Огляди - Огляди 2012

Солнце, центральное тело солнечной системы, представляет собой раскалённый плазменный шар; Солнце - ближайшая к Земле звезда. Масса Солнца 1,990х1030 кг (в 332958 раз больше массы Земли). В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс равен 8,794» (4,263х10-5 радиан) . Расстояние от Земли до Солнца меняется от 1,4710х1011 м (в январе) до 1,5210х1011 (в июле) , составляя в среднем 1,4960х1011 м. Это расстояние принято считать одной астрономической единицей. Средний угловой диаметр Солнца составляет 1919,26» (9,305х10-3 рад) , чему соответствует линейный диаметр Солнца, равный 1,392х109м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли) . Средняя плотность Солнца 1,41х103кг/м3. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца составляет 273,98 м/сек2. Вторая космическая скорость на поверхности Солнца равна 6,18х105 м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца, определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному излучению Солнца равна 5770 К.

История телескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений, выполненных Г. Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, определён период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие методов данте божественная спектрального анализа позволило изучить физические условия на Солнце. В 1814 году Й. Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре Солнца - это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836 года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнаружению короны и хромосферы Солнца, а также солнечный протуберанцев. В 1913 году американский астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б. Эдлен и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями высокоионизированных элементов, доказав этим высокую температуру в солнечной короне. В 1931 году Б. Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В начале 40-х годов XX века было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца ведётся методами внеатмосферной астрономии с помощью ракет, автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, космических лабораторий с людьми на борту.

Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7ш15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике) . Скорость вращения определяется по видимому движению различных деталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. Положение различных деталей на поверхности Солнца определяется с помощью гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска Солнца или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так называемого меридиана Каррингтона) . При этом считают, что Солнце вращается как твёрдое тело. Один оборот относительно Земли точки с гелиографической широтой 17ш совершают за 27,275 суток (синодический период) . Время оборота на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический период) - 25,38 суток. Угловая скорость вращения я7f для сидерического вращения изменяется с www.papag.net гелиографической широтой я7w по закону: я7w=14,33ш-3шsin2я7f в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца - около 2000 м/сек.

Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74, абсолютная визуальная звёздная величина Mv равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра MB-MV=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7х103 м/сек. Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра. Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200 миллионов лет. Возраст Солнца около 5х109 лет.