнца примерно в 2,3×10¹⁰ раза больше).

Помимо этого, в атмосферу Земли проникает поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300в1200 км/с в окружающее космическое пространство (солнечный ветер), видимых во многих районах близ полюсов планеты, как «северное сияние» (полярные сияния). Также с солнечным ветром связанно множество других природных явлений, в частности, магнитные бури^[101]. Магнитные бури, в свою очередь, могут воздействовать на земные организмы. Раздел биофизики, изучающий подобные влияния, называется гелиобиологией.

Также важным является излучение Солнца в ультрафиолетовом диапазоне. Так, под действием ультрафиолета образуется жизненно необходимый витамин D^[102]. При его недостатке возникает серьёзное заболевание в рахит^[103]. Из-за недостатка поступления ультрафиолетовых лучей может нарушиться нормальное поступление кальция, вследствие чего усиливается хрупкость мелких кровеносных сосудов, увеличивается проницаемость тканей. Однако длительное действие ультрафиолета способствует развитию меланомы, различных видов рака кожи, ускоряет старение и появление морщин. От избыточного излучения Землю предохраняет озоновый слой, без которого, считается, жизнь не смогла бы вообще выбраться из океанов^[104].

[править] Солнце в мировой культуре

[править] В религии и мифологии

Основная статья: Солярные мифы

Как и многие другие природные явления, на протяжении всей истории человеческой цивилизации во многих культурах Солнце было объектом поклонения. Культ Солнца существовал в Древнем Египте, где солнечным божеством являлся Ра^[105]. У греков богом Солнца был Гелиос^[106], который, по преданию, ежедневно проезжал по небу на своей колеснице. В древнерусском языческом пантеоне было два солнечных божества в Хорс (собственно олицетворённое солнце) и Даждьбог. Кроме того, годовой празднично-ритуальный цикл славян, как и других народов, был тесно связан с годовым солнечным циклом, и ключевые его моменты (солнцестояния) олицетворялись такими персонажами, как Коляда (Овсень) и Купала.

У большинства народов солнечное божество было мужского пола (например, в английском языке применительно к Солнцу используется личное местоимение «he» в «он»), но в скандинавской мифологии Солнце (Суль) в женское божество.

В Восточной Азии, в частности, во Вьетнаме Солнце обозначается символом ж (китайский пиньинь rì), хотя есть также и другой символ в ейі (тай ян). В этих коренных вьетнамских словах, слова nhбt и thái dương указывают на то, что в Восточной Азии Луна и Солнце считались двумя противоположностями в инь и ян. Как вьетнамцы, так и китайцы в древности считали их двумя первичными природными силами, причём Луна считалась связанной с инь, а Солнце в с ян^[107].

[править] В языках мира

Во многих индоевропейских языках Солнце обозначается словом, имеющим корень sol. Так, слово sol означает «Солнце» на латыни и в современных португальском, испанском, исландском, датском, норвежском, шведском, каталанском и галисийском языках. В английском языке слово Sol также иногда (преимущественно в научном контексте) используется для обозначения Солнца, однако главным значением этого слова является имя римского бога^[108]^[109]. В персидском языке sol означает «солнечный год». От этого же корня происходят древнерусское слово сълньце, современное русское солнце, а также соответствующие слова во многих других славянских языках.

В честь Солнца названа валюта государства Перу (новый соль), ранее называвшаяся инти (так назывался бог солнца у инков, занимавший ключевое место в их астрономии и мифологии), что в переводе с языка кечуа означает солнце.

[править] Городские легенды о Солнце

В 2002 и последующих годах в СМИ появилось сообщение, что через 6 лет Солнце взорвётся (то есть превратится в сверхновую звезду)^[110]. Источником информации назывался «голландский астрофизик доктор Пирс ван дер Меер (Piers van der Meer), эксперт Европейского космического агентства». В действительности в ЕКА нет сотрудника с таким именем^[111]. Более того, астрофизика с таким именем вообще не существует. Водородного топлива хватит Солнцу на несколько миллиардов лет. По истечении этого времени Солнце разогреется до высоких температур (хотя и не сразу в этот процесс займёт десятки или сотни миллионов лет), но не станет сверхновой звездой. Солнце в принципе не может превратиться в сверхновую звезду из-за недостаточной массы.

Исходное сообщение опубликовано в «Weekly World News» в газете, известной своей склонностью к публикации сомнительной информации^[112].

Гипотетический сценарий гибели Солнца рассматривается также в художественном фильме «Пекло», снятом в 2007 году. Действие фильма происходит в 2057 году, когда Солнце вот-вот потухнет; для спасения жизни на Земле к Солнцу отправляется космический корабль, задача которого в сбросить на Солнце ядерную бомбу, чтобы вновь зажечь его.

