Плотность энергии излучаемой солнцем

С олнце составляет 99,98% всей энергии нашей планеты (остальная энергия — геотермальная). Солнце состоит из водорода (71%), гелия (27%) и твердой материи (2%). Температура вблизи ядра приблизительно 16 000 000 градусов, а на его поверхности-фотосфере — около 5770 К. Мощность энергии, излучаемой Солнцем, составляет

63 МВт с каждого квадратного метра его поверхности, всего около 3,72 х 10 20 МВт.

Е диницей измерения потока солнечной энергии в системе СИ является ватт на квадратный метр (Вт/м 2 ). При среднем расстоянии от Земли до Солнца — 150 000 000 км — плотность энергии солнечного излучения, которое достигает атмосферы Земли, составляет в среднем 1,367 КВт/м 2 . Эта величина называется солнечной постоянной. Различные процессы внутри Солнца и на его поверхности (солнечные пятна и вспышки) приводят к флуктуациям этой величины, но они не превышают 0,1%.

Р асстояние от Земли до Солнца изменяется из-за эллиптичности его орбиты Земли, поэтому солнечное излучение в верхней границе атмосферы на 6,6% больше 4 января (когда Земля ближе всего к Солнцу, в перигелии), чем 4 июля (когда Земля наиболее удалена от Солнца, в афелии). Эти даты не совпадают с датами зимнего и летнего солнцестояния потому, что ось вращения Земли наклонена к плоскости эклиптики на 23,5 о .

И з-за большого расстояния между Солнцем и Землей солнечное излучение, которое достигает верхней границы атмосферы, падает в виде почти параллельных лучей. Это излучение включает в себя ультрафиолетовое излучение (УФ), видимый свет и ближнее инфракрасное излучение (БИК). Максимальная интенсивность излучения приходится на диапазон видимого спектра — излучение с длиной волны от 400 до 800 нм. Интенсивность ультрафиолетового и инфракрасного излучения, приходящего от Солнца, очень мала, однако, когда Земля нагревается под действием солнечного излучения, она излучает ближнее и дальнее ИК излучение, которое, в свою очередь, поглощается и отражается газами, частицами и облаками в атмосфере.

П ри прохождении через атмосферу часть солнечного излучения достигает поверхности Земли, а часть рассеивается молекулами газов, аэрозольными частицами, каплями воды и кристаллами льда. Молекулы газов и аэрозоли отвечают за большую часть поглощения излучения. Рассеивание солнечного излучения на каплях воды и кристаллах льда происходит во всем спектральном диапазоне. Молекулы же в основном рассеивают излучение коротких длин волн, а аэрозоли — более длинных.

Рис. 2. Участки спектра излучения. Синим цветом обозначено длинноволновое УФ-излучение, желтым — средневолновое УФ-излучение, белым — видимый свет, кремовым — ближнее инфракрасное излучение и розовым — дальнее инфракрасное излучение. Синяя линия показывает солнечное излучение на земной поверхности, черная — чувствительность человеческого глаза, зеленая — спектральную чувствительность типичного фотоэлемента, красная — чувствительность пиранометра со стеклянным куполом и розовая — чувствительность пиргеометра. Для сравнения все приведено к условному максимуму 1,0.

Э ти процессы в значительной степени влияют на спектр излучения, которое достигает земной поверхности. Когда Солнце находится прямо над головой, оптическая масса атмосферы является минимальной и по определению имеет для этой местности атмосферную массу, равную 1,0. Когда Солнце опускается к горизонту, оптическая масс атмосферы увеличивается приблизительно в 11 раз и ее влияние на поглощение и рассеивание солнечного излучения становится значительно больше.

Н екоторые из этих процессов легко наблюдать. Молекулы атмосферы намного сильнее рассеивают короткие иволны, чем более длинные — рэлеевское рассеивание. Поэтому, когда Солнце находится высоко, небо выглядит синим. Когда же Солнце находится вблизи горизонта, короткие волны, проходя через толстый слой атмосферы, испытывают полное рассеивание, и небо по утрам и вечерам выглядит красным.

В безоблачный день поток солнечной энергии, достигающий земной поверхности в местный полдень, обычно находится в интервале от 700 до 1300 Вт/м 2 в зависимости от широты, долготы, высоты над уровнем моря и времени года.

Н аблюдения за солнечным излучением на земной поверхности ведут в двух диапазонах длин волн: коротковолновом излучении с длиной волны от 300 до 4000 нм и длинноволновом — от 4500 нм (4,5 мкм) до 40 мкм. Коротковолновое излучение включает ультрафиолетовое, видимое, и ближнее, инфракрасное излучение.

