Vad är solen. Solen är en typisk stjärna

Spektralanalys av solens strålar visade att mest av allt i vår stjärna är väte (73% av stjärnans massa) och helium (25%). De återstående grundämnena (järn, syre, nickel, kväve, kisel, svavel, kol, magnesium, neon, krom, kalcium, natrium) står för endast 2 %. Alla ämnen som finns på solen finns både på jorden och på andra planeter, vilket indikerar deras gemensamma ursprung. Den genomsnittliga densiteten av solens materia är 1,4 g/cm3.

Hur solen studeras

Solen är "" med många lager som har olika sammansättning och densitet, olika processer äger rum i dem. Det är omöjligt att observera en stjärna i det spektrum som är bekant för det mänskliga ögat, men nu har teleskop, radioteleskop och andra instrument som upptäcker solens ultravioletta, infraröda och röntgenstrålning skapats. Från jorden är den mest effektiva observationen under solförmörkelse. Under denna korta period studerar astronomer runt om i världen koronan, prominenser, kromosfären och olika fenomen som förekommer på den enda stjärnan som är tillgänglig för en sådan detaljerad studie.

Solens struktur

Koronan är solens yttre skal. Den har en mycket låg densitet, på grund av detta är den endast synlig under en förmörkelse. Tjockleken på den yttre atmosfären är ojämn, så då och då uppstår hål i den. Genom dessa hål rusar solvinden ut i rymden med en hastighet av 300-1200 m / s - ett kraftfullt flöde av energi, som på jorden orsakar norrsken och magnetiska stormar.

Kromosfären är ett lager av gaser som når en tjocklek av 16 tusen km. Det finns en konvektion av heta gaser i den, som, från ytan av det nedre lagret (fotosfär), åter faller tillbaka. Det är de som "bränner igenom" koronan och bildar solvindströmmar upp till 150 tusen km långa.

Fotosfären är ett tätt, ogenomskinligt skikt 500–1 500 km tjockt, där de kraftigaste eldstormarna upp till 1 000 km i diameter förekommer. Temperaturen på gaserna i fotosfären är 6 000 °C. De absorberar energi från det underliggande lagret och frigör den i form av värme och ljus. Fotosfärens struktur liknar granuler. Avbrott i lagret uppfattas som fläckar på solen.

Den konvektiva zonen med en tjocklek på 125-200 tusen km är solskalet, där gaser ständigt utbyter energi med strålningszonen, värms upp, stiger till fotosfären och, kyls ner, sjunker igen för en ny del energi.

Strålningszonen har en tjocklek på 500 tusen km och en mycket hög densitet. Här bombarderas materia med gammastrålar, som omvandlas till mindre radioaktiva ultravioletta (UV) och röntgenstrålar (X).

Skorpan, eller kärnan, är "solpannan", där proton-proton termonukleära reaktioner ständigt inträffar, tack vare vilka stjärnan får energi. Väteatomer omvandlas till helium vid en temperatur på 14 x 10 °C. Här är titantrycket en biljon kg per kubikcm. Varje sekund omvandlas här 4,26 miljoner ton väte till helium.

