Сонце - центральне тіло Сонячної системи, являє собою розпечену плазмовий кулю- Сонце - найближча до Землі зірка. Маса Сонця - 1,990middot-1030 кг (В 332 958 разів більше маси Землі). У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс (кут, під яким з центру Сонця видно екваторіальний радіус Землі, що знаходиться на середній відстані від Сонця, дорівнює 8 ", 794 (4,263middot-10-5 рад). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710middot-1011 м (січень) до 1,5210middot-1011 м (липень), складаючи в середньому 1,4960middot-1011 м (Астрономічна одиниця). Середній кутовий діаметр Сонця становить 1919 ", 26 (9,305middot-10-3 рад), чому відповідає лінійний діаметр Сонця 1,392middot-109 м (в 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність Сонця 1,41middot-103 кг / м3. Прискорення сили тяжіння на поверхні Сонця становить 273,98 м / сек2. Параболічна швидкість на поверхні Сонця (друга космічна швидкість) 6,18middot-105 м / сек. Ефективна температура поверхні Сонця, що визначається, відповідно до закону випромінювання Стефана-Больцмана, за повним випромінюванню Сонця, дорівнює 5770 К.
Про історії спостережень Сонця см. відповідь Які основні етапи досліджень Сонця?
Про обертання Сонця см. відповідь З якою швидкістю обертається Сонце?
Сонце як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на Герцшпрунга - Ресселла діаграмі. Видима фотовізуальная зоряна величина Сонця дорівнює - 26,74, абсолютна візуальна зоряна величина Mv дорівнює + 4,83. Показник кольору Сонця становить для випадку синій (В) і візуальної (V) областей спектру MB - MV = 0,65. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7middot-103 м / сек. Сонце розташоване усередині однієї зі спіральних гілок нашої Галактики на відстані близько 10 КПС від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактики близько 200 млн. Років. Вік Сонця - близько 5middot-109 років.
Внутрішня будова Сонця визначено в припущенні, що воно є сферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння перенесення енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана - Больцмана та умови гідростатичного, променевого і конвективного рівноваги разом з обумовленими зі спостережень значеннями повної світності, повної маси та радіусу Сонця і даними про його хімічний склад дають можливість побудувати модель внутрішнього будови Сонця. Вважають, що вміст водню в Сонце за масою близько 70%, гелію близько 27%, вміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі Сонця становить 10-15middot-106К, щільність близько 1,5middot-105 кг / м3,тиск 3,4middot-1016 Н / м2 (Близько 3middot-1011 атмосфер). Вважається, що джерелом енергії, поповнюють втрати на випромінювання і підтримує високу температуру Сонця, є ядерні реакції, що відбуваються в надрах Сонця. Середня кількість енергії, що виробляється всередині Сонця, становить 1,92 ергmiddot-г / с. Виділення енергії визначається ядерними реакціями, при яких водень перетворюється на гелій. На Сонця можливі 2 групи термоядерних реакцій такого типу: т. Н. протон-протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете). Найбільш ймовірно, що на Сонці переважає протон-протонний цикл, що складається з 3 реакцій, у першій з яких з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса 2) - у другій з ядер дейтерію утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4.
Перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу, і наступного перевипромінювання. У результаті зниження температури при віддаленні від центра Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, що переносить велику частину енергії у верхні шари (див. Вина закон випромінювання) .Перенос енергії рухом гарячого речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину (конвекція) відіграє істотну роль у порівняно більш високих шарах, що утворюють конвективну зону Сонця, яка починається на глибині близько 0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 108 м. Швидкість конвективних рухів зростає з віддаленням від центру Сонця і в зовнішній частині конвективної зони досягає (2-2,5) middot-103 м / сек. У ще більш високих шарах (в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери Сонця (в хромосфері і короні) частина енергії доставляється механічними і магнітогідродинамічними хвилями, які генеруються в конвективної зоні, але поглинаються лише у цих шарах. Щільність у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відведення енергії за рахунок випромінювання і теплопровідності можливий тільки, якщо кінетична температура цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони велику частину енергії забирають потоки речовини, які рухаються від Сонця, т. Зв. сонячний вітер. температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість принесеної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шару.
