Текст книги "Новейший справочник уникальных фактов в вопросах и ответах"

Автор книги: Анатолий Кондрашов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 2 (всего у книги 24 страниц) [доступный отрывок для чтения: 9 страниц]

Какая звезда ночного неба самая яркая?

Самая яркая звезда земного ночного неба – Альфа Большого Пса, более известная как Сириус (по-гречески – сверкающая). Расположенный от нас на расстоянии 8,6 светового года (одна из самых близких к нам звезд, седьмая в порядке удаленности от Солнца), Сириус имеет видимую звездную величину минус 1,46. Диаметр Сириуса почти вдвое больше солнечного, масса его равна 2,35 массы нашей звезды, температура на его поверхности составляет около 10 тысяч градусов (на видимой поверхности Солнца она равна приблизительно 6000 кельвинов). При этом светимость Сириуса в 24 раза превосходит солнечную. Из-за относительной близости Сириуса к нам его перемещение по небесной сфере значительно заметнее, чем у других звезд: за последние две тысячи лет он сменил свое положение на небе приблизительно на 44 угловые минуты, что составляет полтора диаметра Луны в полнолуние. В своем движении в направлении луча зрения наблюдателя Сириус приближается к нам со скоростью около 8 километров в секунду. На основании замеченных «вихляний» Сириуса в его движении по небесной сфере немецкий астроном и математик Фридрих Бессель предсказал наличие у Сириуса невидимого спутника, обращающегося вместе с Сириусом вокруг общего центра масс с периодом в 50 лет. Этот прогноз Бесселя блестяще подтвердился в 1862 году в ходе испытаний нового телескопа американским оптиком Альваном Кларком. Таким образом, Сириус – двойная звезда, вторым компонентом которой является белый карлик, известный как Сириус В. Он имеет значительно меньшую светимость (8,5-я звездная величина), а потому плохо различим рядом с сиянием самого Сириуса.

Как велико расстояние до ближайшей неподвижной звезды?

Самая близкая к Солнечной системе звезда называется Проксима Кентавра (по-гречески проксима – ближайшая). Она находится на расстоянии 4,249 светового года, то есть настолько далеко, что испускаемому ею свету требуется больше четырех лет, чтобы дойти до нас (напомним, что скорость света равна 300 000 километров в секунду). Чтобы более наглядно представить себе это расстояние, обратимся к модели Солнечной системы, приведенной И. С. Шкловским в книге «Вселенная, жизнь, разум». Если представить Солнце в виде бильярдного шара диаметром 7 сантиметров, то Плутон (его диаметр в этом случае составит около 0,1 миллиметра) будет удален от этого шара на 300 метров, а звезда Проксима Кентавра (в этом же масштабе) – приблизительно на 2000 километров!

В чем состоит источник звездной энергии?

По современным представлениям основным источником звездной энергии служат реакции термоядерного синтеза, протекающие в недрах звезд и сопровождающиеся выделением огромного количества энергии. Главную роль здесь играет превращение водорода (самого распространенного во Вселенной элемента) в гелий. Этот процесс может идти двумя путями, первым из которых является последовательное присоединение друг к другу четырех протонов (ядер водорода) и объединение их в ядре гелия (протон-протонная реакция). Второй путь процесса термоядерного синтеза состоит в присоединении протонов к более сложным ядрам, начиная с ядра углерода, с последующим распадом образовавшегося нового сложного ядра на ядро углерода и гелия (углеродный цикл). Протон-протонная реакция играет решающую роль при температурах менее 16 миллионов градусов Кельвина; при более высоких температурах преобладает углеродный цикл. С ростом температуры до 100 миллионов кельвинов возможно выделение энергии при образовании ядер углерода непосредственно из ядер гелия (гелиевая реакция).

Какие звезды называют белыми карликами и как велика их средняя плотность?