[править] Двойники Солнца

Основная статья: Аналоги Солнца

В настоящее время известны несколько «двойников» Солнца, которые являются практически полными аналогами нашей звезды по массе, светимости, температуре (±50 К), металличности (±12 %), возрасту (±1 млрд лет) и т. д.^[113]

[править] Примечания

в‘ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ Sun Fact Sheet. NASA. Архивировано из первоисточника 10 августа 2011. (Проверено 14 октября 2011)
в‘ Defining our Place in the Cosmos в the IAU and the Universal Frame of Reference
в‘ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Sun: Facts & figures. Solar System Exploration. NASA. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011. (Проверено 14 октября 2011)
в‘ ¹ ² ³ 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. Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 (2000). Архивировано из первоисточника 11 августа 2011. (Проверено 14 октября 2011)
в‘ Солнце // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия / Под ред. Р. А. Сюняева в 2-е изд. в М.: Советская энциклопедия, 1986. в С. 37. в 783 с. в ISBN 524(03). (Проверено 19 сентября 2011)
в‘ ЗАМЫСЕЛ СВЕТА (недоступная ссылка)
в‘ Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2007). «Helioseismology and Solar Abundances». Physics Reports. Проверено 2008-09-02.
в‘ Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Volume 18, Number 3, 30 September 1983, pp. 209в222. Online: http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf (retrieved 7 December 2007 20:21 UTC) (недоступная ссылка).
в‘ Звезда класса G2
в‘ Астрономы взвесили чёрную дыру в центре Млечного Пути. Lenta.ru. Архивировано из первоисточника 22 января 2012.
в‘ Kerr F. J.; Lynden-Bell D. (1986). «Review of galactic constants» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023в1038.
в‘ Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. (1977). «Are supernovae sources of presolar grains?». Nature 270: 700в701.
в‘ Barsh G. S., 2003, What Controls Variation in Human Skin Color?, PLoS Biology, v. 1, p. 19.
в‘ Windows to the Universe
в‘ Перигелий и афелий. Астронет. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
в‘ ¹ ² ³ ⁴ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115в1118.
в‘ Goldsmith D. The search for life in the universe в University Science Books, 2001. в P. 96. в ISBN 9781891389160.
в‘ Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mars 2002). Ce que sera la fin du monde (фр.). Science et Vie в„– 1014.
в‘ ¹ ² Schröder, K.-P. (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1). DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Bibcode: 2008MNRAS.386..155S. See also Palmer, J.. Hope dims that Earth will survive Sun's death, New Scientist. Проверено 24 марта 2008.
в‘ Carrington, D.. Date set for desert Earth, BBC News (21 февраля 2000). Проверено 31 марта 2007.
в‘ ¹ ² García, R.; et al. (2007). «Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core». Science 316 (5831): 1591в1593. DOI:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. Bibcode: 2007Sci...316.1591G.
в‘ Basu et al. (2009). «Fresh insights on the structure of the solar core». The Astrophysical Journal 699 (699). DOI:10.1088/0004-637X/699/2/1403. Bibcode: 2009ApJ...699.1403B.
в‘ Broggini, Carlo (26в28 June 2003). «Nuclear Processes at Solar Energy». Physics in Collision. Bibcode: 2003phco.conf...21B.
в‘ Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.
в‘ Zirker Jack B. Journey from the Center of the Sun в Princeton University Press, 2002. в P. 15в34. в ISBN 9780691057811.
в‘ Phillips Kenneth J. H. Guide to the Sun в Cambridge University Press, 1995. в P. 47в53. в ISBN 9780521397889.
в‘ The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core (англ.). NASA. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 14 мая 2009.
в‘ ¹ ² ³ ⁴ NASA/Marshall Solar Physics. Solarscience.msfc.nasa.gov (18 января 2007). Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 11 июля 2009.
в‘ Соболев В.В, Курс теоретической астрофизики. в 3-е изд. в М.: Наука, 1985. в С. 170-172. в 504 с.
в‘ Mullan D. J. Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona // From the Sun to the Great Attractor / Page, D., Hirsch, J. G. в Springer, 2000. в P. 22. в ISBN 9783540410645.
в‘ Carroll and Ostlie. Modern Astrophysics в Addison-Wesley, 1996.
в‘ ¹ ² ³ NASA/Marshall Solar Physics. Solarscience.msfc.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 27 октября 2011.
в‘ ¹ ² Abhyankar, K. D. (1977). «A Survey of the Solar Atmospheric Models». Bull. Astr. Soc. India 5: 40в44. Bibcode: 1977BASI....5...40A.
в‘ § 1, Two Dynamical Models for Solar Spicules, Paul Lorrain and Serge Koutchmy, Solar Physics 165, #1 (April 1996), pp. 115в137, DOI:10.1007/BF00149093, Bibcode: 1996SoPh..165..115L.