Повне випромінювання Сонця визначається за освітленості, створюваної ним на поверхні Землі, - близько 100 тис. Лк, коли Сонце знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тис. Лк. Сила світла Сонця складає 2,84middot-1027 світлове кількість енергії, що припадає на 1 хв на майданчик в 1 см3, поставлену перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною постійною. Потужність загального випромінювання Сонця - 3,83middot-1026 Вт, з яких на Землю потрапляє близько 2middot-1017 вт, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) - 1,98middot-109 нт, яскравість центру диска Сонця - 2,48middot-109 нт. Яскравість диска Сонця зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска Сонця, наприклад для світла з довжиною хвилі 3600 A, становить близько 0,2 яскравості його центру, а для 5000 A - близько 0 , 3 яскравості центру диска Сонця. На самому краю диска Сонця яскравість падає в 100 разів протягом менше однієї секунди дуги, тому межа диска виглядає дуже різкою.
Спектральний склад світла, випромінюваного Сонцем, т. Е. Розподіл енергії в спектрі Сонця (після обліку впливу поглинання в земній атмосфері і впливу фраунгоферових ліній), в загальних рисах відповідає розподілу енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра є помітні відхилення. Максимум енергії в спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 A.
Спектр Сонця - це безперервний спектр, на який накладено більше 20 тис. ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнене зі спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль і відносної інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферових ліній дає відомості не тільки про хімічний склад атмосфери Сонця, а й про фізичні умови в тих шарах, у яких утворюються ті чи інші лінії поглинання. Переважним елементом на Сонці є водень. Кількість атомів гелію в 4-5 разів менше, ніж водню. Число атомів всіх інших елементів разом узятих, по крайней мере, в 1000 разів менше числа атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, кремній, сірка, залізо та ін. В спектрі Сонця можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекулам і вільним радикалам: OH, NH, CH, CO та ін.
Магнітні поля на Сонці вимірюються головним чином по зєємановських розщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють декілька типів магнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике і напруженості в 1 е тієї чи іншої полярності і змінюється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторної структурою. Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю, можуть досягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч е. Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля в сотні е поза сонячних плям. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону. Велику роль на Сонце грають магнітогазодінаміческіе та плазмові процеси. При температурі 5000-10 000 К газ досить іонізован, провідність його велика і завдяки величезним масштабам сонячних явищ значення електромеханічних і магнітомеханіческіх взаємодій вельми велике (див. Космічна магнітогідродинаміка).
Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже все випромінювання Сонця виходить з нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променевого і локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільності з глибиною в фотосфері. Товщина фотосфери близько 300 км, її середня щільність 3middot-10-4 кг / м3. температура у фотосфері падає у міру переходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення близько 6000 К, на межі фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2middot-104 до 102 Н / м2. Існування конвекції в підфотосферній зоні Сонця проявляється в нерівномірного яскравості фотосфери, її зернистості - т. Зв. грануляційної структурі. Гранули являють собою яскраві цятки більш-менш круглої форми, видимі на зображенні Сонця, отриманому в білому світі. Розмір гранул 150-1000 км, час життя 5-10 хв. окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хв. Іноді гранули утворюють скупчення розміром до 30 000 км. Гранули яскравіше міжгранульних проміжків на 20-30%, що відповідає різниці в температурі в середньому на 300 К. На відміну від ін. Утворень, на поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1-3 км / с. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2-3 тис. Км, з періодом близько 5 хв і амплітудою швидкості близько 500 м / с. Після декількох періодів коливання в даному місці загасають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали також існування осередків, в яких рух відбувається в горизонтальному напрямку від центра осередку до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м / с. Розміри осередків - супергранул - 30-40 тис. Км. За положенням супергранули збігаються з осередками хромосферної сітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилено. Припускають, що супергранули відбивають існування на глибині декількох тис. Км під поверхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше було встановлено, що у фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок при розрахунку спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.
