Солнце — ближайшая звезда

1. Энергия Солнца. Солнце — центральная и самых массивных тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце — мощный источник энергии, которую оно постоянно излучает во всех участках спектра электромагнитных волн — от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает большое влияние на все тела Солнечной системы: нагревает их, сказывается на атмосферах планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.

Вместе Солнце — ближайшая к нам звезда, у которой в отличие от всех других звезд можно наблюдать диск и при помощи телескопа изучать на нем небольшие детали, размером даже до нескольких сотен километров. Это типичная звезда, поэтому ее изучение помогает понять природу звезд вообще.

Видимый угловой диаметр Солнца изменяется не на много из-за эллиптичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32 'или 1 / 107 радианах, то есть диаметр Солнца равен 1 / 107 а.е., или примерно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли.

На поверхность площадью 1 м2, перпендикулярную к солнечным лучам за пределами земной атмосферы, приходится 1,36 кВт лучистой энергии Солнца. Умножив это число на площадь поверхности шара, радиус которой равен расстоянию от Земли до Солнца, получим мощность полного излучения Солнца (его светимость), что составляет около 4 • 1023кВт. Так излучает тело солнечных размеров, нагретый до температуры около 6000 К (эффективная температура Солнца). Земля получает от Солнца примерно 1 / 2000000000 часть излучаемой им энергии.

2. Строение Солнца. Как и все звезды, Солнце — раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Количество атомов всех вместе взятых других элементов примерно в 1000 раз меньше. Однако масса этих тяжелых элементов составляет 1 — 2% массы Солнца.

На Солнце вещество очень ионизирована, т.е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизированного газа — плазмы.

Средняя плотность солнечного вещества g »1400 кг/м3. Это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако во внешних слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре — в 100 раз больше, чем средняя плотность.

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.

Если бы вещество внутри Солнца была распределена равномерно и плотность везде равна средней, то внутреннее давление было бы легко вычислить. Сделаем примерно такой расчет для глубины, равной 1 / 2 R ¤.

Силу притяжения F = mg на этой глубине определять массой вещества, содержащегося в радиальном колонке высотой 1 / 2 R ¤, площадь которого S, а также значению g на поверхности сферы радиуса 1 / 2 R ¤. Масса солнечного вещества, содержащегося в этом столбце, равен

 

Рис. Солнце с пятнами и протуберанцами

 

а гравитационное ускорение на расстоянии 1 / 2 R ¤ от центра «однородного» Солнца с законом всемирного тяготения составит:

 

поскольку объем упомянутой сферы составляет 1 / 8 всего объема Солнца и при постоянной плотности в нем содержится 1 / 8 M ¤. Поэтому давление

 

Отсюда имеем: р = 6,6 • 1013Па, т.е. давление в миллиард раз больше атмосферное давление.

По газовыми законами давление пропорциональное температуре и плотности. Это дает возможность определить температуру в недрах Солнца.

Точные вычисления, учитывающие рост плотности и температуры к центру, показывают, что в центре Солнца плотность газа составляет около 1,5 • 105 кг/м3 (в 13 раз больше, чем у свинца!), Давление — около 2 • 1018 Па, а температура — около 15000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протона) имеют очень большие скорости (сотни километров в секунду) и могут сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатической силы отталкивания. Некоторые столкновения заканчиваются ядерными реакциями, в результате которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество тепла. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. Вследствие этого количество гелия в центральной части светила постепенно увеличивается, а водорода — уменьшается.

Поток энергии, возникающей в недрах Солнца, передается во внешние слои и распределяется на все большую площадь. Вследствие этого температура солнечных газов спадает с удалением от центра. В зависимости от значения температуры и характера процессов, которой определяются, все Солнце можно условно разделить на 4 части (рис. 67):

1) внутренняя, центральная часть (ядро), где давление и температура обеспечивают движение ядерных реакций, она пролегает от центра на расстояние примерно 1 / 3 /?©;/

2) «лучистая» зона (расстояние от 1 / 3 до 2 / 3 /? 0), в которой энергия передается наружу от слоя к слою результате последовательного уборки и излучения квантов электромагнитной энергии;

