Günəş mesajı nədir. Günəş haqqında ümumi məlumat

Günəşin tədqiqi təxminən iki yüz (194) olan bir çox kosmik gəmi tərəfindən həyata keçirildi, lakin ixtisaslaşmış olanlar da var idi, bunlar:
Günəşi müşahidə etmək üçün nəzərdə tutulmuş ilk kosmik gəmi 1960-1968-ci illər arasında buraxılmış 5-9 nömrəli NASA-nın Pioneer seriyalı peykləri idi. Bu peyklər Yer orbitinə yaxın Günəş ətrafında fırlandı və parametrlərin ilk detallı ölçülərini apardılar. günəş küləyi.
Orbital Günəş Rəsədxanası("OSO") - Günəşi, xüsusən də ultrabənövşəyi və rentgen dalğa uzunluqlarında öyrənmək məqsədi ilə 1962-1975-ci illər arasında buraxılmış bir sıra Amerika peykləri.
SC "Helios-1"- Qərbi Almaniya AMS 10 dekabr 1974-cü ildə günəş küləyi, planetlərarası maqnit sahəsi, kosmik radiasiya, bürc işığı, meteor hissəcikləri və günəşə yaxın fəzada radio səs-küyünü öyrənmək, həmçinin proqnozlaşdırılan hadisələri qeyd etmək üçün eksperimentlər aparmaq üçün nəzərdə tutulmuşdur. ümumi nəzəriyyə nisbilik. 01/15/1976 Qərbi Almaniya kosmik gəmisi orbitə buraxılıb Helios-2". 17.04.1976 "Helios-2" (Helios) ilk dəfə Günəşə 0,29 AB (43,432 milyon km) məsafədə yaxınlaşdı. Xüsusilə, 100 - 2200 Hz diapazonunda maqnit şok dalğaları, eləcə də günəş alovları zamanı yüngül helium nüvələrinin görünməsi qeydə alınmışdır ki, bu da günəş xromosferində yüksək enerjili termonüvə proseslərini göstərir. Bu proqramın apardığı daha bir maraqlı müşahidə odur ki, Günəşə yaxın kiçik meteoritlərin fəza sıxlığı Yerə yaxın olduğundan on beş dəfə yüksəkdir. İlk dəfə rekord sürət əldə edildi 66,7 km/s, 12 q sürətlə hərəkət edir.
1973-cü ildə kosmik stansiyada kosmik günəş rəsədxanası (Apollon Teleskopu) fəaliyyətə başladı. Skylab. Bu rəsədxanadan istifadə edərək dinamik rejimdə günəşin keçid bölgəsinin və günəş tacının ultrabənövşəyi şüalanmasının ilk müşahidələri aparılmışdır. O, həmçinin indi günəş küləyi ilə yaxından əlaqəli olduğu bilinən "tac kütləsi püskürmələri" və tac dəliklərini kəşf etməyə kömək etdi.
Günəş Maksimum Tədqiqat Peyki("SMM") - Amerika peyki ( Günəş Maksimum Missiyası- SMM), 14 fevral 1980-ci ildə günəşin yüksək aktivliyi dövründə günəş alovlarından ultrabənövşəyi, rentgen və qamma radiasiyasını müşahidə etmək üçün istifadəyə verilmişdir. Lakin işə salındıqdan cəmi bir neçə ay sonra elektronikada nasazlıq səbəbindən zond passiv rejimə keçdi. 1984-cü ildə Challenger şatlında STS-41C kosmik missiyası zondla bağlı problemi həll etdi və onu yenidən orbitə çıxardı. Bundan sonra, 1989-cu ilin iyununda atmosferə girməzdən əvvəl cihaz günəş tacının minlərlə şəklini çəkdi. Onun ölçmələri, bir il yarım ərzində müşahidələr zamanı Günəşin ümumi şüalanma gücünün maksimum günəş aktivliyi dövründə yalnız 0,01% dəyişdiyini öyrənməyə kömək etdi.
Yapon kosmik gəmisi Yohkoh(Yoko, "Günəş işığı"), 1991-ci ildə buraxılmış, rentgen diapazonunda günəş radiasiyasının müşahidələrini aparmışdır. Əldə etdiyi məlumatlar elm adamlarına bir neçəsini müəyyənləşdirməyə kömək etdi müxtəlif növlər günəş alovları və tacın, hətta maksimum aktivlik bölgələrindən uzaqda olsa da, ümumi hesab ediləndən daha dinamik olduğunu göstərdi. Yohkoh tam günəş dövrü ərzində fəaliyyət göstərdi və bu müddət ərzində passiv rejimə keçdi günəş tutulması 2001, o, Günəşə istiqamətini itirəndə. 2005-ci ildə peyk atmosferə daxil oldu və məhv edildi.
Günəş zondu "Ulysses" - Avropa avtomatik stansiyası günəş küləyinin parametrlərini, ekliptik müstəvidən kənarda maqnit sahəsini ölçmək və heliosferin qütb rayonlarını öyrənmək üçün 6 oktyabr 1990-cı ildə işə salınmışdır. Yerin orbitinə qədər Günəşin ekvator müstəvisinin skanını apardı. İlk dəfə radio dalğa diapazonunda günəş maqnit sahəsinin ventilyator kimi ayrılan spiral formasını qeyd etdi. O, müəyyən edib ki, Günəşin maqnit sahəsinin gücü zaman keçdikcə artır və son 100 ildə 2,3 dəfə artıb. Bu, heliosentrik orbitdə ekliptik müstəviyə perpendikulyar hərəkət edən yeganə kosmik gəmidir. 1995-ci ilin ortalarında o, minimum aktivliyi ilə Günəşin cənub qütbü üzərində uçdu, 2000-ci il noyabrın 27-də isə ikinci dəfə uçaraq maksimum enliyə çatdı. cənub yarımkürəsi-80,1 dərəcə 04/17/1998 AC " Uliss " Günəş ətrafında ilk orbitini tamamladı. 7 fevral 2007-ci il“Uliss” zondu öz missiyası zamanı mühüm mərhələni “keçdi” – üçüncü dəfə uçuşu zamanı o, Günəşin səthində 80 dərəcə cənub enliyindən yuxarı keçib. Ulduzun qütb bölgəsi üzərindən bu trayektoriya keçidi 2006-cı ilin noyabrında başladı və zondun on altı illik əməliyyat tarixində üçüncü oldu. Hər 6,2 ildə bir dəfə ulduzumuzun ətrafında fırlanır və hər inqilab zamanı Günəşin qütb bölgələri üzərindən keçir. Uçuş zamanı alimlər çoxlu yeni elmi məlumatlar əldə ediblər. Bu cür uçuşlar zamanı peyk əvvəlcə ətrafa fırlanır Cənub qütbü Günəş, sonra - şimal. Ulysses günəş qütblərindən təxminən 750 km/s sürətlə günəş küləyinin mövcudluğunu təsdiqlədi ki, bu da gözləniləndən azdır.
Günəş Küləyi Tədqiqat Peyki Külək" - Amerika tədqiqat aparatı, 1 noyabr 1994-cü ildə orbitə aşağıdakı parametrlərlə buraxıldı: orbital meyl - 28,76º; T=20673,75 dəq.; P=187 km; A=486099 km. 19 avqust 2000-ci ildə o, Aya 32-ci uçuşunu etdi. WIND kosmik gəmisindən istifadə edərək, tədqiqatçılar günəş küləyi tərəfindən həyata keçirilən Günəşin maqnit sahəsinin Yerin maqnit sahəsi ilə birləşməsinə, Günəşdən plazma və enerjinin Yerin kosmosuna axmasına imkan verən maqnit yenidən birləşmənin nadir birbaşa müşahidələrini apara bildilər. auroralara və maqnit qasırğalarına səbəb olur.
