Солнце
Снимок солнца в видимом свете ссолнечными пятнами ипотемнением к краю, 2013 год Снимок Солнца вусловном цвете,ультрафиолетовый спектр (длина волны 30,4 нм), 2010 год
Основные характеристики
Среднее расстояние отЗемли	1,496⋅1011м[1] (8,31световых минут) 1а. е.
Средний горизонтальный параллакс	8,794"
Видимая звёздная величина (V)	−26,74m[1]
Абсолютная звёздная величина	4,83m[1]
Спектральный класс	G2V
Параметрыорбиты
Расстояние от центраГалактики	~2,5⋅1020м (26 000 св. лет)
Расстояние от плоскостиГалактики	~4,6⋅1017м (48 св. лет)
Галактический период обращения	2,25—2,50⋅108лет
Скорость	~2,2⋅105 м/с[2] (на орбите вокруг центра Галактики) 19,4 км/с[1] (относительно соседнихзвёзд)
Физические характеристики
Средний диаметр	1,392⋅109м (109 диаметровЗемли)[1]
Экваториальныйрадиус	6,9551⋅108 м[3]
Длина окружности экватора	4,37001⋅109 м[3]
Полярное сжатие	9⋅10−6
Площадь поверхности	6,07877⋅1018м² (11 918 площадейЗемли)[3]
Объём	1,40927⋅1027м³ (1 301 019 объёмов Земли)[3]
Масса	1,9885⋅1030кг (332 940 масс Земли)[1]
Средняяплотность	1,409 г/см³[3]
Ускорение свободного падения на экваторе	274,0 м/с²[1][3] (27,96g[3])
Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с (55,2 земных)[3]
Эффективная температура поверхности	5780 К[4]
Температура короны	~1 500 000 К
Температура ядра	~15 700 000 К
Светимость	3,828⋅1026Вт[1] (~3,75⋅1028Лм)
Энергетическая яркость	2,009⋅107 Вт/(м²·ср)
Характеристикивращения
Наклон оси	7,25°[1][3] (относительно плоскостиэклиптики) 67,23° (относительно плоскостиГалактики)
Прямое восхождение северного полюса	286,13°[5] (19 ч 4 мин 30 с)
Склонение северного полюса	+63,87°[5]
Сидерический период вращения внешних видимых слоёв (на широте 16°)	25,38дней[1] (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)[5]
(на экваторе)	25,05 дней[1]
(у полюсов)	34,3 дней[1]
Скорость вращения внешних видимых слоёв (на экваторе)	7284 км/ч
Составфотосферы[6][7]
Водород	73,46 %
Гелий	24,85 %
Кислород	0,77 %
Углерод	0,29 %
Железо	0,16 %
Неон	0,12 %
Азот	0,09 %
Кремний	0,07 %
Магний	0,05 %
Сера	0,04 %

Со́лнце (астр. ☉) — одна иззвёзд нашейгалактики (Млечный Путь) и единственная звездаСолнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы:планеты и ихспутники,карликовые планеты и их спутники,астероиды,метеороиды,кометы икосмическая пыль.

Поспектральной классификации Солнце относится к типу G (жёлтый карлик), и подклассом 2V, или же к полномуспектральному классу G2V. Средняяплотность Солнца составляет 1,4 г/см³ (в 1,4 раза больше, чем у воды).Эффективная температура поверхности Солнца [фотосфера] — 5780кельвинов^[4] (5506 °С). Поэтому Солнце светит почти белым светом, но прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторыйжёлтый оттенок из-за более сильногорассеяния и поглощения коротковолновой части спектраатмосферой Земли (при ясном небе, смешиваясь с голубым рассеянным светом от неба, солнечный свет вновь даёт белое освещение).

Солнечноеизлучение поддерживаетжизнь наЗемле (свет необходим для начальных стадийфотосинтеза илисветовой фазы), определяетклимат.Светимость Солнца (суммарное количество энергии, выделяемое Солнцем за одну секунду)L_⊙ = 3,827⋅10²⁶ Вт.

Солнце состоит изводорода (массовое содержание водородаX ≈ 73 %),гелия (массовое содержаниеY ≈ 25 %^[8]) и другихэлементов с меньшей концентрацией (ниже все элементы тяжелее гелия в этом контексте называются металлами, как принято в астрофизике); их общее массовое содержаниеZ ≈ 2 %^[8]. Наиболеераспространёнными элементами тяжелее водорода и гелия, в порядке убывания содержания, являютсякислород,углерод,неон,азот,железо,магний,кремний,сера,аргон,алюминий,никель,натрий икальций. На 1 млн атомов водорода приходится 98 000атомов гелия, 851 атом кислорода, 398 атомов углерода, 123 атоманеона, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также малое количество прочих элементов^[9].

Масса СолнцаM_⊙ = (1,98847 ± 0,00007)⋅10³⁰ кг^[10], она составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы^[4].

Солнечный спектр содержит линииионизированных и нейтральныхметаллов, а также водорода и гелия. В нашейГалактике (Млечный Путь) насчитывается от 200 до 400 миллиардов звёзд^[11][12]. При этом 85 % звёзд нашей галактики — это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своёмкрасные карлики). Как и все звёздыглавной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путёмтермоядерного синтеза гелия из водорода. В случае Солнца более 99 % энергии выделяется черезпротон-протонный цикл, тогда как для более массивных звёзд главной последовательности преимущественным путём синтеза гелия являетсяCNO-цикл.

Солнце — ближайшая к Земле звезда. Средняя удалённость Солнца от Земли — 149,6 млнкм^[1] — приблизительно равнаастрономической единице, авидимый угловой диаметр при наблюдении сЗемли, как и уЛуны, — чуть больше полуградуса (31—32угловых минуты). Солнце находится на расстоянии около26 000световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него наящичной орбите, делаяодин оборот за225—250 миллионов лет^[13].Орбитальная скорость Солнца равна217 км/с — таким образом,световой год оно проходит примерно за1400 земныхлет, а однуастрономическую единицу — за 8 земных суток^[14].

В настоящее время Солнце находится во внутреннем краерукава Ориона нашейГалактики, междурукавом Персея ирукавом Стрельца, и движется черезМестное межзвёздное облако — область повышенной плотности, расположенную в имеющем меньшую плотностьМестном пузыре — зоне рассеянногомежзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самымблизким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (егоабсолютная звёздная величина +4,83^m).

В разделеимеютсяутверждения, не подкреплённые источниками. Вы можете улучшить статью, внесяболее точные указания наисточники, подтверждающие написанное.(18 мая 2025)

Солнце принадлежит к первому типузвёздного населения. Одна из распространённых теорий возникновения Солнечной системы предполагает, что её формирование было вызвано взрывами одной или несколькихсверхновых звёзд^[15]. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится аномально большая долязолота иурана, которые могли бы быть результатомэндотермических реакций, вызванных этим взрывом, илиядерного превращения элементов путём поглощениянейтронов веществом массивной звезды второго поколения.

Излучение Солнца — основной источник энергии наЗемле. Его мощность характеризуетсясолнечной постоянной —мощностью излучения, проходящего через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам и расположенную на расстоянии однойастрономической единицы от Солнца (то есть на орбите Земли) вне земнойатмосферы. Эта постоянная равна приблизительно1,37 кВт/м².

Проходя сквозьатмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно370 Вт/м², и до земной поверхности доходит только1000 Вт/м² (при ясной погоде и когда Солнце находится взените). Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так,растения, используя её посредствомфотосинтеза, синтезируюторганические соединения с выделениемкислорода. Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощьюфотоэлементов может быть использовано для производстваэлектроэнергии (солнечными электростанциями) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая внефти и других видахископаемого топлива.

Ультрафиолетовое излучение Солнца имеетантисептические свойства, позволяющие использовать его длядезинфекцииводы и различных предметов. Оно также вызываетзагар и имеет другиебиологические эффекты, например стимулирует производство в организмевитамина D. Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляетсяозоновым слоем в земной атмосфере, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно меняется сширотой. Угол, под которым Солнце стоит над горизонтом вполдень, влияет на многие типыбиологической адаптации, например от него зависит цвет кожи человека в различных регионах земного шара^[16].

