Характеристики Солнца

Масса Солнца в 333,000 раз больше массы Земли. Она в 1048 раз больше массы Юпитера и в 3498 больше массы Сатурна. В таком состоянии Солнце просуществует около 20 млн лет. В год на Земле может происходить от 2 до 5 солнечных затмений, из которых не более двух — полные или кольцеобразные.

Земля проходит через точку афелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км, а через точку перигелия — в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км. По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного горючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается.

Несмотря на это, жизнь может остаться в океанах и полярных областях. Горение водорода будет продолжаться в тонком внешнем слое ядра. На этой стадии радиус Солнца достигнет 1,59 R☉, а светимость будет в 2,21 раза больше современной.

В центре этой туманности останется сформированный из ядра Солнца белый карлик, очень горячий и плотный объект, но размером только с Землю

Даже если наша планета избежит поглощения Солнцем, вся вода на ней перейдёт в газообразное состояние, а её атмосфера будет сорвана сильнейшим солнечным ветром. Солнце, получившее новый источник энергии, уменьшится в размере до 9,5 R☉. Этот период существования Солнца будет сопровождаться мощными вспышками, временами его светимость будет превышать современный уровень в 5200 раз.

В некоторых языках Солнцу, наравне с планетами, посвящён день недели

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. 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. Изначально этот белый карлик будет иметь температуру поверхности 120 000 К и светимость 3500 солнечных, но в течение многих миллионов и миллиардов лет будет остывать и угасать.

В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3·1036 частиц в секунду

Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения. Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (то есть 20—25% от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром.

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)

В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м³. Удельное же тепловыделение всего объёма Солнца ещё на два порядка меньше. Ядро — 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.

В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия.

Самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений возникла в апреле 1947 года в южном полушарии Солнца

По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. Термики в конвективной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Следовательно, термики в конвективной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара.

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно — на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах — за 30 дней.

Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60-70 тыс. Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями. Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом.

Изображение южного полюса Солнца, полученное в ходе миссии STEREO

Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме — 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.

В 2002 и последующих годах в СМИ появилось сообщение, что через 6 лет Солнце взорвётся (то есть превратится в сверхновую звезду)

На его фоне до высоты 9-10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца — около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8·105 К, и по составу похож на вещество фотосферы.

В 1990 году был запущен космический зонд «Улисс» для изучения полярных областей Солнца. В этой фазе радиус Солнца увеличится в 256 раз по сравнению с современным.