Hva er solen. Solen er en typisk stjerne

Spektralanalyse av solens stråler viste at mest av alt i stjernen vår er hydrogen (73 % av stjernens masse) og helium (25 %). De gjenværende grunnstoffene (jern, oksygen, nikkel, nitrogen, silisium, svovel, karbon, magnesium, neon, krom, kalsium, natrium) utgjør bare 2%. Alle stoffer som finnes på solen finnes både på jorden og på andre planeter, noe som indikerer deres felles opprinnelse. Gjennomsnittlig tetthet av solens materie er 1,4 g/cm3.

Hvordan solen studeres

Solen er "" med mange lag som har annen sammensetning og tetthet, forskjellige prosesser foregår i dem. Det er umulig å observere en stjerne i spekteret som er kjent for det menneskelige øyet, men teleskoper, radioteleskoper og andre instrumenter som oppdager solens ultrafiolette, infrarøde og røntgenstråling er nå laget. Fra Jorden er den mest effektive observasjonen under solformørkelse. I løpet av denne korte perioden studerer astronomer over hele verden koronaen, prominensene, kromosfæren og forskjellige fenomener som forekommer på den eneste stjernen som er tilgjengelig for en slik detaljert studie.

Solens struktur

Koronaen er det ytre skallet til solen. Den har en veldig lav tetthet, på grunn av dette er den bare synlig under en formørkelse. Tykkelsen på den ytre atmosfæren er ujevn, så fra tid til annen dukker det opp hull i den. Gjennom disse hullene suser solvinden ut i verdensrommet med en hastighet på 300-1200 m / s - en kraftig strøm av energi, som på jorden forårsaker nordlys og magnetiske stormer.

Kromosfæren er et lag av gasser som når en tykkelse på 16 tusen km. Det er en konveksjon av varme gasser i den, som fra overflaten av det nedre laget (fotosfære) igjen faller tilbake. Det er de som "brenner gjennom" koronaen og danner solvindstrømmer på opptil 150 tusen km.

Fotosfæren er et tett, ugjennomsiktig lag 500–1500 km tykt, der de sterkeste brannstormene opp til 1000 km i diameter forekommer. Temperaturen på gassene i fotosfæren er 6000 °C. De absorberer energi fra det underliggende laget og frigjør det i form av varme og lys. Strukturen til fotosfæren ligner granuler. Brudd i laget oppfattes som flekker på Solen.

Den konvektive sonen med en tykkelse på 125-200 tusen km er solskallet, der gasser konstant utveksler energi med strålingssonen, varmes opp, stiger til fotosfæren og kjøles ned igjen for en ny del energi.

Strålingssonen har en tykkelse på 500 tusen km og en veldig høy tetthet. Her bombarderes materie med gammastråler, som omdannes til mindre radioaktive ultrafiolette (UV) og røntgenstråler (X).

Skorpen, eller kjernen, er sol-"kjelen", der proton-proton termonukleære reaksjoner hele tiden oppstår, takket være at stjernen mottar energi. Hydrogenatomer blir til helium ved en temperatur på 14 x 10 °C. Her er titantrykket en billion kg per kubikk cm Hvert sekund omdannes 4,26 millioner tonn hydrogen til helium her.

