Внутреннее строение Солнца

Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых внешних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200— 300 км, плотность вещества в ней около 10-5 кг/м3, значительно меньше плотности земной атмосферы, которая у поверхности Земли равна 1 кг/м3 Несмотря на, казалось бы, малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его под-фотосферные слои. Температура фотосферы растет с глубиной и в среднем составляет 6000 К. Именно эта температура принимается за температуру поверхности, а саму фотосферу принято считать поверхностью Солнца, и от нее начинаются слои атмосферы.

Слои атмосферы Солнца

Атмосфера Солнца состоит из трех слоев, между которыми нет резкой границы. Самый близкий к фотосфере и самый плотный, но очень тонкий слой называется обращающим слоем. Следующий, более обширный и более разреженный слой называется хромосферой (от греческого «хромоc», что означает «цвет»). Хромосфера Солнца имеет красноватый оттенок.

Хромосфера видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10— 15 тыс. километров.

Наконец, третий, самый обширный и разреженный слой атмосферы Солнца называется солнечной короной. Он представляется нам в виде лучистого сияния с перламутровым оттенком.

Фотосфера Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции. Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысячи и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении: одни гранулы исчезают, а взамен им тут же появляются новые. Средняя продолжительность жизни различных гранул от 5 до 10 мин. Смещение спектральных линий в спектре центральной, более яркой и горячей части гранулы указывает на подъем горячего вещества из-под фотосферы; противоположное смещение линии в спектре более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу, указывает на опускание вещества под фотосферу.

Скорость подъема и опускания газа в слоях солнечной атмосферы составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Картина грануляции во многом напоминает картину на поверхности кипящей воды — конвекцию. Горячая вода, как более легкая, поднимается снизу вверх, на поверхности она отдает свою энергию в окружающее пространство и, охладившись, опускается вниз. Специальные измерения показали, что поверхность кипящей воды разбивается на ячейки и в каждой горячее вещество поднимается, а по краям более холодное опускается. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

Особенности строения

Современные представления и убеждения гласят о том, что наша звезда включает в свой состав несколько концентрических сфер (областей). Каждая из них наделена своими особенностями. В схематическом разрезе можно увидеть не только внешние характеристики, но и внутренние параметры. Энергетический поток, который освобождается вследствие термоядерных реакций в ядре Солнца, постепенно прокладывает путь к его видимой зоне.

Её перенос, в свою очередь, происходит за счёт определённых процессов. Считается, что в ходе их протекания атомами поглощается, а затем повторно излучается и рассеивается излучение. То есть речь идёт о лучевом способе. После прохождения 80% пути, начиная от ядра и заканчивая поверхностью, газ утрачивает свойства стойкости. Поэтому впоследствии происходит перенос энергии посредством конвекции по направлению к видимой солнечной поверхности. По итогу он попадает в атмосферную часть.

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера — это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения.

Пятна на Солнце

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. Такое пятно представляет собой довольно сложное образование, состоящее из центральной темной области, называемой тенью, и окаймляющей ее более светлой области с вытянутыми вдоль радиуса пятна темными и светлыми образованиями, получившей название полутени.

Размеры солнечных пятен крайне разнообразны. В небольшие телескопы примерно с 50-кратным увеличением уже можно видеть пятна с угловым поперечником в 4—5″. Они выглядят небольшими черными точками без признаков полутени, но в действительности их линейные размеры близки к 3000—3500 км. Линейные поперечники пятен с угловыми размерами около 18″ сравнимы с диаметром нашей Земли (примерно 13 000 км). У наиболее же крупных, но редко появляющихся пятен угловые диаметры достигают 4′, т. е. 0,13 диаметра Солнца, и следовательно, их линейные размеры приближаются к 180 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр) .

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно нам кажется черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей горячей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. Эти измерения позволили оценить температуру Т„ вещества в тени пятен. Поскольку поверхность пятен площадью 1 м2 излучает в 5—10 раз меньше энергии, чем такой же участок фотосферы с температурой Т = 6000 К, то, используя закон Стефана — Больцмана, можно записать:

откуда следует, что температура пятен заключена в пределах от 3400 до 4000 K:

На фотографиях солнечных пятен отчетливо заметна структура распределения темных и светлых областей в полутени пятна, похожая на распределение железных опилок в магнитном поле, причем темные области вытянуты вдоль магнитных линий. Наличие сильного магнитного поля в пятнах подтверждается и спектральными наблюдениями. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл и выше, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10-4-10-3 Тл. В центре пятна вектор магнитной индукции направлен перпендикулярно к поверхности Солнца, а на краях, в полутени он идет вдоль поверхности и его значение меньше.

