Солнце. Основные характеристики В. В. Орлёнок, доктор геолого-минералогических наук
    Солнце относится к классу небольших звезд, достаточно далеко проэволюционировавших в своем развитии. Возникло оно около 5 млрд. лет назад и в настоящее время имеет массу (2,1033 г, радиус - 696000 км, среднюю плотность вещества - 1,41 г/см3, ускорение силы тяжести на поверхности - 274 м/с2.
    Видимый бело-желтый диск Солнца - это его фотосфера, представляющая горячую плазменную атмосферу звезды с температурой поверхности 6000 К (напомним, что К - термодинамическая температура Кельвина. Нормальная температура 0°С = 273 К. Величина -273,16°С называется абсолютным нулем температуры).
    В Солнце сосредоточено более 99% всей массы Солнечной системы. Угловая скорость вращения Солнца, наблюдаемая по фотосфере, убывает по мере удаления от экватора. Период вращения на экваторе равен 25 суткам, вблизи полюсов - 30 суткам. Линейная скорость вращения на экваторе близка 2 км/с, т. е. много медленнее скорости вращения Земли и других планет, но происходит в том же направлении. Все это подтверждает предположение, что мы наблюдаем вращение плазменной атмосферы и что внутреннее твердое тело звезды может вращаться с иной скоростью. Напомним, что плазмой называется газ, значительная часть атомов которого находится в ионизированном состоянии.
    Солнце является мощным источником тепловой, электромагнитной и гравитационной энергии. Эта энергия равномерно рассеивается в космическое пространство и на долю Земли и планет приходится лишь малая ее часть.
    В оптическом диапазоне спектра Земля, например, получает 1,96 кал/см2(мин, или 1,37(103 Вт/м2. Эта величина называется солнечной постоянной. Она меняется в зависимости от гелиоцентрического расстояния и сильно меняется от планеты к планете.
    Полная светимость Солнца определяется из выражения:
    Вт, (I.30)
    где a = 149,6(106 м; 4?а2 - площадь поверхности сферы радиусом в 1 а. е.
    Каждый квадратный метр звезды излучает энергии в секунду
    Вт/м2, (I.31)
    т. е. в 10000 раз больше, чем получает вся Земля за одну минуту.
    Спектр излучения Солнца лежит в широком диапазоне частот и длин волн (рис. 4) - от радиоизлучения (метровые волны) до гамма-излучения (длина волны ? менее 10-12 м). Как видно из рисунка, максимум энергии излучения приходится на оптическую и инфракрасную части спектра. Крайнюю левую часть спектра занимают волны жесткого ультрафиолетового и рентгеновского излучения, крайнюю правую - радиоизлучения.
    Поскольку интенсивность излучения зависит только от изменения температуры с глубиной, то по наблюдениям интенсивности выходящего от звезды излучения можно составить представление об изменении температуры в ее недрах. Максимальная температура Солнца - 6150 К - наблюдается в зеленой части спектра (? = 5000). Напомним, что 1 Ангстрем = 10-10 м. В красном (? = 6400 - 7600) и фиолетовом (? = 3900 - 4500) частях спектра температура близка 5800 К. В ультрафиолетовом диапазоне (? = 1000) температура уменьшается до 4500 К, а в радиодиапазоне на ? = 1 м возрастает до 106 К.
    Столь различные температуры не могут исходить только из одной фотосферы, ибо физические условия на ней довольно однородны. В целом на долю светового излучения Солнца приходится 81% энергии, на долю теплового - около 18%, а на долю ультрафиолетового - менее 1%. ............