Günəş və Heliosfer Rəsədxanası ("SOHO") - Tədqiqat peyki (Günəş və Heliosfer Rəsədxanası - SOHO), Avropa Kosmik Agentliyi tərəfindən 2 dekabr 1995-ci ildə buraxılmış, gözlənilən əməliyyat müddəti təxminən iki ildir. O, Yerin və Günəşin cazibə qüvvələrinin balanslaşdırıldığı Laqranj nöqtələrindən birində (L1) Günəş ətrafında orbitə buraxılıb. Peykin göyərtəsində olan 12 cihaz tədqiqat üçün nəzərdə tutulub günəş atmosferi(xüsusilə onun qızması), günəş rəqsləri, günəş maddəsinin kosmosa çıxarılması prosesləri, Günəşin quruluşu, eləcə də onun daxili hissəsindəki proseslər. Günəşin daimi fotoqrafiyasını aparır. 02.04.2000-ci ildə "SOHO" günəş rəsədxanası bir növ yubileyini qeyd etdi. SOHO tərəfindən çəkilmiş fotoşəkillərdən birində rəsədxananın rekordunda 100-cü olan yeni bir kometa kəşf edildi və 2003-cü ilin iyununda 500-cü kometanı kəşf etdi. 15 yanvar 2005-ci ildə 900-cü quyruqlu sərgərdan kəşf edildi. 1000 illik yubiley isə 2005-ci il avqustun 5-də açılıb. 25 iyun 2008-ci ildə SOHO günəş rəsədxanası tərəfindən əldə edilən məlumatlardan istifadə edərək, 1500-cü komet "yubiley" kəşf edildi.
SOHO ilə davam edən müşahidələr göstərdi ki, superqranullar Günəş səthində Günəşin fırlanmasından daha sürətli hərəkət edir. 2003-cü ilin yanvarında Stenford Universitetindən Laurent Gizonun rəhbərlik etdiyi bir qrup alim bu sirli hadisəni izah etməyə müvəffəq oldu. Superqranulyasiya günəş səthində dalğalar şəklində hərəkət edən fəaliyyət nümunəsidir. Bu hadisəni stadionun tribunalarındakı “dalğanın hərəkəti” ilə müqayisə etmək olar, o zaman bir-birinin ardınca əyləşən azarkeşlərin hər biri öz oturacağından yuxarı qalxıb qısa müddət, və sonra oturur, lakin nə sağa, nə də sola hərəkət etmir, yandan gələn müşahidəçi üçün podium boyunca uzanan dalğa illüziyası yaradılır. Oxşar dalğalar yüksələn və düşən superqranullar tərəfindən yaradılır. Dalğalar günəş səthi boyunca bütün istiqamətlərdə yayılır, lakin nədənsə günəşin fırlanması istiqamətində daha güclüdür (daha böyük amplituda malikdir). Bu dalğalar ən çox diqqət çəkdiyi üçün onların hərəkət etdiyi illüziyası yaranır daha sürətli sürət Günəşin fırlanması. Bu fenomenin fiziki səbəbi haqqında fərziyyə etmək olduqca çətindir, lakin çox güman ki, fırlanma özü superqranulyasiya dalğalarının mənbəyidir.
TRACE tərəfindən ötürülən yeni müşahidələrdən hazırlanmış videolar astronomlara tac ilmələrində yuxarı və aşağı axan parlaq plazma zolaqlarını görməyə imkan verdi. SOHO-dan əldə edilən məlumatlar bu daxilolmaların böyük sürətlə hərəkət etdiyini təsdiqlədi və belə nəticəyə gəldi ki, tac ilmələri plazma ilə doldurulmuş statik strukturlar deyil, günəş səthindən “vuruşmuş” plazmanın ultra yüksək sürətli axınlarıdır. Tacdakı strukturlar arasında "sıçrama".
Günəş tacını öyrənmək üçün peyk "TRACE" (Transition Region & Coronal Explorer)" 2 aprel 1998-ci ildə aşağıdakı parametrlərlə orbitə buraxıldı: orbit - 97,8 dərəcə; T = 96,8 dəqiqə; P = 602 km; A = 652 km.
Məqsəd 30 sm-lik ultrabənövşəyi teleskopdan istifadə edərək tac və fotosfer arasında keçid bölgəsini araşdırmaqdır. Döngələrin tədqiqi göstərdi ki, onlar bir-birinə bağlı bir sıra fərdi ilmələrdən ibarətdir. Qaz dövrələri qızdırılır və maqnit sahəsi xətləri boyunca 480.000 km hündürlüyə qalxır, sonra 100 km/s-dən çox sürətlə soyuyur və geri düşür.
2001-ci il iyulun 31-də Rusiya-Ukrayna rəsədxanası fəaliyyətə başlayıb Coronas-F» günəş fəaliyyətini müşahidə etmək və günəş-yer əlaqəsini öyrənmək. Peyk təxminən 500 km hündürlükdə və 83 dərəcə mailliklə aşağı Yer orbitindədir. Onun elmi kompleksinə Günəşi elektromaqnit spektrinin bütün diapazonunda - optikadan qamma şüalarına qədər müşahidə edən 15 cihaz daxildir.
Müşahidə dövründə CORONAS-F cihazları Günəşdə ən güclü alovları və onların Yerə yaxın mühitə təsirini qeydə alıb. kosmos, çox sayda rentgen günəş spektrləri və Günəşin təsvirləri, həmçinin günəş kosmik şüalarının axınları və Günəşdən gələn ultrabənövşəyi radiasiya haqqında yeni məlumatlar əldə edildi. /daha çox xəbər 17 sentyabr 2004-cü il/.
Genesis peyki günəş küləyini öyrənmək üçün 8 avqust 2001-ci ildə işə salınmışdır. L1 librasiya nöqtəsində çıxan Amerika tədqiqat zondu 3 dekabr 2001-ci ildə günəş küləyini toplamağa başladı. Ümumilikdə, Genesis 10-20 mikroqram günəş küləyi elementləri topladı - bir neçə duz dənəsinin çəkisi - elm adamlarını maraqlandırdı. Lakin Genesis cihazı 08 sentyabr 2004-cü ildə (300 km/saat sürətlə qəzaya uğrayıb) Yuta səhrasına (paraşütlər açılmadı) çox sərt eniş etdi. Bununla belə, alimlər tədqiqat üçün dağıntılardan günəş küləyinin qalıqlarını çıxara bildilər.
22 sentyabr 2006-cı ildə HINODE günəş rəsədxanası (Solar-B, Hinode). Rəsədxana Yohkoh Rəsədxanasının (Solar-A) hazırlandığı Yaponiya ISAS İnstitutunda yaradılıb və üç cihazla təchiz edilib: SOT - günəş optik teleskopu, XRT - rentgen teleskopu və EIS - ultrabənövşəyi təsvir spektrometri. HINODE-un əsas vəzifəsi günəş tacında aktiv prosesləri öyrənmək və onların günəş maqnit sahəsinin strukturu və dinamikası ilə əlaqəsini qurmaqdır.
Günəş rəsədxanası 2006-cı ilin oktyabrında işə salınıb STEREO. İki eynilikdən ibarətdir kosmik gəmi elə orbitlərdə ki, onlardan biri tədricən Yerdən geri qalacaq, digəri isə onu ötəcək. Bu, onlardan Günəşin və tac kütləvi püskürmələri kimi günəş hadisələrinin stereo şəkillərini əldə etmək üçün istifadə etməyə imkan verəcək.