Сильное магнитное поле пятен является причиной их низкой температуры. Это объясняется тем, что вещество фотосферы представляет собой плазму, состоящую из заряженных частиц. Сильное магнитное поле тормозит движение плазмы, замедляет ее конвенцию и тем самым ослабляет поступление энергии из внутренних слоев Солнца. В результате температура вещества в области пятен уменьшается и пятна выглядят темными на фоне яркой фотосферы.

Обычно пятна появляются группами. В группе самое большое головное пятно расположено впереди по направлению вращения Солнца; оно имеет полярность магнитного поля, противоположную полярности следующего за ним меньшего пятна. Кроме того, головное пятно в северном полушарии Солнца имеет полярность, противоположную полярности головного пятна южного полушария.

Наряду с пятнами на фотосфере, вблизи края солнечного диска сравнительно часто видны факелы — светлые образования довольно сложной волокнистой структуры. Некоторые факелы живут неделями. Их яркость незначительно превышает яркость фотосферы, а температура всего лишь на 200— 300 К выше ее температуры.

Для изучения Солнца используются телескопы особой конструкции — башенные солнечные телескопы (рис. 5.1). Система зеркал непрерывно поворачивается вслед за Солнцем и направляет его лучи вниз на главное зеркало, а затем они попадают в спектрографы или другие приборы, с помощью которых проводятся исследования Солнца. Благодаря большому фокусному расстоянию солнечных телескопов (до 90 м) можно получить изображение Солнца диаметром до 80 см и детально изучать происходящие на нём явления. Они лучше видны на спектрогелиограммах (см. цветную вклейку XII) — снимках Солнца, которые сделаны в лучах, соответствующих спектральным линиям водорода, кальция и некоторых других элементов.

Рис. 5.1. Башенный солнечный телескоп

Важнейшую информацию о физических процессах на Солнце даёт спектральный анализ. Именно в спектре Солнца Йозеф Фраунгофер ещё в 1814 г. обнаружил и описал линии поглощения, по которым, как стало ясно почти полвека спустя, можно узнать состав его атмосферы (см. рис. 4 на цветной вклейке XII). В настоящее время в солнечном спектре зарегистрировано более 30 тыс. линий, принадлежащих 72 химическим элементам. Химический элемент гелий (от греч. «гелиос» — солнечный) был сначала открыт спектральными методами на Солнце, а лишь затем уже обнаружен на Земле. Все последующие попытки найти линии других неизвестных элементов не увенчались успехом, но были тем не менее не бесполезны. Они во многом способствовали развитию теории спектрального анализа, которая важна как для астрофизики, так и для физики в целом.

Рис. 5.2. Диаграмма химического состава Солнца

Современные данные о химическом составе Солнца таковы: водород составляет около 70% солнечной массы, гелий — более 28%, остальные элементы — менее 2%. Количество атомов этих элементов в 1000 раз меньше, чем атомов водорода и гелия. Эти соотношения представлены на рисунке 5.2.

Вещество Солнца сильно ионизовано: атомы, потерявшие электроны своих внешних оболочек и ставшие ионами, вместе со свободными электронами образуют плазму. Средняя плотность солнечного вещества примерно 1400 кг/м3. Она соизмерима с плотностью воды и в 1000 раз больше плотности воздуха у поверхности Земли.

Рис. 5.3. Расчёт условий в недрах Солнца

Используя закон всемирного тяготения и газовые законы, можно рассчитать условия внутри Солнца, построить модель «спокойного» Солнца. Оно находится в равновесии, поскольку в каждом его слое действие сил тяготения, которые стремятся сжать Солнце, уравновешивается действием сил внутреннего давления газа. Действием гравитационных сил в недрах Солнца создаётся огромное давление. Сделаем приближённый расчёт его величины для слоя, лежащего на расстоянии R

/2 от центра Солнца. При этом будем считать, что плотность вещества внутри Солнца всюду равна средней (рис. 5.3).

Сила тяжести на этой глубине определяется массой вещества, заключённой в радиальном столбике, высота которого R

/2, площадь
S
, а также ускорением свободного падения на поверхности сферы радиусом
R
/2. Масса вещества в этом столбике равна:

m

=
S
,

а ускорение на расстоянии R

/2 (согласно закону всемирного тяготения) выражается так:

g

=
G
,

так как объём этой сферы составляет 1/8 от объёма всего Солнца. Подставив необходимые данные в формулу p

=
mg
/
S
, получим, что давление равно примерно 6,6•1013 Па, т. е. в 1 млрд раз превосходит нормальное атмосферное давление. Для вычисления температуры воспользуемся уравнением Клапейрона—Менделеева:
pV
=
RT
. Поскольку = ,
T
= , где
R
— универсальная газовая постоянная, а
M
— молярная масса водородной плазмы. Если считать, что в состав вещества входят в равном количестве протоны и электроны, то она примерно равна 0,5•10–3 кг/моль. Тогда
T
= 2,8•106 К. Более точные расчёты, проведённые с учётом изменения плотности с глубиной, дают результаты, лишь незначительно отличающиеся от полученных выше:
p
= 6,1•1013 Па,
T
=3,4•106 К.