Наблюдаемый с Землипуть Солнца по небесной сфере изменяется в течениегода. Путь, описываемый в течение года той точкой, которую занимает Солнце на небе в определённое заданное время, называетсяаналеммой и имеет форму цифры 8, вытянутой вдоль оси север — юг. Самая заметная вариация в видимом положении Солнца на небе — его колебание вдоль направлениясевер —юг самплитудой 47° (вызванное наклоном плоскостиэклиптики к плоскостинебесного экватора, равным 23,5°). Существует также другая компонента этой вариации, направленная вдоль осивосток —запад и вызванная увеличением скоростиорбитального движенияЗемли при её приближении кперигелию и уменьшением — при приближении кафелию. Первое из этих движений (север — юг) является причиной сменывремён года.

Земля проходит через точкуафелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км, а через точкуперигелия — в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км^[17]. Видимый диаметр Солнца между этими двумя датами меняется на 3 %^[18]. Поскольку разница в расстоянии составляет примерно 5 млн км, то в афелии Земля получает примерно на 7 % меньше тепла. Таким образом, зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее.

Солнце — магнитоактивная звезда. Она обладает сильныммагнитным полем,напряжённость которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые11 лет, во времясолнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называетсясолнечной активностью и включает в себя такие явления, каксолнечные пятна,солнечные вспышки, вариациисолнечного ветра и т. д., а на Земле вызываетполярные сияния в высоких и средних широтах игеомагнитные бури, которые негативно сказываются на работесредств связи, средств передачиэлектроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы (вызывают головную боль и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям)^[19][20]. Предполагается, что солнечная активность играла большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной атмосферы.

Солнце является молодой звездойтретьего поколения (популяции I) с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений (соответственно популяций III и II).

Текущий возраст Солнца (точнее время его существования наглавной последовательности), оценённый с помощьюкомпьютерных моделейзвёздной эволюции, равен приблизительно 4,5 миллиарда лет^[21].

Считается^[21], что Солнце сформировалось примерно 4,5 миллиарда лет назад, когда быстрое сжатие под действиемсил гравитацииоблака молекулярного водорода (также, возможно, облака из смеси молекулярного водорода и атомов других химических элементов) привело к образованию в нашей областиГалактики звезды первого типазвёздного населения типаT Тельца.

Звезда такоймассы, как Солнце, должна существовать наглавной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла^[22]. На современном этапе всолнечном ядре идуттермоядерные реакции превращенияводорода вгелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 миллионовтоннвещества превращается вэнергию, в результате чего генерируется эквивалентное количество солнечного излучения и поток солнечныхнейтрино.

По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородногогорючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается. К возрасту 5,6 млрд лет, через 1,1 млрд лет от настоящего времени, наше дневное светило будет ярче на 11 %, чем сейчас^[23].

Уже в этот период, ещё до стадиикрасного гиганта, возможно исчезновение или кардинальное изменение жизни на Земле из-за повышения температуры поверхности планеты, вызванного увеличением яркости Солнца и парникового эффекта, индуцированного парами воды^{[24][25][26][27]}. К этому моменту Солнце достигнет максимальной поверхностной температуры (5800 К) за всё своё время эволюции в прошлом и будущем вплоть до фазыбелого карлика; на следующих стадиях температура фотосферы будет меньше.Несмотря на прекращение жизни в её современном понимании, жизнь на планете может остаться в глубинах морей и океанов^[28].

К возрасту 8 млрд лет (через 3,5 млрд лет от настоящего времени) яркость Солнца возрастёт на 40 %^[23]. К тому времени условия на Земле, возможно, будут подобны нынешним условиям наВенере: вода с поверхности планеты исчезнет полностью и улетучится в космос. Скорее всего, это приведёт к окончательному уничтожению всех наземных форм жизни^[28]. По мере того как водородное топливо в солнечном ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться.

Когда Солнце достигнет возраста 10,9 млрд лет (6,4 млрд лет от настоящего времени), водород в ядре кончится, а образовавшийся из него гелий, ещё неспособный в этих условиях к термоядерному горению, станет сжиматься и уплотняться ввиду прекращения ранее поддерживавшего его «на весу» потока энергии из центра. Горение водорода будет продолжаться в тонком внешнем слое ядра. На этой стадии радиус Солнца достигнет 1,59R_⊙, а светимость будет в 2,21 раза больше современной. В течение следующих 0,7 млрд лет Солнце будет относительно быстро расширяться (до 2,3R_⊙), сохраняя почти постоянную светимость, а его температура упадёт с 5500 K до 4900 K^[28]. В конце этой фазы, достигнув возраста 11,6 млрд лет (через 7 млрд лет от настоящего времени) Солнце станетсубгигантом^[28].

Приблизительно через 7,6—7,8^[28][29] миллиарда лет, к возрасту 12,2 млрд лет,ядро Солнца разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке^[29]. Это повлечёт за собой бурное расширение внешних оболочек светила, таким образом Солнце покинетглавную последовательность, на которой оно находилось почти с момента своего рождения, и станеткрасным гигантом, перейдя навершину ветви красных гигантовдиаграммы Герцшпрунга — Рассела^[29]. В этой фазе радиус Солнца увеличится в 256 раз по сравнению с современным^[29]. Расширение звезды приведёт к сильному увеличению её светимости (в 2700 раз) и охлаждению поверхности до 2650 К^[29]. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента из-за усилениясолнечного ветра вследствие многократного увеличения площади поверхности Солнце потеряет более 28 %^[28] своей массы, и это приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту, избежав, таким образом, поглощения внешними слоями солнечной плазмы^[26][30]. Хотя исследования2008 года показывают, что Земля, скорее всего, будет поглощена Солнцем вследствие замедления вращения Солнца и последующихприливных взаимодействий с его внешней оболочкой^[29], которые приведут к приближению орбиты Земли обратно к Солнцу.Даже если Земля избежит поглощения Солнцем, всявода на ней перейдёт в газообразное состояние, а еёатмосфера будет сорвана сильнейшимсолнечным ветром^[31].

Данная фаза существования Солнца продлится около 10 миллионов лет. Когда температура в ядре достигнет 100 млн К, произойдётгелиевая вспышка, и начнётся термоядерная реакция синтезауглерода икислорода изгелия^[28]. Солнце, получившее новый источник энергии, уменьшится в размере до 9,5R_⊙^[28]. Спустя 100—110 млн лет, когда запасы гелия иссякнут, повторится бурное расширение внешних оболочек звезды, и она снова станет красным гигантом^[28]. Этот период существования Солнца будет сопровождаться мощными вспышками, временами его светимость будет превышать современный уровень в 5200 раз^[28][32]. Это будет происходить от того, что в термоядерную реакцию будут вступать ранее не затронутые остатки гелия^[32]. В таком состоянии Солнце просуществует около 20 млн лет^[28].

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывомсверхновой. После того как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана, и из неё образуетсяпланетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированный из ядра Солнцабелый карлик, очень горячий и плотный объект, по размерам сопоставимый с планетой Земля^[28]. Изначально этот белый карлик будет иметь температуру поверхности 120 000 К^[28] и светимость 3500^[28] солнечных, но в течение многих миллионов и миллиардов лет будет остывать и угасать. Данный жизненный цикл считается типичным для звёзд малой и средней массы.

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (то есть 20—25 % от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром^[33]. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³^[34] (в 150 раз выше плотностиводы и в ~6,6 раз выше плотности самого плотногометалла на Земле —осмия), а температура в центре ядра — более 14 млнК. Анализ данных, проведённый миссиейSOHO, показал, что в ядре скоростьвращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности^[33][35].В ядре осуществляетсяпротон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёхпротонов образуетсягелий-4^[36]. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26 млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2⋅10²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам,276,5 Вт/м³^[37]. Таким образом, на объём человека (0,05 м³) приходится выделение тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), что на порядок меньше удельного тепловыделения живого бодрствующего человека. Удельное же тепловыделение всего объёма Солнца ещё на два порядка меньше. Благодаря столь скромному удельному энерговыделению запасов «топлива» (водорода) хватает на несколько миллиардов лет поддержания термоядерной реакции.

Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть дофотосферы, с которой излучается в виде солнечного света икинетической энергии^[38][39].

Над ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощенияфотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигаетконвективной зоны, согласно современным моделям Солнца, может лежать в пределах от 10 тысяч до 170 тысяч лет (иногда встречающаяся цифра в миллионы лет считается завышенной)^[40].

Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине^[41]. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит отом, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия^[42]. Для сравнения, в красных карликах давление не может препятствовать перемешиванию вещества и зона конвекции начинается сразу от ядра. Плотность вещества в данной зоне колеблется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) г/см³^[41].

Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называетсяконвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхноститемпература падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земноговоздуха^[41].

По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества.Термики в конвективной зоне вызывают на поверхностигранулы (которые по сути являются вершинами термиков) исупергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем1—2 км/с, а максимальные её значения достигают6 км/с. Время жизни гранулы составляет 10—15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвективной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновениюячеек Бенара^[43]. Также движения в этой зоне вызывают эффектмагнитного динамо и, соответственно, порождаютмагнитное поле, имеющее сложную структуру^[41].

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствуетоптической толщине приблизительно в 2/3 единиц^[44]. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100^[45] до 400 км^[1]. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до нас уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К^[1]. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5772 К^[1]. Она может быть рассчитана позакону Стефана — Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца и т. д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твёрдых тел^[45]. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно — на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах — за 30 дней^[45].

Хромосфера (отдр.-греч.χρῶμα — цвет,σφαῖρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000км, окружающая фотосферу^[46]. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфалиния излученияводорода изсерии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемыеспикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60—70 тыс.^[47] Из-за этого в конце XIX века итальянский астрономСекки, наблюдая хромосферу втелескоп, сравнил её с горящимипрериями. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика)^[46].

Плотность хромосферы невелика, поэтомуяркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полномсолнечном затмении, когдаЛуна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм).

Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях^[48]:

• хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейкисупергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике;
• флоккулы — светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями — активным областям, часто окружаютсолнечные пятна;
• волокна и волоконца (фибриллы) — тёмные линии различной ширины и протяжённости, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

В разделеимеютсяутверждения, не подкреплённые источниками. Вы можете улучшить статью, внесяболее точные указания наисточники, подтверждающие написанное.(18 мая 2025)

Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит изпротуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 до 2 млнК, а максимальная, в отдельных участках, — от 8 до 20 млн К^[49]. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во времяполного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффектоммагнитного пересоединения^[49][50] и воздействиемударных волн (см.Проблема нагрева короны). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме — вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает вультрафиолетовом ирентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощьюкосмических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а такжекорональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтомусолнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона^[51]. K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9—10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца — около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектрфотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9-10′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20нм, полностью исходит из короны^[51]. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Двекорональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

В разделеимеютсяутверждения, не подкреплённые источниками. Вы можете улучшить статью, внесяболее точные указания наисточники, подтверждающие написанное.(18 мая 2025)

Из внешней частисолнечной короны истекаетсолнечный ветер — потокионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границгелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента — медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около400 км/с и температуру1,4—1,6⋅10⁶ К и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около750 км/с, температуру 8⋅10⁵ К и по составу похож на вещество фотосферы^[52]. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности^[53].

В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3⋅10³⁶ частиц в секунду^[53][54]. Следовательно, полная потеря массы Солнцем (на данный вид излучения) составляет за год 2—3⋅10⁻¹⁴ солнечных масс^[55]. Потеря за 150 млн лет эквивалентна земной массе^[56]. Многие природные явления наЗемле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числегеомагнитные бури иполярные сияния.

Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 годасоветскойстанцией «Луна-1»^[57]. Наблюдения проводились с помощьюсцинтилляционного счётчика и газового ионизационного детектора^[58]. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «Маринер-2»^[59]. В конце 1990-х годов с помощью ультрафиолетового коронального спектрометра (англ. Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS)) на борту спутникаSOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах.

В разделене хватаетссылок на источники (см.рекомендации по поиску). Информация должна бытьпроверяема, иначе она может быть удалена. Вы можетеотредактировать статью, добавив ссылки наавторитетные источники в видесносок.(11 ноября 2024)

Так как солнечнаяплазма имеет достаточно высокуюэлектропроводность, в ней могут возникатьэлектрические токи и, как следствие,магнитные поля. Непосредственно наблюдаемые в солнечной фотосфере магнитные поля принято разделять на два типа, в соответствии с их масштабом.

Крупномасштабное (общее илиглобальное) магнитное поле с характерными размерами, сравнимыми с размерами Солнца, имеет среднюю напряжённость на уровне фотосферы порядка несколькихгаусс. В минимуме цикла солнечной активности оно имеет приблизительнодипольную структуру, при этом напряжённость поля на полюсах Солнца максимальна. Затем, по мере приближения к максимуму цикла солнечной активности, напряжённости поля на полюсах постепенно уменьшаются и через один-два года после максимума цикла становятся равными нулю (так называемая «переполюсовка солнечного магнитного поля»). На этой фазе общее магнитное поле Солнца не исчезает полностью, но его структура носит не дипольный, аквадрупольный характер. После этого напряжённость солнечного диполя снова возрастает, но при этом он имеет уже другую полярность. Таким образом, полный цикл изменения общего магнитного поля Солнца, с учётом перемены знака, равен удвоенной продолжительности 11-летнего цикла солнечной активности — примерно 22 года («закон Хейла»).

Средне- и мелкомасштабные (локальные) поля Солнца отличаются значительно бо́льшими напряжённостями полей и меньшей регулярностью. Самые мощные магнитные поля (до нескольких тысяч гаусс) наблюдаются в группахсолнечных пятен в максимумесолнечного цикла. При этом типична ситуация, когда магнитное поле пятен в западной («головной») части данной группы, в том числе самого крупного пятна (т. н. «лидера группы») совпадает с полярностью общего магнитного поля на соответствующем полюсе Солнца («p-полярностью»), а в восточной («хвостовой») части — противоположна ему («f-полярность»). Таким образом, магнитные поля пятен имеют, как правило, биполярную или мультиполярную структуру. В фотосфере также наблюдаются униполярные области магнитного поля, которые, в отличие от групп солнечных пятен, располагаются ближе к полюсам и имеют значительно меньшую напряжённость магнитного поля (несколько гаусс), но большую площадь и продолжительность жизни (до нескольких оборотов Солнца).

Согласно современным представлениям, разделяемым большей частью исследователей, магнитное поле Солнца генерируется в нижней частиконвективной зоны с помощью механизмагидромагнитного конвективного динамо, а затем всплывает в фотосферу под воздействиеммагнитной плавучести. Этим же механизмом объясняется 22-летняя цикличность солнечного магнитного поля.

Существуют также некоторые указания^[60] на наличие первичного (то есть возникшего вместе с Солнцем) или, по крайней мере, очень долгоживущего магнитного поля ниже дна конвективной зоны — влучистой зоне иядре Солнца.

В разделене хватаетссылок на источники (см.рекомендации по поиску). Информация должна бытьпроверяема, иначе она может быть удалена. Вы можетеотредактировать статью, добавив ссылки наавторитетные источники в видесносок.(11 ноября 2024)

Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. Эти поля проявляются вфотосфере каксолнечные пятна и вызывают такие явления, каксолнечные вспышки, генерацию потоков ускоренных частиц, изменения в уровнях электромагнитного излучения Солнца в различных диапазонах,корональные выбросы массы, возмущениясолнечного ветра, вариации потоков галактическихкосмических лучей (Форбуш-эффект) и т. д.^{[источник не указан 249 дней]}

С солнечной активностью связаны также вариациигеомагнитной активности (в том числе имагнитные бури), которые являются следствием достигающих Земли возмущений межпланетной среды, вызванных, в свою очередь, активными явлениями на Солнце.^{[источник не указан 249 дней]}

Одним из наиболее распространённых показателей уровня солнечной активности являетсячисло Вольфа, связанное с количеством солнечных пятен на видимой полусфере Солнца. Общий уровень солнечной активности меняется с характерным периодом, примерно равным 11 годам (так называемый «цикл солнечной активности» или «одиннадцатилетний цикл»). Этот период выдерживается неточно и в XX веке был ближе к 10 годам, а за последние 300 лет варьировался примерно от 7 до 17 лет. Циклам солнечной активности принято приписывать последовательные номера, начиная от условно выбранного первого цикла, максимум которого был в 1761 году. В2000 году наблюдался максимум23-го цикла солнечной активности.^{[источник не указан 249 дней]}

Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половинеXVII века солнечная активность и, в частности, её одиннадцатилетний цикл были сильно ослаблены (минимум Маундера). В эту же эпоху в Европе отмечалось снижение среднегодовых температур (т. н.Малый ледниковый период), что, возможно, вызвано воздействием солнечной активности наклимат Земли. Существует также точка зрения, чтоглобальное потепление до некоторой степени вызвано повышением глобального уровня солнечной активности во второй половинеXX века. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны.^{[источник не указан 249 дней]}

Самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений возникла в апреле1947 года в южном полушарии Солнца. Её максимальная длина составляла 300 000 км, максимальная ширина — 145 000 км, а максимальная площадь превышала 6000 миллионных долей площади полусферы (мдп) Солнца^[61], что примерно в 36 раз больше площади поверхностиЗемли. Группа была легко видна невооружённым глазом в предзакатные часы. Согласно каталогуПулковской обсерватории, эта группа (№ 87 за 1947 год) проходила по видимой с Земли полусфере Солнца с 31 марта по 14 апреля 1947 года, максимальная её площадь составила 6761 мдп, а максимальная площадь наибольшего пятна в группе — 5055 мдп; количество пятен в группе достигало 172^[62].