Studien av solen utfördes av många rymdfarkoster av vilka det finns cirka tvåhundra (194), men det fanns också specialiserade sådana, dessa är:
De första rymdfarkosterna som konstruerades för att observera solen var NASA:s Pioneer-satelliter 5-9, uppskjutna mellan 1960 och 1968. Dessa satelliter kretsade runt solen nära jordens omloppsbana och gjorde de första detaljerade mätningarna av solvindens parametrar.
Orbital solar sbservatory("OSO") - en serie amerikanska satelliter som lanserades under perioden 1962-1975 för att studera solen, särskilt i ultravioletta och röntgenvåglängder.
Rymdfarkosten "Helios-1"- den västtyska AMS lanserades den 10 december 1974, designad för att studera solvinden, det interplanetära magnetfältet, kosmisk strålning, zodiakalljus, meteorpartiklar och radiobrus i det cirkumsolära rymden, samt att utföra experiment för att registrera förutspådda fenomen allmän teori relativitet. 1976-01-15 Västtysk rymdfarkost skjuts upp i omloppsbana Helios-2". 1976-04-17 "Helios-2" (Helios) närmade sig solen för första gången på ett avstånd av 0,29 AU (43,432 miljoner km). Speciellt registrerades magnetiska chockvågor i intervallet 100 - 2200 Hz, liksom uppkomsten av lätta heliumkärnor under solutbrott, vilket indikerar termonukleära processer med hög energi i solkromosfären. En annan intressant observation som gjorts av detta program är att den rumsliga tätheten för små meteoriter nära solen är femton gånger högre än nära jorden. Nådde rekordhastighet för första gången vid 66,7 km/s, rör sig med 12g.
1973 togs rymdsolobservatoriet (Apollo Telescope Mount) på rymdstationen i drift. skylab. Med hjälp av detta observatorium gjordes de första observationerna av solövergångsregionen och ultraviolett strålning av solkoronan i dynamiskt läge. Den upptäckte också "koronala massutbrott" och koronala hål, som nu är kända för att vara nära besläktade med solvinden.
Solar Peak Satellit("SMM") - amerikansk satellit ( Solar Maximum Mission- SMM), som lanserades den 14 februari 1980 för observationer av ultraviolett, röntgen och gammastrålning från solflammor under en period med hög solaktivitet. Men bara några månader efter lanseringen fick ett elektronikfel att sonden gick in i passivt läge. År 1984 rymdexpedition STS-41C på skytteln Challenger rensade sondens felfunktion och startade den igen i omloppsbana. Därefter, innan den trädde in i atmosfären i juni 1989, tog enheten tusentals bilder av solkoronan. Hans mätningar hjälpte också till att ta reda på att styrkan hos solens totala strålning under ett och ett halvt år av observationer endast förändrades med 0,01 % under perioden med maximal solaktivitet.
japanska rymdfarkoster Yohkoh(Yoko, "Sunshine"), som lanserades 1991, utförde observationer av solstrålning i röntgenområdet. Datan han fick hjälpte forskare att identifiera flera olika typer solutbrott och visade att koronan, även långt från områden med maximal aktivitet, är mycket mer dynamisk än vad man allmänt trodde. Yohkoh fungerade under en hel solcykel och gick in i ett passivt läge under solförmörkelsen 2001 när han förlorade sin inriktning mot solen. 2005 kom satelliten in i atmosfären och förstördes.