Studien av solen ble utført av mange romfartøyer hvorav det er omtrent to hundre (194), men det var også spesialiserte, disse er:
Det første romfartøyet designet for å observere solen var NASAs Pioneer-satellitter 5-9, skutt opp mellom 1960 og 1968. Disse satellittene dreide rundt solen nær jordens bane og gjorde de første detaljerte målingene av solvindparameterne.
Orbital solar sbservatory("OSO") - en serie amerikanske satellitter lansert i perioden 1962-1975 for å studere solen, spesielt i ultrafiolette og røntgenbølgelengder.
Romfartøyet "Helios-1"- den vesttyske AMS ble skutt opp 10. desember 1974, designet for å studere solvinden, det interplanetariske magnetfeltet, kosmisk stråling, dyrekretslys, meteorpartikler og radiostøy i det sirkumsolare rommet, samt å utføre eksperimenter med å registrere spådd fenomener generell teori relativt. 15.01.1976 Vesttysk romfartøy skutt opp i bane Helios-2". 17.04.1976 "Helios-2" (Helios) for første gang nærmet seg solen i en avstand på 0,29 AU (43,432 millioner km). Spesielt ble det registrert magnetiske sjokkbølger i området 100 - 2200 Hz, samt opptreden av lette heliumkjerner under solutbrudd, noe som indikerer høyenergiske termonukleære prosesser i solkromosfæren. En annen interessant observasjon gjort av dette programmet er at den romlige tettheten til små meteoritter nær solen er femten ganger høyere enn nær jorden. Nådde rekordfart for første gang ved 66,7 km/s, beveger seg med 12g.
I 1973 ble romsolobservatoriet (Apollo Telescope Mount) på romstasjonen satt i drift. skylab. Ved hjelp av dette observatoriet ble de første observasjonene av solovergangsområdet og ultrafiolett stråling av solkoronaen gjort i dynamisk modus. Den oppdaget også "koronale masseutbrudd" og koronale hull, som nå er kjent for å være nært knyttet til solvinden.
Solar Peak satellitt("SMM") - amerikansk satellitt ( Solar Maximum Mission- SMM), lansert 14. februar 1980 for observasjoner av ultrafiolett, røntgen- og gammastråling fra solutbrudd i en periode med høy solaktivitet. Men bare noen få måneder etter lansering førte en elektronikkfeil til at sonden gikk i passiv modus. I 1984 romekspedisjon STS-41C på skyttelen Challenger ryddet sondens funksjonsfeil og lanserte den på nytt i bane. Etter det, før den kom inn i atmosfæren i juni 1989, tok enheten tusenvis av bilder av solkoronaen. Målingene hans bidro også til å finne ut at kraften til den totale strålingen fra solen i løpet av halvannet år av observasjoner bare endret seg med 0,01 % i løpet av perioden med maksimal solaktivitet.
Japansk romfartøy Yohkoh(Yoko, "Sunshine"), lansert i 1991, utførte observasjoner av solstråling i røntgenområdet. Dataene han innhentet hjalp forskere med å identifisere flere forskjellige typer solutbrudd og viste at koronaen, selv langt fra områder med maksimal aktivitet, er mye mer dynamisk enn man vanligvis trodde. Yohkoh fungerte i en hel solsyklus og gikk inn i en passiv modus under solformørkelsen i 2001 da han mistet justeringen med solen. I 2005 kom satellitten inn i atmosfæren og ble ødelagt.
Solsonde "Ulysses" - Den europeiske automatiske stasjonen ble lansert 6. oktober 1990 for å måle parametrene til solvinden, magnetfeltet utenfor ekliptikkplanet, og for å studere de polare områdene i heliosfæren. Han skannet ekvatorialplanet til solen opp til jordens bane. Han var den første som i radiobølgeområdet registrerte spiralformen til solens magnetfelt, divergerende som en vifte. Han slo fast at styrken til solens magnetfelt øker med tiden og har økt 2,3 ganger de siste 100 årene. Dette er det eneste romfartøyet som beveger seg vinkelrett på ekliptikkens plan i en heliosentrisk bane. Den fløy i midten av 1995 over Solens sørpol med sin minste aktivitet, og 27. november 2000 fløy den for andre gang, og nådde en maksimal breddegrad på den sørlige halvkule på -80,1 grader. 17.04.1998 AS " Ulysses " fullførte sin første bane rundt sola. 7. februar 2007 sonde Ulysses "overvant" milepæl under sitt oppdrag - for tredje gang under flyturen passerte han over 80. grad sørlig breddegrad på overflaten av solen. Denne passasjen langs banen over polområdet til stjernen vår begynte i november 2006 og ble den tredje i den seksten år lange historien til sondens operasjon. En gang hvert 6,2 år går den i bane rundt stjernen vår og passerer i løpet av hver omdreining over de polare områdene av solen. Under flyturen fikk forskerne mye ny vitenskapelig informasjon. Under slike overflyvninger går satellitten først rundt Solens sørpol, og deretter den nordlige. Ulysses bekreftet eksistensen av en rask solvind fra solpolene på rundt 750 km/s, noe som er mindre enn forventet.
Satellitt for studiet av solvinden" Vind" - Amerikansk forskningsapparat, lansert 1. november 1994 i bane med følgende parametere: orbital inklinasjon - 28,76º; T=20673,75 min.; P=187 km.; A=486099 km. Den 19. august 2000 foretok han den 32. forbiflyvningen nær månen. Ved å bruke WIND-romfartøyet var forskere i stand til å gjøre sjeldne direkte observasjoner av den magnetiske gjenkoblingen som gjør at solens magnetfelt, ledet av solvinden, kan kobles til jordens magnetfelt, samtidig som plasma og energi fra solen tillater jordiske rom som forårsaker nordlys og magnetiske stormer.