Белые карлики представляют собой звезды с малой массой (не более 1,4 солнечной) в последней стадии эволюции. Когда такая звезда подходит к заключительному циклу термоядерных реакций, ее ядро коллапсирует под собственным весом, образуя сверхплотный объект из выродившейся материи, состоящей из «упакованных» вместе атомных ядер и электронов. Гравитационный коллапс в белых карликах не бесконечен: как и в черных дырах, его останавливает квантовый эффект, связанный с давлением, оказываемым электронами. Эти звезды характеризуются средней температурой поверхности 20–30 тысяч градусов, именно поэтому их называют не просто карликами, а белыми карликами, тогда как звезды типа Солнца (около 6000 градусов) называют желтыми. Поскольку масса белого карлика сопоставима с массой Солнца, а радиус – с радиусом Земли, то плотность его очень велика: один кубический сантиметр материи типичного белого карлика весит около тонны. Известен белый карлик (АС +70°8247), средняя плотность которого составляет 36 тонн на кубический сантиметр! Сегодня известно несколько тысяч белых карликов, которые, как полагают астрономы, составляют около 10 процентов всех звезд, но из-за низкой светимости их трудно обнаружить. Белый карлик обречен в конце концов погаснуть, медленно остывая и превращаясь в черного карлика. Похоже, что этот процесс идет настолько медленно, что с начала истории Вселенной и до сегодняшнего дня ни один черный карлик еще не образовался.

Какие звезды называют красными гигантами и как велика их средняя плотность?

Красные гиганты – это огромные холодные звезды. Они превышают Солнце по диаметру в десятки и сотни раз, а по массе – от 1,5 до 15 (сверхгиганты – до 50) раз. Температура их поверхности составляет 3–4 тысячи градусов Кельвина. Красные гиганты имеют сложное внутреннее строение. Их ядро богато гелием с небольшой примесью тяжелых элементов, но не является источником ядерной энергии, поскольку в нем не происходит ядерных реакций. Плотность вещества в ядре красного гиганта настолько велика, что оно по своему строению близко к белому карлику. Вокруг ядра расположен тонкий энерговыделяющий слой, где и протекают термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Затем следует очень протяженная оболочка, занимающая около 90 процентов радиуса звезды. В этой оболочке заключено более половины массы красного гиганта. Несмотря на высокую плотность в ядре, средняя плотность красного гиганта намного ниже солнечной и, как правило, не превышает одного миллиграмма на кубический сантиметр. Так, средняя плотность красного сверхгиганта Бетельгейзе составляет всего шесть десятитысячных миллиграмма на кубический сантиметр, или 1 /2000 плотности воздуха при нормальном атмосферном давлении!

Что такое коричневые карлики?

Согласно современным теоретическим представлениям, только объекты с массой, превышающей массу Юпитера в 80 и более раз, становятся настоящими звездами. Объекты с массой менее 17 масс Юпитера обречены стать планетами. Коричневыми карликами называют объекты с промежуточной между двумя вышеописанными типами массой. Они слишком велики, чтобы считаться планетами, но недостаточно велики, чтобы внутри них возникли термоядерные реакции, характерные для звезд (в их недрах могут протекать термоядерные реакции только с самыми «легкогорящими» изотопами). Существование этих едва теплых, а потому темных и трудноразличимых объектов удалось экспериментально доказать только в последнее время (с помощью космического телескопа «Хаббл»).

Что представляют собой физические двойные звезды и как их различают по способу наблюдения?

До XVIII века считалось, что двойственность звезд есть следствие вполне случайного их расположения, при котором они хотя и видны одна вблизи другой, но в пространстве далеки друг от друга. Однако в начале XIX века английский астроном Уильям Гершель открыл, что некоторые двойные звезды предствляют собой физически связанные пары. Такие двойные звезды стали называть физическими двойными (в отличие от оптических двойных, не связанных физически). Физическая двойная звезда – это пара звезд, которые находятся в пространстве достаточно близко друг к другу и, подчиняясь закону всемирного тяготения, вращаются вокруг общего центра масс. Физические двойные звезды подразделяют на три основных класса: визуально-двойные, спектрально-двойные и зетменные двойные. Указанная классификация отражает не сущностную разницу между двойными звездами, а способы, которыми их определяют (разделяют их компоненты). К визуально-двойным относят все двойные звезды, доступные непосредственному разделению на компоненты (хотя бы с помощью больших телескопов). В настоящее время в каталоги занесено уже более 70 тысяч визуально-двойных звезд. Спектрально-двойные звезды невозможно увидеть раздельно с помощью современных оптических средств. Но их двойственность обнаруживается по периодическим изменениям в их спектре – смещениям или разделениям спектральных линий. Если оба компонента двойной звезды имеют одинаковый блеск и особенно если они принадлежат к одному спектральному классу, то периодическое раздвоение линий и их слияние проявляются особенно ясно. Если же видны линии спектра только одного компонента, то они периодически колеблются около некоторого среднего положения. Принцип Доплера дает этому исчерпывающее объяснение: смещение и раздвоение линий происходит вследствие орбитального движения компонентов вокруг общего центра масс, причем плоскость орбиты составляет не очень большой угол с лучом зрения. В настоящее время известно около 2500 спектрально-двойных звезд. Затменными двойными называют такие звезды, у которых плоскость орбиты их компонентов составляет достаточно малый угол с лучом зрения наблюдателя, вследствие чего одна звезда может на время полностью или частично заслонить другую. Открыто уже более 4000 затменно-двойных звезд.

