ВЪВЕДЕНИЕ

Слънцето е най-близката до нас звезда. От нея зависи животът на хората на Земята. Поради това е и най-изучаваната още от древни времена. И въпреки това все още има редица въпроси, които не са намерили отговор от науката. В тази част ще се запознаем с основните физически характеристики на Слънцето, с неговия строеж и проявления на активността му, които влияят на живота на Земята.

Слънцето като звезда: еволюция на слънцето

Слънцето е най-близката до нас звезда. То се намира на разстояние приблизително 149 600 000 km, което в астрономията се приема за единица мярка за разстояние – 1 AU. Светлината изминава това разстояние за 8 минути, т.е. ако на Слънцето се случи някакво събитие ние ще го видим след 8 мин. Масата на Слънцето е равна на 330 000 земни маси, а радиусът му е около 110 пъти по-голям от Земята.

Слънцето не се върти като твърдо тяло – най-бързо се върти областта около слънчевия екватор (за около 25 денонощия), а най-бавно – областите около полюсите (за около 30 денонощия). Такова въртене се нарича диференциално въртене и се дължи на факта, че Слънцето е газово кълбо, а не твърдо тяло. Структурата на Слънцето е следната: ядро, зона на лъчисто пренасяне на енергията, конвективна зона, слънчева атмосфера.

Ядро, зона на лъчисто пренасяне

В ядрото на Слънцето, което е около 25% от общия радиус условията са екстремални: температурата достига 15.6 милиона градуса по Келвин, а налягането е около 250 милиарда атмосфери. В ядрото протичат термоядрените реакции, които поддържат Слънцето да свети и поддържат живота на Земята. Над ядрото се намира зоната на лъчисто пренасяне на енергията, която достига до 75% от слънчевия радиус. В тази зона енергията, произведена в ядрото на Слънцето се пренася към повърхността на Слънцето посредством лъчението.

Конвективна зона

След тази зона следва конвективната зона, където енергията се пренася посредством конвекция на веществото. Конвекцията представлява процес на смесване на по- горещи с по-студени слоеве вещество. В резултат горещият газ се издига нагоре до повърхността и се охлажда. Така той става по-плътен и потъва отново надолу, където се нагрява отново. Процесът много напомня кипенето на водата в чайник. По този начин се пренася енергия от по-горещите вътрешни слоеве към по-хладните външни слоеве на Слънцето, като времето за издигане на една т.нар. конвективна клетка до повърхността е няколко десетки години.

Слънчева атмосфера

Над конвективната зона се намира слънчевата атмосфера.Тя се дели на няколко слоя: фотосфера, хромосфера, корона. Това, което виждаме от Слънцето във видимата област на спектъра е фотосферата. Температурата ѝ е около 5 800 К и като цяло е най-студената част от Слънцето. Рамерът ѝ е много малък – само около 300 km. Фотосферата се състои от гранули със среден размер от около 1 000 - 2 000 km, които непрекъснато се появяват и изчезват за време от 5 - 10 минути.

Те са резултат от конвективните процеси, които протичат под фотосферата, в областта на конвективната зона. Най-характерната особеност на фотосферата са слънчевите петна. Това са ясно разграничени тъмни области във фотосферата с температура по-ниска от околността им от около 1000 К (на Фиг. 10 се вижда гранулацията и слънчевите петна). В областта на слънчевите петна магнитното поле на Слънцето е много силно – около 1000 G (средното ефективно магнитно поле на Слънцето е 1G). Петната обикновено се появяват на групи.

Над фотосферата е разположена слънчевата хромосфера, където газът е по- разреден и по-прозрачен. Хромосферата е с размер от около 10 000 - 15 000 km, а плътността ѝ е хиляди пъти по-малка от тази във фотосферата. Температурата нараства рязко с височината, което се дължи на магнитното поле и лъчението, идващо от конвективната зона. В хромосферата възникват плазмени избухвания, при които взривно се изхвърля огромно количество вещество и енергия. Тези явления се наричат хромосферни слънчеви избухвания и могат да повлияят магнитното поле на Земята, предизвиквайки срив в електропреносните мрежи. 

Без видима граница след хромосферата следва слънчевата корона, която се простира на разстояние от десетки слънчеви радиуси, преминавайки в междупланетната среда. Най-впечатляващите образувания в слънчевата корона са протуберансите (на Фиг. 11 може да се види протуберанс в горната дясна част на слънчевия диск). Това са огромни дъгообразни плазмени образования с температури от около 20 000 К, които се издигат високо над слънчевата хромосфера на височини над 40 000 km. Протуберансите се образуват в области със силно магнитно поле над областите на слънчевите петна. Температурата на короната е много висока – от порядъка на милиони градуси и скоростта на частиците е много висока. В резултат гравитационното поле на Слънцето не може да ги удържи и те напускат Слънцето със скорости от порядъка на няколкостотин до хиляда километра. Тази външна част от короната се нарича слънчев вятър.

Еволюция на Слънцето

Еволюцията на Слънцето представлява особен интерес тъй като то е единствената звезда, за която са известни основните физически параметри – точните радиус, маса, светимост и температура. Химическият състав също е известен с надеждна точност. Какъв е жизненият път на нашето Слънце? Както другите звезди то се е зародило в облак от прах и газ. След гравитационния колапс е станало протозвезда и с увеличаване на температурата в ядрото му са се запалили термоядрените реакции, превръщайки го в звезда. След този момент е започнал стадият на Главната последователност, където Слънцето се намира сега. То ще престои още около милиард години там и след това ще започне да увеличава светимостта си, напускайки Главната последователност и придвижвайки се нагоре от Главната последователност към областта на червените гиганти. Това ще се случи поради изчерпване на водорода в ядрото му. Радиусът му ще се увеличи, а оттам и светимостта му. Според разчетите Слънцето ще се превърне в червен гигант след около 5 милиарда години. В този етап размерът му вече ще е достигнал орбитата на Марс и Земята ще е погълната от него, унищожавайки живота на Земята. След стадия на червен гигант следват последните стадии от живота на Слънцето – раждането на планетарната мъглявина и след около 7.5 милиарда години накрая ще завърши живота си като бяло джудже.