Ч асть солнечного излучения, которая достигает земной поверхности, отражается от нее, а другая часть поглощается. Снег и лед имеют высокую отражательную способность (альбедо), темные и/или неровные поверхности — более низкую. Часть излучения, которая поглощается земной поверхносьтю, излучается обратно в атмосферу в ближнем (инфракрасном) диапазоне. Углекислый газ (СО₂), метан (СН₄) и водяной пар (Н₂О) в атмосфере способны поглощать это излучение, нагревая, в свою очередь, земную атмосферу. Это — так называемый «парниковый эффект». В целом же существует равновесие: Земля получает столько же солнечного излучения, сколько излучает обратно в Космос. Иначе Земля нагревалась бы или остывала.

Источник

Солнечная энергия. Цифры и факты

Основные характеристики солнечного света

Освещенность (усредненная мощность солнечного излучения, измеренная в верхней атмосфере Земли перпендикулярно солнечным лучам): 1366 Вт на квадратный метр (или 1361, в соответствии с НАСА).

«Стандартное солнце» (пиковая мощность излучения, которая достигает поверхности Земли на уровне моря в районе экватора в безоблачный полдень): 1000 Вт/м 2 , или 1 кВт/м 2 .

Это значение обычно используется в характеристиках фотоэлектрических систем. Здесь и далее все цифры приведены для поверхностей, оптимально расположенных относительно солнца (перпендикулярно лучам) в соответствии с широтой. Для горизонтальных поверхностей вы получите меньше солнечного света: чем дальше от экватора, тем ниже плотность солнечной энергии.

Инсоляция (среднее количество часов «стандартного солнца» на протяжении суток): от 4–5 солнечных часов на северо-востоке США до 5–7 часов на юго-западе. Инсоляция часто указывается в кВт·ч, численно вытекая из значения «стандартного солнца» в 1 кВт.

Общее количество излучаемой энергии солнечного света в день на м 2 на уровне моря: (энергия за день) = 1 кВт·ч × (инсоляция в часах). Учитывая среднюю инсоляцию в США, равную 5 солнечным часам, это значение обычно равно 5 кВт·ч/м 2 .

Солнечная мощность, усредненная за весь день: Watts_averag = (энергия за день)/24. Для инсоляции в 5 кВт·ч мощность, усредненная за весь день – 5000 Вт/24 = 208 Вт/м 2 . Обратите внимание, что только небольшая часть этой энергии может быть преобразована в электричество из-за не очень высокой эффективности фотоэлектрических систем.

Типовые характеристики фотоэлектрических систем

Средний КПД распространенных коммерческих солнечных панелей: на кристаллическом кремнии (CSI) – 12–17%; тонкопленочных (из аморфного кремния и других материалов) – 8–12%.

Мощность, генерируемая панелью в один квадратный метр: PVwatts = (солнечная мощность) × (средний КПД), где КПД преобразуется в десятичное число.

Пиковая мощность в безоблачный полдень: PVwatts-peak = 1000 Вт × КПД. Как правило, пиковая мощность равна 120170 Вт/м 2 для CSi и 80–120 Вт/м 2 для тонких пленок (TF).

Суммарное усредненное количество энергии, производимой панелью в один м 2 за день: PVday = PVwatts-peak × (Инсоляция в часах). Для инсоляции в 5 часов это значение будет 0.6–0.85 кВт/м 2 для CSi и 0.4–0.6 кВт/м 2 для TF.

Выработанная энергия панели, усредненная за весь день: PVwatts-average = PVday/24. Это примерно 25–35 Вт/м 2 для CSi и 17–25 Вт/м 2 для TF.

Общая энергия, генерируемая фотоэлектрическим модулем на м 2 в год: PVyear = (полная энергия в день) × 365, которая будет равна примерно 219–310 кВт·ч для CSi и 146–219 кВт·ч для TF. Обратите внимание, что инверторы имеют эффективность 95–97%, поэтому фактической электроэнергии будет на 5% меньше.

Ожидаемая стоимость электроэнергии с одного м 2 , сэкономленной за год: Saving = PVyear × 0.95 × (стоимость кВт·ч), где 0.95 – КПД преобразователя и потери в проводах.