Как велики периоды обращения двойных звезд?

Самые большие периоды обращения имеют физические двойные звезды, компоненты которых расположены далеко друг от друга – на тысячи и десятки тысяч астрономических единиц (то есть в тысячи и десятки тысяч раз дальше, чем Земля от Солнца). Это так называемые широкие пары. Их периоды обращения должны достигать сотен тысяч и даже миллионов лет. Так, например, звезда Проксима Кентавра движется в пространстве вместе с яркой двойной звездой альфа Кентавра, совершая оборот вокруг нее за несколько миллионов лет. На небе их разделяет угловое расстояние в 2 градуса, что соответствует линейному расстоянию не менее 10 тысяч астрономических единиц. Самый короткий период обращения, составляющий всего 81 минуту 38 секунд, имеет затменная двойная звезда WZ Sge в созвездии Стрелы. (Пока это минимальный из известных орбитальных периодов во Вселенной. Даже периоды обращения искусственных спутников Земли дольше.)

Почему глаз Медузы, которую держит звездный Персей, подмигивает?

На старинных звездных картах Персей в правой руке держит высоко занесенный меч, а в левой – страшную голову горгоны Медузы. Наблюдая небо, арабы в Средние века заметили, что один глаз горгоны светит ровно, а второй время от времени подмигивает. Поэтому они назвали мигающий глаз Медузы (звезда Бета Персея) дьяволом (по-арабски – Алголь). В 1782–1783 годах за странным поведением Алголя внимательно наблюдал английский астроном Джон Гудрайк. Ему удалось установить в «подмигивании» глаза горгоны строгую периодичность. На протяжении 60 часов Алголь сохраняет неизменным свой блеск звезды 2,2 звездной величины, а затем в продолжение почти 9 часов блеск снижается до 3,5 звездной величины и вновь возрастает до прежнего значения. Полный период изменения визуальной звездной величины составляет 2,867 суток. Гудрайк предложил блестящую гипотезу для объяснения переменности Алголя: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Подтвердить правильность этой гипотезы удалось лишь спустя столетие, когда в спектре Алголя были замечены периодические смещения спектральных линий, причем период этих смещений в точности соответствовал периоду изменения блеска. Тем самым было доказано, что Алголь – спектрально-двойная звезда, а колебания блеска вызваны периодическим затмением главной звезды ее спутником. Так подмигивающий глаз небесной Медузы оказался первой затменно-переменной звездой, обнаруженной человеком.

Почему цефеиды называют маяками Вселенной?

Цефеиды – это особый тип так называемых регулярных переменных звезд. В поверхностных слоях цефеид нарушено равновесие сил тяготения и сил газового давления. Вследствие этого их радиусы периодически изменяются на 10–15 процентов, а температура – более чем на 1000 градусов. Вместе с этим периодически меняется и видимый блеск звезд. Цефеиды получили свое название от звезды-прототипа дельта Цефея, звездная величина которой меняется от 3,6 до 4,3 с периодом в 5,4 суток. Как было установлено в 1912 году, периоды изменения блеска цефеид тесно связаны с их светимостью. Указанная связь обусловила исключительное значение этих звезд для измерения внегалактических расстояний. Обнаружив цефеиду в другой галактике и замерив период ее пульсации, можно определить ее светимость (абсолютную звездную величину). Сравнив эту величину с видимым блеском (визуальной звездной величиной), можно оценить расстояние до цефеиды, а значит, и до галактики, в которой она находится. Вот почему цефеиды иногда называют маяками Вселенной.