Günəşin doğuşu valehedici bir mənzərədir. Sanki qaranlığın bütün qüvvələrinə baxmayaraq, qırmızı disk yavaş-yavaş və əzəmətlə üfüqdən çıxır. Günəş işıqdır, istilikdir, həyatdır!

Bir tanrının minlərlə adı

Mədəniyyətlərin böyük əksəriyyətində gündüz işığı həmişə mərkəzi yer tutmuşdur. Günəş həyat verən və yaradıcı enerjinin təcəssümüdür. Qədim Misir tanrılarının panteonuna şahin başı olan bir adam kimi təsvir edilən Günəş Tanrısı Ra rəhbərlik edirdi. O, Misir torpağında baş verən hər şeyə təsir etdi: fəsillərin dəyişməsi, gecə və gündüz, təbii və hava dəyişiklikləri, gündəlik həyat insanlar. Qədim Misir fironlarının gücü sarsılmaz sayılırdı, çünki onlar “Günəşin uşaqları” idilər. Qədim yunan şairi Homer öz himnlərində göz qamaşdıran Günəş Tanrısı Heliosu və onun bütün canlılara işıq saçan alovlu arabasını vəsf edirdi.

Hər bir millətin ilahi nurçu üçün öz adları, onun haqqında dərin ehtiram və səmimi məhəbbətlə dolu öz mifləri, nağılları və əfsanələri var idi.

Günəş ulduzdur, yoxsa planet?

Eramızdan əvvəl V əsrdə. e. tanrıları təhqir etməkdə günahlandırıldı və möcüzəvi şəkildə qaçdı ölüm cəzası, Günəşin qaynar blok olduğunu iddia edən filosof Anaksaqor rüsvayçılıqla Afinadan qovuldu. Planetlərin və Yerin Günəş ətrafında fırlandığını ilk dəfə Samoslu Aristarx (e.ə. 310-230) irəli sürmüşdür. Ancaq təxminən min il ərzində Nicealı Hipparxın (e.ə. 190-126) təklif etdiyi dünyanın mənzərəsi quruldu. Minilliyin əvvəllərində Ptolemeyin (100-170) “Almagest” əsərində riyazi əsaslandırılmış və adını almışdır. Ptolemey sisteminə görə, Yer kainatın mərkəzində yerləşir və onun ətrafında səma sferaları fırlanır. Ümumiyyətlə, geo- və heliosentrizm arasında mübarizə ayrı bir məsələdir! Sadəcə faktlar: dünya nizamının tanış təsviri 16-cı əsrdə Polşa astronomu N. Kopernik tərəfindən tərtib edilmişdir (əsər 1543-cü ildə nəşr edilmişdir), lakin bu sistem yalnız 1687-ci ildə ser Nyuton və onun nəzəriyyəsi sayəsində son təsdiqini aldı.

Günəş ulduzdur, yoxsa planet? Qədim yunan dilindən tərcümədə "planet" "gəzən ulduz" mənasını verdiyi üçün o dövrün astronomları işıqlandırıcını ulduzlar, göy cisimləri, yəni planetlər arasındakı mövqeyini dəyişdirərək məlum yeddidən biri hesab edirdilər. Günəşin adi bir ulduz olması ilə bağlı fərziyyələr müxtəlif elm adamları tərəfindən dəfələrlə ifadə edilmişdir. Alman fiziki J. Fraunhofer 1824-cü ildə bəzi ulduzların və Günəşin spektral məlumatlarını müqayisə edərək müzakirələrə son qoydu.

Çoxlarından biri. Əsas parametrlər

Beləliklə, müasir anlayışda Günəş nədir? Bu, planetar sistemimizin mərkəzində yerləşən və ümumi kütləsinin 99,86%-ni təşkil edən yeganə ulduzdur. Yerdən Günəşə olan orta məsafə 149,450 min km-dir. Ulduzun diametri planetimizin diametrindən 100 dəfə çoxdur və 1390,6 min km (Ayın orbitindən çox) təşkil edir. Günəşin orta sıxlığı suyun sıxlığından bir qədər yüksəkdir və 1,41 q/sm3-ə bərabərdir. Cazibə qüvvəsi Yerdən 28 dəfə böyükdür.

Hidrogen ulduzun ümumi kütləsinin 73% -ni, heliumun 25% -ni təşkil edir. Digər elementlərin tərkibi təxminən 2% -dir.

Günəşin spektral xüsusiyyətləri ulduzumuzu G2V sinif ulduzu kimi müəyyən edir (məşhur ədəbiyyatda bu qrup sarı və ya narıncı cırtdanlar adlanır).

Ulduzlar necə düzülür?