Solar and Heliospheric Observatory ("SOHO") - Vitenskaps- og forskningssatellitt (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), skutt opp av European Space Agency 2. desember 1995 med en forventet levetid på rundt to år. Den ble satt i bane rundt solen ved et av Lagrange-punktene (L1), der gravitasjonskreftene til jorden og solen er balansert. Tolv instrumenter om bord på satellitten er designet for å studere solatmosfæren (spesielt dens oppvarming), solsvingninger, prosessene for fjerning av solmateriale i verdensrommet, strukturen til solen, samt prosesser i dens dybder. Utfører konstant fotografering av solen. Den 4. februar 2000 feiret solobservatoriet «SOHO» sitt jubileum. Et av bildene tatt av "SOHO" oppdaget en ny komet, som ble den 100. i merittliste observatoriet, og oppdaget i juni 2003 den 500. kometen. 15. januar 2005 ble den 900. halevandreren oppdaget. Og jubileet, 1000. ble åpnet 5. august 2005. Den 25. juni 2008, ved å bruke dataene innhentet av SOHO-solobservatoriet, ble "jubileet", kometen 1500 oppdaget.
Konstante observasjoner med SOHO-observatoriet har vist at supergranuler beveger seg gjennom soloverflaten raskere enn solen roterer. I januar 2003 lyktes en gruppe forskere ledet av Laurent Gison fra Stanford University i å forklare dette mystiske fenomenet. Supergranulering er et aktivitetsmønster som beveger seg i bølger over soloverflaten. Dette fenomenet kan sammenlignes med "bølgebevegelsen" på tribunen på stadion, når hver av fansen som sitter etter hverandre reiser seg fra setet sitt på en kort tid, og setter seg så ned, men beveger seg verken til høyre eller venstre, mens det for observatøren fra siden skapes en illusjon av en bølge som løper langs podiet. Lignende bølger skapes av stigende og fallende supergranuler. Bølgene forplanter seg i alle retninger over soloverflaten, men av en eller annen grunn er de sterkere (har større amplitude) i solrotasjonsretningen. Siden disse bølgene skiller seg mest ut, skapes en illusjon om at de beveger seg raskere enn solens rotasjonshastighet. Det er ganske vanskelig å gjøre en antagelse om den fysiske årsaken til dette fenomenet, men det er sannsynlig at rotasjonen i seg selv er kilden til supergranulasjonsbølgene.
Videoer basert på nye observasjoner overført av TRACE-romfartøyet har gjort det mulig for astronomer å se lyse flekker av plasma som løper opp og ned i koronalløkkene. Dataene innhentet fra SOHO bekreftet at disse inneslutningene beveger seg med en enorm hastighet, og førte til konklusjonen at koronale løkker ikke er statiske strukturer fylt med plasma, men snarere dens ultrahastighetsstrømmer som "skyter ut" fra soloverflaten og "sprut" mellom strukturene i koronaen.
Satellitt for studiet av solkoronaen "TRACE (Transition Region & Coronal Explorer)" ble skutt opp 2. april 1998 i bane med følgende parametere: baner - 97,8 grader; T=96,8 minutter; P=602 km.; A=652 km.
Oppgaven er å utforske overgangsområdet mellom koronaen og fotosfæren ved hjelp av et 30 cm ultrafiolett teleskop. Studiet av løkkene viste at de består av en rekke individuelle løkker koblet til hverandre. Gassløkkene varmes opp og stiger langs magnetfeltlinjene til en høyde på opptil 480 000 km, for så å kjøle seg ned og falle tilbake med en hastighet på mer enn 100 km/s.
Den 31. juli 2001 ble det russisk-ukrainske observatoriet " Koronas-F» å observere solaktivitet og studere sol-terrestriske forhold. Satellitten er i bane nær jorden med en høyde på ca. 500 km og en helning på 83 grader. Dets vitenskapelige kompleks inkluderer 15 instrumenter som observerer solen i hele det elektromagnetiske spekteret - fra optikk til gamma.
I løpet av observasjonsperioden registrerte CORONAS-F-instrumentene de kraftigste solflammene og deres innvirkning på verdensrommet nær jorden, en enorm mengde røntgen-solspektre og bilder av solen, nye data om fluksene av solenergiens kosmiske stråler og ultrafiolett solstråling ble oppnådd. /flere nyheter fra 17.09.2004/.
Satellitt "Genesis" lansert 8. august 2001 for å studere solvinden. 3. desember 2001 dro den amerikanske forskningssonden ved L1-librasjonspunktet og begynte å samle solvinden. Totalt samlet Genesis inn fra 10 til 20 mikrogram solvindelementer - og dette er vekten av flere saltkorn - av interesse for forskere. Men 8. september 2004 landet Genesis veldig hardt (krasjet med en hastighet på 300 km/t) i Utah-ørkenen (fallskjermene åpnet seg ikke). Imidlertid klarte forskere å trekke ut restene av solvinden fra vraket for studier.
22. september 2006 ble solobservatoriet HINODE (Solar-B, hinode). Observatoriet ble opprettet ved det japanske ISAS-instituttet, hvor Yohkoh Observatory (Solar-A) ble utviklet, og er utstyrt med tre instrumenter: SOT - et solar-optisk teleskop, XRT - et røntgenteleskop og EIS - et ultrafiolett bildespektrometer . Hovedoppgaven til HINODE er å studere aktive prosesser i solkoronaen og etablere deres sammenheng med strukturen og dynamikken til solmagnetfeltet.
I oktober 2006 ble solobservatoriet lansert STEREO. Den består av to identiske romfartøyer i slike baner at den ene gradvis vil henge etter jorden, og den andre vil overta den. Dette vil gjøre det mulig å bruke dem til å få stereobilder av solen og slike solfenomener som koronale masseutbrudd.