Какие звезды называют новыми?

Каждый год в Галактике вспыхивает 25–30 (по некоторым оценкам, даже более 200) новых звезд, хотя наблюдаются лишь несколько из них. Для новых характерно чрезвычайно быстрое возрастание блеска в тысячи и даже миллионы раз (в среднем на 12 звездных величин, то есть в 60 тысяч раз) в течение нескольких суток и последующее медленное возвращение к начальному состоянию в течение нескольких месяцев или лет (сначала падение блеска звезды более быстрое, а затем оно замедляется). Новая – это двойная звезда, одним компонентом которой является белый карлик, а вторым – либо звезда типа Солнца, либо красный гигант. Период обращения компонентов этой двойной звезды составляет всего несколько часов, а следовательно, расстояние между ними достаточно мало и силы взаимодействия достаточно велики. Когда второй компонент такой двойной звезды в ходе своей эволюции расширяется, переходя определенную границу (так называемый предел Роша), часть его вещества перетекает на белый карлик. При этом на поверхности белого карлика создаются такие температура и давление, что ядерная реакция приобретает взрывной характер, чем и объясняется резкое увеличение блеска звезды. Расширившаяся (раздувшаяся) в сотни тысяч раз звезда отделяет в момент максимума блеска газовую оболочку, равную по массе 0,00001—0,0001 массы Солнца. Та, постепенно расширяясь, рассеивается в пространстве. Скорость расширения оболочек новых составляет около 1000 километров в секунду. Отличительным свойством многих новых звезд является повторяемость их вспышек. Интервалы между вспышками у повторных новых составляют от нескольких десятков до нескольких тысяч лет (они больше у тех повторных новых, которые сильнее увеличивают блеск). Внешне новые похожи на сверхновые, хотя в целом речь идет о совершенно разных явлениях и выделяемая при взрыве энергия меньше в миллион раз.

Какие звезды называют сверхновыми?

Самая большая катастрофа, происходящая со звездой, – это вспышка сверхновой. Она возникает на заключительной стадии эволюции звезд большой массы – гигантов и сверхгигантов. Во время мощнейших взрывов за несколько секунд высвобождается количество энергии, сопоставимое с энергией, испущенной звездой за всю ее жизнь. При вспышке сверхновой ее светимость возрастает на десятки звездных величин. В максимуме своего блеска сверхновая может быть ярче всей звездной системы, в которой она вспыхнула. Так, сверхновая звезда, вспыхнувшая в 1937 году в галактике IC4182, в 100 раз превосходила по яркости эту галактику. Сверхновая звезда, вспыхнувшая в нашей Галактике в 1054 году, была хорошо видна даже днем. Подобно новым звездам, блеск сверхновых после максимума постепенно (но в несколько раз медленнее и более плавно) уменьшается. Спектр сверхновой свидетельствует о грандиозных скоростях расширения – несколько тысяч километров в секунду. Причиной взрыва сверхновой является гравитационный коллапс звезды. Вспышки сверхновых – явление достаточно редкое, последняя вспышка в нашей Галактике наблюдалась в 1604 году (в максимуме блеска она была ярче Юпитера). Сверхновые играют очень важную роль в эволюции Вселенной, потому что во время взрыва образуется ударная волна, способствующая уплотнению звездорождающих туманностей. Кроме того, они выбрасывают в космос составляющую их материю, что меняет состав межзвездной среды, обогащая ее металлами. И наконец, во время взрыва звезда не исчезает полностью: из сверхновых образуются нейтронные звезды, пульсары и черные дыры.

Что такое гравитационный коллапс звезды?

Гравитационный коллапс звезды – катастрофически быстрое сжатие массивной звезды под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звезд с массой свыше 1,5 солнечной массы. После исчерпания ядерного горючего такие звезды теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационный коллапс, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Но если радиус звезды уменьшился до значения гравитационного радиуса, то никакие силы не могут воспрепятствовать ее дальнейшему сжатию и превращению в черную дыру.

Что такое гравитационный радиус и как велики его значения для различных объектов?

