Солнце – самый знакомый всем людям астрономический объект. Это наша звезда, дающая нам жизнь. Из-за него днём все остальные космические объекты становятся невидимы. Солнце выделяет свет и тепло, до тех пор, пока не зайдёт за горизонт. И только потом небо становиться достаточно тёмным, чтоб увидеть остальные звёзды.
Солнце – это массивный раскалённый газовый шар. Внутри его непрерывно происходит расщепление атомов водорода, переработка водорода в гелий. Это процесс называется ядерной реакцией синтеза. При этом выделяется гигантское количество энергии. В наружных слоях звезды на 10000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Остальных элементов ещё меньше. На самом деле как бы Солнце не казалось нам огромно, по сравнению с другими звёздами его размер скорее мал, чем велик. Расстояние от планет до Солнца постоянны, потому что орбиты планет – это эллипсы, а не правильные окружности. Среднее расстояние от Земли до Солнца 149,6 млн км. Это расстояние называют Астрономической единицей (ае). На поверхности Солнца имеются небольшие тёмные участки, которые называются солнечными пятнами. Просто их температура ниже, чем в окружающих областях. Температура поверхности Солнца 5, 5 тыс градусов, температура ядра 14млн градусов.
Схематичное изображение Солнца.
Выбросы энергии.
Активные регионы и магнитные петли Солнца в его максимуме активности. Фотография получена орбитальным солнечным телескопом SOHO в линии Fe IX/X 171Å спектра Солнца. Температура этого материала - около 1 миллиона K в нижней короне.
По современным представлениям, Солнце является звездой 2-го или даже 3-го поколения, образовавшись из вещества, выброшенного звездами более ранних поколений. Самые первые звезды 1-го поколения сформировались из вещества, содержащего 70% водорода, 30% гелия и ничтожную примесь дейтерия и лития. В ходе эволюции этих звезд Вселенная обогатилась тяжелыми химическими элементами, выброшенными первыми звездами при истечении вещества или при взрывах. Звезды последующих поколений, в том числе Солнце, образовались уже из вещества, обогащенного тяжелыми элементами. Считается, что общий ход эволюционного развития звезды зависит в первую очередь от массы и от исходного химического состава. Поэтому приведенные выше данные весьма важны. Возраст нашего Солнца оценивается в 5 млрд. лет. И еще порядка 5 млрд. лет Солнце будет гореть в таком же стабильном режиме за счет термоядерного горения водорода и образования гелия. После этого начнут происходить значительные изменения, связанные с переходом Солнца на режим термоядерного горения гелия и образования углерода и кислорода. Если суммарное время стабильного горения Солнца оценивается в 10 млрд. лет, то режим горения его за счет гелия будет продолжаться менее 1 млрд. лет, остальные термоядерные реакции горения могут длиться еще меньше - менее 0,1 млрд. лет. Причем все последующие (после водорода) стадии горения будут менее устойчивыми. Даже теоретически точно неизвестно, чем закончится эволюция Солнца: прохождением стадии красного гиганта с последующим образованием белого карлика или же оно сразу станет белым карликом, хотя первое более вероятно. Длительность существования звезд, в том числе Солнца, на стадии белого карлика оценивается в 1 млрд. лет [4].
Мы рассмотрим лишь наиболее вероятный сценарий конечных стадий эволюции Солнца до момента образования белого карлика. В настоящее время на Солнце происходят термоядерные реакции горения водорода. Радиус Солнца равен 696 тыс. км, температура в его центре составляет порядка 16 млн. К, а на поверхности - 5780 К. По мере выгорания водорода давление в центре Солнца начнет возрастать, возрастет температура ядра и общая светимость звезды. Процессы энерговыделения станут интенсивнее и переместятся от центра к периферии ядра. Ядро Солнца начнет сжиматься, а оболочка расширяться, разбухая до колоссальных размеров. Это диктуется условиями термоядерного горения, теплопереноса и гидростатического равновесия вещества (плазмы). Для Солнца такой ход событий произойдет, когда масса гелиевого ядра достигнет 40% массы Солнца. Итак, гелиевое ядро разогреется до более высоких температур (порядка 40 млн. К), чем температура ядра на устойчивой стадии горения водорода, а эффективная температура звезды, за счет ее огромных размеров, наоборот снизится (примерно до 3000-4000 К). Солнце станет красным гигантом. Радиус красного гиганта будет примерно в 20 раз больше радиуса современного Солнца, а светимость - в 200 раз больше. Когда содержание водорода в ядре уменьшится до 1%,
дальнейшее поведение звезды будет зависеть от ее массы, и здесь возможна следующая альтернатива. Если масса звезды превышает массу Солнца, то считается, что расширение оболочки красного гиганта сменится общим сжатием звезды, которое приведет к термоядерному загоранию водорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру (возникновению слоевого источника энерговыделения). Для звезд с массой, равной массе Солнца, и звезд меньшей массы область энерговыделения не так сильно сконцентрирована к центру, поэтому стадия общего сжатия не наступит. (Поскольку критическая масса, определяющая данную альтернативу эволюции, равна массе Солнца, то можно ли говорить уверенно, что ожидает само Солнце: пройдет ли оно стадию общего сжатия или нет?) Общее время описанной выше перестройки звезды на два порядка величины меньше времени выгорания водорода в ядре [4, 6].