в‘ Солнце // Физическая энциклопедия в М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. в Т. 4. в 704 с. в ISBN 5852700878.
в‘ ¹ ² Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). «Heating of the solar and stellar coronae: a review». Astron. Nachr. 328 (8): 726в733. DOI:10.1002/asna.200710803. Bibcode: 2007AN....328..726E.
в‘ Russell C. T. Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial // Space Weather (Geophysical Monograph) в American Geophysical Union, 2001. в P. 73в88. в ISBN 978-0875909844.
в‘ ¹ ² Солнечная корона // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров в М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. в Т. 4. Пойнтинга в Робертсона в Стримеры. в С. 579в580. в 704 с. в ISBN 5852700878.
в‘ Feldman, U.; Landi, E.; Schwadron, N. A. (2005). «On the sources of fast and slow solar wind». Journal of Geophysical Research 110 (A7): A07109.1вA07109.12. DOI:10.1029/2004JA010918. Bibcode: 2005JGRA..11007109F.
в‘ ¹ ² Kallenrode May-Britt Space Physics: An Introduction to Plasmas and в Springer, 2004. в ISBN 3540206175.
в‘ Suess, Steve Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona. The Solar Probe. NASA/Marshall Space Flight Center (June 3, 1999). Архивировано из первоисточника 10 июня 2008. Проверено 7 мая 2008. (недоступная ссылка)
в‘ Carroll Bradley W. An Introduction to Modern Astrophysics в revised 2nd. в Benjamin Cummings, 1995. в P. 409. в ISBN 0201547309.
в‘ Schrijver Carolus J. Solar and stellar magnetic activity в Cambridge University Press, 2000. в ISBN 0521582865.
в‘ Luna 1. NASA National Space Science Data Center. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 4 августа 2007.
в‘ Ю. И. Логачев. II. Лунная программа // 40 лет космической эры в НИИЯФ МГУ в М., 2001.
в‘ M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962). «Solar Plasma Experiment». Science 138: 1095в1097.
в‘ Rashba, T. I.; Semikoz, V. B.; Valle, J. W. F. (2006). «Radiative zone solar magnetic fields and g modes». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370: 845в850.
в‘ Бернштейн П. От Солнца до Земли // Квант. в М.: Наука, 1984. в в„– 6. в С. 12в18. в ISSN 0130-2221.
в‘ Группы солнечных пятен // Интерактивная база данных по солнечной активности в системе Пулковского «Каталога солнечной деятельности».
в‘ Statistics of BY Draconis variables
в‘ Studies of Spots & Plages in by Draconis-Type Variable Stars
в‘ Sidebar: «Solar Constant» is an Oxymoron
в‘ Haxton, W. C. (1995). «The Solar Neutrino Problem» (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 459в504.
в‘ Schlattl, Helmut. (2001). «Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem». Physical Review D 64 (1).
в‘ Alfvén H. Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. v. 107, p. 211 (1947).
в‘ Sturrock P. A., Uchida Y. Coronal heating by stochastic magnetic pumping, Astrophysical Journal, v. 246, p. 331 (1981)
в‘ Parker E. N. Nanoflares and the solar X-ray corona. Astrophysical Journal, v. 330, p. 474 (1988)
в‘ Great Moments in the History of Solar Physics.(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.
в‘ Great Galileoв™s «Letters on Sunspots».(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.
в‘ ¹ ² ³ Энергия Солнца // Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона: В 86 томах (82 т. и 4 доп.) в СПб., 1890в1907.
в‘ Sir William Thomson. (1862). «On the Age of the Sunв™s Heat». Macmillanв™s Magazine 5: 288в293.
в‘ Darden, Lindley. The Nature of Scientific Inquiry (1998). Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
в‘ Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington. ESA Space Science (June 15, 2005). Архивировано из первоисточника 11 августа 2011. Проверено 1 августа 2007.
в‘ Bethe, H. (1938). «On the Formation of Deuterons by Proton Combination». Physical Review 54: 862в862.
в‘ Bethe, H. (1939). «Energy Production in Stars». Physical Review 55: 434в456.
в‘ E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle. (1957). «Synthesis of the Elements in Stars». Reviews of Modern Physics 29 (4): 547в650.
в‘ Космические эксперименты ФИАН
в‘ Alexander Piel. The Solar Wind // Introduction to Plasma Physics в Springer, 2010. в P. 7. в 420 p. в ISBN 9783642104909.
в‘ Завидонов И. В. 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 // Историко-астрономические исследования. в М.: Наука, 2002. в В. XXVII. в С. 201в222.
в‘ Алексей Левин. Ветреное светило таит немало загадок
в‘ Что есть что. Солнце. Издательство Слово/Slovo. Из этого источника взяты сведения про плотность вблизи Солнца метеоритов.
в‘ Solar Maximum Mission Overview (недоступная ссылка)
в‘ Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory Yohkoh (SOLAR-A) to the Earthв™s Atmosphere