Гравитационным радиусом называют радиус так называемой сферы Шварцшильда, на которой сила тяготения, создаваемая расположенной внутри этой сферы массой, стремится к бесконечности. Гравитационные радиусы обычных небесных тел ничтожно малы: для Солнца гравитационный радиус составляет 2,96 километра, для Земли – 8,86 миллиметра, для Луны – 0,1 миллиметра. Для очень массивной звезды (гиганта или сверхгиганта) гравитационный радиус может составлять несколько десятков или сотен километров. Если тело сожмется до размеров, меньших, чем его гравитационный радиус, то никакое излучение или частицы не смогут преодолеть поле тяготения этого тела и выйти из-под сферы Шварцшильда к удаленному наблюдателю. Такие объекты называют черными дырами.

Что представляет собой нейтронная звезда?

Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса звезд с массой, в 1,5–2,5 раза превышающей массу Солнца (если масса звезды больше, возникает черная дыра). Внутри нейтронной звезды свободные электроны и протоны взаимно нейтрализуются, образуя нейтроны и нейтрино, что останавливает коллапс. Этот процесс «нейтронизации» идет до тех пор, пока основная часть звезды не будет состоять из нейтронов. Плотность нейтронной звезды составляет приблизительно квинтиллион (миллиард миллиардов) килограммов на кубический метр, что превышает плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества нейтронной звезды весил бы на Земле около миллиарда тонн. Именно вследствие своей огромной плотности нейтронные звезды чрезвычайно компактны: при массе около двух солнечных нейтронная звезда имеет радиус около 10 километров.

Какое астрономическое открытие ХХ века было засекречено?

Летом 1967 года аспирантка известного английского радиоастронома Энтони Хьюиша мисс Бэлл неожиданно обнаружила на небе совершенно необычный радиоисточник. Он излучал кратковременные импульсы, которые строго периодически (через каждые 1,33 секунды) повторялись. Вскоре были обнаружены еще три таких же источника с подобными, почти секундными периодами. Заподозрив, что эти сигналы имеют искусственное происхождение, исследователи засекретили свои наблюдения. В течение почти полугода никто о них не знал – беспрецедентный случай в истории современной астрономии. Только после того как ученые убедились в естественном характере источников радиоимпульсов, результаты наблюдений были опубликованы. Загадочным источником радиоизлучения оказался пульсар – быстро вращающаяся и сильнейшим образом намагниченная нейтронная звезда. К концу 2000 года было открыто уже более тысячи пульсаров, их периоды составляют от тысячных долей секунды до нескольких секунд. Электромагнитное излучение пульсара создается за счет энергии вращения нейтронной звезды. Потеря энергии приводит к замедлению вращения звезды, поэтому чем старше пульсар, тем длиннее период его пульсации.

Что такое черная дыра?

Черные дыры, названные так в 1967 году американским астрофизиком Джоном Уилером, не что иное, как результат гравитационного коллапса звезд, масса которых более чем в 2,5 раза превышает массу Солнца. В этом случае внутреннее давление звезды не способно остановить ее гравитационный коллапс. Стремительно сжимаемая гравитационными силами звезда уменьшается до размеров сферы Шварцшильда, после чего никакие сигналы с поверхности звезды уже не могут выйти наружу. Согласно общей теории относительности, наблюдатель, находящийся на большом расстоянии от сколлапсировавшей звезды, никогда не узнает, что происходит внутри сферы Шварцшильда. Он даже не увидит момента пересечения поверхностью звезды сферы Шварцшильда: из-за релятивистского замедления времени звезда для наблюдателя будет приближаться к гравитационному радиусу бесконечно долго и «застынет» при размерах, близких к гравитационному радиусу. Размер черной дыры, а точнее – радиус сферы Шварцшильда, пропорционален ее массе. Для черной дыры с массой, равной около 10 солнечных, радиус сферы Шварцшильда составляет приблизительно 30 километров. Астрофизика не накладывает никаких ограничений на размер звезды, а потому и черная дыра может быть сколь угодно велика. Если она, например, имеет массу около 10 миллионов солнечных (возникла за счет слияния сотен тысяч, а то и миллионов сравнительно небольших звезд), ее радиус будет около 300 миллионов километров, то есть вдвое больше земной орбиты. По-видимому, именно такие черные дыры находятся в центрах галактик. Во всяком случае, астрономы сегодня насчитывают около 50 галактик, в центре которых, судя по косвенным признакам, имеются черные дыры массой порядка миллиарда солнечной. В нашей Галактике тоже, видимо, есть своя черная дыра – ее массу оценивают приблизительно в 2,4 миллиона солнечных. Теория предполагает, что наряду с такими сверхгигантами должны были возникать и черные мини-дыры массой порядка 100 миллионов тонн (масса астероида поперечником всего около 200 метров) и радиусом, сравнимым с размером атомного ядра. Они могли появляться в первые мгновения существования Вселенной как проявление очень сильной неоднородности пространства-времени при колоссальной плотности энергии.

