1. Энергия и температура Солнца

Солнце — центральное тело Солнечной системы — является типичным представителем звезд, наиболее распространен­ных во Вселенной тел. Масса Солнца составляет 2·10³⁰ кг. Как и многие другие звезды, Солнце представляет собою огромный шар, который состоит из водородно-гелиевой плазмы и находится в равновесии в поле собственного тяго­тения. Изучение физических процессов, происходящих на Солнце, имеет важное значение для астрофизики, поскольку эти процессы свойственны, очевидно, и другим звездам, но только на Солнце мы можем наблюдать их достаточно де­тально.

Солнце излучает в космическое пространство колос­сальный по мощности поток излучения, который в зна­чительной мере определяет физические условия на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве. Земля получает всего лишь одну двух миллиардную долю солнечного излучения. Однако и этого достаточно, чтобы приводить в движение огромные массы воздуха в земной атмосфере, управлять погодой и климатом на земном шаре. Все источники энергии, которые использует человечество, связаны с Солнцем. Тепло и свет Солнца обеспечили разви­тие жизни на Земле, формирование месторождений угля, нефти и газа.

Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной.

Солнечная постоянная — поток солнечного излучения, ко­торый приходит на поверхность площадью 1 м², располо­женную за пределами атмосферы перпендикулярно солнеч­ным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца (1 a.е.).

Солнечная постоянная равна 1,37 кВт/м². Умножив эту величину на площадь поверхности шара, радиус которого 1 а. е., определим полную мощность излучения Солнца, его светимость, которая составляет 4 · 10²⁶ Вт.

Знание законов излучения позволяет определить темпе­ратуру фотосферы Солнца. Энергия, излучаемая нагретым телом с единицы площади, определяется законом Стефана — Больцмана:

Е = σ · Т⁴.

Светимость Солнца известна, остается узнать, какова площадь поверхности Солнца.

С Земли мы видим Солнце как небольшой диск, край кото­рого достаточно четко определяет фотосфера (и переводе с греческого — сфера света). Так называется тот слой, от кото­рого приходит практически все видимое излучение Солнца. Он имеет толщину всего 300 км и выглядит как поверхность Солнца. Угловой диаметр солнечного диска примерно 30′. Зная расстояние до Солнца (150 000 000 км), нетрудно вычис­лить его линейные размеры и площадь поверхности. Радиус Солнца равен приблизительно 700 000 км. Теперь можно уз­нать, какова температура фотосферы. Светимость Солнца

L = 4πR² · Е

или

L = 4πR² · σ · Т⁴,

где σ = 5,67 · 10^-8 Вт/(м² · К⁴). Отсюда
Подставив в эту формулу численные значения входящих в нее величин, получим Т = 6000 К, Очевидно, что такая тем­пература может поддерживаться лишь за счет постоянного притока энергии из недр Солнца.

2. Состав и строение Солнца

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 нем 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.

Важнейшую информацию о физических процессах на Солнце дает спектральный анализ. Именно в спектре Солнца Йозеф Фраунгофер еще 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 30 000 линий, принадлежащих 72 химическим элементам. Спектральными методами гелий (от греческого «гелиос» — солнечный) был сначала открыт на Солнце и лишь затем 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.

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.

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 создается огромное давление. Сделаем приближенный расчет 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, заключенной в радиальном столбике, высота которого R/2, площадь 5, а также ускорением свободного падения на поверхности сферы радиусом R/2. Масса вещества в этом столбике равна:
а ускорение на расстоянии R/2 (согласно закону всемирного тяготения) выражается так:
так как объем этой сферы составляет 1/8 от объема 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
 Поскольку
где R — универсальная газовая постоянная, а М — 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 Т = 2,8 · 10⁶ К. Более точные расчеты, проведенные с учетом изменения плотности с глубиной, дают результаты, лишь незначительно отличающиеся от полученных выше: р = 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 твердых 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).

Термоядерная реакция включает такие этапы:
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» солнечных нейтрино: или внутреннее строение Солнца не соответствует расчетам, или свойства нейтрино изучены недостаточно полно. Только спустя почти полвека в 2002 г. удалось решить этот парадокс. Детектором, в котором использовалась тяжелая вода D₂O, 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 путем. Согласно имеющимся оценкам, она должна составлять не более нескольких электрон вольт. 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 передается двумя способами; излучением, т.е. самими квантами, и конвекцией, т.е. веществом. Выделение энергии и ее перенос определяют внутреннее строение Солнца:

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

«лучистая» зона, где энергия передается 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).

Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера, которая простирается далеко за пределы видимого диска Солнца. Ее 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.

3. Атмосфера Солнца

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 зерен — гранул, размеры которых составляют в среднем несколько сотен (до 1000) километров. Гранула — это поток горячего газа, поднимающийся вверх. В темных промежутках между гранулами находится более холодный газ, опускающийся вниз. Каждая гранула существует всего 5 — 10 мин, затем на ее месте появляется новая, которая отличается от прежней по форме и размерам. Общая наблюдаемая картина при этом не меняется. Вещество фотосферы нагревается за счет 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 Н₂, ОН, СН.

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 (рис, 5.7). В хромосфере вещество имеет температуру в 2 — 3 раза вы­ше, чем в фотосфере. Здесь, как и 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.

Температура короны резко возрастает по сравнению с температурой хромосферы и достигает 2 млн. К. Возможно, что причиной такого разогрева являются выбросы плазмы из глубинных слоев 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. (рис. 5.7).

Солнечная корона (рис. 5.8) явилась для астрофизики уникальной природной лабораторией, в которой удастся наблюдать поведение вещества в условиях, недостижимых на Земле. Высокая температура короны обеспечивает полную ионизацию легких элементов, а у более тяжелых 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 (ядер гелия) 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 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.

4. 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 еще в начале XVII в. во время первых наблюдений при помощи телескопа. По изменению положе­ния пятен па 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).

Сначала пятна наблюдаются как маленькие темные 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 темной центральной части (ее называют тень) наблюдается менее темная 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 СО, TiO, СН, 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.

Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы — огромные по объему 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 течет из короны вниз. Они медленyо 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 еще 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, представляют 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 определенной, хотя и не очень строгой периодичностью — в среднем этот период составляет примерно 11,2 года (рис. 5.11). Отмечается определенная 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 еще не вполне ясен.

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 трехдневный прогноз, представляют ли они опасность для Земли.

Вопросы

1. 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 проявлении 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 17.

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