Солнце настолько привычно, что о нём редко думают как о звезде. Между тем это именно звезда — такая же, как тысячи тех, что видны ночью, только расположенная несравнимо ближе. Свет от неё идёт до Земли чуть больше восьми минут, тогда как от следующей ближайшей звезды — более четырёх лет. Благодаря этой близости Солнце изучено лучше любого другого светила, и по нему астрономы судят об устройстве остальных.
Масштаб
В Солнце сосредоточено более 99 процентов всего вещества Солнечной системы. Его поперечник примерно в 109 раз больше земного. При этом по звёздным меркам Солнце — рядовое светило, его относят к классу жёлтых карликов. Существуют звёзды и в сотни раз крупнее, и в десятки раз мельче.
Состоит Солнце главным образом из водорода — на него приходится около трёх четвертей массы. Почти всё остальное — гелий. Доля более тяжёлых элементов, включая кислород, углерод и железо, составляет всего пару процентов. Твёрдой поверхности у Солнца нет: это раскалённый газовый шар, вещество в котором находится в состоянии плазмы.
Откуда энергия
Ещё в XIX веке учёные не могли объяснить, почему Солнце светит так долго. Ни горение, ни медленное сжатие не обеспечили бы тех миллиардов лет, которых требовала геология. Ответ дала ядерная физика в первой половине XX века.
В центре Солнца температура достигает примерно пятнадцати миллионов градусов, а давление огромно. В этих условиях ядра водорода сливаются, образуя гелий. Масса получившегося ядра гелия чуть меньше суммы масс исходных частиц — разница превращается в энергию. Каждую секунду Солнце таким образом теряет около четырёх миллионов тонн вещества. Цифра кажется устрашающей, но запасы звезды так велики, что за всё время её жизни израсходована лишь ничтожная часть массы.
Долгий путь наружу
Энергия рождается только в ядре, занимающем примерно четверть солнечного радиуса. Дальше ей предстоит выбраться наружу. Сначала она переносится излучением: свет поглощается и переизлучается веществом бесчисленное множество раз, двигаясь по запутанной траектории. Путь, который по прямой занял бы секунды, растягивается на десятки и сотни тысяч лет.
Ближе к поверхности вещество начинает перемешиваться, как вода в кастрюле на огне: горячие потоки поднимаются, остывшие опускаются. Этот слой называют конвективной зоной. Её верхушки видны в телескоп как зернистый узор — грануляция. Каждая «гранула» размером с крупную страну живёт всего несколько минут.
Видимая поверхность и загадка короны
Слой, который мы воспринимаем как поверхность, называется фотосферой. Его температура — около пяти с половиной тысяч градусов. Здесь появляются солнечные пятна: участки, где сильное магнитное поле мешает подъёму горячего вещества. Пятна на тысячу-другую градусов холоднее окружения и потому кажутся тёмными.
Над фотосферой лежит разрежённая атмосфера, внешняя часть которой — корона — видна во время полных солнечных затмений как жемчужное сияние. И здесь Солнце преподносит сюрприз: температура короны превышает миллион градусов, то есть она в сотни раз горячее лежащей ниже поверхности. Как энергия передаётся наверх, не нагревая промежуточные слои, — один из давних вопросов физики Солнца. Основные объяснения связаны с магнитными полями и волнами в плазме; для проверки этих идей к Солнцу отправляют специальные аппараты.
Корона не имеет резкой границы. Она постоянно истекает в пространство потоком частиц — солнечным ветром, который заполняет всю планетную систему.
Прошлое и будущее
Возраст Солнца — около 4,6 миллиарда лет, и оно прожило примерно половину спокойной жизни. Когда водород в ядре закончится, звезда начнёт перестраиваться: её внешние слои раздуются, и Солнце превратится в красного гиганта. Произойдёт это примерно через пять миллиардов лет. Затем оно сбросит оболочку и останется небольшим плотным белым карликом, который будет медленно остывать.
Нам повезло с масштабом времени: для звезды такого типа человеческая история — мгновение. На протяжении всех тысячелетий, что люди смотрят на небо, Солнце оставалось практически одним и тем же.