Согласно современным данным, температура в центре Солнца достигает 15 млн К, давление 2•1018 Па, а плотность вещества значительно превышает плотность твёрдых тел в земных условиях: 1,5•105 кг/м3, т. е. в 13 раз больше плотности свинца. Тем не менее применение газовых законов к веществу, находящемуся в этом состоянии, оправдано тем, что оно ионизовано. Размеры атомных ядер, потерявших свои электроны, примерно в 10 тыс. раз меньше размеров самого атома, а размеры самих частиц довольно малы по сравнению с расстояниями между ними. Это условие, которому должен удовлетворять идеальный газ, для смеси ядер и электронов, составляющих вещество внутри Солнца, выполняется, несмотря на его высокую плотность.

При высокой температуре в центральной части Солнца протоны, которые преобладают в составе солнечной плазмы, имеют столь большие скорости, что могут преодолеть электростатические силы отталкивания и взаимодействовать между собой. В результате такого взаимодействия происходит термоядерная реакция

: четыре протона образуют альфа-частицу (ядро гелия) (рис. 5.4).

Рис. 5.4. Схема реакций протон-протонного цикла

Термоядерная реакция включает такие этапы:

+ ␚ + e

+ + ν,

+ ␚ + γ,

+ ␚ + .

Как известно из курса физики, все три типа нейтрино (электронное, мюонное и таонное) столь слабо взаимодействуют с веществом, что свободно проходят сквозь Солнце и Землю. Со времени открытия нейтрино в 1953 г. его масса, которая экспериментально не была обнаружена, считалась равной нулю. Первый детектор этих частиц, идущих от Солнца, зарегистрировал поток электронных нейтрино, но он оказался в несколько раз меньше ожидаемого. Возник «парадокс» солнечныхнейтрино: или внутреннее строение Солнца не соответствует расчётам, или свойства нейтрино изучены недостаточно полно. Только спустя почти полвека, в 2002 г., удалось решить этот парадокс. Детектором, в котором использовалась тяжёлая вода 2H2O, были зарегистрированы сразу три типа солнечных нейтрино. Оказалось, что значительная часть электронных нейтрино (а именно они рождаются в недрах Солнца в результате термоядерных реакций) по пути к Земле меняют свой тип — «осциллируют». Но это может происходить только в том случае, если нейтрино обладают массой покоя. В результате, с одной стороны, физики получили сведения о том, что нейтрино имеет массу покоя, которые не удавалось получить каким-то иным путём. Согласно имеющимся оценкам, она должна составлять не более нескольких электронвольт. Напомним, что масса электрона примерно 0,5 МэВ, т. е. в несколько десятков тысяч раз больше. С другой стороны, астрофизики убедились в справедливости представлений о термоядерных реакциях, происходящих внутри Солнца. Кинетическая энергия, которую приобретают образующиеся в ходе реакции частицы, поддерживает высокую температуру плазмы, и тем самым создаются условия для продолжения термоядерного синтеза. Энергия гамма-квантов обеспечивает излучение Солнца.

Из недр Солнца наружу эта энергия передаётся двумя способами: излучением

, т. е. самими квантами, и
конвекцией
, т. е. веществом. Выделение энергии и её перенос определяют внутреннее строение Солнца:

ядро — центральная зона, где при высоком давлении и температуре происходят термоядерные реакции;

лучистая зона, где энергия передаётся наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов;

наружная конвективная зона, где энергия от слоя к слою переносится самим веществом в результате перемешивания (конвекции).

Каждая из этих зон занимает примерно 1/3 солнечного радиуса (рис. 5.5).

Рис. 5.5. Внутреннее строение Солнца

Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера, которая простирается далеко за пределы видимого диска Солнца. Её нижний слой — фотосфера

— воспринимается как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо из космического пространства, либо при помощи специальных приборов с поверхности Земли.

Атмосфера Солнца

Рис. 5.6. Грануляция в фотосфере

Фотосфера — самый нижний слой атмосферы Солнца, в котором температура довольно быстро убывает от 8000 до 4000 К. Следствием конвективного движения вещества в верхних слоях Солнца является своеобразный вид фотосферы — грануляция

(рис. 5.6). Фотосфера как бы состоит из отдельных зёрен — гранул, размеры которых составляют в среднем несколько сотен (до 1000) километров.
Гранула
— это поток горячего газа, поднимающийся вверх. В тёмных промежутках между гранулами находится более холодный газ, опускающийся вниз. Каждая гранула существует всего 5—10 мин, затем на её месте появляется новая, которая отличается от прежней по форме и размерам. Общая наблюдаемая картина при этом не меняется. Вещество фотосферы нагревается за счёт энергии, поступающей из недр Солнца, а излучение, которое уходит в межпланетное пространство, уносит энергию, поэтому наружные слои фотосферы охлаждаются.