Сонячні плями і факели. Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями і факели. Сонячні плями - це темні утворення, що складаються, як правило, з більш темного ядра (тіні) і навколишнього його півтіні. Діаметри плям сягають 200 000 км. Іноді пляма буває оточене світлою облямівкою. Зовсім маленькі плями називаються порами. Час життя плям - від декількох годин до декількох місяців. У спектрі плям спостерігається ще більше ліній і смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу КО. Зміщення ліній у спектрі плям через ефект Доплера вказують на рух речовини в плямах - витікання на нижчих рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху досягають 3middot-103 м / с (ефект Евершеда). З порівнянь інтенсивностей ліній і безперервного спектру плям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тис. Градусів (4500 К і нижче). Внаслідок цього на тлі фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2-0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильним магнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5000 е. Зазвичай плями утворюють групи, які за своїм магнітному полю можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, т. Е. Містять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною полутенью. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккулами, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і в сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів, опахал - все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічна кількість спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа, займана ними, змінюється з періодом близько 11 років. Це - середня величина, тривалість ж окремих циклів сонячної активності коливається від 7,5 до 16 років (див. Сонячна активність). Найбільше число плям, одночасно видимих на поверхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж у два рази. В основному плями зустрічаються в т. Н. королівських зонах, що тягнуться від 5 до 30 ° геліографічною широти по обидві сторони сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, в кінці циклу - нижче, а на більш високих широтах з'являються плями нового циклу. Частіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох великих плям - головного і наступного, що мають протилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головні плями мають одну і ту ж полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні в північній та південній півсферах Сонця Мабуть, плями являють собою заглиблення в фотосфері, а щільність речовини в них менше щільності речовини в фотосфері на тому ж рівні.
В активних областях Сонця спостерігаються факели - яскраві фотосферні освіти, видимі в білому світі переважно поблизу краю диска Сонця. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) смолоскипи мають поблизу краю диска Сонця, але не на самому краю. У центрі диска Сонця факели практично не видно, контраст їх дуже малий. факели мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. температура смолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з 1 см2 перевищує фотосферного на 3-5%. Мабуть, факели кілька підносяться над фотосферою. Середня тривалість їхнього існування - 15 діб., Але може досягати майже 3 міс.
Хромосфера. Вище фотосфери розташований шар атмосфери Сонця, званий хромосферою. Без спеціальних телескопів з вузькосмуговими світлофільтрами хромосфера видно тільки під час повних сонячних затемнень як рожеве кільце, що оточує темний диск, в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери, т. Зв. спектр спалаху. На краю диска Сонця хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики - хромосферні спікули. Діаметр спикул 200-2000 км, висота близько 10 000 км, швидкість підйому плазми в спікулах до 30 км / сек. Одночасно на Сонці може бути до 250 тис. Спикул. При спостереженні в монохроматичному світлі (наприклад, у світлі лінії іонізованого кальцію 3934 ангстрем) на диску Сонця видно яскраву хромосферні сітка, що складається з окремих вузликів - дрібних діаметром 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики є скупчення дрібних. Розміри осередків сітки 30-40 тис. Км. Вважають, що спікули утворюються на кордонах клітинокхромосферної сітки. При спостереженні у світлі червоної водневої лінії 6563 ангстрем близько сонячних плям в хромосфері видно характерна вихорову структура (рис. 3). Щільність в хромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця Число атомів в 1 см3 змінюється від 1015 поблизу фотосфери до 109 у верхній частині хромосфери. Спектр хромосфери складається з сотень емісійних спектральних, ліній водню, гелію, металів. Найбільш сильні з них - червона лінія водню Нa (6563 A) і лінії Н і К іонізованого кальцію з довжиною хвилі 3968 A і 3934 A. Протяжність хромосфери неоднакова при спостереженні в різних спектр, лініях: в найсильніших хромосферних лініях її можна простежити до 14 000 км над фотосферою. Дослідження спектрів хромосфери призвело до висновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері, температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівною 8-10 тис. К, а на висоті в декілька тис. Км досягає 15 -20 тис. К. Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичне (турбулентний) рух газових мас зі швидкостями до 15·
103 м / с. У хромосфері факели в активних областях видно в монохроматичному світлі сильних хромосферних ліній як світлі освіти, звані зазвичай флоккулами. У лінії Нalpha- добре видно темні утворення, звані волокнами.
На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на тлі неба як яскраві протуберанці. Найбільш часто волокна і протуберанці зустрічаються в чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних зонах північніше + 40 ° і південніше -40 ° геліографічною широти і низькоширотних зонах близько ± 30 ° на початку циклу сонячної активності і 17 ° в кінці циклу. Волокна і протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їх максимум збігається з максимумом плям. У високоширотних протуберанців залежність від фаз циклу сонячної активності виражена менше, максимум настає через 2 роки після максимуму плям. Волокна, є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця становить 30-50 тис. Км, середня довжина - 200 тис. Км, ширина - 5 тис. Км. Згідно з дослідженнями А.Б. Північного, все протуберанці за характером рухів можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються по упорядкованим викривлених траєкторіях - силовим лініям магнітного поля-хаотичні, у яких переважають невпорядковані, турбулентні руху (швидкості близько 10 км / сек) - еруптивні, в яких речовина спочатку спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (що досягає 700 км / с) геть від Сонця температура в протуберанцях (волокнах) 5-10 тис. К, густина близька до середньої щільності хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, мінливі протуберанці, досить сильно змінюються за кілька годин або навіть хв. Форма і характер рухів в протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем в хромосфері і сонячній короні.