В среднем в США стоимость одного кВт·ч электроэнергии равна $0.12, это дает в год $24–35 для CSi и $17–24 для тонких пленок. Таким образом, в лучшем случае, можно будет сэкономить $35 в год на 1 м 2 панели. Эта цифра относится к высокоэффективной системе с номинальной мощностью 170 Вт/м 2 . Учитывая тот факт, что в настоящее время стоимость типичной фотоэлектрической системы составляет $8000 на 1000 Вт, такие установки будут стоить 170/1000 × $8,000 = $1,360 за м 2 . Это означает, что в нашем примере, гипотетический срок окупаемости будет 1360/35 = 39 лет. Никакое оборудование не сможет так долго функционировать. Скидки и кредиты могут сократить это время более чем на половину, однако, все равно, для среднестатистического домашнего хозяйства установка солнечной панели, скорее всего, не окупится. Конечно, это всего лишь пример. В районах с другой инсоляцией и другими затратами на установку срок окупаемости может быть выше или ниже.

Краткая информация о Солнце

Диаметр: 1,392,000 км;
Масса: 1,989,100 × 10 24 кг;
Температура на поверхности:

5,700 °С;

Среднее расстояние от Земли до Солнца: 150 млн. км;

Состав по массе: 74% водород, 25% гелий, 1% другие элементы;

Яркость (общее количество энергии, излучаемой во всех направлениях): 3.85 × 10 26 Вт (

385 млрд. МВт);

Плотность мощности излучения на поверхности Солнца: 63,300 кВт на квадратный метр.

Перевод: Андрей Гаврилюк по заказу РадиоЛоцман

Источник

Что такое Солнце — описание, структура, образование, эволюция, орбита, исследование и факты

Солнце является основным источником энергии для Земли и всей Солнечной системы. Без него жизнь на нашей планете была бы невозможна. Неслучайно у многих древнейших цивилизаций (например, у египтян) именно бог Солнца считался верховным божеством, которому все остальные Боги были подчинены. Однако современная наука может рассказать о нашем светиле значительно больше, чем древнеегипетские мифы. Какие процессы протекают внутри Солнца, какова история этой звезды, и какое будущее ожидает ее через миллиарды лет?

Общая характеристика

Солнце – это огромный разогретый шар из газа, чей диаметр оценивается в 1,392 млн км. Это в 109 раз больше диаметра нашей планеты. На звезду приходится 99,87% всей массы Солнечной системы.

С Земли кажется, что светило имеет желтый цвет, однако это иллюзия, связанная с влиянием атмосферы нашей планеты на солнечный свет. На самом деле Солнце излучает почти белый свет.

Солнце – это одна из сотен миллиардов звезд галактики Млечный путь. Ближайшая к Солнцу звезда – это Проксима Центавра, находящаяся от неё на расстоянии 4,24 световых лет. Для сравнения – расстояние от Земли до Солнца, принимаемое за астрономическую единицу (а.е.), солнечный свет проходит всего за 8,32 минут.

По астрономической классификации Солнце относится к типу «желтых карликов». Это значит, что оно не так и велико по сравнению с размерами других звезд, но довольно ярко светит. Наше светило входит 15% самых ярких звезд Млечного Пути. Вместе с тем в галактике есть звезды, чей радиус превышает солнечный в 2000 раз!

Источником тепла, излучаемого звездой, являются термоядерные реакции. В центре Солнца атомы водорода сливаются друг с другом, в результате чего образуется атом гелия и некоторое количество энергии. Это реакция называется протон-протонным циклом, на него приходится порядка 98% энергии, вырабатываемой светилом. Однако имеют место и иные реакции, в ходе которых «сгорают» такие элементы, как гелий, углерод, кислород, неон и кремний, а образуются металлы (железо, магний, кальций, никель) и другие элементы (сера). Все эти процессы называют звездным нуклеосинтезом.

Влияние Солнца на окружающие небесные тела огромно. Солнечный ветер (частицы вещества, излучаемого звездой), доминируют в межпланетном пространстве на расстоянии до 100-150 а.е. от светила. Считается, что гравитация нашей звезды определяет орбиты тел, находящихся даже на расстоянии светового года от неё (в облаке Оорта).

Само Солнце также вращается вокруг своей оси. Так как оно состоит из газов, то разные его слои вращаются с разной угловой скоростью. Если в районе экватора период обращения составляет 25 дней, то на полюсах он увеличивается до 34 дней. Более того, последние исследования показывают, что внутренние области совершают оборот значительно быстрее, чем внешняя оболочка.