Den nærmeste stjernen til oss er selvfølgelig Solen. I følge kosmiske parametere er avstanden fra jorden til den ganske liten: fra solen til jorden reiser sollys bare 8 minutter.

Solen er ikke en vanlig gul dverg, som tidligere antatt. Dette er den sentrale kroppen i solsystemet, som planetene kretser rundt, med et stort antall tunge elementer. Dette er en stjerne dannet etter flere supernovaeksplosjoner, rundt hvilke et planetsystem ble dannet. På grunn av beliggenheten, nær ideelle forhold, oppsto det liv på den tredje planeten Jorden. Solen er allerede fem milliarder år gammel. Men la oss se hvorfor det skinner? Hva er strukturen til solen, og hva er dens egenskaper? Hva venter ham i fremtiden? Hvor betydelig er dens innvirkning på jorden og dens innbyggere? Solen er stjernen som alle 9 planetene i solsystemet kretser rundt, inkludert vår. 1 a.u. (astronomisk enhet) = 150 millioner km - det samme er gjennomsnittsavstanden fra jorden til solen. Solsystemet inkluderer ni store planeter, rundt hundre satellitter, mange kometer, titusenvis av asteroider (mindre planeter), meteoroider og interplanetær gass og støv. I sentrum av alt dette er vår sol.