Так как магнитная активность Солнца подвержена периодическим изменениям, а вместе с этим изменяется и егосветимость (илиСолнечная цикличность), его можно рассматривать какпеременную звезду. В годы максимумаактивности Солнце ярче, чем в годы минимума. Амплитуда измененийсолнечной постоянной достигает 0,1 % (в абсолютных значениях это1 Вт/м², тогда как среднее значение солнечной постоянной —1361,5 Вт/м²)^[63].

Также некоторые исследователи относят Солнце к классу низкоактивныхпеременных звёзд типа BY Дракона. Поверхность таких звёзд покрыта пятнами (до 30 % от общей площади), и за счёт вращения звёзд наблюдаются изменения их блеска. У Солнца такая переменность очень слабая^[64][65].

Вокруг Солнца обращается большое количество небесных тел меньшего размера, а именно:

• Восемь большихпланет (Меркурий,Венера,Земля,Марс,Юпитер,Сатурн,Уран,Нептун) и ихспутники.
• Множествоастероидов ипланет-карликов, которые группируются впояс астероидов ипояс Койпера.
• Кометы.

Самые далёкие из этих тел удалены на расстояния порядка 100 а. е. от Солнца.В состав Солнечной системы включают также гипотетическоеоблако Оорта, которое должно быть расположено ещё в примерно 1000 раз дальше. Все объекты Солнечной системы образовались в то же время, что и Солнце, из того же газопылевого облака.^{[источник не указан 249 дней]}

Спектральный диапазон электромагнитного излучения Солнца очень широк — отрадиоволн^[66] дорентгеновских лучей — однако максимум его интенсивности приходится навидимый свет (жёлто-зелёную частьспектра).^{[источник не указан 249 дней]}

Для людей,животных ирастений солнечный свет является очень важным. У значительной их части свет вызывает изменениециркадного ритма. Так, на человека, по некоторым исследованиям, оказывает влияние свет интенсивности более 1000люкс^[67], причём его цвет имеет значение^[68]. В тех областях Земли, которые в среднем за год получают мало солнечного света, напримертундре, устанавливается низкая температура (до −35 °C зимой), короткий сезон роста растений, малоебиоразнообразие и низкорослая растительность^[69].

В зелёных листьях растений содержится зелёный пигментхлорофилл. Этот пигмент служит улавливателем световой энергии в процессефотосинтеза — сложного цикла реакций синтеза органических веществ изуглекислого газа иводы с использованием энергии света. Одним из продуктов фотосинтеза являетсякислород^[70]. Таким образом, фотосинтез обеспечивает возможность существования жизни на Земле. Животные существуют за счёт поедания растений, которые накапливают энергию Солнца в виде энергии химических соединений, и дыхания выделяемым ими кислородом^[71].

Земная поверхность и нижние слоивоздуха —тропосфера, где образуютсяоблака и возникают другие метеорологические явления, непосредственно получают энергию от Солнца. Основной приток энергии в систему атмосфера — Земля обеспечивается излучением Солнца в спектральном диапазоне от 0,1 до 4 мкм. При этом в диапазоне от 0,3 мкм до 1,5—2 мкм атмосфера Земли прозрачна для солнечного излучения почти полностью. В ультрафиолетовой области спектра (для волн короче 0,3 мкм) излучение поглощается в основномслоем озона, расположенного на высотах 20—60 км. Рентгеновское и гамма-излучение до поверхности Земли практически не доходят^[72]. Плотность мощности излучения Солнца на расстоянии 1 астрономической единицы вне атмосферы Земли равна около1367 Вт/м² (солнечная постоянная). По данным за 2000—2004 годы^[73], усреднённый по времени и по поверхности Земли, этот поток составляет341 Вт/м²^[74][75] или1,74⋅10¹⁷ Вт в расчёте на полную поверхность Земли (полнаясветимость Солнца примерно в 2,21⋅10⁹ раза больше).^{[источник не указан 249 дней]}

Помимо этого, в атмосферу Земли проникает поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью300—1200 км/с в окружающее космическое пространство (солнечный ветер). Во многих районах близ полюсов планеты это приводит кполярным сияниям («северным сияниям»). Также с солнечным ветром связано множество других природных явлений, в частностимагнитные бури^[76]. Магнитные бури, в свою очередь, могут воздействовать на земные организмы. Разделбиофизики, изучающий подобные влияния, называетсягелиобиологией.^{[источник не указан 249 дней]}

Также важным для живых организмов являетсяизлучение Солнца в ультрафиолетовом диапазоне. Так, под действием ультрафиолета образуется жизненно необходимыйвитамин D^[77]. При его недостатке возникает серьёзное заболевание —рахит^[78]. Из-за недостатка ультрафиолетовых лучей может нарушиться нормальное поступление кальция, вследствие чего усиливается хрупкость мелких кровеносных сосудов, увеличивается проницаемость тканей. Однако длительное действие ультрафиолета способствует развитиюмеланомы, различных видоврака кожи, ускоряет старение и появление морщин. От избыточного излучения Землю предохраняетозоновый слой, без которого, как считается, жизнь не смогла бы вообще выбраться из океанов^[79].

Солнечные затмения упоминаются уже в античных источниках^[80]. Однако наибольшее число датированных описаний содержится в западно-европейских средневековых хрониках и анналах. Например, солнечное затмение упоминаетМаксимин Трирский, который записал, что в «538 г. 16 февраля, с первого до третьего часа было солнечное затмение»^[81].

Возникает данное явление из-за того, чтоЛуна закрывает (затмевает) полностью или частично Солнце от наблюдателя на Земле. Солнечное затмение возможно только вноволуния, когда сторона Луны, обращённая к Земле, не освещена и сама Луна не видна. Затмения возможны, только если новолуние происходит вблизи одного из двухлунных узлов (точки пересечения видимых орбит Луны и Солнца), не далее чем примерно в 12 градусах от одного из них. По астрономической классификации, если затмение хотя бы где-то на поверхности Земли может наблюдаться как полное, оно называется полным^[82]. Если затмение может наблюдаться только как частное (такое бывает, когдаконустени Луны проходит вблизи земной поверхности, но не касается её), затмение классифицируется как частное. Когда наблюдатель находится в тени от Луны, он наблюдает полное солнечное затмение. Когда он находится в областиполутени, он может наблюдать частное солнечное затмение. Помимо полных и частных солнечных затмений, бываюткольцеобразные затмения. Визуально при кольцеобразном затмении Луна проходит по диску Солнца, но оказывается меньше Солнца в диаметре и не может скрыть его полностью. Данное явление вызвано изменением угловых размеров Луны на небе вследствие эллиптичности её орбиты^[83][84].