Таблица «Основные физические характеристики Солнца»

Средний диаметр	1 392 000 км
Длина экватора	4 370 000 км
Масса	1,9885•10 30 кг (примерно 333 тысячи масс Земли)
Площадь поверхности	6 триллионов км²
Объем	1,41•10 18 км³
Плотность	1,409 г/м³
Температура на поверхности	6000° С
Температура в центре звезды	15 700 000° С
Период вращения вокруг своей оси (на экваторе)	25,05 дней
Период вращения вокруг своей оси (на полюсах)	34,3 дня
Наклон оси вращения к эклиптике	7,25°
Минимальное расстояние до Земли	147 098 290 км
Максимальное расстояние до Земли	152 098 232 км
Вторая космическая скорость	617 км/с
Ускорение свободного падения	27,96g
Светимость (мощность излучения)	3,828•10 26 Вт

Состав Солнца

Основными элементами, из которых состоит наша звезда, являются водород (73,5% солнечной) и гелий (24,9%). На все остальные элементы приходится примерно 1,5%.

Химический состав светила непостоянен – он меняется из-за превращений, происходящих во время термоядерных реакций. На заре своего существования Солнце почти полностью состояло из водорода. В ходе термоядерных реакций этот элемент превращается в гелий, поэтому его массовая доля падает. Гелий также превращается в более тяжелые элементы, однако, однако в целом его доля возрастает. Изменения химического состава звезд оказывают огромное влияние на процессы их эволюции.

Строение Солнца

Конечно, у Солнца, состоящего из газов, нет привычной нам твердой поверхности. Значительную ее часть составляет атмосфера, которая по мере движения к центру светила уплотняется. Тем не менее принято выделять 6 «слоев», из которых состоит звезда. Три из них являются внутренними, а следующие три образуют солнечную атмосферу.

Внутреннее строение Солнца

Внутренняя структура нашей звезды включает следующие слои:

В центре светила располагается ядро. Именно в этой области идут термоядерные реакции. Радиус ядра оценивается в 150 тыс. км. Температура здесь не опускается ниже 13,5 млн градусов, а давление доходит до 200 млрд атм. Из-за этого вещество здесь находится в крайне плотном состоянии. Его плотность составляет 150 г/куб. см. Это в 7,5 раз выше плотности золота. Именно такие условия необходимы для протекания термоядерных реакций. Надо понимать, что именно в ядре вырабатывается энергия, которую и излучает Солнце. Все остальные области звезды лишь обогреваются ядром, но сами ее не вырабатывают.

Зона лучистого переноса

Над ядром располагается зона радиации, которую также именуют зоной лучистого переноса. Ее внешняя граница проходит по сфере радиусом 490 тыс. км. Температура постепенно падает от отметки в 7 млн градусов на границе с ядром до 2 млн градусов у внешней границы. Также и плотность вещества снижается с 20 до 0,2 г/куб. см. Тем не менее из-за высокой плотности атомы водорода не могут двигаться. То есть если при нагреве, например, воды ее теплые слои поднимаются на поверхность, перенося туда тепло, то здесь такой механизм не работает – вещество остается неподвижным. Единственный способ энергии пробраться через зону радиации – это длительная цепочка поглощений и излучений фотонов атомами водорода. Из-за этого фотон, возникший при термоядерной реакции в ядре, в среднем «пробирается» наружу через зону радиации примерно 170 тыс. лет!

Зона конвективного переноса

Выше располагается зона конвективного переноса толщиной 200 тыс. км. Здесь плотность уже невысока, и вещество активно перемешивается – нагретые газы поднимаются наверх, отдают тепло, остывают и снова погружаются вниз. Скорость газовых потоков может достигать 6 км/с. Именно это движение порождает магнитное поле Солнца. Температура на поверхности падает до 6000° С, а плотность на три порядка ниже плотности земной атмосферы.

Атмосфера

Атмосфера Солнца состоит из следующих слоев:

Фотосфера

Нижний слой атмосферы называют фотосферой. Именно она излучает тот свет, который согревает планеты Солнечной системы. Толщина фотосферы колеблется от 100 до 400 км. На внешней границе фотосферы температура падает до 4700° С.

Хромосфера

Над фотосферой располагается хромосфера – слой толщиной около 2000 км. Её яркость очень мала, поэтому с Земли её можно наблюдать довольно сложно. Удобнее всего это делать во время солнечных затмений. Она имеет специфический красный оттенок. В хромосфере можно наблюдать спикулы – столбы плазмы, выбрасываемые из нижних слоев хромосферы. Время существования одной спикулы не превышает 10 минут, а длина доходит до 20 тыс. км. Одновременно в хромосфере находится около миллиона спикул. Интересно, что с увеличением высоты температура хромосферы не падает, а растет, и на верхней границе может доходить до 20 000° С.