Про сонячній короні см. Що таке корона Сонця?
Сонячні спалахи. В активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують від декількох хвилин до декількох годин. Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва - хромосферні спалаху). Спалахи найкраще видно у світлі водневої лінії Нa, але найбільш яскраві помітні й в білому світі. У спектрі сонячного спалаху налічується декілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованих. температура тих верств сонячної атмосфери, які дають світіння в хромосферних лініях (1-2) middot-104 К, в більш високих шарах - до 107 К. Щільність частинок у спалаху досягає 1013-1014 в 1 см3. Площа сонячних спалахів може досягати 1015 м3. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу швидко розвиваються груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккулов, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 1010-1011 Дж).
Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагріву і прискоренню протонів і електронів, що викликають подальший розігрів газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, утворення ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіолетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (іноді досить потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом корпускул високих енергій аж до 1010 еВ. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері. Деякі сонячні спалахи (вони називаються протонними) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних частинок - космічними променями сонячного походження. Протонні спалахи створюють небезпеку для знаходяться в польоті космонавтів, тому енергійні частинки, стикаючись з атомами оболонки космічного корабля, породжують гальмівне, рентгенівське і гамма-випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.
Вплив сонячної активності на земні явища. Сонце є в кінцевому рахунку джерелом всіх видів енергії, якими користується людство (крім атомної енергії). Це - енергія вітру, падаючої води, енергія, що виділяється при згорянні всіх видів пального. Дуже різноманітне вплив сонячної активності на процеси, що відбуваються в атмосфері, магнітосфері і біосфері Землі.
Інструменти для дослідження Сонця. Спостереження Сонця ведуться за допомогою рефракторов невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких велика частина оптики нерухома, а сонячні промені направляються всередину горизонтальної або баштової установки телескопа за допомогою одного (сідеростат, геліостат) або двох (целостат) рухомих дзеркал. При будівництві великих сонячних телескопів особлива увага звертається на високу просторову роздільну здатність по диску Сонця. Створено спеціальний тип сонячного телескопа - внезатменний коронограф. Усередині коронографа здійснюється затемнення зображення Сонця штучної «Місяцем» - спеціальним непрозорим диском. У Коронографія у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затемненням самі зовнішні шари атмосфери Сонця.
Сонячні телескопи часто забезпечуються вузькосмуговими світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження в світлі однієї спектральної лінії. Створені також нейтральні світлофільтри зі змінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані декількох радіусів Сонця Зазвичай великі сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографами з фотографічною або фотоелектричної реєстрацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф - прилад для дослідження зєємановського розщеплення і поляризації спектральних ліній і визначення величини і напряму магнітного поля на Сонці. Необхідність усунути замивають дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання Сонця в ультрафіолетовій, інфрачервоній і деяких ін. Областях спектра, які поглинаються в атмосфері Землі, привели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, що дозволяють отримувати спектри Сонця і окремих утворень на його поверхні поза земною атмосфери.
Література: Сонце, під ред. Дж. Койпера, пров. з англ., т. 1, М., 1957- Ягер К., Будова і динаміка атмосфери Сонця, пров. з англ., М., 1962- Аллен К. У., Астрофізичні величини, пров. з англ., М., 1960 Мустель Е. Р., Зоряні атмосфери, М., 1960- Північний А. Б., фізика Сонця, М., 1956- Зирін Г., Сонячна атмосфера, пер. з англ., М., 1969: Alien CW, Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973.
Джерело:
Додатково в базі даних Генона про Сонце:
- З якою швидкістю обертається Сонце?
- Що таке корона Сонця?
- Чому дорівнює світність Сонця?
- Чому дорівнює зоряна величина Сонця?
- Яка температура на поверхні і в надрах Сонця?
- Які основні етапи досліджень Сонця?
- Як сонячна активність впливає на життя на Землі?