Solen har skinnet i millioner av år, noe som bekreftes av moderne biologiske studier hentet fra restene av blågrønn-blåalger. Endre temperaturen på soloverflaten med minst 10 %, og på jorden ville alt liv dø. Derfor er det bra at stjernen vår jevnt utstråler energien som er nødvendig for velstanden til menneskeheten og andre skapninger på jorden. I religionene og mytene til verdens folk har solen alltid okkupert hovedplassen. Nesten alle folkene i antikken, solen var den viktigste guddomen: Helios - blant de gamle grekerne, Ra - solguden til de gamle egypterne og Yarilo blant slaverne. Solen brakte varme, høsting, alle aktet den, for uten den ville det ikke vært liv på jorden. Solens størrelse er imponerende. For eksempel er solens masse 330 000 ganger jordens masse, og dens radius er 109 ganger større. Men tettheten til stjernekroppen vår er liten - 1,4 ganger større enn tettheten til vann. Bevegelsen av flekker på overflaten ble lagt merke til av Galileo Galilei selv, og beviste dermed at solen ikke står stille, men roterer.

konvektiv sone av solen

Den radioaktive sonen er omtrent 2/3 av solens indre diameter, og radiusen er omtrent 140 tusen km. Når fotoner beveger seg bort fra sentrum, mister energien sin under påvirkning av kollisjonen. Dette fenomenet kalles konveksjonsfenomenet. Dette ligner på prosessen som foregår i en kokende kjele: energien som kommer fra varmeelementet er mye større enn mengden varme som fjernes ved ledning. Varmt vann som er i nærheten av bålet stiger, mens kaldere vann synker. Denne prosessen kalles konvensjon. Betydningen av konveksjon er at en tettere gass fordeles over overflaten, avkjøles og går igjen til sentrum. Blandeprosessen i den konvektive sonen til solen er kontinuerlig. Når du ser gjennom et teleskop på overflaten av solen, kan du se dens granulære struktur - granuleringer. Følelsen er at den består av granulat! Dette skyldes konveksjon under fotosfæren.

fotosfære av solen

Et tynt lag (400 km) - fotosfæren til solen, ligger rett bak konvektiv sone og representerer den "virkelige soloverflaten" som er synlig fra jorden. For første gang ble granulene på fotosfæren fotografert av franskmannen Janssen i 1885. Et gjennomsnittlig granulat har en størrelse på 1000 km, beveger seg med en hastighet på 1 km/sek og eksisterer i ca. 15 minutter. Mørke formasjoner på fotosfæren kan observeres i ekvatorialdelen, og deretter skifter de. De sterkeste magnetfeltene er et kjennetegn på slike flekker. EN mørk farge oppnådd på grunn av lavere temperatur i forhold til den omkringliggende fotosfæren.

Solens kromosfære

Solens kromosfære (farget kule) er et tett lag (10 000 km) av solatmosfæren, som ligger rett bak fotosfæren. Det er ganske problematisk å observere kromosfæren, på grunn av dens nære beliggenhet til fotosfæren. Det sees best når Månen lukker fotosfæren, dvs. under solformørkelser.

Solprominenser er enorme utslipp av hydrogen som ligner glødende lange filamenter. Prominenser stiger til store avstander, når solens diameter (1,4 mln km), beveger seg med en hastighet på omtrent 300 km/sek, og temperaturen når samtidig 10 000 grader.

Solkoronaen er de ytre og utvidede lagene av solens atmosfære, som har sin opprinnelse over kromosfæren. Lengden på solkoronaen er veldig lang og når flere soldiametre. På spørsmålet om nøyaktig hvor det ender, har forskerne ennå ikke fått noe sikkert svar.

Sammensetningen av solkoronaen er et forseldet, høyt ionisert plasma. Den inneholder tunge ioner, elektroner med en heliumkjerne og protoner. Temperaturen på koronaen når fra 1 til 2 millioner grader K, i forhold til overflaten til solen.

solfylt vind- dette er en kontinuerlig utstrømning av materie (plasma) fra det ytre skallet av solatmosfæren. Den består av protoner, atomkjerner og elektroner. Hastigheten på solvinden kan variere fra 300 km/sek til 1500 km/sek, i samsvar med prosessene som foregår på Solen. Solvinden sprer seg i hele solsystemet og, i samspill med jordens magnetfelt, forårsaker ulike fenomener, hvorav ett er nordlyset.