Корона

Верхний слой атмосферы называется короной. Ее верхняя граница до сих пор четко не определена. Вещество в ней крайне разрежено, однако температура в ней может достигать нескольких миллионов градусов. На сегодня ученым не удалось полностью объяснить, за счет каких механизмов солнечная корона разогревается до такой температуры. В короне можно наблюдать протуберанцы – выбросы солнечного вещества, чья высота над поверхностью звезды может достигать 1,7 млн км.

Магнитное поле Солнца

У Солнца есть магнитное поле. Исследователи выделяют глобальное поле звезды и множество локальных полей.

Глобальное поле обладает цикличностью. Его напряженность колеблется с частотой 11 лет, при этом наблюдаются изменения в частоте появления солнечных пятен. Такой цикл называют «циклом Швабе» по фамилии ученого, заметившего ещё в XIX веке, что количество солнечных пятен на поверхности светила меняется циклически. Лишь позже стала очевидна связь этого явления с процессами в зоне конвективного переноса и колебаниями магнитного поля. В начале XX века стало ясно, что за один цикл Швабе полярность магнитного поля меняется на противоположное. То есть Солнцу нужна два 11-летних цикла, чтобы магнитное поле вернулось к начальному состоянию. В связи с этим выделяют 22-летний цикл, известный как «цикл Хейла».

В разных районах Солнца могут наблюдаться и малые, то есть локальные магнитные поля. Их напряженность может в тысячи раз превышать напряженность глобального поля, однако время их существования редко превышает несколько десятков дней. Особенно часто локальные поля наблюдаются в районе солнечных пятен. Дело в том, что эти пятна как раз и являются теми точками, через которые магнитные поля из внутренних областей выходят наружу.

Жизненный цикл Солнца

Возраст Солнца оценивается учеными в 4,5 млрд лет. Сформировалось оно из газопылевого облака, которое постепенно сжималось под действием собственной гравитации. Из этого же облака возникли планеты и почти все остальные объекты в Солнечной системе. Когда в центре сжимающегося облака плотность, а вместе с ней температура и давление выросли до критических значений, началась термоядерная реакция – так зажглось Солнце.

В ходе термоядерных реакций масса Солнца постепенно уменьшается. Каждую секунду 4 млн тон солнечного вещества преобразуется в энергию. Вместе с тем звезда разогревается. Каждый 1,1 млрд лет яркость Солнца увеличивается на 10%. Это значит, что ранее температура на Земле была значительно ниже, чем сейчас, а на Венере, возможно, была жидкая вода или даже жизнь (сейчас средняя температура на поверхности Венеры составляет 464° С). В будущем же яркость Солнца будет возрастать, что будет вести к росту температуры на Земле. Через 3,5 млрд лет яркость светила вырастет на 40%, и условия на Земле станут такими же, как и на Венере. С другой стороны, Марс также разогреется и станет более пригодным для жизни. Таким образом, в ходе эволюции звезды так называемая «зона обитаемости», постепенно удаляется от Солнца.

Постепенно из-за выгорания водорода ядро будет уменьшаться в размерах, а вся звезда в целом – увеличиваться. Через 6,4 млрд лет водород в ядре закончится, радиус звезды в этот момент будет больше современного в 1,59 раз. В течение 700 млн лет звезда расширится до 2,3 современных радиусов.

Далее рост температуры приведет к тому, что термоядерные реакции горения водорода запустятся уже не в ядре, а в оболочке звезды. Из-за этого она резко расширится, и ее внешние слои будут достигать современной земной орбиты. Однако к тому моменту светило потеряет значительную часть своей массы (28%), что позволит нашей планете перейти на более отдаленную орбиту. Солнце в этот период своей жизни, который продлится 10 млн лет, будет являться красным гигантом.

После из-за роста температуры в ядре до 100 млн градусов там начнется активная реакция горения гелия – «гелиевая вспышка». Радиус светила сократится до 10 современных радиусов. На выгорание гелия уйдет порядка 110 млн лет, после чего звезда снова расширится и станет красным гигантом, но эта стадия будет длиться уже 20 млн лет.