В год на Земле может происходить от 2 до 5 солнечных затмений, из которых не более двух — полные или кольцеобразные^[85][86].В среднем за сто лет происходит 237 солнечных затмений, из которых 160 — частные, 63 — полные, 14 — кольцеобразные^[87]. В определённой точке земной поверхности затмения в большой фазе происходят достаточно редко, ещё реже наблюдаются полные солнечные затмения. Так, на территории Москвы с XI по XVIII век можно было наблюдать 159 солнечных затмений с фазой больше 0,5, из которых всего 3 полных (11.08.1124, 20.03.1140 и 7.06.1415)^[88]. Ещё одно полное солнечное затмение произошло 19 августа 1887 года. Кольцеобразное затмение можно было наблюдать в Москве 26 апреля 1827 года. Очень сильное затмение с фазой 0,96 произошло 9 июля 1945 года. Следующее полное солнечное затмение ожидается в Москве 16 октября 2126 года^[89].

Полные солнечные затмения позволяют наблюдать корону и ближайшие окрестности Солнца, что в обычных условиях крайне затруднено (хотя с1996 года астрономы получили возможность постоянно обозревать окрестности нашей звезды благодаря работеспутника SOHO (англ. Solar and Heliospheric Observatory — солнечная и гелиосферная обсерватория)).Французский учёныйПьер Жансен во время полного солнечного затмения вИндии18 августа1868 года впервые исследовалхромосферу Солнца и получилспектр новогохимического элемента. Этот элемент назвали в честь Солнца —гелием^[90].17 мая1882 года во время солнечного затмения наблюдателями изЕгипта была замечена комета, пролетающая вблизи Солнца^[91].

Ближайшие к Солнцу три звезды находятся на расстоянии примерно 4,3светового года (около 270 тыс. а. е.). Они составляют звёздную системуАльфа Центавра и движутся по сложным траекториям вокруг друг друга. На текущий момент ближе всех находитсяПроксима Центавра.^{[источник не указан 249 дней]}

В настоящее время известны несколько «двойников» Солнца, которые являются практически полными аналогами нашей звезды помассе,светимости,температуре (±50 К),металличности (±12 %), возрасту (±1 млрд лет) и т. д.^[92], среди которых:

• Бета Гончих Псов;
• 18 Скорпиона;
• 37 Близнецов;
• HD 44594;
• HIP 56948.

Относительно ближайших звёзд Cолнце движется со скоростью около 19,2 км/с в сторону точки, имеющейэкваториальные координаты α = 270°, δ = 30° (в созвездииГеркулеса)^[93].

Однако эта скорость намного меньше скорости движения Солнца относительноцентра Галактики. Вместе с зоной синхронного вращения (коротации)Галактики, Солнце вращается по эллиптической орбите вокруг её центра, совершая оборот за 225—250 млн лет. При этом линейная скорость составляет 220—240 км/с^[94]. Её направление сравнительно медленно, но меняется (на противоположное оно изменится через половину периода — около 125 млн лет). В настоящее время этот вектор направлен в сторону созвездияЛебедя. Помимо движения вокруг центра Галактики, Солнце совершает также колебания относительно плоскости галактики, пересекая её каждые 30—35 миллионов лет (по другим расчётам — каждые 20-25 млн лет) и оказываясь то в северном, то в южном галактическом полушарии. Нахождение в зоне коротации максимизирует интервал между прохождением Солнцем спиральных рукавов^[95].

Также Солнце вместе со всей Галактикой совершает движение относительно центраМестной группы галактик^[96].

В 1969 году была впервые выделена дипольная компонента^[97] вреликтовом излучении: температура его оказалась не одинакова по всему небу. В направлении созвездияЛьва она была на 0,1 % выше среднего и на 0,1 % ниже в противоположном^[98]. Это следствиеэффекта Доплера, возникающего при движении Солнца относительно реликтового фона со скоростью примерно 370 км/с в сторону созвездия Льва. Это движение складывается из движения Солнца относительно центра Галактики, движения Галактики относительно центра масс Местной группы и собственного движения Местной группы. Скорость последнего, по современным данным, составляет 627±22 км/с и направлена в сторону точки сгалактическими координатами${\displaystyle l=276\pm 3^{\circ }}$,${\displaystyle b=30\pm 3^{\circ }}$^[99][100] (эта точка располагается в созвездииГидры^[101]).

На пути вокруг центра Галактики Солнце движется в настоящее время сквозь область разреженного горячего газа, известную какМестный пузырь, и через находящееся в этой областиМестное межзвёздное облако, которое выдувается из области звездообразования под названиемАссоциация Скорпиона-Центавра. Солнце движется сквозь область Местного пузыря последние 5 или даже 10 млн лет, оно вошло в Местное межзвёздное облако где-то между 44 и 150 тыс. лет назад и, как ожидается, останется в его пределах ещё в течение 10—12 тыс. лет^[102][103].

В разделене хватаетссылок на источники (см.рекомендации по поиску). Информация должна бытьпроверяема, иначе она может быть удалена. Вы можетеотредактировать статью, добавив ссылки наавторитетные источники в видесносок.(18 мая 2025)

С самых ранних времён человечество отмечало важную роль Солнца — яркого диска на небе, несущего свет и тепло.^{[источник не указан 249 дней]}

Во многих доисторических иантичных культурах Солнце почиталось как божество. Культ Солнца занимал важное место в религиях цивилизацийЕгипта,инков,ацтеков. Многие древние памятники связаны с Солнцем: например,мегалиты точно отмечают положение летнегосолнцестояния (одни из крупнейших мегалитов такого рода находятся вНабта-Плайя (Египет) и вСтоунхендже (Великобритания)), пирамиды вЧичен-Ице (Мексика) построены таким образом, чтобы тень от Земли скользила по пирамиде в дни весеннего и осеннегоравноденствий, и так далее.Древнегреческиеастрономы, наблюдая видимое годовое движение Солнца вдольэклиптики, считали Солнце одной из семипланет (отдр.-греч.ἀστὴρ πλανήτης — блуждающая звезда). В некоторых языках Солнцу, наравне с планетами, посвящёндень недели.^{[источник не указан 249 дней]}

В разделеимеютсяутверждения, не подкреплённые источниками. Вы можете улучшить статью, внесяболее точные указания наисточники, подтверждающие написанное.(18 мая 2025)

Одним из первых попытался взглянуть на Солнце с научной точки зрения греческий философАнаксагор. Он говорил, что Солнце — это не колесницаГелиоса, как училагреческая мифология, а гигантский, «размерами больше, чемПелопоннес», раскалённый металлический шар. За это еретическое учение он был брошен в тюрьму, приговорён к смерти и освобождён только благодаря вмешательствуПерикла.^{[источник не указан 249 дней]}

Идея о том, что Солнце — это центр, вокруг которого обращаются планеты, высказываласьАристархом Самосским идревнеиндийскими учёными (см.Гелиоцентрическая система мира). Эта теория была возрожденаКоперником вXVI веке.^{[источник не указан 249 дней]}

Первым расстояние от Земли до Солнца пытался вычислитьАристарх Самосский, измеряя угол между Солнцем иЛуной вфазу первой или последней четверти и определяя из соответствующегопрямоугольного треугольника отношение расстояния от Земли до Луны к расстоянию от Земли до Солнца^[104]. По Аристарху, расстояние до Солнца в 18 раз больше расстояния до Луны. На самом деле расстояние до Солнца в 394 раза больше расстояния до Луны. А вот расстояние до Луны в античности было определено весьма точно Гиппархом, причём он использовал другой метод, предложенный Аристархом Самосским^[104].

Китайские астрономы в течение столетий, со времён династииХань, наблюдалисолнечные пятна. Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хроникеИоанна Вустерского^[105]. С1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретениетелескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем —гелиоскопа — позволилоГалилею,Томасу Хэрриоту,Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей признал пятна частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них^[106].

Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца способом параллакса получилиДжованни Доменико Кассини иЖан Рише. В1672 году, когда Марс находился в великом противостоянии с Землёй, они измерили положение Марса одновременно вПариже и вКайенне — административном центре Французской Гвианы. Наблюдавшийся параллакс составил 24″. По результатам этих наблюдений было найдено расстояние от Земли до Марса, которое было затем пересчитано в расстояние от Земли до Солнца — 140 млн км.

В началеXIX века отецПьетро Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi), главный астроном Ватикана, положил начало такому направлению исследования в астрономической науке, какспектроскопия, разложив солнечный свет на составные цвета. Стало понятно, что таким образом можно изучать состав звёзд, иФраунгофер обнаружиллинии поглощения в спектре Солнца. Благодаря спектроскопии был обнаружен новый элемент в составе Солнца, который назвалигелием в честь древнегреческого бога Солнца Гелиоса.