Alimlərin fikrincə, daxili quruluş Günəş mərkəzdən uzaqlaşdıqca dörd bölgəyə bölünə bilər:

1. Nüvə şüalanmış enerjinin əmələ gəlməsinin əsas sahəsidir. İsti qaz topunun (0-0,3R) radiusunun demək olar ki, üçdə birinə qədər uzanır. Burada qazın sıxlığı çox böyükdür - 150 q/sm 3 . Temperatur təxminən 15×10 6 ˚K, təzyiq 2×10 8 Pa-dır.
2. Radiativ enerjinin ötürülməsi zonası (0,3-0,7R). Yaranan bütün enerji şüalanan istilik mübadiləsi (təkrarlanan udma, əksetmə, emissiya, enerji ötürülməsi prosesləri) vasitəsilə xarici təbəqələrə ötürülür. Bu zaman temperatur tədricən azalır (2×10 6 K˚-ə qədər) və radiasiya dalğasının uzunluğu artır. Bu zonadan bir kvant elektromaqnit şüalanması, foton üçün keçmək üçün sərf olunan vaxt 170 min ilə qədər çəkir.
3. Konveksiya zonası. Səthə qədər uzanır. Enerji ötürülməsi qazları qarışdırmaqla həyata keçirilir. Temperaturun azalması daha intensiv şəkildə baş verir və səthə doğru 5800˚K-a çatır.

Atmosferin xarici təbəqələri

Qaz və atmosferdən ibarət cismin sərhədlərinin harada olduğunu necə müəyyən etmək olar? Ulduzlarda atmosfer radiasiyanın sərbəst şəkildə kosmosa çıxa bildiyi bölgə kimi başa düşülür. Birinci xarici təbəqə fotosferdir (300-400 km). Günəş diskinin görünən səthi kimi qəbul etdiyimiz budur. Yüksək böyüdücü altında onun hüceyrə quruluşunu görmək asandır. Hüceyrələr və ya qranullar konveksiya cərəyanlarının çıxışlarıdır. Bəzən konsentrasiya edilmiş maqnit sahələri ionlaşmış qazın şaquli axınlarını ləngidir, qarışdırma yavaşlayır və aşağı temperatur(4500˚K) və parlaqlıq. “Ləkələr” belə əmələ gəlir. Onların ən böyüyü hətta çılpaq gözlə görünə bilər (əlbəttə ki, filtr vasitəsilə). Günəş ləkələri Günəşin öz oxu ətrafında fırlanmasını izləmək üçün istifadə edilə bilər. Müxtəlif enliklərdə bucaq sürətləri fərqlidir. Ekvator bölgələri üçün bu müddət 25 gündür.

Atmosferin yuxarı təbəqələrini (xronosfer və günəş tacı) yalnız tam günəş tutulması zamanı və ya xüsusi alətlərin köməyi ilə görmək olar.

Günəş enerjisi mənbəyi

Müasir heliosesmologiya ulduzumuzun yaşını 4,6 milyard il müəyyən edir. Alovlu dərinliklərdə belə uzun varlığın hansı mənbələri gizlənir? Enerji mənbəyi kimi Günəş nədir?

Hər saniyədə Günəş dünya kosmosuna bəşəriyyətin bütün varlığı ərzində istehsal etdiyi enerjidən 100 min dəfə çox enerji buraxır. Əgər ulduzumuzun bütün həcmi kömürlə doldurulsaydı, normal intensivlikdə radiasiya ilə belə bir yanacaq tədarükü 5 min il üçün kifayət edərdi. Kimyəvi proseslər və qravitasiya qarşılıqlı təsirləri də “uzunmüddətli” enerji mənbəyi rolu üçün uyğun deyil.

Və yalnız atom parçalanması və sintezinin kəşfi ilə amerikalı astrofizik H.Bethe Günəşin təbii olduğunu irəli sürdü. füzyon reaktoru. Prosesin mahiyyəti enerjinin ayrılması ilə dörd hidrogen nüvəsindən (protondan) bir helium nüvəsinin meydana gəlməsinə gəlir ( Nobel mükafatı fizikada, 1967).

Parılda, yan, ulduzum!

Və bütün hidrogen tükəndikdə Yer kürəsinə nə olacaq? Bəşəriyyətin planet üçün narahat olmasına ehtiyac yoxdur. Günəş öz ulduzunun ortasındadır həyat dövrü. Hidrogen yandıqca radiasiyanın intensivliyi getdikcə artacaq, lakin insanlara ən azı bir milyard il rahat yaşamağa zəmanət verilir. Ulduzun sonrakı genişlənməsinin apokaliptik şəkillərinin təsviri bu məqalənin məqsədi deyil.

Hər gün günəşin doğuşunu seyr edərkən gəlin onun işığından və istiliyindən həzz alaq, həyatı qiymətləndirək, bir-birimizi sevək, qayğısına qalaq.

Günəş şüalarının spektral təhlili göstərdi ki, ulduzumuzda ən çox hidrogen (ulduz kütləsinin 73%-i) və helium (25%) var. Qalan elementlər (dəmir, oksigen, nikel, azot, silisium, kükürd, karbon, maqnezium, neon, xrom, kalsium, natrium) cəmi 2% təşkil edir. Günəşdə aşkar edilən bütün maddələr Yerdə və digər planetlərdə tapılır ki, bu da onların ümumi mənşəyini göstərir. Günəş maddəsinin orta sıxlığı 1,4 q/sm3 təşkil edir.

Günəş necə öyrənilir

Günəş müxtəlif tərkibə və sıxlığa malik çoxlu təbəqələrə malik “”dir və onlarda müxtəlif proseslər gedir. İnsan gözünə tanış olan spektrdə ulduzu müşahidə etmək mümkün deyil, lakin ultrabənövşəyi, infraqırmızı, rentgen şüalanması Günəş. Yerdən müşahidə günəş tutulması zamanı ən təsirli olur. Bu qısa müddət ərzində dünyanın hər yerindən astronomlar tacı, çıxıntıları, xromosferi və müxtəlif hadisələr, belə ətraflı tədqiqat üçün mövcud olan yeganə ulduzda baş verir.

Günəşin quruluşu

Tac Günəşin xarici qabığıdır. Çox aşağı sıxlığa malikdir, buna görə də yalnız tutulma zamanı görünür. Xarici atmosferin qalınlığı qeyri-bərabərdir, buna görə də vaxtaşırı orada dəliklər görünür. Bu dəliklər vasitəsilə günəş küləyi kosmosa 300-1200 m/s sürətlə axır - yer üzündə güclü enerji axını. şimal işıqları və maqnit fırtınaları.