в‘ «Самый передовой солнечный зонд» запустили в США (рус.). Аргументы и факты (12 февраля 2010). Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 24 апреля 2010.
в‘ SOHO Comets
в‘ Primary Mission Results. Ulysses. NASA JPL. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
в‘ Hinode (Solar-B). NASA. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
в‘ Тесис в космическая обсерватория. Тесис. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
в‘ Solar Dynamic Observatory. NASA. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
в‘ Herodotus Book VII. в P. 37.
в‘ Annales Sancti Maximini Trevirensis. MGH, SS. Bd. IV. Hannover. 1841.
в‘ Fred Espenak. CENTRAL SOLAR ECLIPSES: 1991в2050. Архивировано из первоисточника 27 мая 2010. На анимационной схеме видно, что полные затмения могут быть видны только на части поверхности Земли.
в‘ Solar Eclipses. University of Tennessee. Архивировано из первоисточника 22 января 2012.
в‘ P. Tiedt. Types of Solar Eclipse. Архивировано из первоисточника 9 августа 2011. (недоступная ссылка)
в‘ Littmann Mark Totality: Eclipses of the Sun в Oxford University Press, 2008. в P. 18в19. в ISBN 0199532095.
в‘ Пять солнечных затмений наблюдалось в 1935 году. NASA Five Millennium Catalog of Solar Eclipses // NASA Eclipse Web Site.
в‘ Meeus J. Mathematical astronomy morsels в Wilmann-Bell, Inc, 1997. в ISBN 0943396.
в‘ Святский Д. О. Астрономия Древней Руси / Автор предисловия, комментариев, дополнений в М. Л. Городецкий. в М.: Русская панорама, 2007.
в‘ Kochhar, R. K. French astronomers in India during the 17th в 19th centuries (англ.) // Journal of the British Astronomical Association. в 1991. в Vol. 101. в в„– 2. в P. 95в100.
в‘ Marsden, Brian G. (1967). «The sungrazing comet group». The Astronomical Journal 72 (9): 1170в1183. DOI:10.1086/110396. Bibcode: 1967AJ.....72.1170M.
в‘ Semjonova, Milena Healthy Lighting, from a lighting designer's perspective. Milena Lighting Design (2003).(недоступная ссылка) (недоступная ссылка)
в‘ Newman, L. A.; Walker, M. T.; Brown, R. L.; Cronin, T. W.; Robinson, P. R. (November 2003). «Melanopsin forms a functional short-wavelength photopigment». Biochemistry 42 (44): 12734в8. DOI:10.1021/bi035418z. PMID 14596587.
в‘ The Tundra Biome. The World's Biomes. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 6 ноября 2011.
в‘ ¹ ² Rajni Govindjee. The Z-Scheme Diagram of Photosynthesis. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 2 марта 2006.
в‘ Smith, A. L. Oxford dictionary of biochemistry and molecular biology в Oxford [Oxfordshire]: Oxford University Press, 1997. в P. 508. в ISBN 0-19-854768-4.
в‘ Douglas AE, Raven JA. (January 2003). «Genomes at the interface between bacteria and organelles». Philosophical transactions of the Royal Society of London. Series B, Biological sciences 358 (1429): 5в17; discussion 517в8. DOI:10.1098/rstb.2002.1188. ISSN 0962-8436. PMID 12594915.
в‘ В. Г. Курт (1986). «Прозрачность земной атмосферы». Физика Космоса.
в‘ Kevin E. Trenberth, John T. Fasullo, and Jeffrey Kiehl, March 2009: Earthв™s global energy budget. в Bulletin of the American Meteorological Society, 90, 311в323.
в‘ Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. в М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.
в‘ Центральное сечение Земного шара (S = πR²), на которое приходится тепловой поток от Солнца, в 4 раза меньше площади поверхности (S = 4πR²), откуда средний тепловой поток на единицу поверхности Земли в 4 раза меньше солнечной постоянной: 341 Вт/м² в‰€ 1367/4.
в‘ Schwenn, R. Space Weather: The Solar Perspective // Living Reviews in Solar Physics. в 2010.
в‘ History of Vitamin D University of California, Riverside, Vitamin D Workshop.
в‘ Osteomalacia // MedlinePlus Medical Encyclopedia.
в‘ И. К. Ларин. Химия озонового слоя и жизнь на Земле // Химия и жизнь в XXI век. в 2000. в в„– 7. в С. 10в15.
в‘ Re (Ra). Ancient Egypt: The Mythology. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 28 августа 2010.
в‘ Мифы народов мира. М., 1991в92. 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
в‘ Osgood, Charles E. From Yang and Yin to and or but. в Language 49.2 (1973): 380в412.
в‘ William Little (ed.) Oxford Universal Dictionary, 1955.
в‘ Sol, Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009.
в‘ Солнце вот-вот взорвётся // TuristUA.com.
в‘ http://ieee.orbita.ru/aps/Addendum_Hugens.htm (недоступная ссылка)
в‘ Curious About Astronomy: Will the sun go supernova in six years and destroy Earth (as seen on Yahoo)?
в‘ D. R. Soderblom; J. R. King. (1998). «Solar-Type Stars: Basic Information on Their Classification and Characterization». Solar Analogs: Characteristics and Optimum Candidates. Проверено 2008-02-26.