В самых верхних слоях фотосферы плотность вещества составляет 10–3—10–4 кг/м3. Здесь в условиях минимальной для Солнца температуры оказывается возможным существование нейтральных атомов водорода и даже простейших молекул и радикалов H2, OH, CH.

Рис. 5.7. Вид солнечной короны во время полного затмения Солнца

Над фотосферой располагается хромосфера («сфера цвета»). Красновато-фиолетовое кольцо хромосферы можно видеть в те моменты, когда диск Солнца закрыт Луной во время полного солнечного затмения. В хромосфере вещество имеет температуру в 2—3 раза выше, чем в фотосфере. Здесь, каки внутри Солнца, оно представляет собой плазму, только меньшей плотности. Толщина хромосферы 10—15 тыс. км, а далее на миллионы километров (несколько радиусов Солнца) простирается солнечная корона (рис. 5.7).

Рис. 5.8. Изменение вида солнечной короны

Температура короны резко возрастает по сравнению с температурой хромосферы и достигает 2 млн К. Причиной нагрева солнечной короны являются магнитозвуковые волны, поднимающиеся в корону из более глубинных слоёв Солнца. Для короны, которую можно наблюдать во время полных солнечных затмений как жемчужно-серебристое сияние, характерна лучистая структура с множеством сложных деталей — дуг, шлемов и т. д. (см. рис. 5.7). Солнечная корона (рис. 5.8) явилась для астрофизики уникальной природной лабораторией, в которой удаётся наблюдать поведение вещества в условиях, недостижимых на Земле. Высокая температура короны обеспечивает полную ионизацию лёгких элементов, а у более тяжёлых сохраняются электроны, находящиеся на самых глубоких электронных оболочках. Высокоионизованную плазму короны часто называют электронным газом, имея в виду, что число электронов, потерянных атомами, существенно превосходит число образовавшихся при этом положительных ионов.

Плотность вещества по мере удаления от Солнца постепенно уменьшается, но потоки плазмы из короны (солнечный ветер

) растекаются по всей планетной системе. Скорость этих потоков в окрестностях Земли обычно составляет 400—500 км/с, но у некоторых может достигать 1000 км/с. Основными составляющими солнечного ветра являются
протоны
и
электроны
, значительно меньше
альфа-частиц
и других ионов. Наша планета фактически находится в солнечной короне, поэтому многие геофизические явления испытывают на себе влияние процессов, происходящих на Солнце, в особенности в периоды максимума солнечной активности. Солнечный ветер порождает не только на Земле, но и на других планетах Солнечной системы, обладающих магнитным полем, такие явления, как магнитосфера, полярные сияния и радиационные пояса.

Солнечная активность

Как правило, в атмосфере Солнца наблюдаются многообразные проявления солнечной активности, характер протекания которых определяется поведением солнечной плазмы в магнитном поле: пятна, вспышки, протуберанцы, корональные выбросы

и т. п. Наиболее известными из них являются
солнечные пятна, открытые ещё в начале XVII в. во время первых наблюдений при помощи телескопа. По изменению положения пятен на диске Солнца было обнаружено, что оно вращается. Наблюдения показали, что угловая скорость вращения Солнца убывает от экватора к полюсам, а время полного оборота вокруг оси возрастает с 25 суток (на экваторе) до 30 (вблизи полюсов).
Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции отчасти напоминает земное. Пятна появляются в тех сравнительно небольших областях фотосферы Солнца, где магнитное поле усиливается в несколько тысяч раз по сравнению с общим фоном, и его индукция может достигать 0,4—0,5 Тл. Усиление магнитного поля, которое охватывает также лежащие выше области хромосферы и короны, является характерным признаком активной области (центра активности).

Рис. 5.9. Структура крупного пятна

Сначала пятна наблюдаются как маленькие тёмные участки диаметром 2000—3000 км. Большинство из них в течение суток пропадают, однако некоторые увеличиваются в десятки раз. Такие пятна могут образовывать большие группы и существовать, меняя форму и размеры, на протяжении нескольких месяцев, т. е. нескольких оборотов Солнца. У крупных пятен вокруг наиболее тёмной центральной части (её называют тень

) наблюдается менее тёмная —
полутень
(рис. 5.9). В центре пятна температура вещества снижается примерно до 4000 К, поэтому в спектре пятен наблюдаются полосы поглощения некоторых двухатомных молекул, например, CO, TiO, CH, CN. Понижение температуры в районе пятна связано с действием магнитного поля, которое нарушает нормальную конвекцию и препятствует притоку энергии снизу. Вместе с тем вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются, и появляются хорошо заметные яркие образования —
факелы.