Solsonden "Ulysses" - Den europeiska automatiska stationen lanserades den 6 oktober 1990 för att mäta parametrarna för solvinden, magnetfältet utanför ekliptikplanet och för att studera heliosfärens polära områden. Han skannade solens ekvatorialplan upp till jordens omloppsbana. Han var den förste som i radiovågsområdet registrerade spiralformen av solens magnetfält, divergerande som en solfjäder. Han slog fast att styrkan på solens magnetfält ökar med tiden och har ökat 2,3 gånger under de senaste 100 åren. Detta är den enda rymdfarkost som rör sig vinkelrätt mot ekliptikans plan i en heliocentrisk bana. Den flög i mitten av 1995 över Solens sydpol med sin minimala aktivitet, och den 27 november 2000 flög den för andra gången och nådde en maximal latitud på södra halvklotet på -80,1 grader. 1998-04-17 AS " Ulysses " avslutade sin första bana runt solen. 7 februari 2007 sond Ulysses "övervann" milstolpe under sitt uppdrag - för tredje gången under flygningen passerade han den 80:e graden sydlig latitud på solens yta. Denna passage längs banan över vår stjärnas polarområde började i november 2006 och blev den tredje i den sextonåriga historien av sondens operation. En gång vart 6,2 år gör den en bana runt vår stjärna och passerar under varje varv över solens polarområden. Under flygningen fick forskarna mycket ny vetenskaplig information. Under sådana överflygningar går satelliten först runt solens sydpol och sedan den norra. Ulysses bekräftade förekomsten av en snabb solvind från solpolerna på cirka 750 km/s, vilket är mindre än väntat.
Satellit för studier av solvinden" Vind" - Amerikansk forskningsapparat, lanserad den 1 november 1994 i omloppsbana med följande parametrar: orbital lutning - 28,76º; T=20673,75 min; P=187 km.; A=486099 km. Den 19 augusti 2000 gjorde han den 32:a förbiflygningen nära månen. Med hjälp av rymdfarkosten WIND kunde forskare göra sällsynta direkta observationer av den magnetiska återkopplingen som gör att solens magnetfält, som leds av solvinden, kan kopplas till jordens magnetfält, samtidigt som plasma och energi från solen släpps in i jordiska rymden som orsakar norrsken och magnetiska stormar.
Solar and Heliospheric Observatory ("SOHO") - Vetenskaps- och forskningssatellit (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), uppskjuten av European Space Agency den 2 december 1995 med en förväntad livslängd på cirka två år. Den sattes i omloppsbana runt solen vid en av Lagrangepunkterna (L1), där jordens och solens gravitationskrafter är balanserade. Tolv instrument ombord på satelliten är designade för att studera solatmosfären (särskilt dess uppvärmning), soloscillationer, processerna för att avlägsna solmateria i rymden, solens struktur, såväl som processer i dess djup. Genomför konstant fotografering av solen. Den 4 februari 2000 firade solobservatoriet "SOHO" sin årsdag. En av bilderna tagna av "SOHO" upptäckte en ny komet, som blev den 100:e in meritlista observatorium, och upptäckte i juni 2003 den 500:e kometen. Den 15 januari 2005 upptäcktes den 900:e svansvandraren. Och jubileet, 1000:e, invigdes den 5 augusti 2005. Den 25 juni 2008, med hjälp av data från SOHOs solobservatorium, upptäcktes "årsdagen", den 1500:e kometen.
Ständiga observationer med SOHO-observatoriet har visat att supergranuler rör sig genom solytan snabbare än solen roterar. I januari 2003 lyckades en grupp forskare under ledning av Laurent Gison från Stanford University förklara detta mystiska fenomen. Supergranulering är ett aktivitetsmönster som rör sig i vågor över solytan. Detta fenomen kan jämföras med "vågrörelsen" på läktaren på stadion, när var och en av fansen som sitter en efter en reser sig från sin plats på en kort tid, och sätter sig sedan ner, men rör sig varken till höger eller vänster, medan det för betraktaren från sidan skapas en illusion av en våg som löper längs med podiet. Liknande vågor skapas av stigande och fallande supergranulat. Vågorna utbreder sig i alla riktningar över solytan, men av någon anledning är de starkare (har en större amplitud) i solrotationsriktningen. Eftersom dessa vågor sticker ut mest skapas illusionen att de rör sig snabbare än solens rotationshastighet. Det är ganska svårt att göra ett antagande om den fysiska orsaken till detta fenomen, men det är troligt att rotationen i sig är källan till supergranuleringsvågorna.