[править] Ссылки

Солнечная активность. USAP. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
Энциклопедия Солнца. Тесис. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
Солнце. Астронет. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
Солнце и Земля. Единые колебания
Солнце. Солнечная система. Общая астрономия
Путешествие из центра Солнца. Популярная механика. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
Солнце. Физическая энциклопедия. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
Солнце сейчас, фотография из обсерватории солнечной динамики NASA. sdo.gsfc.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 10 августа 2011.

Иллюстрации Солнца:

SolarMonitor.org
Images and movies from the Nature article data set
The Institute for Solar Physics
The Sun в The Big picture. The Boston Globe.
Astronomy Picture of the Day (англ.) (2010 August 6). Проверено 8 февраля 2012.

[nssdc-0] в‘ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ Sun Fact Sheet. NASA. Архивировано из первоисточника 10 августа 2011. (Проверено 14 октября 2011)

[1] в‘ Defining our Place in the Cosmos в the IAU and the Universal Frame of Reference

[sse-2] в‘ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Sun: Facts & figures. Solar System Exploration. NASA. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011. (Проверено 14 октября 2011)

[iau-iag-3] в‘ ¹ ² ³ 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. Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 (2000). Архивировано из первоисточника 11 августа 2011. (Проверено 14 октября 2011)

[FK86-Sun-4] в‘ Солнце // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия / Под ред. Р. А. Сюняева в 2-е изд. в М.: Советская энциклопедия, 1986. в С. 37. в 783 с. в ISBN 524(03). (Проверено 19 сентября 2011)

[5] в‘ ЗАМЫСЕЛ СВЕТА (недоступная ссылка)

[6] в‘ Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2007). «Helioseismology and Solar Abundances». Physics Reports. Проверено 2008-09-02.

[manuel1983-7] в‘ Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Volume 18, Number 3, 30 September 1983, pp. 209в222. Online: http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf (retrieved 7 December 2007 20:21 UTC) (недоступная ссылка).

[8] в‘ Звезда класса G2

[9] в‘ Астрономы взвесили чёрную дыру в центре Млечного Пути. Lenta.ru. Архивировано из первоисточника 22 января 2012.

[Kerr-10] в‘ Kerr F. J.; Lynden-Bell D. (1986). «Review of galactic constants» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023в1038.

[Falk-11] в‘ Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. (1977). «Are supernovae sources of presolar grains?». Nature 270: 700в701.

[12] в‘ Barsh G. S., 2003, What Controls Variation in Human Skin Color?, PLoS Biology, v. 1, p. 19.

[13] в‘ Windows to the Universe

[14] в‘ Перигелий и афелий. Астронет. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.

[Bonnano-15] в‘ ¹ ² ³ ⁴ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115в1118.

[16] в‘ Goldsmith D. The search for life in the universe в University Science Books, 2001. в P. 96. в ISBN 9781891389160.

[17] в‘ Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mars 2002). Ce que sera la fin du monde (фр.). Science et Vie в„– 1014.

[Schroeder-18] в‘ ¹ ² Schröder, K.-P. (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1). DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Bibcode: 2008MNRAS.386..155S. See also Palmer, J.. Hope dims that Earth will survive Sun's death, New Scientist. Проверено 24 марта 2008.

[19] в‘ Carrington, D.. Date set for desert Earth, BBC News (21 февраля 2000). Проверено 31 марта 2007.

[Garcia2007-20] в‘ ¹ ² García, R.; et al. (2007). «Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core». Science 316 (5831): 1591в1593. DOI:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. Bibcode: 2007Sci...316.1591G.

[Basu-21] в‘ Basu et al. (2009). «Fresh insights on the structure of the solar core». The Astrophysical Journal 699 (699). DOI:10.1088/0004-637X/699/2/1403. Bibcode: 2009ApJ...699.1403B.

[22] в‘ Broggini, Carlo (26в28 June 2003). «Nuclear Processes at Solar Energy». Physics in Collision. Bibcode: 2003phco.conf...21B.

[23] в‘ Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.

[Zirker2002-15-24] в‘ Zirker Jack B. Journey from the Center of the Sun в Princeton University Press, 2002. в P. 15в34. в ISBN 9780691057811.

[Phillips1995-47-25] в‘ Phillips Kenneth J. H. Guide to the Sun в Cambridge University Press, 1995. в P. 47в53. в ISBN 9780521397889.

[26] в‘ The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core (англ.). NASA. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 14 мая 2009.

[NASA1-27] в‘ ¹ ² ³ ⁴ NASA/Marshall Solar Physics. Solarscience.msfc.nasa.gov (18 января 2007). Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 11 июля 2009.

[Sobolev-28] в‘ Соболев В.В, Курс теоретической астрофизики. в 3-е изд. в М.: Наука, 1985. в С. 170-172. в 504 с.

[29] в‘ Mullan D. J. Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona // From the Sun to the Great Attractor / Page, D., Hirsch, J. G. в Springer, 2000. в P. 22. в ISBN 9783540410645.

[30] в‘ Carroll and Ostlie. Modern Astrophysics в Addison-Wesley, 1996.

[NASA2-31] в‘ ¹ ² ³ NASA/Marshall Solar Physics. Solarscience.msfc.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 27 октября 2011.

[Abhyankar1977-32] в‘ ¹ ² Abhyankar, K. D. (1977). «A Survey of the Solar Atmospheric Models». Bull. Astr. Soc. India 5: 40в44. Bibcode: 1977BASI....5...40A.

[33] в‘ § 1, Two Dynamical Models for Solar Spicules, Paul Lorrain and Serge Koutchmy, Solar Physics 165, #1 (April 1996), pp. 115в137, DOI:10.1007/BF00149093, Bibcode: 1996SoPh..165..115L.

[.D0.A4.D0.AD-34] в‘ Солнце // Физическая энциклопедия в М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. в Т. 4. в 704 с. в ISBN 5852700878.

[Erdelyi2007-35] в‘ ¹ ² Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). «Heating of the solar and stellar coronae: a review». Astron. Nachr. 328 (8): 726в733. DOI:10.1002/asna.200710803. Bibcode: 2007AN....328..726E.

[Russell2001-36] в‘ Russell C. T. Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial // Space Weather (Geophysical Monograph) в American Geophysical Union, 2001. в P. 73в88. в ISBN 978-0875909844.