3) конвективная зона — от верхней части «лучистой» зоны почти до самой видимой границы Солнца. Здесь температура быстро уменьшается с приближением к видимой границы светила, вследствие чего происходит перемешивание вещества (конвекция), подобное кипения жидкости в сосуде, который подогревается снизу;

4) атмосфера, которая начинается сразу за конвективной зоной и простирается далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы содержит тонкий слой газов, который мы воспринимаем как поверхность Солнца. Верхних слоев атмосферы непосредственно не видны, их можно наблюдать или во время полных солнечных затмений, либо с помощью специальных приборов.

3. Солнечная атмосфера и солнечная активность. Солнечную атмосферу можно условно разделить на несколько слоев (см. ", рис. 67).

Самый глубокий слой атмосферы, толщиной 200 — 300 км, называется фотосферой (сфера света). Из него виходитььмайже вся та энергия Солнца, которая наблюдается в видимой части спектра.

В фотосфере, как и в более глубоких слоях Солнца, температура снижается с удалением от центра, изменяясь примерно от 8000 до 4000 К: внешние слои фотосферы очень охолоджуют-ься в результате излучения из них в межпланетное пространство.

На фотографиях фотосферы (рис. 68) хорошо заметна ее тонкая структура в виде ярких «зернышек» — игра н у л размером в среднем около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками. Эта структура называется грануляцией. Она является результатом движения газов, шо происходит в размещенной под Ьотосферою конвективной зоне Солнца.

Снижению температуры во внешних слоях фотосферы в спектре видимого излучения Солнца, которое почти полностью возникает в фотосфере, соответствуют темные линии поглощения. Они называются фраунгоферових в честь немецкого оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), впервые в 1814 г. зарисовал несколько сотен таких линий. По той же причине (снижение температуры от центра Солнца) солнечный диск ближе к краю кажется темнее.

В высших слоях фотосферы температура достигает около 4000 К. При такой температуре и плотности 10 ~ 3-10 ~ 4 кг/м3 водород становится практически нейтральным. Ионизированные только около 0,01% атомов, принадлежащие в основном металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с ней и ионизация снова начинают повышаться, сначала медленно, а потом очень быстро. Часть солнечной атмосферы, в которой повышается температура и последовательно ионизируются водород, гелий и другие элементы, называется хромосферой, ее температура составляет десятки и сотни тысяч кельвинов. В виде блестящей розовой каймы хромосферу видно вокруг темного диска Луны в редкие моменты полных солнечных затмений. Выше хромосферы температура солнечных газов достигает 106 — 2-Ю6 К и далее на протяжении многих радиусов Солнца почти не меняется. Эта разреженная и горячая оболочка называется солнечной короной (рис. 69). В виде лучистого жемчужного сияния ее можно наблюдать во время полной фазы затмения Солнца, тогда она представляет собой чрезвычайно красивое зрелище. «Испаряясь» в межпланетное пространство, газ короны образует поток горячей разреженной плазмы, постоянно течет от Солнца и называется солнечным ветром.

Лучше хромосферу и корону наблюдать со спутников и орбитальных космических станций в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах.

Иногда в некоторых областях фотосферы темные промежутки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие круглые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна (см. рис. 68), окружены напивтинню, состоящий из продолговатых, радиальное вытянутых фотосферного гранул.

     

Наблюдая солнечные пятна в телескоп, Галилей заметил, что они перемещаются по видимому диску Солнца. На этом основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси. Угловая скорость вращения светила уменьшается от экватора к полюсам, точки на экваторе совершают полный оборот за 25 суток, а вблизи полюсов звездный период обращения Солнца увеличивается до 30 суток. Земля движется по своей орбите в том же направлении, в котором вращается Солнце. Поэтому относительно земного наблюдателя период его вращения больше и пятно в центре солнечного диска снова пройдет через центральный меридиан Солнца через 27 суток.

Пятна — неустойчивые образования. Количество и форма их на Солнце все время меняются, (рис. 70). Конечно солнечные пятна появляются группами.