Из чего состоит Солнце?

Солнце – это огромный шар из плазмы (то есть ионизированного газа), состоящей в основном из водорода (73,46 процента массы) и гелия (24,85 процента массы). Таким образом, на все остальные элементы в составе солнечного вещества приходится менее 2 процентов. Основными из этих остальных элементов являются кислород (0,77 процента солнечной массы), углерод (0,29 процента), железо (0,16 процента), неон (0,12 процента), азот (0,09 процента), кремний (0,07 процента), магний (0,05 процента) и сера (0,04 процента).

Что представляют собой солнечные пятна?

Солнечными пятнами называют темные образования на диске Солнца. У хорошо развившегося пятна заметна темная тень (ядро), окруженная более светлой полутенью, в которой видны радиально расположенные светлые прожилки. Тень кажется очень темной только по контрасту с ослепительно яркой видимой поверхностью (фотосферой) Солнца, однако сами по себе пятна светят очень ярко, так как их температура достаточно высока (4300–4700 градусов Кельвина, то есть на 1000–1500 градусов ниже температуры фотосферы). Однажды наблюдалось пятно, имевшее температуру «всего» 3680 кельвинов. Температура тени составляет около 5500 кельвинов. Солнечные пятна горячее расплавленной стали и ярче электрической дуги. Мельчайшие солнечные пятна – так называемые поры – имеют диаметры в несколько сотен километров, диаметр больших пятен достигает 100 тысяч километров. Изредка появляются гигантские пятна. Так, например, с 8 по 17 марта 1947 года наблюдалось пятно сложной формы длиной 214 600 километров. Чем больше площадь пятна, тем оно долговечнее. У солнечных пятен обнаружено сильное магнитное поле. Прохождение больших пятен или групп пятен через центральный меридиан Солнца зачастую сопровождается магнитными бурями на Земле. Пятна перемещаются от восточного края Солнца к западному, демонстрируя тем самым вращение Солнца вокруг своей оси; одновременно они и сами несколько передвигаются по солнечной поверхности. Доля видимой поверхности Солнца, покрытая пятнами, является характеристикой солнечной активности. Весьма интересно, что наблюдения за солнечными пятнами стали одной из причин краха аристотелевско-птолемеевской модели Вселенной, согласно которой звезды являются идеальными неделимыми сферами.

Что представляют собой вспышки на Солнце?

Солнечные вспышки – это сильные взрывы, охватывающие значительные области поверхностного слоя Солнца. Вспышки обычно появляются в центрах солнечной активности (например, в группе пятен, иногда между двумя пятнами, составляющими магнитную пару) и проявляют себя резкими повышениями яркости. Длительность вспышек обычно составляет десятки минут, а порой доходит до часа. Но фаза, в которой выделяется основная часть энергии, длится считаные минуты и соотносится с наибольшей яркостью. Вспышки на Солнце – самое мощное из всех проявлений солнечной активности. Энергия большой вспышки приблизительно в 100 раз превышает тепловую энергию, которую можно было бы получить при сжигании всех запасов нефти и угля на Земле. Однако при этом мощность вспышки не превышает сотых долей процента от мощности полного излучения нашего светила, и заметного увеличения светимости Солнца не происходит. Вспышки вызывают резкое увеличение ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца, а также потока заряженных частиц, скорости которых достигают 1000 километров в секунду и более. Достигнув через несколько часов нашей планеты, эти частицы порождают полярные сияния и электромагнитные бури, которые подчас приводят к нарушениям функционирования телекоммуникационных сетей и устройств. Так, например, 2 сентября 1967 года яркая вспышка на Солнце вызвала почти двухчасовое прекращение радиосвязи на всей Земле.