[FE_SolK-37] в‘ ¹ ² Солнечная корона // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров в М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. в Т. 4. Пойнтинга в Робертсона в Стримеры. в С. 579в580. в 704 с. в ISBN 5852700878.

[38] в‘ Feldman, U.; Landi, E.; Schwadron, N. A. (2005). «On the sources of fast and slow solar wind». Journal of Geophysical Research 110 (A7): A07109.1вA07109.12. DOI:10.1029/2004JA010918. Bibcode: 2005JGRA..11007109F.

[kallenrode-39] в‘ ¹ ² Kallenrode May-Britt Space Physics: An Introduction to Plasmas and в Springer, 2004. в ISBN 3540206175.

[40] в‘ Suess, Steve Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona. The Solar Probe. NASA/Marshall Space Flight Center (June 3, 1999). Архивировано из первоисточника 10 июня 2008. Проверено 7 мая 2008. (недоступная ссылка)

[41] в‘ Carroll Bradley W. An Introduction to Modern Astrophysics в revised 2nd. в Benjamin Cummings, 1995. в P. 409. в ISBN 0201547309.

[42] в‘ Schrijver Carolus J. Solar and stellar magnetic activity в Cambridge University Press, 2000. в ISBN 0521582865.

[43] в‘ Luna 1. NASA National Space Science Data Center. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 4 августа 2007.

[44] в‘ Ю. И. Логачев. II. Лунная программа // 40 лет космической эры в НИИЯФ МГУ в М., 2001.

[45] в‘ M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962). «Solar Plasma Experiment». Science 138: 1095в1097.

[46] в‘ Rashba, T. I.; Semikoz, V. B.; Valle, J. W. F. (2006). «Radiative zone solar magnetic fields and g modes». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370: 845в850.

[47] в‘ Бернштейн П. От Солнца до Земли // Квант. в М.: Наука, 1984. в в„– 6. в С. 12в18. в ISSN 0130-2221.

[48] в‘ Группы солнечных пятен // Интерактивная база данных по солнечной активности в системе Пулковского «Каталога солнечной деятельности».

[49] в‘ Statistics of BY Draconis variables

[50] в‘ Studies of Spots & Plages in by Draconis-Type Variable Stars

[51] в‘ Sidebar: «Solar Constant» is an Oxymoron

[Haxton-52] в‘ Haxton, W. C. (1995). «The Solar Neutrino Problem» (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 459в504.

[Schlattl-53] в‘ Schlattl, Helmut. (2001). «Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem». Physical Review D 64 (1).

[54] в‘ Alfvén H. Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. v. 107, p. 211 (1947).

[55] в‘ Sturrock P. A., Uchida Y. Coronal heating by stochastic magnetic pumping, Astrophysical Journal, v. 246, p. 331 (1981)

[56] в‘ Parker E. N. Nanoflares and the solar X-ray corona. Astrophysical Journal, v. 330, p. 474 (1988)

[solargreat-57] в‘ Great Moments in the History of Solar Physics.(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.

[58] в‘ Great Galileoв™s «Letters on Sunspots».(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.

[esbe-59] в‘ ¹ ² ³ Энергия Солнца // Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона: В 86 томах (82 т. и 4 доп.) в СПб., 1890в1907.

[60] в‘ Sir William Thomson. (1862). «On the Age of the Sunв™s Heat». Macmillanв™s Magazine 5: 288в293.

[61] в‘ Darden, Lindley. The Nature of Scientific Inquiry (1998). Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.

[62] в‘ Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington. ESA Space Science (June 15, 2005). Архивировано из первоисточника 11 августа 2011. Проверено 1 августа 2007.

[Bethe-63] в‘ Bethe, H. (1938). «On the Formation of Deuterons by Proton Combination». Physical Review 54: 862в862.

[Bethe2-64] в‘ Bethe, H. (1939). «Energy Production in Stars». Physical Review 55: 434в456.

[65] в‘ E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle. (1957). «Synthesis of the Elements in Stars». Reviews of Modern Physics 29 (4): 547в650.

[66] в‘ Космические эксперименты ФИАН

[67] в‘ Alexander Piel. The Solar Wind // Introduction to Plasma Physics в Springer, 2010. в P. 7. в 420 p. в ISBN 9783642104909.

[68] в‘ Завидонов И. В. 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 // Историко-астрономические исследования. в М.: Наука, 2002. в В. XXVII. в С. 201в222.

[69] в‘ Алексей Левин. Ветреное светило таит немало загадок

[70] в‘ Что есть что. Солнце. Издательство Слово/Slovo. Из этого источника взяты сведения про плотность вблизи Солнца метеоритов.

[71] в‘ Solar Maximum Mission Overview (недоступная ссылка)

[72] в‘ Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory Yohkoh (SOLAR-A) to the Earthв™s Atmosphere

[73] в‘ «Самый передовой солнечный зонд» запустили в США (рус.). Аргументы и факты (12 февраля 2010). Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 24 апреля 2010.

[74] в‘ SOHO Comets

[75] в‘ Primary Mission Results. Ulysses. NASA JPL. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.

[76] в‘ Hinode (Solar-B). NASA. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.

