Солнце. 
Астрономия. 
Солнечная система

В предыдущих главах шла речь о небесных телах, составляющих Солнечную систему и состоящих главным образом из твердого (частично жидкого и газообразного) вещества. Основное внимание было уделено сравнительным характеристикам планет земной группы и спутников планет-гигантов, позволяющим сопоставлять параметры планеты Земля и указанных объектов. В этой главе приведены краткие характеристики центрального объекта Солнечной системы, радикально отличающегося по своим физическим характеристикам от всех рассмотренных выше объектов. Речь идет о звезде Солнце.

Изучению Солнца может быть посвящен целый учебный курс. В данной главе, носящей ознакомительный характер, кратко приведены лишь основные характеристики Солнца.

Важнейшие характеристики Солнца.

Солнце — звезда средней массы (2 • 1030 кг), что соответствует 333 000 масс Земли. Возраст Солнца оценивается в 5 млрд лет. Состав соответствует составу родительской газово-пылевой туманности. 74% массы Солнца приходится на водород, 24% — на гелий, т. е. во многом сохраняется первичное (со времен Большого взрыва) соотношение водорода и гелия. Кроме того, на Солнце присутствуют в мизерных концентрациях (но в больших, по сравнению с планетами, абсолютных количествах) стабильные атомы более 80 химических элементов, т. е. практически всей таблицы Менделеева.

В системе отсчета, связанной с земным наблюдателем, период твердотельного вращения глубинных слоев Солнца равен 27,2753 земных суток (кэррингтоновский период). Солнце вращается вокруг своей оси в том же направлении, куда обращается вокруг Солнца Земля. Ось вращения Солнца наклонена на 93° к плоскости земной орбиты (эклиптике). Поэтому Солнце в течение года «наклоняется» к Земле на 7° то своим северным, то южным полюсами.

За поверхность Солнца условно принимают уровень фотосферы — тонкого, примерно в 400 км толщиной, слоя, ниже которого газ становится непрозрачным. Температура на уровне фотосферы в большинстве ее областей составляет 5500 — 6000 К, но в некоторых местах может опускаться до 4000 К. Фотосфера — самая холодная область Солнца.

Средняя плотность Солнца — около 1,4 г/см³, что несущественно превышает плотность воды. Однако в центре Солнца из-за огромного давления (2 • 10¹⁵ Па) плотность вещества достигает значений на два порядка больших — более 150 г/см³, а температура — более 15 • 10⁶ К. При таких условиях в ядре Солнца протекают реакции ядерного синтеза (термоядерные реакции). Их суть сводится к тому, что в ходе цепочки из трех типов реакций протоны (ядра атомов водорода) сливаются между собой, образуя в конечном итоге ядра атомов гелия. При этом из-за разницы в массе вступающих в реакции и образующихся при этом продуктов реакций (масса продуктов получается несколько меньшей) дефицит масс восполняется выделяющейся энергией в основном в виде гамма-излучения и немного в виде нейтрино. При этом реализуются и иные типы реакций, приводящие к синтезу ядер некоторых других легких элементов.

Каждую секунду термоядерные реакции в ядре Солнца превращают примерно 4 млн тонн водорода в электромагнитное излучение. В центральных областях Солнца соотношение водород-гелий сдвинуто в сторону гелия, которого становится все больше. Однако расчеты показывают, что водородного топлива хватит еще примерно на А—5 млрд лет относительно стабильного энерговыделения. Эти процессы идут только в центральной области Солнца — ядре (не далее 0,25—0,3 радиуса Солнца от его центра).

На глубинах от 0,3 до 0,7 радиуса Солнца (считая от центра) энергия передается наружу излучением. Эта зона так и называется — зона излучения или зона радиативного (т. е. лучистого) переноса. Как указано выше, энергия, выделяемая в виде гамма-квантов в ходе термоядерных реакций, протекающих в ядре, к поверхности просачивается чрезвычайно долго — порядка миллиона лет. Каждый последующий слой поглощает кванты из внутренних слоев и излучает кванты меньшей энергии, чем предыдущий.