Egenskaper til solen

Solens masse: 2∙1030 kg (332 946 jordmasser)
Diameter: 1 392 000 km
Radius: 696 000 km
Gjennomsnittlig tetthet: 1.400 kg/m3
Aksial tilt: 7,25° (i forhold til ekliptikkens plan)
Overflatetemperatur: 5780 K
Temperatur i midten av solen: 15 millioner grader
Spektralklasse: G2 V
Gjennomsnittlig avstand fra jorden: 150 millioner km
Alder: 5 milliarder år
Rotasjonsperiode: 25.380 dager
Lysstyrke: 3,86∙1026W
Tilsynelatende styrke: 26,75m

Før eller senere stiller hver jordbo dette spørsmålet, fordi eksistensen til planeten vår avhenger av solen, det er dens innflytelse som bestemmer alle de viktigste prosessene på jorden. Solen er en stjerne.


Det er en rekke kriterier som et himmellegeme kan klassifiseres etter som planeter eller stjerner, og solen tilsvarer nøyaktig de egenskapene som er iboende i stjerner.

Hovedkarakteristikkene til stjerner

For det første skiller en stjerne seg fra en planet i sin evne til å utstråle varme og lys. Planeter, derimot, reflekterer bare lys, og er i hovedsak mørke himmellegemer. Overflatetemperaturen til enhver stjerne er mye høyere enn overflatetemperaturen.

gjennomsnittstemperatur Overflaten til stjerner kan ligge i området fra 2 tusen til 40 tusen grader, og jo nærmere stjernens kjerne, jo høyere er denne temperaturen. Nær midten av en stjerne kan den nå millioner av grader. Temperaturen på overflaten av solen er 5,5 tusen grader Celsius, og inne i kjernen når den 15 millioner grader.

Stjerner, i motsetning til planeter, har ikke baner, mens enhver planet beveger seg i sin bane i forhold til lyskilden som danner systemet. I solsystemet alle planetene, deres satellitter, meteoritter, kometer, asteroider og kosmisk støv beveger seg rundt solen. Solen er den eneste stjernen i solsystemet.


Enhver stjerne med massen overstiger selv den største planeten. Solen står for nesten hele massen til hele solsystemet - massen til stjernen er 99,86 % av det totale volumet.

Diameteren til solen ved ekvator er 1 million 392 tusen kilometer, som er 109 ganger jordens ekvatorialdiameter. Og massen til solen er omtrent 332 950 ganger massen til planeten vår - den er 2x10 til 27. potens av tonn.

Stjerner består hovedsakelig av lette elementer, i motsetning til planeter, som består av faste og lette partikler. Solen er 73 % av massen og 92 % av volum hydrogen, 25 % av massen og 7 % av volum er helium. En svært liten andel (ca. 1%) står for en ubetydelig mengde andre grunnstoffer - disse er nikkel, jern, oksygen, nitrogen, svovel, silisium, magnesium, kalsium, karbon og krom.

En annen kjennetegn stjerner er kjernefysiske eller termonukleære reaksjoner som skjer på overflaten. Det er disse reaksjonene som skjer på overflaten av solen: noen stoffer omdannes raskt til andre med frigjøring av en stor mengde varme og lys.

Det er produktene av termonukleære reaksjoner som skjer på solen som gir jorden det nødvendige for det. Men på overflaten av planetene observeres ikke slike reaksjoner.

Planeter har ofte satellitter, noen himmellegemer har til og med flere. En stjerne kan ikke ha satellitter. Selv om det også er planeter uten satellitter, kan dette tegnet betraktes som indirekte: fraværet av en satellitt er ennå ikke en indikator på at et himmellegeme er en stjerne. For å gjøre dette, må det være andre oppførte skilt.

Solen er en typisk stjerne

Så sentrum av vårt solsystem - Solen - er en klassisk stjerne: den er mye større og tyngre enn selv de største planetene, 99% består av lette elementer, avgir varme og lys under termonukleære reaksjoner som skjer på overflaten. Solen har ingen bane og satellitter, men åtte planeter og andre kretser rundt den. himmellegemer inkludert i solsystemet.

Solen for en person som observerer den fra jorden er ikke et lite punkt, som andre stjerner. Vi ser på solen som en stor lys skive fordi den er nær nok jorden.