Рис. 5.10. Движение вещества протуберанца

Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы — огромные по объёму облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн (см. рис. 2 на цветной вклейке XII). Некоторые из них («спокойные») напоминают по форме гигантские занавеси толщиной 3—5 тыс. км, высотой около 10 тыс. км и длиной до 100 тыс. км, подпираемые колоннами, по которым газ течёт из короны вниз. Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев. Во многих случаях в протуберанцах наблюдается упорядоченное движение отдельных сгустков и струй по криволинейным траекториям, напоминающим по форме линии индукции магнитных полей (рис. 5.10). Порой отдельные части протуберанцев быстро устремляются вверх со скоростями порядка нескольких сотен километров в секунду и поднимаются на огромную высоту (до 1 млн км), что превышает радиус Солнца. Оказалось, что происходит это во время вспышек.

Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 1025 Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб). Вспышки наблюдаются как внезапные усиления яркости отдельных участков Солнца в районе пятен (см. рис. 3 на цветной вклейке XII). Продолжительность вспышек обычно около часа, а слабые длятся всего несколько минут. По своей сути вспышка — это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под действием магнитного поля и приводит к образованию плазменного жгута или ленты, достигающих в длину десятков и даже сотен тысяч километров. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температуры порядка 10 млн К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 1000 км/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение. Детальная теория сложного комплекса явлений, наблюдаемых во время вспышек, пока ещё не разработана, но, по современным представлениям, они связаны с возникновением и происходящим затем быстрым выделением избытка энергии в магнитных полях активных областей.

Потоки плазмы, обусловленные солнечными вспышками и корональными выбросами, через сутки-двое достигают окрестностей Земли. Вещество, выбрасываемое из солнечной короны, представляет собой плазму с магнитным полем (так называемые магнитные облака). Взаимодействие такого облака с магнитосферой Земли вызывает аномальное возмущение — магнитную бурю. Магнитные бури вызывают возмущение ионосферы, что приводит к нарушениям в прохождении радиосигналов, в частности, от навигационных спутников. Изменение геомагнитного поля приводит к появлению индуцированных токов в линиях электропередачи и трубопроводах.

Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определённой, хотя и не очень строгой периодичностью — в среднем этот период составляет примерно 11,2 года (рис. 5.11). Отмечается определённая связь процессов жизнедеятельности растений и животных, состояния здоровья людей и погодно-климатических аномалий с уровнем солнечной активности, однако механизм воздействия этих процессов на земные явления ещё не вполне ясен.

Рис. 5.11. Периодичность солнечной активности

В настоящее время для изучения Солнца используются все средства космической техники. Метеоспутники на геостационарной орбите уже более 30 лет ведут общий мониторинг солнечной активности, измеряя потоки рентгеновского излучения и солнечных космических лучей. Для мониторинга корональных выбросов массы используется пара КА СТЕРЕО, которые находятся в разных точках орбиты Земли и помогают взглянуть на магнитное облако, летящее к Земле, «со стороны». КА СОХО позволяет отслеживать появление пятен, вспышек и корональных выбросов массы и по их местоположению и динамике давать трёхдневный прогноз, представляют ли они опасность для Земли.

ВОПРОСЫ1. Из каких химических элементов состоит Солнце и каково их соотношение? 2. Каков источник энергии излучения Солнца? Какие изменения с его веществом происходят при этом? 3. Какой слой Солнца является основным источником видимого излучения? 4. Каково внутреннее строение Солнца? Назовите основные слои его атмосферы. 5. В каких пределах изменяется температура на Солнце от его центра до фотосферы? 6. Какими способами осуществляется перенос энергии из недр Солнца наружу? 7. Чем объясняется наблюдаемая на Солнце грануляция? 8. Какие проявления солнечной активности наблюдаются в различных слоях атмосферы Солнца? С чем связана основная причина этих явлений? 9. Чем объясняется понижение температуры в области солнечных пятен? 10. Какие явления на Земле связаны с солнечной активностью?

УПРАЖНЕНИЕ 171. Можно ли заметить невооружённым глазом (через тёмный фильтр) на Солнце пятно размером с Землю, если глаз различает объекты, видимые размеры которых 2—3ʹ? 2. Какова вторая космическая скорость на уровне фотосферы Солнца? 3. Какая мощность излучения приходится в среднем на 1 кг солнечного вещества?

§ 22.РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД.ХАРАКТЕРИСТИКИ ИЗЛУЧЕНИЯ ЗВЁЗД

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой, но среди огромного многообразия мира звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звёздах даёт такое определение:

Звезда — это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах всё ещё происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырёх протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звёзды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После того как водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерода-12 и другие реакции, продуктами которых являются кислород и тяжёлые элементы (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звёзд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.

