Слънцето - нашата звезда

Слънцето 

1. Общи сведения  

Слънцето е най-обикновена звез да от спектрален клас G2, една от над 100 - те милиарда звезди в нашата галактика Млечен път.
диаметър:   1 390 000 km
маса:   2.10³⁰ kg
температура:   5800 K (повърхност), 15 600 000 К (ядро)
Слънцето е най-големия обект в Слънчевата система - неговата маса е 99.8% от общата маса на цялата система (по-голямата част от остатъчната маса се пада на Юпитер). Нашата звезда е обожествявана и присъства в много митологии: за египтяните е вечния Ра, гърците го наричали Хелиос, а римляните Сол.
Слънцето е съставено (в днешни дни) от 75% водород и 25% хелий. Всички други елементи общо са максимум до 0.1%. С времето обаче това бавно се променя, тъй като водорода се превръща в хелий в ядрото на Слънцето.
Видимите слоеве на Слънцето не се въртят с еднаква скорост: екватора прави едно пълно завъртане за 25.4 дни; на полярните райони обаче са нужни цели 36 дена. Това се дължи на факта, че Слънцето, за разлика от Земята, не е твърдо тяло. Подобно поведение е характерно и за газовите планети. Въпреки всичко ядрото на централното светило се върти като твърдо тяло. 

2. Източник на енергия 

Условията в ядрото (около 25% от вътрешния радиус) са екстремни. Температурата е 15.6 милиона градуса по Келвин, а налягането е 250 млрд. атмосфери. В центъра на ядрото плътността на материята е 150 пъти по-голяма от тази на водата. Енергията, излъчвана от Слънцето, е плод на термоядрени реакции на сливане (термоядрен синтез). Всяка секунда около 700 000 000 тона водород се превръщат в 695 000 000 тона хелий. "Липсващите" 5 000 000 тона се излъчват като енергия под формата на гама лъчи. Пътувайки към повърхността тази енергия е постоянно поглъщана и преизлъчвана при все по-ниски и по-ниски температури. При достигането на повърхността тази енергия е основно видима светлина. Последните 20% от пътя към повърхността енергията по-скоро се пренася чрез конвекция, а не чрез лъчение.

3. Слънчева атмосфера

Видимата ярка и блестяща повърхност на Слънцето, наречена фотосфера (виж тук) има зърниста структура от кипящи гранули с размери около 1000 km и температура от порядъка на 6000 К.

Слънчевите петна наблюдаване за първи път от Галилео Галилей са "студени" райони – с температура около 4000 К и затова изглеждат като тъмни, черни области.  Слънчевите петна могат да достигнат 50 000 km в диаметър и са причинени от сложни и все още не дотам разбрани промени в магнитното поле на звездата. Тънък слой с дебелина около 300 km, наречен хромосфера, се намира над фотосферата.

Слоят над хромосферата се нарича корона. Нейната температура е над 1 000 000 К. Короната се разпростира на милиони километри в пространството, но е видима само по време на затъмнения.                       

По земните стандарти магнитното поле на Слънцето е много силно и много сложно. Магнитосферата на нашата звезда (наричана още хелиосфера) се разпростира доста отвъд Плутон.
Освен светлина и топлина Слънцето излъчва и потоци от заредени частици познати като слънчев вятър, който се разпространява през Слънчевата система със скорост около 450 km/sec. Слънчевият вятър, образуван от слънчевите изригвания, може да доведе до драматични последствия на Земята - от проблеми с електрозахранването през радиосмущения та чак до красивото полярно сияние. Слънчевият вятър има влияние върху кометните опашки и дори върху траекториите на космическите кораби.

4. Слънчевата активност

Събитията в атмосферата на нашата звезда определят нейната активност, чийто пик се повтаря средно през 11,2 години. Най важните събития в слънчевата атмосфера са слънчевите петна, избухвания и впечатляващи изригвания (протуберанси), които сравнително често могат да бъдат наблюдавани. 

Активността на Слънцето не е напълно постоянна, нито пък активността на слънчевите петна. Имало е период на много ниска активност на слънчевите петна във втората половина на 17 век. Той съвпада с един извънредно студен период в северна Европа, често наричан "малък ледников период". От образуването на Слънчевата система Слънцето се е "разгоряло" и сега излъчва 40% повече енергия.
Слънцето е на възраст приблизително 4,5 млрд. години.  От раждането си насам то е използвало около половината от водородния запас в ядрото си. То ще продължи да излъчва енергия "мирно" още 5 млрд. години (само че по това време неговата светимост ще е почти удвоена). Все пак един ден водородът ще свърши. Тогава ще настъпят драстични промени в структурата му, които са нормални за всяка звезда, но ще доведат до пълното унищожение на Земята и вероятно ще доведат до образуването на планетарна мъглявина.

Отворени въпроси

» Има ли връзка между малкия ледников период и ниската слънчева активност? Как променливостта на Слънцето влияе на земния климат?

» Няколкото проведени експерименти не успяват да засекат предполагаемия от Слънцето поток от неутрино.

» Короната е много по-гореща от фотосферата. Защо?