Из-за пульсаций, связанных с изменениями температуры Солнца, его внешние слои отделятся от ядра и образуют планетарную туманность. Само же ядро превратится в белый карлик – объект, чьи размеры будут сопоставимы размерами Земли, а масса будет равна половине современной солнечной массы. Далее этот карлик, состоящий из углерода и кислорода, будет постепенно остывать. Никаких термоядерных реакций в белом карлике идти не будет, поэтому со временем (за десятки млрд лет) он превратится в черный карлик – остывшую плотную массу вещества. На этом эволюция Солнца завершится.

Орбита и расположение Солнца в галактике Млечный путь

Солнце вместе со всей Солнечной системой вращается относительно центра Млечного пути, в котором располагается огромная черная дыра. Расстояние от нее до нашего светила составляет 26 тыс. св. лет. Один оборот Солнечная система совершает примерно за 225-250 млн лет. Скорость движения звезды относительно центра галактики составляет 225 км/с.

На сегодня Солнце располагается в рукаве Ориона. Нам повезло с расположением Солнечной системы в Млечном Пути. Дело в том, что скорость вращения нашей системы почти совпадает со скоростью вращения так называемых спиральных рукавов. Из-за этого наша система не попадает в них, хотя большинство других звезд периодически оказываются там. В спиральных рукавах очень сильное излучение, которое способно убить всё живое. Если бы Солнце находилось на другой орбите, оно периодически попадало бы в спиральные рукава, что приводило бы к «стерилизации» жизни на Земле.

Исследование Солнца

Изначально люди относились к Солнцу как к божеству, дающему людям свет. Древние астрономы полагали, что наше светило – это лишь одна из планет, к которым также относили и Луну. Поэтому в честь него, как и в честь других планет, нередко называли дни недели. И сегодня в английском языке воскресенье носит название «Sunday», что переводится как «день Солнца». В 800 г. до н. э. китайцы впервые обнаружили на Солнце пятна.

Аристарх Самосский в III в. до н. э. первым предположил, что именно Земля вращается вокруг Солнца, а не наоборот. Но лишь во времена Коперника и Галилея эта теория была принята научным сообществом. Тогда же начались исследования Солнца с помощью телескопа. Галилей понял, что солнечные пятна – это часть светила. Изучая их, он понял, что звезда вращается вокруг своей оси, и даже смог определить период обращения.

В 1672 г. Д. Кассини смог достаточно точно рассчитать расстояние до светила. Для этого он определял положение Марса на небосводе в Париже и Кайенне (Южная Америка). Он получил значение в 140 млн км.

В XIX в. физики стали изучать спектр солнечного света. Этот метод позволял определить химический состав звезды. В 1868 г. было обнаружено, что в состав светила входит элемент, до того неизвестный человечеству. Его назвали гелием.

Большой загадкой для ученых оставалась природа энергии, излучаемой Солнцем. Выдвигались ошибочные версии, что звезда нагревается за счет падения на нее метеоритов или за счет гравитационного сжатия. Лишь с открытием ядерных реакций физики смогли предположить, что источник солнечного тепла – это термоядерный синтез.

Дальнейшее изучение Солнца связано с развитием космонавтики. С помощью советских аппаратов «Луна-1» и «Луна-2» в 1959 г. был открыт солнечный ветер.

Интересные факты о Солнце

Для любого объекта, излучающего тепло, можно посчитать отношение мощности к его объему. Оказывается, что удельная мощность Солнца примерно в тысячу раз меньше, чем удельная мощность человеческого организма! Это означает, что огромный объем выделяемого светилом тепла в первую очередь объясняется его гигантскими размерами.

Периодически всплески солнечной активности приводят к геомагнитным бурям. Мощнейшая из них произошла в 1859 г. В результате на Земле перестала работать телеграфная связь, а северное сияние наблюдалось даже над Кубой.

Сейчас общепризнанна теория, что Солнце образовалось из газопылевого облака. Однако откуда появилось само облако? Ученые предполагают, что оно является остатком предыдущих звезд. Химический анализ показывает, что Солнце является звездой уже третьего поколения. Это значит, что вещество, из которого состоит светило, ранее входило в состав двух других звезд, уже прекративших существование.

Хотя большинство планет вращаются вокруг Солнца в плоскости эклиптики, экватор самой звезды не совпадает с этой плоскостью, а наклонен на 7°. Эту аномалию до сих пор не удалось объяснить. Возможно, причиной этого является существование ещё одной планеты в Солнечной системе, чья орбита лежит не в плоскости эклиптики, а под углом к ней. Ряд наблюдений подтверждает существование Девятой планеты, но пока что говорить об ее открытии преждевременно.

Список использованных источников

Источник

Читайте также: Длина планет от солнца