Т.е. после 10 млрд. лет устойчивого стабильного термоядерного горения водорода наступят резкие изменения и интенсификация физических процессов на Солнце, в том числе разогрев ядра, которые продлятся всего порядка 0,1 млрд. лет и приведут его на стадию термоядерного горения гелия.
Термоядерное возгорание гелия начнется при температурах ядра звезды свыше 150 млн. К. Для Солнца это возгорание будет иметь характер теплового взрыва с быстрым расширением ядра. Произойдет гелиевая вспышка, и Солнце из красного гиганта на короткий срок станет красным сверхгигантом. Такая вспышка, вероятно, будет сопровождаться выбросом звездного вещества. (Если бы у Солнца была масса более, чем в 2,5 раза больше, то возгорание гелия произошло бы без вспышки, с плавным расширением ядра.) Гелиевая вспышка и быстрое расширение ядра приведут к снижению температуры в области слоевого водородного источника энерговыделения. В результате светимость Солнца после гелиевой вспышки упадет. Оболочка звезды сожмется, и Солнце перестанет быть красным сверхгигантом, вернувшись к состоянию красного гиганта. Стадия термоядерного горения гелия продлится на Солнце порядка 1 млрд. лет, поскольку энергоемкость гелиевого топлива меньше, чем водородного. В тоже время, гелий горит при более высоких температурах, чем водород. Поэтому температура в центре Солнца составит порядка 200 млн. К, что на порядок больше, чем при водородной стадии горения; зато оболочка звезды будет относительно холодной (3000-5000 К), и Солнце будет представлять из себя красный гигант [4].
По мере выгорания гелия снова начнется сжатие ядра и расширение оболочки. Солнце снова станет красным сверхгигантом с углеродно-кислородным ядром и слоевым источником энерговыделения. Доминировать в энерговыделении будет гелиевый слоевой источник, но сохранится и водородный слоевой источник. Горение гелиевого слоевого источника будет очень неустойчивым и сопровождаться частыми вспышками и выбросами звездного вещества. Возникшая при этом внутри звезды конвекция будет способствовать синтезу неона, натрия, магния и др. более тяжелых элементов [4].
Итак, после 1 млрд. лет относительно стабильного термоядерного горения гелия вновь наступит короткий период резких изменений в жизни Солнца, превратив его во второй раз в красного сверхгиганта.
Дальнейшие события, вероятно, будут развиваться так. Сильные вспышки на Солнце могут привести к выбросу одной или нескольких оболочек. Но постепенно, на фоне всех этих вспышек и выбросов, Солнце будет сжиматься, поскольку исчерпаются запасы гелия. Погаснут слоевые источники энерговыделения, и Солнце начнет остывать, превратившись в белый карлик, радиус которого станет примерно в 100 раз меньше современного радиуса Солнца, температура внутренней области порядка 10 млн. К, а температура поверхности в пределах 
5000-70000
К. Белый карлик будет остывать еще порядка 1 млрд. лет, расходуя запасенную тепловую энергию. Теория предсказывает, что в белые карлики превращаются звезды с массой не более 3-6 масс Солнца, которые значительную часть вещества при этих процессах теряют, потому масса самого белого карлика еще меньше. Согласно теории, масса белого карлика не может превышать 140% массы Солнца (предел Чандрасекара), иначе наступит гравитационный коллапс звезды, и она превратиться в нейтронную звезду, а при еще больших массах - в черную дыру [4, 6].Итак, эволюция Солнца будет весьма драматичной, и сопровождаться стадиями разбухания размеров, увеличения мощности излучения, выбросами вещества. Уже конец стадии горения водорода (через 5 млрд. лет) приведет к росту общей светимости и размеров Солнца, что сделает жизнь на Земле невозможной. Интенсификацию процессов энерговыделения до самого момента сжатия и образования белого карлика можно абстрактно рассматривать, как ускорение локального времени звезды, соотнесенного к термоядерным и тепловым процессам в ней. Но возможен и другой сценарий на конечных стадиях эволюции - взрыв сверхновой звезды. (Термин сверхновая звезда не совсем адекватно отражает ситуацию, т.к. на самом деле это термоядерный взрыв старой звезды.) Это был бы самый катастрофический финал. И такая вероятность по отношению к Солнцу вполне существует.
Multiwavelength Sun
Соотношение Земли и Солнца
Протуберанец.
Солнце в перегилии.