Каких размеров могут достигать солнечные протуберанцы?

Протуберанцы – самые грандиозные из всех образований в солнечной атмосфере. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, образованной струями более плотной и менее горячей, чем окружающая солнечная корона, плазмы. По виду протуберанцев, по скорости и особенностям движения вещества в них различают спокойные, активные и эруптивные протуберанцы. Спокойные протуберанцы отличаются медленным движением и изменением формы; время их существования – недели и даже месяцы. Активные протуберанцы характеризуются довольно быстрыми движениями потоков вещества от протуберанца к фотосфере, от одного протуберанца к другому. Эруптивные («взлетающие») протуберанцы по виду напоминают громадные фонтаны, извергающиеся со скоростью в сотни километров в секунду и довольно быстро меняющие свои очертания; существуют они недолго – от нескольких минут до нескольких часов. При толщине 5—10 тысяч километров протуберанец может иметь высоту в десятки тысяч километров. Некоторые эруптивные протуберанцы достигают высоты 1,7 миллиона километров над поверхностью Солнца (весьма впечатляющее зрелище, если учесть, что радиус нашего светила чуть меньше 700 тысяч километров).

Как велики потери солнечной массы на излучение?

Ежесекундно Солнце теряет на излучение около 4,3 миллиона тонн своего вещества. В год это составляет 140 триллионов тонн (триллион – число, изображаемое единицей с 12 нулями) – такова, например, масса астероида диаметром 50 километров. Но Солнце очень велико, и при таком темпе излучения ему потребовалось бы 150 миллиардов лет, чтобы потерять всего один процент своей массы.

Какая часть солнечного излучения попадает на Землю?

На Землю попадает немногим менее половины миллиардной части солнечного излучения, но именно его энергия обеспечивает благоприятные условия жизни на нашей планете. Хотя земной шар имеет раскаленное ядро, однако тепло, которое каждый квадратный метр поверхности Земли получает из ее недр, в 25 000 раз меньше тепла, получаемого от Солнца. Если вспомнить, что от нашего светила нас отделяет около 150 миллионов километров, а его излучение ослабляется пропорционально квадрату расстояния, то можно только поразиться тому, как велика мощность термоядерного реактора под названием Солнце.

Во сколько раз Солнце больше Земли?

Радиус Солнца составляет 696 тысяч километров, а средний радиус Земли – 6371 километр. Отсюда следует, что Солнце больше Земли по линейным размерам приблизительно в 109 раз, а по объему – в 1,3 миллиона раз. Масса Солнца равна 2 триллионам квардиллионов (двойка с 27 нулями) тонн, а масса Земли составляет «всего лишь» 6 секстиллионов (шестерка с 21 нулем) тонн. Следовательно, по массе Солнце больше Земли в 333 тысячи раз. Гравитационное ускорение на поверхности Солнца равно 274 метрам в секунду за секунду и в 28 раз превышает гравитационное ускорение на поверхности Земли, равное, как всем известно, 9,81 метра в секунду за секунду. Поэтому любой предмет на поверхности Солнца будет весить в 28 раз больше, чем он весит на поверхности Земли (если, конечно, не сгорит).

Какое будущее ожидает наше светило – Солнце?

Солнце образовалось около 5 миллиардов лет назад и вот уже по крайней мере 4,5 миллиарда лет, благодаря реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях, устойчиво излучает благодатное для нас, обитателей Земли, тепло. Согласно современным астрофизическим представлениям, через 8 миллиардов лет Солнце станет красным гигантом. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус – в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько миллионов лет, после чего разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. Удивительно, что еще в 1895 году, задолго до возникновения теоретической астрофизики, наличие стадии красного гиганта в эволюции Солнца предсказал английский писатель Герберт Уэллс в своем романе «Машина времени», открывшем историю современной научной фантастики. Передвигаясь во времени «огромными шагами, каждый в тысячу лет и больше», герой романа наблюдал, как Солнце «становится все огромнее и тусклее», а затем «огромный красный купол Солнца заслонил собой десятую часть потемневших небес».