[77] в‘ Тесис в космическая обсерватория. Тесис. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.

[78] в‘ Solar Dynamic Observatory. NASA. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.

[79] в‘ Herodotus Book VII. в P. 37.

[80] в‘ Annales Sancti Maximini Trevirensis. MGH, SS. Bd. IV. Hannover. 1841.

[81] в‘ Fred Espenak. CENTRAL SOLAR ECLIPSES: 1991в2050. Архивировано из первоисточника 27 мая 2010. На анимационной схеме видно, что полные затмения могут быть видны только на части поверхности Земли.

[82] в‘ Solar Eclipses. University of Tennessee. Архивировано из первоисточника 22 января 2012.

[83] в‘ P. Tiedt. Types of Solar Eclipse. Архивировано из первоисточника 9 августа 2011. (недоступная ссылка)

[totality-84] в‘ Littmann Mark Totality: Eclipses of the Sun в Oxford University Press, 2008. в P. 18в19. в ISBN 0199532095.

[85] в‘ Пять солнечных затмений наблюдалось в 1935 году. NASA Five Millennium Catalog of Solar Eclipses // NASA Eclipse Web Site.

[Meeus-86] в‘ Meeus J. Mathematical astronomy morsels в Wilmann-Bell, Inc, 1997. в ISBN 0943396.

[87] в‘ Святский Д. О. Астрономия Древней Руси / Автор предисловия, комментариев, дополнений в М. Л. Городецкий. в М.: Русская панорама, 2007.

[88] в‘ Kochhar, R. K. French astronomers in India during the 17th в 19th centuries (англ.) // Journal of the British Astronomical Association. в 1991. в Vol. 101. в в„– 2. в P. 95в100.

[Marsden1967-89] в‘ Marsden, Brian G. (1967). «The sungrazing comet group». The Astronomical Journal 72 (9): 1170в1183. DOI:10.1086/110396. Bibcode: 1967AJ.....72.1170M.

[semj-90] в‘ Semjonova, Milena Healthy Lighting, from a lighting designer's perspective. Milena Lighting Design (2003).(недоступная ссылка) (недоступная ссылка)

[91] в‘ Newman, L. A.; Walker, M. T.; Brown, R. L.; Cronin, T. W.; Robinson, P. R. (November 2003). «Melanopsin forms a functional short-wavelength photopigment». Biochemistry 42 (44): 12734в8. DOI:10.1021/bi035418z. PMID 14596587.

[berkeley-92] в‘ The Tundra Biome. The World's Biomes. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 6 ноября 2011.

[zdiag-93] в‘ ¹ ² Rajni Govindjee. The Z-Scheme Diagram of Photosynthesis. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 2 марта 2006.

[94] в‘ Smith, A. L. Oxford dictionary of biochemistry and molecular biology в Oxford [Oxfordshire]: Oxford University Press, 1997. в P. 508. в ISBN 0-19-854768-4.

[95] в‘ Douglas AE, Raven JA. (January 2003). «Genomes at the interface between bacteria and organelles». Philosophical transactions of the Royal Society of London. Series B, Biological sciences 358 (1429): 5в17; discussion 517в8. DOI:10.1098/rstb.2002.1188. ISSN 0962-8436. PMID 12594915.

[96] в‘ В. Г. Курт (1986). «Прозрачность земной атмосферы». Физика Космоса.

[Kiehl-97] в‘ Kevin E. Trenberth, John T. Fasullo, and Jeffrey Kiehl, March 2009: Earthв™s global energy budget. в Bulletin of the American Meteorological Society, 90, 311в323.

[encyclo-98] в‘ Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. в М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.

[99] в‘ Центральное сечение Земного шара (S = πR²), на которое приходится тепловой поток от Солнца, в 4 раза меньше площади поверхности (S = 4πR²), откуда средний тепловой поток на единицу поверхности Земли в 4 раза меньше солнечной постоянной: 341 Вт/м² в‰€ 1367/4.

[100] в‘ Schwenn, R. Space Weather: The Solar Perspective // Living Reviews in Solar Physics. в 2010.

[101] в‘ History of Vitamin D University of California, Riverside, Vitamin D Workshop.

[102] в‘ Osteomalacia // MedlinePlus Medical Encyclopedia.

[103] в‘ И. К. Ларин. Химия озонового слоя и жизнь на Земле // Химия и жизнь в XXI век. в 2000. в в„– 7. в С. 10в15.

[104] в‘ Re (Ra). Ancient Egypt: The Mythology. Архивировано из первоисточника 22 января 2012. Проверено 28 августа 2010.

[105] в‘ Мифы народов мира. М., 1991в92. 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

[106] в‘ Osgood, Charles E. From Yang and Yin to and or but. в Language 49.2 (1973): 380в412.

[107] в‘ William Little (ed.) Oxford Universal Dictionary, 1955.

[108] в‘ Sol, Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009.

[109] в‘ Солнце вот-вот взорвётся // TuristUA.com.

[110] в‘ http://ieee.orbita.ru/aps/Addendum_Hugens.htm (недоступная ссылка)

[111] в‘ Curious About Astronomy: Will the sun go supernova in six years and destroy Earth (as seen on Yahoo)?