Долгое время непонятными оставались источники солнечной энергии. В1848 годуРоберт Майер выдвинулметеоритную гипотезу, согласно которой Солнце нагревается благодаря бомбардировке метеоритами. Однако при таком количестве метеоритов сильно нагревалась бы и Земля; кроме того, земные геологические напластования состояли бы в основном из метеоритов; наконец, масса Солнца должна была расти, и это сказалось бы на движении планет^[107]. Поэтому во второй половине XIX века многими исследователями наиболее правдоподобной считалась теория, развитаяГельмгольцем (1853) илордом Кельвином^[108], которые предположили, что Солнце нагревается за счёт медленногогравитационного сжатия («механизм Кельвина — Гельмгольца»). Основанные на этом механизме расчёты оценивали максимальный возраст Солнца в 20 млн лет, а время, через которое Солнце потухнет, — не более чем в 15 млн^[107]. Однако эта гипотеза противоречилагеологическим данным о возрастегорных пород, которые указывали на намного бо́льшие цифры. Так, например,Чарльз Дарвин отметил, чтоэрозиявендских отложений продолжалась не менее 300 млн лет^[109]. Тем не менееэнциклопедия Брокгауза и Ефрона считает гравитационную модель единственно допустимой^[107].

Только вXX веке было найдено правильное решение этой проблемы. ПервоначальноРезерфорд выдвинул гипотезу, что источником внутренней энергии Солнца являетсярадиоактивный распад^[110]. В1920 годуАртур Эддингтон предположил, что давление и температура в недрах Солнца настолько высоки, что там может идтитермоядерная реакция, при которой четыре ядра водорода (протоны) сливаются в ядрогелия-4. Так как масса последнего меньше, чем сумма масс четырёх свободных протонов, то часть из-за дефекта массы в этой реакции переходит вэнергию фотонов^[111]. То, чтоводород преобладает в составе Солнца, подтвердила в1925 годуСесилия Пейн. Теория термоядерного синтеза была развита в 1930-х годах астрофизикамиСубраманьяном Чандрасе́каром иХансом Бете. Бете детально рассчитал две главные термоядерные реакции, которые являются источниками энергии Солнца^[112][113]. Наконец, в1957 году появилась работаМаргарет Бербидж «Синтез элементов в звёздах»^[114], в которой было показано, что большинство элементов во Вселенной возникло в результате нуклеосинтеза, идущего взвёздах.

В 1905 годуДжордж Эллери Хейл (англ. George Ellery Hale) в обсерваторииМаунт-Вилсон установил первый солнечный телескоп в построенной небольшой обсерватории и занялся поиском ответа на вопрос происхождения пятен на Солнце, открытых Галилеем. Джордж Хейл открыл, что пятна на Солнце вызваны магнитным полем, поскольку оно приводит к снижению температуры поверхности. Именномагнитное поле на поверхности Солнца вызывает солнечные ветры — извержение плазмы солнечной короны на сотни тысяч километров в пространство.

В январе 2020 года телескоп Национального научного фонда США сделал самые точные в истории снимки Солнца. На них хорошо видны «ячейки», по которым движется плазма^[115].

В разделеимеютсяутверждения, не подкреплённые источниками. Вы можете улучшить статью, внесяболее точные указания наисточники, подтверждающие написанное.(18 мая 2025)

Атмосфера Земли препятствует прохождению многих видовэлектромагнитного излучения из космоса. Кроме того, даже в видимой части спектра, для которой атмосфера довольно прозрачна, изображения космических объектов могут искажаться её колебаниями, поэтому наблюдения этих объектов лучше производить на больших высотах (в высокогорныхобсерваториях, с помощью приборов, поднятых в верхние слои атмосферы, и т. п.) или даже из космоса. Верно это и в отношении наблюдений Солнца. Если нужно получить очень чёткое изображение Солнца, исследовать егоультрафиолетовое илирентгеновское излучение, точно измеритьсолнечную постоянную, то наблюдения и съёмки проводят саэростатов,ракет,спутников и космических станций.

Фактически первые внеатмосферные наблюдения Солнца были проведены вторым искусственным спутником Земли «Спутник-2» в 1957 году. Наблюдения проводились в нескольких спектральных диапазонах от 1 до 120Å, выделяемых при помощи органических и металлических фильтров^[116]. Обнаружениесолнечного ветра опытным путём было осуществлено в 1959 году с помощью ионных ловушек космических аппаратов «Луна-1» и «Луна-2», экспериментами на которых руководилКонстантин Грингауз^{[117][118][119]}.

Другими космическими аппаратами, исследовавшими солнечный ветер, были созданныеNASA спутники серии «Пионер» с номерами 5—9, запущенные между1960 и1968 годами. Эти спутники обращались вокруг Солнца вблизи орбиты Земли и выполнили детальные измерения параметров солнечного ветра.

В 1970-е годы в рамках совместного проектаСША иГермании были запущены спутники «Гелиос-I» и «Гелиос-II» (англ. Helios^[англ.]). Они находились нагелиоцентрической орбите,перигелий которой лежал внутри орбитыМеркурия, примерно в 40 млн км от Солнца. Эти аппараты помогли получить новые данные о солнечном ветре.

В1973 году вступила в строй космическая солнечная обсерваторияApollo Telescope Mount^[англ.] (англ.) на американской космической станцииСкайлэб. С помощью этой обсерватории были сделаны первые наблюдения солнечной переходной области и ультрафиолетового излучениясолнечной короны в динамическом режиме. С её помощью были также открытыкорональные выбросы массы икорональные дыры, которые, как сейчас известно, тесно связаны с солнечным ветром.

В1980 году НАСА вывело на околоземную орбиту космический зондSolar Maximum Mission (SolarMax), который был предназначен для наблюденийультрафиолетового,рентгеновского игамма-излучения отсолнечных вспышек в период высокой солнечной активности. Однако всего через несколько месяцев после запуска из-за неисправности электроники зонд перешёл в пассивный режим.

В1984 году космическая экспедиция STS-41C на шаттле «Челленджер» устранила неисправность зонда и снова запустила его на орбиту. После этого, до своего входа в атмосферу в июне1989 года, аппарат получил тысячи снимков солнечной короны^[120]. Его измерения помогли также выяснить, что мощность полного излучения Солнца за полтора года наблюдений изменилась только на 0,01 %.

Японский спутник «Yohkoh»(яп.ようこうё:ко:, «солнечный свет»), запущенный в1991 году, проводил наблюдения излучения Солнца в рентгеновском диапазоне. Полученные им данные помогли учёным идентифицировать несколько разных типов солнечных вспышек и показали, что корона даже вдали от областей максимальной активности намного более динамична, чем принято было считать. «Ёко» функционировал в течение полного солнечного цикла и перешёл в пассивный режим во время солнечного затмения2001 года, когда он потерял свою ориентировку на Солнце. В2005 году спутник вошёл в атмосферу и был разрушен^[121].

Очень важной для исследований Солнца является программаSOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), организованная совместноЕвропейским космическим агентством иNASA. Запущенный2 декабря1995 года космический аппарат SOHO вместо планируемых двух лет работает уже более десяти лет (по данным на 2009 год). Он оказался настолько полезным, что 11 февраля 2010 года был запущен следующий, аналогичный космический аппаратSDO (Solar Dynamics Observatory)^[122]. SOHO находится вточке Лагранжа между Землёй и Солнцем и с момента запуска передаёт на Землю изображения Солнца в различных диапазонах длин волн. Кроме своей основной задачи — исследования Солнца — SOHO исследовал большое количествокомет, в основном очень малых, которые испаряются по мере своего приближения к Солнцу^[123].

Все эти спутники наблюдали Солнце из плоскостиэклиптики и поэтому могли детально изучить только далёкие от его полюсов области. В1990 году был запущен космический зонд «Улисс» для изучения полярных областей Солнца. Сначала он совершилгравитационный манёвр возлеЮпитера, чтобы выйти из плоскости эклиптики. По счастливому стечению обстоятельств ему также удалось наблюдать столкновениекометы Шумейкеров — Леви 9 с Юпитером в1994 году. После того как он вышел на запланированную орбиту, он приступил к наблюдению солнечного ветра и напряжённостимагнитного поля на высоких гелиоширотах. Выяснилось, что солнечный ветер на этих широтах имеет скорость примерно750 км/с, что меньше, чем ожидалось, и что на них существуют большие магнитные поля, рассеивающиегалактические космические лучи^[124].