Videor baserade på nya observationer som överförts av rymdfarkosten TRACE har gjort det möjligt för astronomer att se ljusa fläckar av plasma springa upp och ner i koronalslingorna. Data som erhållits från SOHO bekräftade att dessa inneslutningar rör sig i en enorm hastighet och ledde till slutsatsen att koronalslingor inte är statiska strukturer fyllda med plasma, utan snarare dess ultrahastighetsströmmar som "skjuter ut" från solytan och "stänk" mellan strukturerna i koronan.
Satellit för studien av solkoronan "TRACE (Transition Region & Coronal Explorer)" lanserades den 2 april 1998 i omloppsbana med följande parametrar: banor - 97,8 grader; T=96,8 minuter; P=602 km.; A=652 km.
Uppgiften är att utforska övergångsområdet mellan koronan och fotosfären med hjälp av ett 30-cm ultraviolett teleskop. Studien av slingorna visade att de består av ett antal enskilda slingor kopplade till varandra. Gasslingorna värms upp och stiger längs magnetfältslinjerna till en höjd av upp till 480 000 km, kyls sedan ner och faller tillbaka med en hastighet av mer än 100 km/s.
Den 31 juli 2001, det rysk-ukrainska observatoriet " Koronas-F» att observera solaktivitet och studera sol-markförhållanden. Satelliten befinner sig i en omloppsbana nära jorden med en höjd på cirka 500 km och en lutning på 83 grader. Dess vetenskapliga komplex inkluderar 15 instrument som observerar solen i hela det elektromagnetiska spektrumet - från optik till gamma.
Under observationsperioden registrerade CORONAS-F-instrumenten de mest kraftfulla solflossarna och deras inverkan på rymden nära jorden, en enorm mängd röntgensolspektra och bilder av solen, nya data om flöden av solens kosmiska strålar och ultraviolett solstrålning erhölls. /fler nyheter från 2004-09-17/.
Satellit "Genesis" lanserades den 8 augusti 2001 för att studera solvinden. Den 3 december 2001 lämnade den amerikanska forskningssonden vid L1-libreringspunkten och började samla in solvinden. Totalt samlade Genesis från 10 till 20 mikrogram solvindelement - och detta är vikten av flera saltkorn - av intresse för forskare. Men den 8 september 2004 landade Genesis väldigt hårt (kraschade med en hastighet av 300 km/h) i Utahs öken (fallskärmar öppnades inte). Men forskare lyckades extrahera resterna av solvinden från vraket för studier.
Den 22 september 2006, solobservatoriet HINODE (Solar-B, hinode). Observatoriet skapades vid det japanska ISAS-institutet, där Yohkoh Observatory (Solar-A) utvecklades, och är utrustat med tre instrument: SOT - ett optiskt solteleskop, XRT - ett röntgenteleskop och EIS - en ultraviolett avbildningsspektrometer . HINODEs huvuduppgift är att studera aktiva processer i solkoronan och fastställa deras samband med strukturen och dynamiken i solmagnetfältet.
I oktober 2006 lanserades solobservatoriet STEREO. Den består av två identiska rymdfarkoster i sådana banor att en av dem gradvis kommer att släpa efter jorden och den andra kommer att köra om den. Detta kommer att göra det möjligt att använda dem för att få stereobilder av solen och sådana solfenomen som koronala massutbrott.