[112] в‘ D. R. Soderblom; J. R. King. (1998). «Solar-Type Stars: Basic Information on Their Classification and Characterization». Solar Analogs: Characteristics and Optimum Candidates. Проверено 2008-02-26.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[93]

[94]

[95]

[96]

[97]

[98]

[99]

[100]

п·о·р Солнечная система

Солнце
*Планеты и карликовые планеты:* Меркурий · Венера · Земля · Марс · Церера · Юпитер · Сатурн · Уран · Нептун · Плутон · Хаумеа · Макемаке · Эрида
Первоочередные кандидаты в карликовые планеты: Седна · Орк · Квавар · 2007 OR10
Крупные спутники планет: Луна · Каллисто · Ганимед · Европа · Ио · Титан · Энцелад · Мимас · Япет · Тефия · Диона · Рея · Оберон · Титания · Ариэль · Умбриэль · Миранда · Тритон · Протей · Харон
Спутники/кольца: Земли · Марса · Юпитера/в€… · Сатурна/в€… · Урана/в€… · Нептуна/в€… · Плутона · Хаумеа · Эриды
Малые тела: метеороиды · астероиды/их спутники (околоземные · основного пояса · троянцы · кентавры) · транснептуновые (ПК (плутино · кьюбивано) · РД) · дамоклоиды · кометы (ОО)
Астрономические объекты · Портал:Астрономия · Проект:Астероиды

п·о·р Солнце
Структура	Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона
Атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона
Расширенная структура	Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна
Относящиеся к Солнцу феномены	Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна · Солнечные вспышки · Корональные выбросы массы) · Солнечная радиация (Вариации солнечного излучения) · Корональные дыры · Корональные петли · Факелы · Гранулы · Флоккулы (англ.) · Протуберанцы и волокна · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Волна Мортона
Связанные темы	Солнечная система · Солнечное динамо
Спектральный класс: G2

п·о·р Исследование Солнца космическими аппаратами
Продолжающиеся	Пионер 6,7,8,9 GGS WIND SOHO ACE TRACE RHESSI Hinode Proba-2 STEREO SDO Picard
Завершённые	Зонды Гелиос ISEE 1-3 SolarMax Улисс Yohkoh Пионер-5 Orbiting Solar Observatory (1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8) Genesis Коронас-Фотон
Планируемые	Aditya-1 (2012) Solar Orbiter (2015) Интергелиозонд (2015) Солнечный зонд (2015) Solar Sentinels (2017)
Отменённые	Пионер H

Основные характеристики

Среднее расстояние от Земли	149,6×10⁶ км^[1] (8,31 световых минут)
Видимая звёздная величина (V)	в26,74^m^[1]
Абсолютная звёздная величина	4,83^m^[1]
Спектральный класс	G2V
Параметры орбиты
Расстояние от центра Галактики	~2,5×10²⁰ м (26 000 св. лет)
Расстояние от плоскости Галактики	~4,6×10¹⁷ м (48 св. лет)
Галактический период обращения	2,25в2,50×10⁸ лет
Скорость	~2,2×10⁵ м/с^[2] (на орбите вокруг центра Галактики) 19,4 км/с^[1] (относительно соседних звёзд)
Физические характеристики
Средний диаметр	1,392×10⁹ м (109 диаметров Земли)^[1]
Экваториальный радиус	6,9551×10⁸ м^[3]
Длина окружности экватора	4,37001×10⁹ м^[3]
Полярное сжатие	9×10^в6
Площадь поверхности	6,07877×10¹⁸ м² (11 917,607 площадей Земли)^[3]
Объём	1,40927×10²⁷ м³ (1 301 018,805 объёмов Земли)^[3]
Масса	1,9891×10³⁰ кг (332 982 масс Земли)^[1]
Средняя плотность	1409 кг/м³^[3]
Ускорение силы тяжести на экваторе	274,0 м/с²^[1]^[3] (27,96 g^[3])
Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с (55,2 земных)^[3]
Эффективная температура поверхности	5778 К^[1]
Температура короны	~1 500 000 К
Температура ядра	~13 500 000 К
Светимость	3,846×10²⁶ Вт^[1] (~3,75×10²⁸ Лм)
Яркость	2,009×10⁷ Вт/м²/ср
Характеристики вращения
Наклон оси	7,25°^[1]^[3] (относительно плоскости эклиптики) 67,23° (относительно плоскости Галактики)
Прямое восхождение северного полюса	286,13°^[4] (19 ч 4 мин 30 с)
Склонение северного полюса	+63,87°^[4]
Сидерический период вращения внешних видимых слоёв (на широте 16°)	25,38 дней^[1] (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)^[4]
(на экваторе)	25,05 дней^[1]
(у полюсов)	34,3 дней^[1]
Скорость вращения внешних видимых слоёв (на экваторе)	7284 км/ч
Состав фотосферы
Водород	73,46 %
Гелий	24,85 %
Кислород	0,77 %
Углерод	0,29 %
Железо	0,16 %
Сера	0,12 %
Неон	0,12 %
Азот	0,09 %
Кремний	0,07 %
Магний	0,05 %

	Солнце в Энциклословаре^?
	Солнце на Энциклоскладе^?