Состав солнечнойфотосферы хорошо изучен с помощьюспектроскопических методов, однако данных о соотношении элементов в глубинных слоях Солнца гораздо меньше. Для того, чтобы получить прямые данные о составе Солнца, был запущен космический зондGenesis. Он вернулся на Землю в2004 году, однако был повреждён при приземлении из-за неисправности одного из датчиков ускорения и не раскрывшегося вследствие этого парашюта. Несмотря на сильные повреждения, возвращаемый модуль доставил на Землю несколько пригодных для изучения образцов солнечного ветра.

22 сентября2006 года на орбиту Земли была выведена солнечная обсерваторияHinode (Solar-B). Обсерватория создана в японском институте ISAS, где разрабатывалась обсерватория Yohkoh (Solar-A), и оснащена тремя инструментами: SOT — солнечный оптический телескоп, XRT — рентгеновский телескоп и EIS — изображающийспектрометр ультрафиолетового диапазона. Основной задачей Hinode является исследование активных процессов в солнечной короне и установление их связи со структурой и динамикой магнитного поля Солнца^[125].

В октябре 2006 года была запущена солнечная обсерваторияSTEREO. Она состоит из двух идентичных космических аппаратов на таких орбитах, что один из них постоянно отстаёт от Земли, а другой её обгоняет. Это позволяет получать стереоизображения Солнца и таких солнечных явлений, каккорональные выбросы массы.

В январе2009 года состоялся запуск российского спутника «Коронас-Фотон» с комплексом космических телескопов «Тесис»^[126]. В состав обсерватории входит несколько телескопов и спектрогелиографов крайнего ультрафиолетового диапазона, а такжекоронограф широкого поля зрения, работающий в линии ионизованного гелия HeII 304 A. Целью миссии «Тесис» является исследование наиболее динамичных солнечных процессов (вспышек икорональных выбросов массы), а также круглосуточный мониторинг солнечной активности в целях раннего прогнозированиягеомагнитных возмущений.

11 февраля2010 года США вывели на геостационарную орбиту новую солнечную обсерваториюSDO (Solar Dynamic Observatory)^[127].

Сквозь пелену дыма

Закат на равнинахпустыни Мохаве

Восход

Закат в Таиланде летом

Солнце из-за туч

Для эффективного наблюдения Солнца существуют специальные, так называемыесолнечные телескопы, которые установлены во многихобсерваториях мира. Наблюдения Солнца имеют ту особенность, чтояркость Солнца велика, а следовательно,светосила солнечных телескопов может быть небольшой. Гораздо важнее получить как можно большиймасштаб изображения, и для достижения этой цели солнечные телескопы имеют очень большиефокусные расстояния (метры и десятки метров). Вращать такую конструкцию нелегко, однако этого и не требуется. Положение Солнца на небе ограничивается сравнительно узким поясом, его максимальная ширина — 46 градусов. Поэтому солнечный свет с помощью зеркал направляют в стационарно установленный телескоп, а затем проецируют на экран или рассматривают с помощью затемнённых фильтров.^{[источник не указан 249 дней]}

Солнце — далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко кЗемле и поэтому для нас светит очень ярко — в 400 000 раз ярче полнойЛуны. Из-за этого смотреть на дневное Солнце невооружённым глазом крайне опасно, а смотреть в бинокль или телескоп без специальногосветофильтра категорически нельзя — это может нанести необратимый вред зрению (ожог сетчатки и роговой оболочки, разрушениепалочки,колбочки и световаяслепота)^[128][129]. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь навосходе илизакате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз) или днём с применениемсветофильтров. При любительских наблюдениях вбинокль илителескоп также следует использовать затемняющий светофильтр, помещённый передобъективом. Однако лучше пользоваться другим способом — проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран. Даже с маленьким любительским телескопом можно таким образом изучатьсолнечные пятна, а в хорошую погоду увидеть грануляцию ифакелы на поверхности Солнца. Однако в этом случае существует риск повреждения самого телескопа, поэтому перед использованием этого способа следует прочитать инструкцию к телескопу. В частности, при данном методе наблюдения Солнца подвержены риску повреждениятелескопы-рефлекторы икатадиоптрические телескопы. Кроме того, ни в коем случае нельзя смотреть через любой телескоп напрямую на Солнце без специального светофильтра, а при проецировании изображения на экран не рекомендуется держать телескоп долго, без перерывов, направленным на Солнце^[130].

В разделеимеютсяутверждения, не подкреплённые источниками. Вы можете улучшить статью, внесяболее точные указания наисточники, подтверждающие написанное.(18 мая 2025)

Ядерные реакции, происходящие в ядре Солнца, приводят к образованию большого количестваэлектронных нейтрино. При этом измерения потока нейтрино наЗемле, которые постоянно производятся с конца 1960-х годов, показали, что количество регистрируемых солнечных электронных нейтрино приблизительно в два-три раза меньше, чем предсказываетстандартная солнечная модель, описывающая процессы в Солнце. Это рассогласование между экспериментом и теорией получило название«проблема солнечных нейтрино» и более 30 лет было одной из загадок солнечной физики. Положение осложняется тем, что нейтрино крайне слабо взаимодействует с веществом и созданиенейтринного детектора, который способен достаточно точно измерить поток нейтрино даже такой мощности, как исходящий от Солнца, — технически сложная и дорогостоящая задача (см.Нейтринная астрономия).

Предлагалось два главных пути решения проблемы солнечных нейтрино. Во-первых, можно было модифицировать модель Солнца таким образом, чтобы уменьшить предполагаемую термоядерную активность (а значит, итемпературу) в его ядре и, следовательно, поток излучаемых Солнцем нейтрино. Во-вторых, можно было предположить, что часть электронных нейтрино, излучаемых ядром Солнца, при движении к Земле превращается в нерегистрируемые обычными детекторами нейтрино другихпоколений (мюонные и тау-нейтрино)^[131]. Сегодня понятно, что правильным, скорее всего, является второй путь.

Для того чтобы имел место переход одного сорта нейтрино в другой — то есть происходили так называемыенейтринные осцилляции — нейтрино должно иметь отличную от нулямассу. В настоящее время установлено, что это действительно так^[132]. В2001 году внейтринной обсерватории в Садбери были непосредственно зарегистрированы солнечные нейтрино всех трёх сортов и было показано, что их полный поток согласуется со стандартной солнечной моделью. При этом только около трети долетающих до Земли нейтрино оказывается электронными. Это количество согласуется с теорией, которая предсказывает переход электронных нейтрино в нейтрино другогопоколения как ввакууме (собственно «нейтринные осцилляции»), так и в солнечном веществе («эффект Михеева — Смирнова — Вольфенштейна»). Таким образом, в настоящее время проблема солнечных нейтрино, по-видимому, решена.

Над видимой поверхностью Солнца (фотосферой), имеющей температуру около 6000К, находитсясолнечная корона с температурой более 1 000 000 К. Можно показать, что прямогопотока тепла из фотосферы недостаточно для того, чтобы привести к такой высокой температуре короны. Предполагается, что энергия для нагрева короны поставляетсятурбулентными движениями подфотосферной конвективной зоны. При этом для объяснения переноса энергии в корону предложено два механизма. Во-первых, это волновое нагревание —звук имагнитогидродинамическиеволны, генерируемые в турбулентной конвективной зоне, распространяются в корону и там рассеиваются, при этом их энергия переходит в тепловую энергию корональной плазмы. Альтернативный механизм — магнитное нагревание, при котором магнитная энергия, непрерывно генерируемая фотосферными движениями, высвобождается путёмпересоединения магнитного поля в форме большихсолнечных вспышек или же большого количества мелких вспышек^[133].

В настоящий момент неясно, какой тип волн обеспечивает эффективный механизм нагрева короны. Можно показать, что все волны, кроме магнитогидродинамическихальвеновских, рассеиваются или отражаются до того, как достигнут короны^[134],диссипация же альвеновских волн в короне затруднена. Поэтому современные исследователи сконцентрировали основное внимание на механизме нагревания с помощью солнечных вспышек. Один из возможных кандидатов в источники нагрева короны — непрерывно происходящие мелкомасштабные вспышки^[135], хотя окончательная ясность в этом вопросе ещё не достигнута.

