Земное светило: факты о возрасте, размерах и истории солнца

Солнце родилось около 4,6 миллиарда лет назад. Многие учёные считают, что Солнце и остальная часть Солнечной системы образовались из гигантского вращающегося облака газа и пыли, известного как Солнечная туманность. Когда туманность схлопывалась из-за гравитации, она вращалась быстрее и сплющивалась в диск. Большая часть материала была стянута к центру, чтобы сформировать Солнце.

У Солнца достаточно ядерного топлива, чтобы оставаться таким, как сейчас, ещё 5 миллиардов лет. После этого оно раздуется и станет красным гигантом. В конце концов, оно сбросит свои внешние слои, а оставшееся ядро ​​разрушится и превратится в белого карлика. Медленно белый карлик исчезнет и войдёт в свою заключительную фазу как тусклый, холодный теоретический объект, иногда известный как чёрный карлик.

Солнце и атмосфера Солнца делятся на несколько зон и слоёв. Внутреннее пространство Солнца состоит из ядра, радиационной зоны и конвективной зоны. Солнечная атмосфера над ней состоит из фотосферы, хромосферы, переходной области и короны. За этим стоит солнечный ветер, течение газа из короны.

Ядро простирается от центра Солнца примерно на четверть к его поверхности. Хотя оно составляет всего около 2% объёма Солнца, его плотность почти в 15 раз превышает плотность свинца, и оно содержит почти половину массы Солнца. Далее следует радиационная зона, которая простирается от ядра до 70% пути до поверхности Солнца, составляя 32% объёма Солнца и 48% его массы. Свет от ядра рассеивается в этой зоне, так что для прохождения одного фотона часто может потребоваться миллион лет.

Зона конвекции достигает поверхности Солнца и составляет 66% объёма Солнца, но лишь немногим более 2% его массы. В этой зоне преобладают бурлящие «конвекционные ячейки» газа. Существуют два основных типа ячеек солнечной конвекции — ячейки грануляции шириной около 1000 километров и ячейки супергрануляции диаметром около 30 000 км.

Фотосфера — это самый нижний слой солнечной атмосферы, излучающий свет, который мы видим. Его толщина составляет около 500 км, хотя большая часть света исходит из его нижней трети. Температура в фотосфере колеблется от 6 125 C внизу до 4 125 C наверху. Далее идет хромосфера, которая более горячая, до 19 725 C, и, по-видимому, полностью состоит из остроконечных структур, известных как спикулы. Они обычно около 10 000 км в высоту.

После этого находится переходная область толщиной от нескольких сотен до нескольких тысяч километров, которая нагревается короной над ней и излучает большую часть своего света в виде ультрафиолетовых лучей. Вверху находится сверхгорячая корона, состоящая из таких структур, как петли и потоки ионизированного газа. Температура короны обычно колеблется от 500 000 C до 6 миллионов C и даже может достигать десятков миллионов градусов, когда происходит солнечная вспышка. Материя короны сдувается солнечным ветром.

Магнитное поле Солнца обычно примерно в два раза сильнее, чем магнитное поле Земли. Однако на небольших участках оно сильно концентрируется, достигая в 3000 раз большей силы, чем обычно. Эти перегибы и завихрения в магнитном поле возникают из-за того, что Солнце вращается быстрее на экваторе, чем в более высоких широтах, и потому, что внутренние части Солнца вращаются быстрее, чем поверхность.

Эти искажения создают элементы, начиная от солнечных пятен и заканчивая впечатляющими извержениями, известными как вспышки и выбросы корональной массы. Вспышки — самые сильные извержения в Солнечной системе, в то время как выбросы корональной массы менее сильны, но вовлекают необычайное количество материи. Один выброс может дать в космос примерно 20 миллиардов тонн (18 миллиардов метрических тонн) материи.

Солнечные пятна — это относительно прохладные тёмные образования на поверхности Солнца, которые часто имеют примерно круглую форму. Они появляются там, где плотные пучки силовых линий магнитного поля из недр Солнца прорываются через поверхность.

Количество солнечных пятен меняется вместе с солнечной магнитной активностью — изменение этого числа от минимального нуля до максимального примерно в 250 солнечных пятен или скоплений солнечных пятен, а затем обратно до минимума известно как солнечный цикл и составляет в среднем около 11 лет. В конце цикла магнитное поле быстро меняет полярность.