На глубинах от 0,7 радиуса до поверхности Солнца основным процессом переноса энергии наружу становится конвекция — восходящие потоки вещества (раскаленной плазмы). Этот диапазон глубин называется конвективной зоной.

О внутренних слоях Солнца можно судить по характеру колебаний, которые регистрируются спектральными методами на уровне фотосферы. Это направление исследований называется гелиосейсмологией.

Рис. 17.1. Схема строения Солнца

Начиная с некоего уровня, газ становится прозрачным и мы можем наблюдать «вершины» восходящих конвективных потоков в виде так называемой фотосферной грануляции.

Рис. 17.2. Грануляция, наблюдаемая на уровне солнечной фотосферы (стратосферная станция Главной астрономической обсерваторией Академии наук СССР, 1970 г.)

Почти прозрачные слои плазмы, расположенные над фотосферой, условно называются солнечной атмосферой. С помощью специальных светофильтров (или на краю солнечного диска во время полных солнечных затмений) можно увидеть хромосферу Солнца — неоднородный слой, лежащий в пределах от 2500 до 12 000 км над фотосферой. Там температура снова начинает подниматься, хотя плотность газа продолжает падать по мере удаления от центра Солнца. Характерные температуры в хромосфере — 6000—15 000 К.

Над хромосферой располагается протяженная солнечная корона — чрезвычайно разреженные, но очень горячие верхние слои солнечной атмосферы. Температура короны достигает 1,5 млн градусов, другими словами, частицы короны движутся с огромными скоростями и легко преодолевают гравитационное притяжение Солнца. Корона простирается на много радиусов Солнца, ее плотность падает по мере удаления от Солнца. Поток частиц от Солнца — солнечный ветер — заполняет область вокруг Солнца, включающую в себя все планеты Солнечной системы.

Рис. 17.3. Хромосфера Солнца. Фото К. Reardon, обсерватория Арчетри Национального астрофизического института (Италия)

Эта область, где превалируют частицы солнечного ветра (по сравнению с плотностью потока частиц, приходящих от других звезд), называется гелиосферой. Положение границы гелиосферы — области, где давление потока частиц, извергаемых Солнцем, сравнивается с давлением частиц, приходящих от удаленных звезд, — до сих пор неизвестно. Космические аппараты «Пионер» и «Вояджер», запущенные в 1970;е гг. и преодолевшие орбиту Плутона, до сих пор не достигли границы гелиосферы и продолжают полет в ее пределах, хотя по данным, продолжающим поступать с борта «Вояджера-2», приближаются к ее границе. Поэтому Земля погружена в постоянный поток частиц и электромагнитного излучения, поступающих от Солнца. Излучение характеризуется полным набором длин волн — от коротких рентгеновских лучей (а иногда и гамма-лучей) до длинных радиоволн. Максимум в распределении мощности излучения по длинам волн падает на оптический диапазон, в районе желтого цвета. Поэтому Солнце выглядит желтоватым и относится к типу звезд — желтых карликов.

Рис. 17.4. Корона Солнца:

излучение Солнца, загороженного для земных наблюдателей шаром Луны, рассеивается на частицах в короне. Корона во время полного солнечного затмения 20 марта 2015 г. Снимок М. Г. Гаврилова, экспедиция Иркутского государственного университета на о. Шпицберген.

Если измерить количество энергии солнечного происхождения, которая переносится электромагнитным излучением через единичную площадку, расположенную перпендикулярно солнечным лучам на расстоянии 1 а. е. от Солнца за пределами земной атмосферы за единицу времени, мы получим величину около 1400 Вт/м². Эта величина называется «солнечная постоянная». Измерения показывают, что солнечная постоянная практически не меняется со временем с точностью до 0,5% (что, собственно, и оправдывает название). Это означает, что Солнце, по крайней мере в современную эпоху, является звездой с достаточно стабильным режимом энерговыделения. Стационарность солнечного излучения обеспечивает внешние условия для поддержания стабильности состояния поверхностей планет, включая Землю.