Как и многие другие природные явления, на протяжении всейистории человеческойцивилизации во многихкультурах Солнце было объектом поклонения. Культ Солнца существовал вДревнем Египте, где солнечным божеством являлсяРа^[136]. У греков богом Солнца былГелиос^[137], который, по преданию, ежедневно проезжал по небу на своейколеснице. Вдревнерусском языческом пантеоне было два солнечных божества —Хорс (собственно олицетворённое солнце) иДаждьбог. Кроме того, годовой празднично-ритуальный циклславян, как и других народов, был тесно связан с годовым солнечным циклом, и ключевые его моменты (солнцестояния) олицетворялись такими персонажами, какКоляда (Овсень) иКупала.

У большинства народов солнечное божество было мужского пола (например, в английском языке применительно к Солнцу используется личноеместоимение «he» — «он»), но вскандинавскоймифологии Солнце (Суль) — женское божество.

ВВосточной Азии, в частности воВьетнаме, Солнце обозначается символом 日 (китайскийпиньинь rì), хотя есть также и другой символ — 太阳 (тай ян). В этих коренныхвьетнамских словах слова nhật и thái dương указывают на то, что в Восточной АзииЛуна и Солнце считались двумя противоположностями —инь и ян. Как вьетнамцы, так и китайцы в древности считали их двумя первичными природными силами, причём Луна считалась связанной с инь, а Солнце — с ян^[138].

Вкаббале Солнце соотносится сосфирой Тиферет (См. такжеХалдейский ряд)^[139].Вастрологии соотносится с духом, сознанием, а также жизненными силами организма^{[140][неавторитетный источник]}. В астрологии каждому человеку приписываетсязнак зодиака по условному положению Солнца средизодиакальных созвездий в день рождения.

В письменных источниках русское слово «солнце» в форме «слнцу» встречается ещё в Остромировом Евангелии (1057 год)^[141].

Во многихиндоевропейских языках Солнце обозначается словом, имеющим кореньsol. Так, словоsol означает «Солнце» налатыни и в современныхпортугальском,испанском,исландском,датском,норвежском,шведском,каталанском игалисийском языках. Ванглийском языке словоSol также иногда (преимущественно в научном контексте) используется для обозначения Солнца, однако главным значением этого слова является имя римского бога^[142][143]. Вперсидском языкеsol означает «солнечный год».

В честь Солнца названавалюта государстваПеру (новый соль)^[144], ранее называвшаясяинти (так назывался бог солнца уинков, занимавший ключевое место в ихастрономии имифологии), что в переводе с языкакечуа означаетсолнце^[145].

В2002 и последующих годах вСМИ появилось сообщение, что через 6 лет Солнце взорвётся (то есть превратится всверхновую звезду)^[146]. Источником информации назывался«голландский астрофизик доктор Пирс ван дер Меер (Piers van der Meer), экспертЕвропейского космического агентства». В действительности в ЕКА нет сотрудника с таким именем^[147]. Исходное сообщение опубликовано в«Weekly World News» — газете, известной своей склонностью к публикации сомнительной информации^[148].

• Эрикссон-Глоб — «Солнце» вШведской Солнечной системе
• Солнечная энергия

• Аббот Ч. Солнце / Перевод с английского Н. Я. Бугославской; под редакциейЕ. Я. Перепёлкина. — Москва—Ленинград:ОНТИ, 1936. — 462 с.
• Солнечная система. В 2 томах / Под ред.Дж. Койпера; пер. с англ.; редактор томаВ. А. Крат. —М.:Издательство иностранной литературы, 1957. — Т. 1 : Солнце. — 609 с.
• Колтун М. М. Солнце и человечество. —М.:Детская литература, 1981. — 127 с. —100 000 экз.
• Степанян Н. Н. Наблюдаем Солнце. —М.:Наука, 1992. — 128 с. —ISBN 5-02-014358-8.
• Michael Stix. The Sun. An Introduction. — 2nd Edition. — Springer, 2002. —ISBN 3-540-42886-0.
• Cohen, Richard.Chasing the Sun: the Epic Story of the Star that Gives us Life (англ.). —Simon & Schuster, 2010. —ISBN 978-1-4000-6875-3.
• Солнце /Э. Е. Дубов //Большая Советская Энциклопедия / гл. ред.А. М. Прохоров. — 3-е изд. —М. :Советская Энциклопедия, 1976. — Т. 24, кн. I : Собаки — Струна. — С. 150—154. —631 000 экз.
• Кочаров Г. Е.Солнце //Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред.А. М. Прохоров. —М.:Большая российская энциклопедия, 1994. — Т. 4: Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. — С. 589—598. — 704 с. —40 000 экз. —ISBN 5-85270-087-8.
• Шкловский И. С.§9. Проблемы нейтринного излучения Солнца // Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — 3-е изд. —М.:Наука, 1984. — С. 110—117. —100 000 экз.
• Thompson, M. J. Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior (англ.) //Astronomy & Geophysics^[англ.] : journal. — 2004. —Vol. 45,no. 4. —P. 21—25.
• Conrad, Geoffrey W. and Arthur A. Demarest. Religion and Empire: The Dynamics of Aztec and Inca Expansionism. — Cambridge; New York: Cambridge University Press, 1984. — 266 с. —ISBN 9780521318969.

• Солнечная активность  (неопр.).USAP. Дата обращения: 24 июня 2011. Архивировано изоригинала 10 августа 2011 года.
• Энциклопедия Солнца  (неопр.).Тесис. Дата обращения: 9 июля 2015.
• Солнце  (неопр.).Астронет.Астронет. Дата обращения: 9 сентября 2007.Архивировано 10 августа 2011 года.
• Солнце и Земля. Единые колебания
• Солнце. Солнечная система. Общая астрономия
• Путешествие из центра Солнца  (неопр.).Популярная механика. Дата обращения: 26 ноября 2011.
• Солнце сейчас, фотография из обсерватории солнечной динамики NASA  (неопр.).sdo.gsfc.nasa.gov. Дата обращения: 22 марта 2011.Архивировано 10 августа 2011 года.
• Эдвард Кононович.Солнце  (неопр.). Энциклопедия Кругосвет. Дата обращения: 26 октября 2013.Архивировано 8 января 2014 года.
• Astronomy Picture of the Day.The Not So Quiet Sun (англ.) (6 августа 2010). Дата обращения: 16 февраля 2014.

Эта статья входит в числоизбранных статей русскоязычного раздела Википедии.

• Жёлтые карлики
• Исследование Солнца
• Термоядерные реакции
• Солнце
• Источники ультрафиолетового излучения
• Звёзды по алфавиту

• Страницы с нечисловыми аргументами formatnum
• Википедия:Cite web (заменить webcitation-архив: deadlink no)
• Википедия:Cite web (не указан язык)
• Википедия:Cite web (заменить webcitation-архив: deadlink yes)
• Википедия:Статьи с нерабочими ссылками
• Страницы, использующие волшебные ссылки ISBN
• Википедия:Статьи с шаблоном Falseredirect, который не находит источник
• Википедия:Статьи с шаблоном Falseredirect
• Статьи с шаблонами-карточками без имени
• Википедия:Статьи без сносок с мая 2025 года
• Википедия:Статьи без сносок
• Википедия:Статьи с разделами частично без сносок с мая 2025 года
• Википедия:Статьи с разделами частично без сносок
• Википедия:Статьи с разделами без ссылок на источники с ноября 2024 года
• Википедия:Статьи без источников (не распределённые по типам)
• Википедия:Нет источников с ноября 2024
• Википедия:Статьи с утверждениями без источников более 14 дней
• Википедия:Статьи с разделами без ссылок на источники с мая 2025 года
• Википедия:Неавторитетный источник с июля 2018
• Википедия:Статьи с утверждениями, основанными на неавторитетном источнике
• Статьи со ссылками на Викисловарь
• Википедия:Ссылка на Викицитатник непосредственно в статье
• Википедия:Ссылка на Викитеку непосредственно в статье
• Статьи со ссылками на Викисклад
• Статьи со ссылками на портал
• Википедия:Избранные статьи по алфавиту
• Википедия:Избранные статьи по астрономии