Den stjärna som ligger närmast oss är naturligtvis solen. Enligt kosmiska parametrar är avståndet från jorden till det ganska litet: från solen till jorden färdas solljus bara 8 minuter.

Solen är inte en vanlig gul dvärg, som man tidigare trott. Detta är den centrala kroppen i solsystemet, runt vilken planeterna kretsar, med ett stort antal tunga element. Detta är en stjärna som bildats efter flera supernovaexplosioner, runt vilka ett planetsystem bildades. På grund av läget, nära idealiska förhållanden, uppstod liv på den tredje planeten Jorden. Solen är redan fem miljarder år gammal. Men låt oss se varför det lyser? Vad är solens struktur och vilka egenskaper har den? Vad väntar honom i framtiden? Hur betydande är dess inverkan på jorden och dess invånare? Solen är stjärnan runt vilken alla 9 planeterna i solsystemet kretsar, inklusive vår. 1 a.u. (astronomisk enhet) = 150 miljoner km - detsamma är medelavståndet från jorden till solen. Solsystemet omfattar nio stora planeter, ett hundratal satelliter, många kometer, tiotusentals asteroider (mindre planeter), meteoroider och interplanetär gas och stoft. I centrum av allt detta är vår sol.

Solen har sken i miljontals år, vilket bekräftas av moderna biologiska studier som erhållits från resterna av blågröna blåalger. Ändra temperaturen på solens yta med minst 10 %, och på jorden skulle allt liv dö. Därför är det bra att vår stjärna jämnt utstrålar den energi som krävs för välståndet för mänskligheten och andra varelser på jorden. I världens folks religioner och myter har solen alltid ockuperat huvudplatsen. Nästan alla antikens folk, solen var den viktigaste gudomen: Helios - bland de gamla grekerna, Ra - de gamla egyptiernas solgud och Yarilo bland slaverna. Solen gav värme, skörd, alla vördade den, för utan den skulle det inte finnas något liv på jorden. Storleken på solen är imponerande. Till exempel är solens massa 330 000 gånger jordens massa och dess radie är 109 gånger större. Men densiteten hos vår stjärnkropp är liten - 1,4 gånger större än vattentätheten. Rörelsen av fläckar på ytan uppmärksammades av Galileo Galilei själv, vilket bevisade att solen inte står stilla utan roterar.

solens konvektiva zon

Den radioaktiva zonen är cirka 2/3 av solens innerdiameter, och radien är cirka 140 tusen km. När fotoner rör sig bort från centrum förlorar de sin energi under påverkan av kollisionen. Detta fenomen kallas för konvektionsfenomenet. Detta liknar processen som äger rum i en kokande vattenkokare: energin som kommer från värmeelementet är mycket större än den mängd värme som avlägsnas genom ledning. Varmvatten som är nära elden stiger, medan kallare vatten sjunker. Denna process kallas konvention. Innebörden av konvektion är att en tätare gas fördelas över ytan, kyls och återigen går till centrum. Blandningsprocessen i solens konvektiva zon är kontinuerlig. När du tittar genom ett teleskop på solens yta kan du se dess granulära struktur - granuleringar. Känslan är att den består av granulat! Detta beror på att konvektion sker under fotosfären.

fotosfär av solen

Ett tunt lager (400 km) - solens fotosfär, ligger direkt bakom konvektiv zon och representerar den "verkliga solytan" som är synlig från jorden. För första gången fotograferades granulerna på fotosfären av fransmannen Janssen 1885. En medelgranul har en storlek på 1000 km, rör sig med en hastighet av 1 km/sek och existerar i cirka 15 minuter. Mörka formationer på fotosfären kan observeras i ekvatordelen, och sedan skiftar de. De starkaste magnetfälten är ett kännetecken för sådana fläckar. A mörk färg erhålls på grund av den lägre temperaturen i förhållande till den omgivande fotosfären.

Solens kromosfär

Solkromosfären (färgad sfär) är ett tätt lager (10 000 km) av solatmosfären, som ligger direkt bakom fotosfären. Det är ganska problematiskt att observera kromosfären, på grund av dess nära läge till fotosfären. Det syns bäst när Månen stänger fotosfären, d.v.s. under solförmörkelser.

Solprominenser är enorma utsläpp av väte som liknar glödande långa filament. Prominenser stiger till stora avstånd, når solens diameter (1,4 miljoner km), rör sig med en hastighet av cirka 300 km/sek och temperaturen når samtidigt 10 000 grader.

Solkoronan är de yttre och utsträckta lagren av solens atmosfär, som har sitt ursprung ovanför kromosfären. Längden på solkoronan är mycket lång och når flera soldiametrar. På frågan om exakt var det slutar har forskarna ännu inte fått något definitivt svar.

Sammansättningen av solkoronan är ett försålt, starkt joniserat plasma. Den innehåller tunga joner, elektroner med en kärna av helium och protoner. Koronans temperatur når från 1 till 2 miljoner grader K, i förhållande till solens yta.

solig vind- detta är ett kontinuerligt utflöde av materia (plasma) från det yttre skalet av solatmosfären. Den består av protoner, atomkärnor och elektroner. Solvindens hastighet kan variera från 300 km/sek till 1500 km/sek, i enlighet med de processer som äger rum på solen. Solvinden sprider sig i hela solsystemet och, i samverkan med jordens magnetfält, orsakar olika fenomen, varav ett är norrskenet.