Xromosfer qalınlığı 16 min km-ə çatan qaz təbəqəsidir. Orada isti qazların konveksiyası baş verir ki, bu da aşağı təbəqənin (fotosferin) səthindən yenidən geri düşür. Onlar tacı “yandıran” və uzunluğu 150 min km-ə çatan günəş küləyi axınlarını əmələ gətirənlərdir.

Fotosfer qalınlığı 500-1500 km olan sıx qeyri-şəffaf təbəqədir, burada diametri 1 min km-ə qədər olan şiddətli yanğın fırtınaları baş verir. Fotosfer qazlarının temperaturu 6000 oC-dir. Onlar alt təbəqədən enerji udur və onu istilik və işıq kimi buraxırlar. Fotosferin quruluşu qranullara bənzəyir. Qatdakı boşluqlar günəş ləkələri kimi qəbul edilir.

Qalınlığı 125-200 min km olan konvektiv zona qazların radiasiya zonası ilə daim enerji mübadiləsi apardığı, qızdırıldığı, fotosferə yüksəldiyi və soyudularaq enerjinin yeni hissəsi üçün yenidən endiyi günəş qabığıdır.

Radiasiya zonasının qalınlığı 500 min km-dir və çox yüksək sıxlığa malikdir. Burada maddə daha az radioaktiv ultrabənövşəyi (UV) və rentgen (X) şüalarına çevrilən qamma şüaları ilə bombalanır.

Yer qabığı və ya nüvə, proton-proton termonüvə reaksiyalarının daim baş verdiyi günəş "qazanıdır" və bunun sayəsində ulduz enerji alır. Hidrogen atomları 14 x 10 °C temperaturda heliuma çevrilir. Burada titanik təzyiq hər kub sm üçün trilyon kq təşkil edir, hər saniyədə 4,26 milyon ton hidrogen heliuma çevrilir.

class="hissə1">

Təfərrüatlar:

Elm Günəş haqqında nə deyir?

© Vladimir Kalanov
Bilik gücdür

Günəş haqqında ümumi məlumat

Günəş sisteminə hakim olan mərkəzi ulduz. Planet sistemimiz üçün böyük əhəmiyyət kəsb etsə də, universal miqyasda bu işıqlandırma orta səviyyədədir fiziki xüsusiyyətlər, cırtdan ulduzla müqayisə edilə bilər. Günəş əsasən hidrogen və heliumdan ibarət nəhəng plazma topudur (yəni ionlaşmış qaz). Həm müşahidələrdən, həm də nəzəri modellərin qurulması nəticəsində məlum olan Günəşin quruluşu qatlıdır. Mərkəzdə yerləşir termonüvə zəncirvari reaksiyaların baş verdiyi nüvə.Ətrafında nüvə yerləşir dairəvi konveksiya və radiasiya ötürülməsi zonaları. Ən kənar zonadır fotosfer, xromosfer və tac.

Yerdən Günəşə olan məsafə demək olar ki, bərabərdir 150 milyon kilometr. Bu rəqəmi yazmaq asandır, lakin bu qədər böyük məsafəni təsəvvür etmək çətindir. İşıq təbiətdə ən sürətli yayılır. 300 min km/san sürətlə hərəkət edir. Bir saniyədə işıq Yer ətrafında demək olar ki, səkkiz dəfə dolana bilir. Belə böyük sürətlə işığın Günəşdən bizə çatması hələ də səkkiz dəqiqədən çox vaxt aparır. Göydə Günəşi nisbətən kiçik disk şəklində müşahidə edirik. Bizdən Günəşə qədər olan məsafəni və Günəş diskinin göründüyü bucağı bilməklə onun həqiqi diametrini hesablaya bilərik. Günəşin diametrinin diametrindən 109 dəfə böyük olduğu ortaya çıxır qlobus. Günəşə bərabər həcmdə bir top etmək üçün götürməlisiniz 1301000 bizim Yer kimi toplar. Böyük bir qarpız və bir darı dənəsi təsəvvür edin - bu sizə Günəşin və planetimizin müqayisəli ölçüləri haqqında fikir verəcəkdir. Günəşin cazibə qüvvəsinin təsiri altında planetlərin hərəkətini öyrənərək astronomlar Günəşin kütləsini təyin ediblər. O, demək olar ki, idi Yerin kütləsindən 333.400 dəfə böyükdür. Bu rəqəmi Yerin həcmi ilə müqayisədə Günəşin həcmini əks etdirən 1301000 rəqəmi ilə müqayisə edin. Bu onu göstərir Günəş Yerdən demək olar ki, 4 dəfə az sıxlıqda olan maddədən ibarətdir. Yerin suya nisbətən orta sıxlığı 5,5, Günəş isə 1,4, lakin Günəşin kütləsi olduqca böyükdür. Bütün planetləri peykləri ilə birlikdə götürsək belə, məlum olur ki, onların ümumi kütləsi bir Günəşin kütləsindən az qala 750 dəfə azdır. Günəşdən çoxlu istilik və işıq alırıq. Bizdən nə qədər uzaq olduğunu bilə-bilə onun nə qədər isti olması lazım olduğu qənaətinə gələ bilərik. Əslində, bədən istiliyi nə qədər yüksəkdirsə, daha çox qızdırılır, daha parlaqdır. Günəş ilk dəfə rus fiziki V.V. tərəfindən kəşf edilmiş və təsvir edilmiş elektrik qövsündən daha parlaqdır. Petrov. Amma elektrik qövsünün temperaturu 3500°-ə çatır və bu temperaturda olan bütün maddələr nəinki əriyir, həm də buxara (qaz) çevrilir. Günəşin temperaturu daha da yüksəkdir. Alimlər bunu müəyyən edə bildilər Günəşin səthində temperatur 6000°-ə çatır. Belə yüksək temperatura görə Günəş nə bərk, nə də maye vəziyyətdə ola bilməz. Günəş, mərkəzində temperaturu 20 milyon dərəcəyə çatan isti qazlardan ibarət böyük bir topdur. İsti günəş qazları daimi hərəkətdədir.

Günəş ulduz kimidir

Günəş adi G2 ulduzudur, Qalaktikamızdakı 100 milyarddan çox ulduzdan biridir.. Günəş ən böyük obyektdir günəş sistemi, bütün Günəş Sisteminin kütləsinin 99,8%-ni (qalan kütlənin çox hissəsi içindədir) ehtiva edir. Bu gün Günəşin kütləsinin 75%-i hidrogen, 25%-i isə heliumdur (atomların sayına görə - 92,1% hidrogen və 7,8% helium), qalan elementlər yalnız 0,1%-ni təşkil edir. Bu nisbət nüvədə hidrogenin heliuma çevrilməsi səbəbindən yavaş-yavaş dəyişir. Günəşin xarici təbəqələri tsiklik olaraq dəyişir: ekvatorun yaxınlığında hər 25,4 gündə fırlanır; qütbün yaxınlığında - 36 gündə. Bu qeyri-bərabər fırlanma Günəşin Yer kimi bərk cisim olmaması ilə bağlıdır. Oxşar təsirlər qaz planetlərində də müşahidə olunub. Diferensial fırlanma Günəşin daxili təbəqələrinin dərinliklərinə qədər uzanır, lakin nüvə kimi fırlanır möhkəm. Günəşin nüvəsindəki şərtlər (radiusun təxminən 25%-i) kritikdir: temperaturlar 15,6 milyon Kelvin, təzyiq - 250 milyard atmosfer. Əsas qaz suyun sıxlığından 150 dəfə böyük bir sıxlığa qədər sıxılır. Günəşin 3,86 * 10 33 erq/san və ya 386 milyard meqavat sürətlə yaydığı enerji, onda baş verən nüvə birləşmə reaksiyaları nəticəsində əmələ gəlir. Hər saniyədə təxminən 700 milyon ton hidrogen qamma şüaları şəklində 695 milyon ton heliuma və 5 milyon ton (= 3,86*10 33 erg) enerjiyə çevrilir. Bu enerji nüvədən səthə yayıldıqca, o, davamlı olaraq udulur və getdikcə daha yüksək temperaturlarda yenidən yayılır. aşağı temperaturlar, belə ki, səthə çatdıqda o, ilk növbədə görünən işıq kimi yayılır. Səthə gedən yolun son 20% -i enerji radiasiyadan daha çox konveksiya ilə ötürülür. Fotosfer adlanan Günəş səthinin temperaturu təxminən 5800 Kelvindir. Günəş ləkələri temperaturu 3800 Kelvin olan “soyuq” ərazilərdir. Onlar yalnız qaranlıq görünürlər, çünki onlar daha yüksək temperaturlu ərazilərlə əhatə olunublar. Günəş ləkələri çox böyük ola bilər - diametri 50.000 km-dən çox. Onlar Günəş maqnit sahəsinin mürəkkəb və hələ çox yaxşı başa düşülməmiş qarşılıqlı təsirlərindən qaynaqlanır. Fotosferin üstündə xromosfer adlanan kiçik bir bölgə var. Tac adlanan xromosferin üstündəki çox zəif bölgə kosmosa milyonlarla kilometr uzanır və yalnız tutulmalar zamanı görünür. Korona temperaturu artıqdır 1.000.000 Kelvin. Günəşin maqnit sahəsi çox güclüdür (Yer standartlarına görə) və çox mürəkkəbdir. Bu, Plutonun orbitindən kənara çıxan maqnitosfer və ya heliosferdir. Günəş istilik və işığa əlavə olaraq yüklü hissəciklər (adətən elektronlar və protonlar) axını da yayır. günəş küləyi, Günəş sistemi vasitəsilə təxminən 450 km/san sürətlə yayılır. Günəş küləyi və günəş alovlarının yaydığı digər daha yüksək enerji hissəcikləri Yer üzərində elektrik xətlərindəki salınımlardan və radio müdaxiləsindən tutmuş qütb şüalarına qədər müxtəlif təsirlərə səbəb ola bilər.

istifadə edərək əldə edilən son məlumatlar kosmik gəmi Uliss göstərir ki, qütb bölgələrindən gələn günəş küləyinin sürəti saniyədə 750 kilometrə çatır ki, bu da aşağı enliklərdən gələn axınların sürətindən demək olar ki, iki dəfə çoxdur. Günəş küləyinin tərkibi də müxtəlif bölgələrə görə dəyişir (Protonlar, elektronlar, alfa hissəcikləri, oksigen ionları, silikon, kükürd, dəmir və bəzi digər elementlərdən ibarətdir.)

SOHO kosmik rəsədxanası tərəfindən Günəşin real vaxt rejimində monitorinqi.

Günəş aktivliyi sabit deyil. XVII əsrin ikinci yarısında günəş ləkələrinin çox aşağı aktivliyi dövrü olmuşdur ki, bu da Azərbaycanda qeyri-adi soyuq dövrə təsadüf edir. şimali Avropa, bəzən Kiçik Buz Dövrü adlanır. Günəş Sistemi yaranandan bəri Günəşdən gələn radiasiya təxminən 40% artıb. Günəşin yaşı təxminən 4,5 milyard ildir. Doğuşdan bəri orada baş verən proseslər nüvədə olan hidrogenin təxminən yarısını tükəndirdi. Təxminən 5-7 milyard il "dinc" şüalanmaya davam edəcək. Ancaq nəticədə hidrogen yanacağı tükənəcək.

Günəş Günəş sisteminin mərkəzi orqanıdır, “bizimdir” və buna görə də bizə ən yaxın ulduzdur (Yerdən orta məsafə təxminən 149,6 milyon km-dir). Günəş, cazibə qüvvəsi ilə Günəş sisteminin bütün digər cisimlərini ətrafında saxlayan nəhəng plazma topudur. Günəşdən gələn radiasiya Yerdəki həyatın əsas enerji mənbəyidir.

Günəş Qalaktikamızdakı yüz milyardlarla ulduzdan biridir; mərkəzdən təxminən 25.000-28.000 işıq ili uzaqlıqda, qollarının birində yerləşir Süd yolu və təxminən 226 milyon ildə bir inqilab edir. Günəşin yaşı 5 milyard ildir. Günəşin spektral sinfi G2V, sarı cırtdandır.
Fiziki xüsusiyyətlər
Radius Co Ay 696 min km-dir ki, bu da Yerin həm qütb, həm də ekvatorial radiusundan 109 dəfə böyükdür. Diametrlər 10 km-dən çox deyil. Buna görə Günəşin həcmi Yerin həcmini 1,3 milyon dəfə üstələyir. Günəşin kütləsi 1,99 1030 kq, Yerin kütləsindən 330 000 dəfə böyükdür. Günəşin orta sıxlığı azdır - cəmi 1,4 q/sm3, baxmayaraq ki, Günəşin mərkəzində 150 ​​q/sm3-ə çatır. Günəşin səthində cazibə qüvvəsinin sürətlənməsi 274 m/s2, ikinci qaçış sürəti isə 618 km/s-dir.

Günəş hər saniyədə 3,84 1026 J enerji buraxır ki, bu da kütlə enerjisi ekvivalentində saniyədə 4,26 milyon ton kütlə itkisinə uyğundur. Günəşin görünən səthinin temperaturu 5800 K-dir, Günəşin mərkəzində temperatur 15.000.000 K-ə çatır.

Yerdən Günəş göz qamaşdıran parıldayan disk kimi görünür və bucaq ölçüsü təxminən yarım dərəcədir (Yerin illik orbital hərəkəti zamanı Günəş-Yer məsafəsinin dəyişməsi səbəbindən Günəşin görünən bucaq ölçüsü il ərzində bir qədər dəyişir). Günəşin maqnitudası 26,7 m; bu

Genişləndirilmiş sitat bir paraqrafda

oh ən çox parlaq obyekt yerin səmasında.

Günəşin səthində təfərrüatların müşahidəsi göstərir ki, o, yerin orbit müstəvisinə meylli ox ətrafında 82° 45" fırlanır. Eyni zamanda, Günəşin səth təbəqələri bərk cisim kimi fırlanmır - qütblərə yaxınlaşdıqca fırlanmanın bucaq sürəti azalır, beləliklə ekvatordakı nöqtə Günəş 25 gündə, qütbə yaxın nöqtə isə 30 gündə bir dövrə vurur.

Həmçinin baxın: Günəş kütləsi, Günəş radiusu, Günəş parlaqlığı.
Günəşin spektri və kimyəvi tərkibi
Görünən bölgədə Günəş davamlı bir spektr yayır, bunun əleyhinə on minlərlə qaranlıq udma xətləri görünür, günəş işığı Günəş və Yer atmosferindən keçdikdə əmələ gəlir. Onlar ilk dəfə 1814-cü ildə Avstriya fiziki Fraunhofer tərəfindən təsvir edilmişdir və buna görə də tez-tez Fraunhofer xətləri adlanır. Onların öyrənilməsi bizə mühakimə yürütməyə imkan verir kimyəvi tərkibi Günəş. üstünlük təşkil etdiyi müəyyən edilmişdir kimyəvi elementlər Günəşdə hidrogen və helium var. Hidrogen atomların sayına görə 92% və kütləsinə görə 70%, helium müvafiq olaraq 7,8% və 29% təşkil edir. Qalan elementlər birləşərək Günəş kütləsinin yüzdə birindən azını təşkil edir.
Günəş Enerjisi Mənbələri
Günəş enerjisinin mənbəyi onun dərinliklərində baş verən termonüvə birləşmə reaksiyalarıdır. Bunu ilk dəfə 1920-ci ildə görkəmli ingilis astronomu Artur Eddinqton (1882-1944) təklif etmişdir. Sonradan başqa alimlər bu fikri inkişaf etdirdilər.

Termonüvə reaksiyasının xalis nəticəsi dörd protonun birləşərək helium atomunun nüvəsini əmələ gətirməsi və bu protonların kütləsinin 0,7%-nə bərabər enerji buraxmasıdır. Proton-proton dövrü adlanan bu reaksiya üç mərhələdə baş verir. Birincisi, Kulon maneəsini aşmaq üçün kifayət qədər enerjiyə malik olan iki proton birləşərək deyteronu - hidrogen atomunun nüvəsini, pozitronu və elektron neytrinonu əmələ gətirir; sonra deytron protonla birləşərək heliumun yüngül izotopunun atomunun nüvəsini əmələ gətirir; nəhayət, helium-3 atomunun iki nüvəsi birləşərək helium-4 atomunun nüvəsini əmələ gətirir. Bu, iki proton buraxır. p + p 2D + e+ + e 2D + p 3He + 3He + 3He 4He + 2p

Albert Eynşteynin formulasından istifadə kütlə və enerji arasındakı əlaqə qanunu hesablamaq olar ki, göstərilən reaksiyada hər kiloqram hidrogen üçün 6,3 1013 joul ayrılır.

Reaksiya təxminən 10 milyon K temperaturda, Günəşin radiusunun dörddə birinə bərabər olan Günəşin “mərkəzi” bölgəsində baş verir. Enerjinin günəş nüvəsindən səthə ötürülməsi əvvəlcə udma və təkrar emissiya, sonra isə konveksiya hesabına olduqca yavaş baş verir.

Günəşin hidrogen yanacağı ehtiyatını o qədər tükəndirməsi üçün tələb olunan vaxt, termonüvə hidrogen-helium reaksiyasının dayanması üçün 6 milyard il olaraq qiymətləndirilir.
Günəşin təkamülü
Günəşin yaşı hidrogen birləşməsinin başlanğıcından bəri 4,5 milyard il olaraq qiymətləndirilir. Bu müddət ərzində Günəşin parlaqlığı tədricən artdı. Hidrogen yanacağı təxminən 6 milyard il daha davam edəcək və Günəşin parlaqlığı artmağa davam edəcək. Bundan sonra Günəş qırmızı nəhəngə çevriləcək və onun ölçüsü Yerdən Günəşə qədər olan məsafə ilə müqayisə oluna biləcək. Təxminən 250 milyon il ərzində Günəşin parlaqlığı indikindən 500 dəfə çox olacaq ki, bu da çox güman ki, Yerdəki bütün suyun buxarlanmasına və Yerdəki bütün canlıların ölümünə səbəb olacaq.

Günəş qırmızı nəhəngə çevrildikdən bir müddət sonra (yüz milyonlarla il) qırmızı nəhəngin nüvəsi büzüləcək və o qədər qızacaq ki, orada helium birləşmə reaksiyası başlayacaq: helium nüvələri karbon və oksigen nüvələrinə çevriləcək. Yüz milyonlarla il ərzində Günəş helium birləşməsindən ötəri parlayan qırmızı nəhəng olacaq. Helium yanacağı yandıqdan sonra kütləsinin bir hissəsini itirəcək və ağ cırtdana çevriləcək, əvvəlcə qravitasiyanın sıxılması nəticəsində parlayacaq, sonra isə tədricən soyuyacaq.
Günəş neytrino problemi

Proton-proton dövrünün reaksiyaları zamanı elektron neytrinolar əmələ gəlir. Praktiki olaraq maddə ilə qarşılıqlı əlaqədə olmadan Günəşin nüvəsini sərbəst tərk edirlər. 1960-cı illərdən bəri nəhəng yeraltı detektorlardan istifadə edərək günəş neytrinolarını aşkar etməyə cəhdlər edilmişdir. Təcrübələr zamanı həqiqətən günəş neytrinoları kəşf edildi və onların günəş mənşəyi sübut edildi. Bununla belə, müxtəlif təcrübələrdə aşkar edilən neytrinoların sayı gözlənilənlərin üçdə birindən yarısına qədər dəyişdi. Nəzəriyyə ilə təcrübə arasındakı bu uyğunsuzluğa günəş neytrino problemi deyilir. Bu problemin həlli ya günəş nüvəsində baş verən proseslər, ya da neytrinoların xassələri haqqında təsəvvürlərə yenidən baxılmasını tələb edirdi. -də aparılan təcrübələr son illər, uyğunsuzluğun səbəbinin elektron neytrinoların detektorlar tərəfindən aşkar edilməyən digər növlərə (muon və ya tau neytrinolarına) çevrilməsi ilə bağlı ən çox ehtimal olunan izahat verdi.
Daxili quruluş Günəş
Əsas

Günəşin mərkəzi hissəsi onun nüvəsi adlanır. Nüvənin radiusu Günəş radiusunun təxminən beşdə birinə bərabərdir.
Radiasiya zonası

Nüvədən yarım radiusdan yuxarıda (yəni 0,20,7 günəş radiusu zonasında) radiasiya enerjisinin ötürülmə zonası.
Konveksiya zonası

Günəşin səthinə yaxın olanda maddənin burulğanla qarışması baş verir və enerji ötürülməsi əsasən maddənin özü tərəfindən baş verir. Enerjinin ötürülməsinin bu üsuluna konveksiya, onun meydana gəldiyi Günəşin yeraltı təbəqəsi isə konveksiya zonası adlanır. Günəş tədqiqatçılarının fərziyyələrinə görə, günəş prosesləri fizikasında onun rolu müstəsna dərəcədə böyükdür, çünki günəş maddəsinin və maqnit sahələrinin müxtəlif hərəkətləri məhz orada yaranır.
Günəşin atmosferi
Fotosfer

Fotosfer (işıq yayan təbəqə) ~320 km qalınlığa çatır və Günəşin görünən səthini təşkil edir. Günəşin optik (görünən) şüalanmasının əsas hissəsi fotosferdən gəlir, lakin daha dərin təbəqələrdən gələn radiasiya artıq çatmır. Fotosferdə temperatur orta hesabla 5800 K-ə çatır. Burada qazın orta sıxlığı sıxlığın 1/1000-dən azdır. yerin havası, və fotosferin xarici kənarına yaxınlaşdıqca temperatur 4800 K-ə qədər azalır, belə şəraitdə Hidrogen demək olar ki, tamamilə neytral vəziyyətdə qalır. Fotosfer Günəşin görünən səthini təşkil edir, ondan Günəşin ölçüsü, Günəşin səthindən məsafəsi və s.
Xromosfer

Xromosfer 7000 km hündürlüyə çatır, onun temperaturu 4000 K (aşağı xromosfer) ilə 100 000 K (yuxarı xromosfer) arasında dəyişir.
Tam Günəş tutulması zamanı sarı-qırmızı dar halqa şəklində görünə bilər. Xromosferin qalınlığı 12-15 min km-dir.
Günəş xromosferi çox heterojendir: onun tərkibində uzunsov, alova bənzər formasiyalar, sözdə spikullar var.
Tac

Tac rəvan şəkildə planetlərarası mühitə keçid edir; Tacın temperaturu 1,8 x 106 K-ə çatır.
günəş küləyi

Günəş fəaliyyəti və günəş dövrü
Günəş aktivliyi Günəşin dərinliklərində əmələ gəlməsi və onun səthinə güclü maqnit sahələrinin qalxması ilə əlaqəli hadisələr kompleksidir. Bu sahələr fotosferada günəş ləkələri kimi görünür və günəş alovları, sürətlənmiş hissəciklərin axınlarının əmələ gəlməsi, müxtəlif diapazonlarda Günəşdən gələn elektromaqnit şüalanma səviyyələrinin dəyişməsi, tac kütləsinin püskürməsi, günəş küləyinin sürətinin dəyişməsi və s. kimi hadisələrə səbəb olur.

Günəşin fəaliyyəti, həmçinin Yerə çatan planetlərarası mühitdə pozğunluqların nəticəsi olan və öz növbəsində Günəşdəki aktiv hadisələrin yaratdığı geomaqnit aktivliyindəki dəyişikliklərlə də əlaqələndirilir.

Günəş aktivliyi səviyyəsinin ən ümumi göstəricilərindən biri Günəşin görünən yarımkürəsindəki günəş ləkələrinin sayı ilə əlaqəli olan Qurd sayıdır. Günəş aktivliyinin ümumi səviyyəsi təxminən 11 illik xarakterik dövrlə ("günəş aktivliyi dövrü" və ya "on bir illik dövr" adlanır) dəyişir. Bu dövr dəqiq qorunmur və 20-ci əsrdə 10 ilə yaxın idi və son 300 ildə təxminən 7 ildən 17 ilə qədər dəyişdi. Ən çoxu 1761-ci ildə olan şərti olaraq seçilmiş birinci dövrdən başlayaraq günəş aktivliyi dövrlərinə ardıcıl nömrələr təyin etmək adətdir. 2000-ci ildə günəş aktivliyinin maksimum 23 dövrü müşahidə edilmişdir.

Günəş aktivliyində daha uzun müddətli dəyişikliklər də var. Beləliklə, 17-ci əsrin ikinci yarısında günəşin aktivliyi və xüsusən də onun on bir illik dövrü çox zəiflədi (Maunder minimumu). Eyni dövrdə Avropada da tənəzzül var idi orta illik temperatur(Kiçik Buz Dövrü adlanır), ehtimal ki, Günəş aktivliyinin Yerin iqliminə təsiri nəticəsində yaranır. Belə bir fikir də var qlobal istiləşmə 20-ci əsrin ikinci yarısında günəş aktivliyinin qlobal səviyyələrinin artması müəyyən dərəcədə səbəb oldu. Ancaq belə bir təsirin mexanizmləri hələ kifayət qədər aydın deyil.
Günəş və Yer
Günəş radiasiyasına baxın
Günəş haqqında şəhər əfsanələri
2002-ci ildə və ondan sonrakı illərdə mediada 6 ildən sonra Günəşin partlayacağı (yəni fövqəlnovaya çevriləcəyi) xəbəri çıxdı. Məlumatın mənbəyinin “Avropa Kosmik Agentliyinin (ESA) eksperti holland astrofiziki Dr. Piers Van der Meer olduğu bildirilir. Əslində, ESA-nın belə adda işçisi yoxdur. Üstəlik, bu adda bir astrofizik ümumiyyətlə yoxdur. Hidrogen yanacağı Günəşə bir neçə milyard il davam edəcək. Bu müddətdən sonra Günəş isinəcək yüksək temperatur(dərhal olmasa da - bu proses on və ya yüz milyonlarla il çəkəcək), lakin fövqəlnovaya çevrilməyəcək. Günəş, prinsipcə, kifayət qədər kütləsi olmadığı üçün fövqəlnovaya çevrilə bilməz.