У наиболее массивных звёзд прекращение всех возможных термоядерных реакций сопровождается мощным взрывом, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды.

Все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, происходивших в звёздах, поэтому звёзды не только самые распространённые во Вселенной объекты, но и самые важные для понимания происходящих в ней явлений и процессов.

Именно термоядерные реакции являются характерной отличительной особенностью звёзд от планет. Поэтому современное определение планеты формулируется так:

Планета — небесное тело, обращающееся вокруг звезды или остатка звезды, достаточно массивное, чтобы приобрести сферическую форму под действием собственной гравитации, и своим воздействием удалившее малые тела с орбиты, близкой к собственной, но при этом в её недрах не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.

Солнечная корона

Температура атмосферы Солнца сначала убывает от 6000 К в фотосфере до 4800 К в нижних слоях хромосферы, а затем начинает резко возрастать в ее верхних слоях и в короне. Средняя температура вещества хромосферы около 20 000 К. Именно благодаря такой высокой температуре в хромосфере возбуждается свечение атомов гелия.

Изучение солнечной короны показало, что она состоит из сильно разреженной плазмы с температурой, близкой к двум миллионам кельвинов (2*106К). Плотность ее вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В таких условиях нейтральные атомы химических элементов существовать не могут, так как их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют электроны и многократно ионизуются. Поэтому солнечная корона состоит в основном из протонов, ядер гелия и свободных электронов с незначительными примесями ионов других химических элементов. Этим и объясняется своеобразный спектр солнечной короны: в нем отсутствуют линии водорода, гелия, натрия (свойственные спектру хромосферы), а необычайно слабый, еле заметный непрерывный фон спектра создается электронами, рассеивающими свет фотосферы.

Корона— внешняя разреженная и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы до миллиона градусов. Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полных солнечных затмений или с помощью специальных телескопов-коронографов. Внешние слои атмосферы Солнца тянутся вплоть до орбиты Земли.

С высокой температурой короны и разреженностью ее вещества связана разгадка наблюдаемых в ее спектре двух ярких линий — зеленой λ = 5303 Å и красной λ = 6374 Å. Сравнение положений этих линий со спектрами излучения известных химических элементов, полученных в лабораториях, не давало положительных результатов. Астрономы уже имели дело с аналогичной ситуацией, приведшей к открытию гелия. Поэтому сначала ученые предположили существование нового химического элемента, который назвали ко-ронием. Но потом возникло предположение о принадлежности этих линий известному химическому элементу, который, находясь в условиях сильно разреженной короны с высокой температурой, излучает волны, соответствующие наблюдаемым спектральным линиям.

Теоретическое исследование состоянии ионизации и возбуждения атомов химических элементов в физических условиях солнечной короны, проведенное к началу 40-х годов прошлого столетия, показало, что эти две загадочные спектральные линии соответствуют длинам волн, которые излучают атомы железа, находясь в высокой степени ионизации. Зеленая линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 13 внешних электронов, а красная линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 9 внешних электронов. Дальнейшие исследования показали, что большинство линий излучения короны принадлежит различным элементам, находящимся в состоянии высокой степени ионизации.

Основное число линий излучения короны находится в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра, а для их наблюдений используют специальные (ультрафиолетовые и рентгеновские) телескопы, установленные на космических научных станциях. Обширный материал по ультрафиолетовому излучению Солнца получен советской солнечной обсерваторией на борту космической станции «Салют».

Как всякая разреженная горячая плазма, солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны. Радиоизлучение короны было впервые обнаружено во время второй мировой войны. Известный астрофизик Д. Г Мензел в своей книге «Наше Солнце» так описывает это открытие: «Однажды после полудня в 1942 г. все британские радиолокационные станции кругового обзора вышли из строя. Интенсивное высокочастотное радиоизлучение заглушило обычный сигнал локатора. Вначале операторы заподозрили новую контрмеру врага. Но проверка показала, что все радиолокаторы на побережье были направлены в сторону заходящего Солнца».

Детальные исследования радиоизлучения солнечной короны установили ее протяженность до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца. Далее она постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Эти исследования подтвердили ничтожную плотность и высокую температуру короны. Каким же образом вещество солнечной короны нагревается до столь высокой температуры?

Оказывается, к нагреванию короны имеет непосредственное отношение конвекция, наблюдаемая в фотосфере. Здесь опять полезна аналогия конвекции на Солнце с процессами, происходящими в кипящей воде. Если прислушаться к кипящей воде, то можно услышать шум — звуковые волны, которые возбуждаются в воздухе на границе с поверхностью воды ее конвективными движениями. Такие же волны, но в еще больших масштабах возбуждаются конвекцией в фотосфере. Затем эти волны распространяются наружу в хромосферу и корону, унося с собой часть механической энергии конвективных движений. Как и любой волновой процесс, эти волны по мере распространения затухают и особенно эффективно— в короне. Энергия, которую они переносят, и нагревает солнечную корону до высокой температуры в два миллиона кельвинов.