Hvis solen, som andre stjerner som er synlige på nattehimmelen, beveget seg bort fra planeten vår i billioner av kilometer, ville vi sett den som den samme lille stjernen som vi nå ser andre stjerner. På verdensrommet regnes ikke avstanden mellom jorden og solen - 149 millioner kilometer - som stor.

I følge vitenskapelig klassifisering tilhører solen kategorien gule dverger. Dens alder er omtrent fem milliarder år, og den skinner med et sterkt og jevnt gult lys. Hvorfor solens lys? Dette er på grunn av temperaturen. For å forstå hvordan fargen på stjerner dannes, kan vi huske eksemplet med rødglødende jern: først blir det rødt, så får det en oransje tone, deretter gult.


Hvis jern kunne varmes opp ytterligere, ville det blitt hvitt og deretter blått. Blå stjerner er de varmeste: temperaturen på overflaten deres er mer enn 33 tusen grader.

Solen tilhører kategorien gule stjerner. Interessant nok, innen sytten lysår, hvor rundt femti stjernesystemer er lokalisert, er solen den fjerde lyseste stjernen.

Solen, den sentrale delen av solsystemet, er en varm ball av gass. Den er 750 ganger mer massiv enn alle andre kropper i solsystemet til sammen. Derfor kan alt i solsystemet grovt sett anses å dreie rundt solen. Solen veier mer enn 330 000 ganger opp for jorden. En kjede av 109 planeter som vår kan plasseres på soldiameteren. Solen er den nærmeste stjernen til jorden og den eneste stjernen hvis skive er synlig for det blotte øye. Alle andre stjerner som er lysår unna oss, selv når de sees gjennom de kraftigste teleskopene, avslører ingen detaljer om overflatene deres. Lys fra solen når oss på 8 og et tredje minutt.

Solen suser i retning av stjernebildet Hercules i en bane rundt sentrum av galaksen vår, og overvinner mer enn 200 km hvert sekund. Solen og sentrum av galaksen er atskilt av en avgrunn på 25 000 lysår. En lignende avgrunn ligger mellom Solen og utkanten av galaksen. Stjernen vår ligger nær det galaktiske planet, ikke langt fra grensen til en av spiralarmene.

Solens størrelse (1392 000 km i diameter) er veldig stor etter jordstandarder, men astronomer kaller den samtidig en gul dverg - i stjernenes verden skiller ikke solen seg ut i noe spesielt. Imidlertid, i i fjor, er det flere og flere argumenter for noe uvanlig ved vår sol. Spesielt sender solen ut mindre ultrafiolett stråling enn andre stjerner av samme type. Solen har mer masse enn lignende stjerner. I tillegg ses disse veldig like stjernene som Solen i inkonstans, de endrer lysstyrken, det vil si at de er variable stjerner. Solen endrer ikke lysstyrken merkbart. Alt dette er ikke en grunn til stolthet, men grunnlaget for mer detaljert forskning og seriøse kontroller.

Strålingseffekten til solen er 3,8 * 1020 MW. Bare omtrent en halv milliarddel av solens totale energi når jorden. Se for deg en situasjon der 15 standardleiligheter på 45 kvm. oversvømmet til taket med vann. Hvis denne vannmengden er hele solens produksjon, vil jorden ha mindre enn en teskje. Men det er takket være denne energien at vannets syklus oppstår på jorden, det blåser, livet har utviklet seg og utvikler seg. All energien som er skjult i fossilt brensel (olje, kull, torv, gass) er også opprinnelig solens energi.

Solen stråler ut sin energi i alle bølgelengder. Men på en annen måte. 48 % av strålingsenergien er i den synlige delen av spekteret, og maksimum tilsvarer den gulgrønne fargen. Omtrent 45 % av energien som går tapt av solen, blir ført bort av infrarøde stråler. Gammastråler, røntgen, ultrafiolett og radiostråling utgjør kun 8 %. Imidlertid er strålingen fra solen i disse områdene så sterk at den er veldig merkbar på avstander til og med hundrevis av solradier. Magnetosfæren og jordens atmosfære beskytter oss mot de skadelige effektene av solstråling.

De viktigste egenskapene til solen