Зірка на ім’я Сонце - Собака - світ рятівника!
Загалом маса зірки однозначно визначає її подальшу долю. Наше сонце закінчить своє життя як білий карлик, потішивши невідомих нам позаземних астрономів майбутнього новою планетарною туманністю, форма якої може виявитися дуже химерною завдяки впливу планет.
Потужність випромінювання Сонця 3,8 х1020 МВт. 48 % випромінювання посідає видиму область спектра, 45 % на інфрачервону, інші 8 % розподіляються між іншими (радіо, ультрафіолет, тощо. буд.). На Землю, за 8 хвилин і 20 секунд після випромінювання, падає лише близько половини мільярдної частки. Однак вона підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, постійно нагріває сушу та водойми, дає енергію вітрам та водоспадам, забезпечує життєдіяльність тварин та рослин.
Майже вся енергія Сонця генерується у центральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Протягом останньої третини радіусу знаходиться конвективна зона. Причина виникнення перемішування (конвекції) у зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, що надходять від нагрівача, набагато більша за те, що відводиться теплопровідністю. Тому речовина змушена починає рухатися і починає сама переносити тепло. Над конвективною зоною розташовуються шари Сонця, що безпосередньо спостерігаються, звані його атмосферою.
Сонячна атмосфера також складається з кількох різних верств. Найглибший і тонкий з них-фотосфера, що безпосередньо спостерігається у видимому безперервному спектрі. Товщина фотосфери лише близько 300 км. Чим глибші шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх більш холодних шарах фотосфери на тлі безперервного спектра утворюються фраунгоферовілінії поглинання.
Під час найбільшого спокою земної атмосфери телескоп можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих цяток-гранул-розміром близько 1000 км., оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури-грануляції. Виникнення грануляції пов'язане з конвекцією, що відбувається під фотосферою. Окремі гранули на кілька сотень градусів гарячі за навколишній газ, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця змінюється. Спектральні виміри свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: у гранулах газ піднімається, а між ними опускається. Ці рухи газів породжують у сонячній атмосфері акустичні хвилі, подібні до звукових хвиль у повітрі.
Розповсюджуючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні та у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосфери-хромосфери та корони. В результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500K виявляються "холоднішими" на Сонці. Як углиб, і вгору від нього температура газів швидко зростає.
Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повних сонячних затемнень у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видно як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються язички полум'я-хромосферні спікули, що виступають як би, що являють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається із яскравих емісійних ліній водню, гелію іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази.затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця цих лініях, можна отримати у яких його зображення.
Хромосфера відрізняється від фотосфери значно неправильнішою неоднорідною структурою. Помітно два типи неоднорідностей - яскраві та темні. За розмірами вони перевищують фотосферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну у лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком рухів газів у підфотосферній конвективній зоні, що тільки відбуваються у більших масштабах. Температура у хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів. Сама зовнішня і розріджена частина сонячної атмосфери-корона, що простежується від сонячного лімба до відстаней до десятків сонячних радіусів і має температуру близько мільйона градусів. Корону можна побачити лише під час повного сонячного затемнення або за допомогою коронографа.
Сонячна атмосфера постійно вагається. У ній поширюються як вертикальні, і горизонтальні хвилі з довжинами кілька тисяч кілометрів. Коливання мають резонансний характер і відбуваються з періодом близько 5 хвилин.
У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці, велику роль грає магнітне поле, яке сильніше за земне у 6000 разів. Речовина на Сонці скрізь являє собою намагнічену плазму, суміш електронів та ядер водню та гелію. Іноді в окремих областях напруженість магнітного поля швидко та сильно зростає. Цей процес супроводжується виникненням цілого комплексу явищ сонячної активності у різних шарах сонячної атмосфери. До них відносяться смолоскипи та плями у фотосфері, флоккули у хромосфері, сонячні спалахи, що зароджуються у хромосфері та протуберанці (викидиречовини) у короні.
Сонячні плями з'являються парами в тих місцях, де лінії спотвореного магнітного поля виходять із поверхні та входять до неї. Пара плям при цьому утворює пару полюсів поля – південний та північний. У роки підвищеної сонячної активності магнітне поле спотворено сильніше і плям на Сонці більше. У роки "спокійного" Сонця плям може бути зовсім. Період зміни сонячної активності приблизно прийнято вважати рівним 11,2 року. Після появи плями можуть проіснувати від кількох годин за кілька місяців. Форма та розміри плям бувають різними. Їхня температура на 1000-1500° нижча, ніж у решти поверхні Сонця, і лише тому вони здаються темними. Холодними плями вважатимуться лише щодо інших частин поверхні Сонця.
Сонце - потужне джерело радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають радіохвилі, які випромінює хромосфера (сантиметрові хвилі) та корона (дециметрові та метрові хвилі).
Радіовипромінювання Сонця має дві складові-постійну та змінну (сплески, "шумові бурі"). Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає у тисячі і навіть мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Це радіовипромінювання має нетеплову природу.
Рентгенівські промені походять в основному від верхніх шарів хромосфери та корони. Особливо сильним випромінювання буває у роки максимуму сонячної активності. Сонце випромінює як світло, тепло і всі інші види електромагнітного випромінювання. Воно також є джерелом постійного потоку частинок корпускул. Нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також більш важкі атомні ядра разом складають корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання є більш-менш безперервнимзакінчення плазми - сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів сонячної атмосфери - сонячної корони. На тлі цього постійно дме плазмового вітру окремі області на Сонці є джерелами більш спрямованих, посилених, так званих корпускулярних потоків. Швидше за все вони пов'язані з особливими областями сонячної корони-коронарними дірками, а також, можливо, з довготривалими активними областями на Сонці. Нарешті, із сонячними спалахами пов'язані найбільш потужні короткочасні потоки частинок, головним чином електронів та протонів. В результаті найбільш потужних спалахів частинки можуть набувати швидкості, що становлять помітну частку швидкості світла. Частинки з такими великими енергіями називаються сонячними променями. Сонячне корпускулярне випромінювання сильно впливає на Землю, і насамперед на верхні шари її атмосфери і магнітне поле, викликаючи безліч геофізичних явищ.