Солнечные протуберанцы

Во время полных солнечных затмений во внутренних слоях солнечной короны наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Плотность вещества протуберанцев значительно больше плотности короны, а температура близка к 10 000 К.

В настоящее время астрономы имеют возможность наблюдать протуберанцы и вне солнечных затмений. Для этого они применяют специальный инструмент — внезатменный коронограф, в котором солнечное затмение искусственно создается заслонкой (искусственной луной). Так как протуберанцы излучают много света в красной водородной линии (Нα), которая практически отсутствует в спектре короны, то внутреннюю область короны фотографируют сквозь специальный светофильтр, пропускающий только излучение, длина волны которого соответствует этой линйи спектра. На таких фотографиях корона почти не видна, а протуберанцы, наоборот, видны отчетливо.

Некоторые протуберанцы, конденсирующиеся в нижних слоях солнечной короны, подолгу, в течение многих часов висят над хромосферой, медленно меняют свой вид и постепенно исчезают, подобно тому как рассеиваются легкие облака в прогретой земной атмосфере в летнее время года. Такие протуберанцы получили название спокойных. Другой вид протуберанцев — эруптивные. Они внезапно, с большой скоростью взлетают над хромосферой, быстро поднимаются до высоты в несколько десятков и даже сотен тысяч километров и также быстро падают обратно.

На рисунке представлена серия фотографий одного из самых грандиозных протуберанцев, который когда-либо наблюдался. Он даже получил имя «Дедушка». Всего почти за 30 мин он поднялся на высоту около 400 000 км, что соответствует скорости вещества примерно в 200 км/с. Наблюдались протуберанцы, которые удалялись на 1,5-10б км от поверхности Солнца. В конце концов вещество протуберанцев или рассеивается в солнечной короне, или падает в хромосферу.

Солнечная корона находится в динамическом равновесии. В нее постоянно поступает плазма из хромосферы, а из короны истекает в межпланетное пространство непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому мощное притяжение Солнца не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с. Существование такого потока частиц от Солнца предполагали еще в середине XIX в. для объяснения природы кометных хвостов. Прямые измерения состава и скорости частиц солнечного ветра впервые были проведены с борта советской космической станции «Луна-3» в 1959 г.

Строение Солнца

По современным представлениям, Солнце состоит из ряда концентрических сфер, или областей, каждая из которых обладает специфическими особенностями. Схематический разрез Солнца показывает его внешние особенности вместе с гипотетическим внутренним строением. Энергия, освобождаемая термоядерными реакциями в ядре Солнца, постепенно прокладывает путь к видимой поверхности светила. Она переносится посредством процессов, в ходе которых атомы поглощают, переизлучают и рассеивают излучение, т.е. лучевым способом. Пройдя около 80% пути от ядра к поверхности, газ становится неустойчивым, и дальше энергия переносится уже конвекцией к видимой поверхности Солнца и в его атмосферу.

Внутреннее строение Солнца слоистое, или оболочечное, оно состоит из ряда сфер, или областей. В центре находится ядро, затем область лучевого переноса энергии, далее конвективная зона и, наконец, атмосфера. К ней ряд исследователей относят три внешние области: фотосферу, хромосферу и корону. Правда, другие астрономы к солнечной атмосфере относят только хромосферу и корону. Остановимся кратко на особенностях названных сфер.

Ядро — центральная часть Солнца со сверхвысоким давлением и температурой, обеспечивающими течение ядерных реакций. Они выделяют огромное количество электромагнитной энергии в предельно коротких диапазонах волн.

Область лучистого переноса энергии — находится над ядром. Она образована практически неподвижным и невидимым сверхвысокотемпературным газом. Передача через нее энергии, генерируемой в ядре, к внешним сферам Солнца осуществляется лучевым способом, без перемещения газа. Этот процесс надо представлять себе примерно так. Из ядра в область лучевого переноса энергия поступает в предельно коротковолновых диапазонах — гамма излучения, а уходит в более длинноволновом рентгеновском, что связано с понижением температуры газа к периферической зоне.

Конвективная область — располагается над предыдущей. Она образована также невидимым раскаленным газом, находящимся в состоянии конвективного перемешивания. Перемешивание обусловлено положением области между двумя средами, резко различающимися по господствующим в них давлению и температуре. Перенос тепла из солнечных недр к поверхности происходит в результате локальных поднятий сильно нагретых масс воздуха, находящихся под высоким давлением, к периферии светила, где температура газа меньше и где начинается световой диапазон излучения Солнца. Толщина конвективной области оценивается приблизительно в 1/10 часть солнечного радиуса.

