Свет, подобно другим видам энергии, долгое время считавшийся чем-то нематериальным, в XX в. получил, наконец, права гражданства, как особая разновидность материи, столь же фундаментальная, как вещество. Первым шагом к этому выводу стало блестящее открытие русского физика П. Н. Лебедева, установившего в 1899— 1909 гг. материальность светового луча, его способность оказывать давление на тела. Затем Эйнштейн доказал, что превращение массы и энергии происходит одновременно и параллельно; для всех видов энергии справедливо соотношение Е = mc>2, где Е — количество энергии, m — масса вещества, с — скорость света.
Таким образом, кажущуюся потерю массы при слиянии ядер водорода в ядро гелия можно объяснить тем, что выделяющаяся в процессе слияния энергия «уносит» эту массу в виде квантов излучения. О том, как велика энергия, выделяющаяся в результате синтеза ядер, можно судить по таким данным: 1 г массы водорода соответствует 20 триллионам (20·10>12) ккал тепла. Для получения такого количества энергии нужно сжечь 20 тыс. т каменного угля.
Общее количество энергии, выделяемой Солнцем, колоссально лишь потому, что размеры светила громадны. Но если подсчитать, сколько энергии выделяется на каждый килограмм его массы, то окажется, что удельная теплоотдача Солнцем (4,4 кал/кг) существенно меньше, чем теплоизлучение человеческого тела (22 кал/кг).
В глубинах гигантского термоядерного котла Солнца плотность вещества в 11,4 раза превышает плотность свинца, но оно остается газообразным. Точнее, это плазма — четвертое состояние вещества, при котором ядра атомов, лишенные электронных оболочек, упаковываются более плотно. Лучистая энергия, освобождающаяся в центральных областях Солнца,— это рентгеновское излучение, рожденное ядерными реакциями и столкновениями движущихся атомов и электронов. Бесчисленное множество зигзагов, поглощений и новых излучений совершает пучок рентгеновских лучей, прежде чем вырваться ив солнечных недр к поверхности. И хотя он распространяется со скоростью света, его путешествие по извилистому маршруту к поверхности занимает в среднем около 20 тыс. лет. На этом пути рентгеновское излучение постепенно преображается. После каждого зигзага длина волны излучения несколько увеличивается, пока рентгеновские лучи не превращаются почти полностью в ультрафиолетовый и видимый свет.
В результате бесчисленного количества поглощений и излучений энергия достигает, наконец, такого сравнительно разреженного слоя солнечной атмосферы, который ужа не поглощает полностью идущий из глубин лучистый поток, хотя сам еще светится довольно ярко. Этот слой солнечной атмосферы, называемый фотосферой, толщиной около 300 км образует видимую глазом в телескоп блестящую поверхность Солнца, четкие контуры солнечного диска. О более высоких слоях атмосферы мы можем судить с помощью специальных приборов, либо в периоды солнечных затмений, когда яркий солнечный диск закрыт Луной. В эти краткие моменты удается обнаружить по самому краю Солнца тонкую полоску розового сияния с отходящими от нее во все стороны розовыми выступами различной формы — протуберанцами. Это так называемая хромосфера. Далее, на расстоянии иногда нескольких радиусов Солнца распространяется бледно-серебристое сияние — солнечная корона.