Возле края солнечного диска вокруг пятен видно светлые образования, почти незаметные, когда пятна близкие-до центра солнечного диска. Эти образования называются факелами. Они намного контрастнее и они видны по всему диску, если Солнце фотографировать не в белом свете, а в лучах, соответствующие спектральным линиям водорода, ионизированного кальция и некоторых других элементов. Такие фотографии называются с п е к т р о г е л и о г р а м а м и. За ними изучают структуру верхних слоев солнечной атмосферы и зачастую хромосферы.

Количество активных участков и групп пятен на Солнце периодически изменяется с течением времени в среднем в течение примерно 11 лет. Это явление называется циклом солнечной активности. В начале цикла пятен почти нет, затем их количество увеличивается сначала далеко от экватора, а затем все ближе к нему. Через несколько лет наступает максимум количества пятен, или, как говорят, максимум солнечной активности, а после него — спад.

Главной особенностью пятен, а также факелов является наличие мьагнитних полей. В пятнах индукция магнитного поля велика и достигает иногда 0,4 — 0,5 Тл, в факелах магнитное поле слабее.

Как правило, в группе пятен есть две особо крупные пятна — один на западной, второй на восточной стороне группы, имеющие противоположную магнитную полярность подобно двух полюсов пидковоподибного магнита.

Магнитные поля играют очень важную роль в солнечной атмосфере, значительно влияя на движение плазмы, ее плотность и температуру. В частности, увеличение яркости фотосферы в факелах и значительное ее уменьшение (до 10 раз) в области пятен вызываются соответственно усилением конвективных движений в слабом магнитном поле и большим их ослаблением при большей индукции магнитного поля.

Пятна кажутся черными только по контрасту с горячей и поэтому ярче фотосферой. Температура пятен составляет около 3700 К, поэтому в спектре пятна есть ему- , ги поглощения простейших двухатомных молекул: СО, ТіО, СН, СN и др., которые в горячий фотосфере распадаются на атомы.

Хромосфера над факелами ярче благодаря большей температуре и плотности. Во время значительных изменений, которые происходят в группах пятен, в небольшом участке иногда возникают хромосферные вспышки: внезапно, всего за 10-15 мин, яркость хромосферы очень увеличивается, выбрасываются сгустки газа, ускоряются потоки горячей плазмы. Иногда некоторые заряженные частицы ускоряются до очень больших значений энергии. Мощность солнечного радиоизлучения при этом обычно увеличивается в миллионы раз (всплески радиоизлучения). В короне наблюдаются еще более грандиозные по размерам активные образования — протуберанцы. Это чрезвычайно разнообразны по форме и характеру своего движения облака гуще газов по сравнению с веществом короны (рис. 71). Форма протуберанцев и их движение связанные с магнитными полями, проникающие из фотосферы в корону.

4. Солнечно-земные связи. Солнце очень влияет на явления, происходящие на Земле. Его коротковолновое излучение вызывает важные физико-химические процессы в верхних слоях атмосферы. Видимые и инфракрасные лучи являются основными «поставщиками» тепла для Земли. В разных странах мира, в том числе и у нас, ведутся работы по более широкому использованию солнечной энергии

 

для хозяйственных и промышленных целей (выработка электроэнергии, отопления домов и др.). В будущем использование энергии прямого солнечного излучения неизбежно возрастет.

Солнце не только освещает и согревает Землю. Проявления солнечной активности сопровождаются целым рядом геофизических явлений. Потоки заряженных частиц, ускоренных во время вспышек, влияют на магнитное поле Земли и вызывают магнитные бури, которые способствуют проникновению заряженных частиц в низшие слои атмосферы, от чего и возникают полярные сияния. Коротковолновое излучение Солнца усиливает ионизацию верхних слоев земной атмосферы (ионосферы), что очень влияет на условия распространения радиоволн, иногда нарушая радиосвязь. Оказалось, что активные процессы на Солнце, воздействуя на атмосферу и магнитное поле Земли, опосредованно действуют и на сложные процессы органического мира — как животного, так и растительного. Эти влияния и их механизм в настоящее время исследуют ученые.