Solens egenskaper

Solens massa: 2∙1030 kg (332 946 jordmassor)
Diameter: 1 392 000 km
Radie: 696 000 km
Medeldensitet: 1 400 kg/m3
Axiell lutning: 7,25° (relativt till ekliptikans plan)
Yttemperatur: 5 780 K
Temperatur i solens mitt: 15 miljoner grader
Spektralklass: G2 V
Genomsnittligt avstånd från jorden: 150 miljoner km
Ålder: 5 miljarder år
Rotationsperiod: 25.380 dagar
Ljusstyrka: 3,86∙1026W
Skenbar magnitud: 26,75m

Förr eller senare ställer varje jordbo denna fråga, eftersom vår planets existens beror på solen, det är dess inflytande som bestämmer alla de viktigaste processerna på jorden. Solen är en stjärna.


Det finns ett antal kriterier enligt vilka en himlakropp kan klassificeras som planeter eller stjärnor, och solen motsvarar just de egenskaper som är inneboende i stjärnor.

Stjärnornas huvudsakliga egenskaper

För det första skiljer sig en stjärna från en planet i sin förmåga att utstråla värme och ljus. Planeter å andra sidan reflekterar bara ljus och är i huvudsak mörka himlakroppar. Yttemperaturen på en stjärna är mycket högre än yttemperaturen.

medeltemperatur Stjärnans yta kan ligga i intervallet från 2 tusen till 40 tusen grader, och ju närmare stjärnans kärna, desto högre är denna temperatur. Nära centrum av en stjärna kan den nå miljontals grader. Temperaturen på solens yta är 5,5 tusen grader Celsius, och inuti kärnan når den 15 miljoner grader.

Stjärnor, till skillnad från planeter, har inga banor, medan vilken planet som helst rör sig i sin omloppsbana i förhållande till armaturen som bildar systemet. I solsystem alla planeter, deras satelliter, meteoriter, kometer, asteroider och kosmiskt stoft rör sig runt solen. Solen är den enda stjärnan i solsystemet.


Varje stjärna med sin massa överstiger även den största planeten. Solen står för nästan hela solsystemets massa - stjärnans massa är 99,86 % av den totala volymen.

Solens diameter vid ekvatorn är 1 miljon 392 tusen kilometer, vilket är 109 gånger jordens ekvatordiameter. Och solens massa är ungefär 332 950 gånger massan på vår planet - den är 2x10 till 27:e potensen av ton.

Stjärnor består mestadels av lätta element, till skillnad från planeter, som är uppbyggda av fasta och lätta partiklar. Solen är 73 viktprocent och 92 volymprocent väte, 25 viktprocent och 7 volymprocent är helium. En mycket liten andel (cirka 1%) står för en obetydlig mängd andra grundämnen - dessa är nickel, järn, syre, kväve, svavel, kisel, magnesium, kalcium, kol och krom.

Annan signum stjärnor är kärn- eller termonukleära reaktioner som sker på dess yta. Det är dessa reaktioner som sker på solens yta: vissa ämnen omvandlas snabbt till andra med frigörandet av en stor mängd värme och ljus.

Det är produkterna av termonukleära reaktioner som sker på solen som ger jorden det nödvändiga för det. Men på planeternas yta observeras inte sådana reaktioner.

Planeter har ofta satelliter, vissa himlakroppar har till och med flera. En stjärna kan inte ha satelliter. Även om det också finns planeter utan satelliter, kan därför detta tecken betraktas som indirekt: frånvaron av en satellit är ännu inte en indikator på att en himlakropp är en stjärna. För att göra detta måste det finnas andra listade tecken.

Solen är en typisk stjärna

Så mitten av vårt solsystem - solen - är en klassisk stjärna: den är mycket större och tyngre än till och med de största planeterna, 99% består av lätta element, avger värme och ljus under termonukleära reaktioner som sker på dess yta. Solen har ingen bana och satelliter, men åtta planeter och andra kretsar runt den. himlakroppar ingår i solsystemet.

Solen för en person som observerar den från jorden är inte en liten punkt, som andra stjärnor. Vi ser solen som en stor ljus skiva eftersom den är tillräckligt nära jorden.

Om solen, som andra stjärnor som är synliga på natthimlen, rörde sig bort från vår planet i biljoner kilometer, skulle vi se den som samma lilla stjärna som vi nu ser andra stjärnor. På rymdens skala anses avståndet mellan jorden och solen - 149 miljoner kilometer - inte vara stort.

Enligt vetenskaplig klassificering tillhör solen kategorin gula dvärgar. Dess ålder är cirka fem miljarder år, och den lyser med ett starkt och jämnt gult ljus. Varför solens ljus? Detta beror på dess temperatur. För att förstå hur färgen på stjärnor bildas kan vi komma ihåg exemplet med glödhett järn: först blir det rött, sedan får det en orange ton, sedan gult.


Om järn kunde värmas ytterligare skulle det bli vitt och sedan blått. Blå stjärnor är de hetaste: temperaturen på deras yta är mer än 33 tusen grader.

Solen tillhör kategorin gula stjärnor. Intressant nog, inom sjutton ljusår, där ett femtiotal stjärnsystem finns, är solen den fjärde ljusaste stjärnan.

Solen, solsystemets centrala kropp, är en het boll av gas. Den är 750 gånger mer massiv än alla andra kroppar i solsystemet tillsammans. Det är därför allt i solsystemet grovt sett kan anses kretsa kring solen. Solen väger upp jorden mer än 330 000 gånger. En kedja av 109 planeter som vår skulle kunna placeras på soldiametern. Solen är den stjärna som ligger närmast jorden och den enda stjärnan vars skiva är synlig för blotta ögat. Alla andra stjärnor som är ljusår ifrån oss, även när de ses genom de mest kraftfulla teleskopen, avslöjar inga detaljer om sina ytor. Ljus från solen når oss på 8 och en tredje minut.

Solen rusar i riktning mot stjärnbilden Herkules i en bana runt mitten av vår galax och övervinner mer än 200 km varje sekund. Solen och galaxens centrum är åtskilda av en avgrund på 25 000 ljusår. En liknande avgrund ligger mellan solen och galaxens utkant. Vår stjärna ligger nära det galaktiska planet, inte långt från gränsen till en av spiralarmarna.

Storleken på solen (1392 000 km i diameter) är mycket stor med jordens mått mätt, men astronomer kallar den samtidigt en gul dvärg - i stjärnornas värld sticker solen inte ut i något speciellt. Dock i senaste åren, det finns fler och fler argument för att vår sol är ovanlig. I synnerhet sänder solen ut mindre ultraviolett strålning än andra stjärnor av samma typ. Solen har mer massa än liknande stjärnor. Dessutom ses dessa mycket lika stjärnor som solen i inkonstans, de ändrar sin ljusstyrka, det vill säga de är variabla stjärnor. Solen ändrar inte sin ljusstyrka märkbart. Allt detta är inte en anledning till stolthet, utan grunden för mer detaljerad forskning och seriösa kontroller.

Solens strålningseffekt är 3,8 * 1020 MW. Endast omkring en halv miljarddel av solens totala energi når jorden. Föreställ dig en situation där 15 standardlägenheter på 45 kvm. svämmade över till taket med vatten. Om denna mängd vatten är hela solens produktion, kommer jorden att ha mindre än en tesked. Men det är tack vare denna energi som vattnets kretslopp uppstår på jorden, vindar blåser, livet har utvecklats och utvecklas. All energi gömd i fossila bränslen (olja, kol, torv, gas) är också ursprungligen solens energi.

Solen strålar ut sin energi i alla våglängder. Men på ett annat sätt. 48 % av strålningsenergin finns i den synliga delen av spektrumet, och maxvärdet motsvarar den gulgröna färgen. Cirka 45 % av den energi som solen förlorar förs bort av infraröda strålar. Gammastrålar, röntgenstrålar, ultraviolett och radiostrålning står för endast 8 %. Men solens strålning i dessa områden är så stark att den är mycket märkbar på avstånd till och med hundratals solradier. Magnetosfären och jordens atmosfär skyddar oss från solstrålningens skadliga effekter.

De viktigaste egenskaperna hos solen