Фотосфера — это нижний из трех слоев атмосферы Солнца, расположенный непосредственно на плотной массе невидимого газа конвективной области. Фотосфера образована раскаленным ионизированным газом, температура которого у основания близка к 10000 К (т. е. абсолютная температура), а у верхней границы, расположенной примерно в 300 км выше, порядка 5000 К. Средняя температура фотосферы принимается в 5700 К. При такой температуре раскаленный газ излучает электромагнитную энергию преимущественно в оптическом диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.

Через прозрачный воздух фотосферы в телескоп отчетливо просматривается ее основание — контакт с массой непрозрачного воздуха конвективной области. Поверхность раздела имеет зернистую структуру, называемую грануляцией . Зерна, или гранулы, имеют поперечники от 700 до 2000 км. Положение, конфигурация и размеры гранул меняются. Наблюдения показали, что каждая гранула в отдельности выражена лишь какое-то короткое время (около 5-10 мин.), а затем исчезает, заменяясь новой гранулой. На поверхности Солнца гранулы не остаются неподвижными, а совершают нерегулярные движения со скоростью примерно 2 км/сек. В совокупности светлые зерна (гранулы) занимают до 40% поверхности солнечного диска.

Процесс грануляции представляется как наличие в самом нижнем слое фотосферы непрозрачного газа конвективной области — сложной системы вертикальных круговоротов. Светлая ячея — это поступающая из глубины порция более разогретого газа по сравнению с уже охлажденной на поверхности, а потому и менее яркой, компенсационно погружающейся вниз. Яркость гранул на 10-20% больше окружающего фона указывает на различие их температур в 200-300° С.

Образно грануляцию на поверхности Солнца можно сравнить с кипением густой жидкости типа расплавленного гудрона, когда со светлыми восходящими струями появляются пузырьки воздуха, а более темные и плоские участки характеризуют погружающиеся порции жидкости.

Исследования механизма передачи энергии в газовом шаре Солнца от центральной области к поверхности и ее излучение в космическое пространство показали, что она переносится лучами. Даже в конвективной зоне, где передача энергии осуществляется движением газов, большая часть энергии переносится излучением.

Таким образом, поверхность Солнца, излучающая энергию в космическое пространство в световом диапазоне спектра электромагнитных волн, — это разреженный слой газов фотосферы и просматривающаяся сквозь нее гранулированная верхняя поверхность слоя непрозрачного газа конвективной области. В целом зернистая структура, или грануляция, признается свойственной фотосфере — нижнему слою солнечной атмосферы.

Хромосфера. При полном солнечном затмении у самого края затемненного диска Солнца видно розовое сияние — это хромосфера. Она не имеет резких границ, а представляет собой сочетание множества ярких выступов или языков пламени, находящихся в непрерывном движении. Хромосферу сравнивают иногда с горящей степью. Языки хромосферы называют спикулами. Они имеют в поперечнике от 200 до 2000 км (иногда до 10000) и достигают в высоту нескольких тысяч километров. Их надо представлять себе как вырывающиеся из Солнца потоки плазмы (раскаленного ионизированного газа).

Установлено, что переход от фотосферы к хромосфере сопровождается скачкообразным повышением температуры от 5700 К до 8000 — 10000 К. К верхней же границе хромосферы, находящейся приблизительно на высоте 14000 км от поверхности солнца, температура повышается до 15000 — 20000 К. Плотность вещества на таких высотах составляет всего 10-12 г/см3, т. е. в сотни и даже тысячи раз меньше, чем плотность нижних слоев хромосферы.

Солнечная корона — внешняя атмосфера Солнца. Некоторые астрономы называют ее атмосферой Солнца. Она образована наиболее разреженным ионизированным газом. Простирается примерно на расстояние 5 диаметров Солнца, имеет лучистое строение, слабо светится. Ее можно наблюдать только во время полного солнечного затмения . Яркость короны примерно такая же, как у Луны в полнолуние, что составляет лишь около 5/1000000 долей яркости Солнца. Корональные газы в высокой степени ионизированы, что определяет их температуру примерно в 1 млн. градусов. Внешние слои короны излучают в космическое пространство корональный газ — солнечный ветер. Это второй энергетический (после лучистого электромагнитного) поток Солнца, получаемый планетами. Скорость удаления коронального газа от Солнца возрастает от нескольких километров в секунду у короны до 450 км/сек на уровне орбиты Земли, что связано с уменьшением силы притяжения Солнца при увеличении расстояния. Постепенно разреживаясь по мере удаления от Солнца, корональный газ заполняет все межпланетное пространство. Он воздействует на тела Солнечной системы как непосредственно, так и через магнитное поле, которое несет с собой. Оно взаимодействует с магнитными полями планет. Именно корональный газ (солнечный ветер) является основной причиной полярных сияний на Земле и активности других процессов магнитосферы.

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: