СО́ЛНЦЕ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
Книжная версия:
Электронная версия:
СО́ЛНЦЕ, ближайшая к нам звезда, центральное тело Солнечной системы.
Основные характеристики
Ср. расстояние от Земли до С. (астрономическая единица, а. е.) равно 149597870700 м (свет проходит это расстояние примерно за 500 с). С. представляет собой газовый (плазменный) шар. Масса С. составляет 1,99·1030 кг, радиус равен 696230 км, сжатие очень малó – полярный радиус меньше экваториального всего на 6 км. Ср. плотность вещества С. 1409 кг/м3. Ускорение силы тяжести на поверхности С. gС=274 м/с2. С. вращается вокруг своей оси со ср. периодом ок. 27 сут, однако его вращение дифференциально: на экваторе период вращения близок к 25 сут, в полярных областях превышает 30 сут. Эффект дифференциального вращения вместе с меридиональной циркуляцией – очень медленными течениями газа от экватора к полюсам – играет определяющую роль в циклич. генерации магнитных полей на С., обеспечивающих солнечную активность. Темп-ра видимых глазом поверхностных слоёв С. (фотосферы Солнца) равна 5770 К. Количество энергии, которое получает от С. на ср. расстоянии от него в 1 а. е. площадка в 1 м2, ориентированная перпендикулярно солнечным лучам за пределами земной атмосферы, составляет 1367,6 Вт/м2 (солнечная постоянная). Общая светимость С. (количество энергии, испускаемой всей его поверхностью за 1 с) равна 3,846·1026 Вт. Видимая звёздная величина С. mV=–26,73, абсолютная звёздная величина М=4,83. В спектральной классификации звёзд С. отнесено к классу dG2 – жёлтый карлик класса G2 (рис. 1).
Спектр Солнца
С. имеет непрерывный спектр излучения, подобный спектру абсолютно чёрного тела с темп-рой, соответствующей темп-ре фотосферы, но на его фоне наблюдаются многочисл. тёмные фраунгоферовы линии. Эти линии появляются в спектре вследствие поглощения квантов света в верхних, более холодных слоях солнечной атмосферы. Непрерывный спектр С. наиболее интенсивен в видимом диапазоне длин волн – от синих (430 нм) до красных (ок. 760 нм). В этой области спектра С. особенно выделяются линии ионизованного кальция (дублет Н и K), линии бальмеровской серии водорода Нα, Нβ и Нγ, а также многочисл. линии металлов. Химич. состав С., устанавливаемый по исследованиям спектральных линий: 73,7% (по массе) – водород, 24,5% – гелий, на долю всех остальных химич. элементов приходится лишь 1,8%. В видимом диапазоне спектра С. излучается около половины всей энергии, 41% приходится на ИК-излучение с длиной волны 760–5000 нм, 9% – на УФ-излучение с длиной волны 100–400 нм. В УФ-области на длинах волн 200–400 нм спектр С. также описывается законами излучения абсолютно чёрного тела. На волнах короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра С. резко падает, появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивной из них является линия лаймановской серии водорода Lα с длиной волны 121,5 нм. В рентгеновской области (0,1–10 нм) плотность потока излучения С. весьма мала (ок. 5·10–4 Вт/м2). Интенсивность излучения С. в УФ- и рентгеновском диапазонах очень сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. УФ-излучение С. возникает в хромосфере Солнца – следующем за фотосферой слое солнечной атмосферы толщиной ок. 2000 км и темп-рой 8–10 тыс. К. Рентгеновское излучение также исходит из хромосферы и расположенной над нею ещё более горячей (ок. 1–2 млн. К), но сильно разреженной и чрезвычайно протяжённой солнечной короны. Кроме того, С. является мощным источником радиоизлучения. Хромосфера С. излучает радиоволны в миллиметровом и сантиметровом диапазонах, солнечная корона – дециметровые и метровые радиоволны. В радиоизлучении С. выделяют две составляющие – постоянную и переменную. Первая соответствует радиоизлучению спокойного С., вторая отражает явления солнечной активности и проявляется в виде всплесков и шумовых бурь. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу и при вспышках возрастает в тысячи и миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного С. Долгое время наблюдению с Земли была доступна лишь видимая часть солнечного спектра. С наступлением космич. эры в последней трети 20 в. стало возможным выносить телескопы за пределы земной атмосферы, и гелиофизика, как и вся совр. астрономия, стала всеволновой. Ныне наблюдениям доступно как длинноволновое солнечное излучение, т. е. ИК-часть спектра и радиодиапазон от миллиметровых до километровых длин волн (солнечная радиоастрономия в меньшей степени подвержена влиянию атмосферы и поэтому получила бурное развитие уже с нач. 1950-х гг.), так и коротковолновое излучение (УФ-, рентгеновское и гамма-излучение), полностью поглощаемое земной атмосферой. Орбитальные солнечные обсерватории позволяют вести регулярные наблюдения С. в УФ- и рентгеновском диапазонах. В отд. случаях благодаря участию неспециализиров. телескопов удаётся измерить потоки гамма-лучей (с энергией до 100 МэВ) от активных событий на С. При помощи КА постоянно отслеживаются в разл. энергетич. диапазонах потоки солнечных космич. лучей (в осн. ускоренных в солнечных вспышках электронов и протонов), играющих важную роль в формировании космич. погоды на орбите Земли.
Источник энергии Солнца
Термоядерные реакции – источник всей энергии С. – возможны только в солнечном ядре, где темп-ра достигает 15,6 млн. К, а плотность – 1,6·105 кг/м3. Осн. термоядерная реакция, обеспечивающая до 99% солнечной энергии, – это водородный цикл, конечным результатом которого является образование ядра гелия (α -частицы) из 4 ядер водорода – протонов. Масса образовавшегося ядра меньше суммарной массы 4 протонов, и эта разница масс превращается в энергию излучения нейтрино и жёстких γ-квантов. Др. термоядерный цикл – углеродно-азотный цикл, играет малую роль; на его долю приходится всего ок. 1% энергопроизводства С. Эффективность термоядерных реакций в ядре С. такова, что из 1 кг водорода 7 г превращается в излучение. Каждую секунду на С. «выгорает» ок. 4,3 млн. т водорода. В таком режиме С. существует уже ок. 4,5 млрд. лет, но его масса настолько велика, что её хватит ещё примерно на такой же период времени. Гамма-кванты, порождённые в ядре С., многократно поглощаются и переизлучаются атомами солнечного вещества, и с поверхности С. их энергия излучается гл. обр. в виде оптич. и ИК-излучения.
Прямую информацию о протекании термоядерных реакций синтеза в ядре С. даёт нейтринная астрономия, поскольку нейтрино, рождающиеся в этих реакциях, практически без поглощения проходят всю толщину солнечного шара и попадают на Землю, где они могут быть уловлены спец. детекторами.
Внутреннее строение Солнца
С. можно условно разделить на ряд физически разл. зон (рис. 2): ядро, в котором происходит энерговыделение, занимает 0,2 радиуса С.; после него вплоть до расстояния 0,69 радиуса С. следует зона лучистого переноса, в которой вещество находится в состоянии гидростатич. равновесия, а поток энергии передаётся в радиальном направлении от нижних слоёв к верхним за счёт поглощения и последующего излучения фотонов, частота которых, как и темп-ра солнечного вещества, снижается по мере удаления от центра. Вся эта внутр. часть С. вращается как твёрдое тело с периодом ок. 27 сут. Далее, в узком слое на расстоянии от 0,69 до 0,72 радиуса С., который называется тахоклином, происходит резкий переход к дифференциальному вращению, близкому к тому, что наблюдается на поверхности С., и от механизма лучистого переноса энергии к конвективному. По совр. представлениям, тахоклин играет важнейшую роль в генерации переменных магнитных полей на С. Начиная с тахоклина темп-ра солнечной плазмы уменьшается, а её непрозрачность возрастает настолько, что лучистый перенос оказывается неспособен переносить наверх поток энергии, выработанной в ядре, и с уровня 0,72 радиуса С. возникает развитая конвективная зона. Здесь перенос энергии производится конвекцией, т. е. за счёт вертикального перемешивания вещества, при котором отд. горячие элементы газа (плазмы) поднимаются наверх, перенося с собой тепловую энергию, расширяются и охлаждаются по мере подъёма, а затем, опускаясь в нижние более горячие слои, нагреваются, и процесс повторяется. Такой перенос энергии оказывается в неск. раз более эффективным, чем лучистый, и поток тепла на поверхности С. почти целиком переносится к фотосфере конвекцией.
Атмосфера Солнца и солнечный магнетизм
В фотосфере – узком слое толщиной всего ок. 300 км – следы конвекции, происходящей в нижележащих слоях, ещё видны в виде ячеистой грануляции (размер гранулы ок. 106 м, время жизни ок. 10 мин), но непосредственно в фотосфере конвекция прекращается и здесь опять начинает доминировать лучистый перенос энергии. По мере удаления от нижней границы фотосферы вверх темп-ра газа падает до 4400 К на высоте 560 км (температурный минимум), но далее темп-ра газа снова начинает расти с высотой. В хромосфере, в верхней её части на уровне очень тонкого переходного слоя от хромосферы к короне, темп-ра газа составляет уже 20 тыс. К, а затем она стремительно, на протяжении всего нескольких тысяч километров, вырастает до значений ок. 1 млн. К в солнечной короне. Это обусловлено тем, что в конвективной зоне и фотосфере присутствует, кроме электромагнитного излучения и горячей, хорошо проводящей электрич. ток и постоянно перемешиваемой конвективными движениями плазмы, ещё один вид материи, обладающий определённой энергией, способный переносить эту энергию на большие расстояния и выделять её в др. формах. Это – магнитное поле С. Общее магнитное поле С., имеющее в первом приближении структуру, близкую к дипольной, относительно невелико – всего 1–2 Гс [(1–2)·10–4 Тл], т. е. лишь в 2–4 раза больше, чем магнитное поле Земли, но в активных областях С. напряжённость магнитного поля составляет уже сотни Гс, а в солнечных пятнах – 2–4 кГс, и его локальная структура может быть очень сложной (перекрученные магнитные жгуты). Важнейшая роль магнитного поля на С. состоит в том, что все известные проявления солнечной активности [комплексы активности, активные области и их отд. элементы – солнечные пятна, факелы, солнечные вспышки, протуберанцы (рис. 3), корональные дыры, корональные выбросы массы и др.] имеют магнитную природу (см. Солнечный магнетизм). Нагрев хромосферы и короны также обусловлен наличием на С. магнитного поля. Он может быть обеспечен как непосредственной диссипацией магнитной энергии при пересоединениях магнитных силовых линий в мелкомасштабных токовых слоях (нановспышки), так и диссипацией энергии магнитогидродинамич. волн, переносимых вдоль магнитного поля из-под фотосферы в вышележащие и сильноразреженные слои солнечной атмосферы. Детали механизма коронального нагрева пока не ясны, но общий смысл процесса не вызывает сомнений.
Солнечный ветер и гелиосфера
Солнечная корона вследствие её высокой темп-ры не может удерживаться гравитацией в состоянии статич. равновесия, по мере удаления от С. она переходит в динамич. режим убегания, превращаясь в солнечный ветер – уходящий от С. по всем направлениям поток плазмы. Область пространства вокруг С., заполненная солнечным ветром, солнечными магнитными полями и солнечными космич. лучами, называется гелиосферой. Несмотря на то, что солнечный ветер испускается С. по всем направлениям, гелиосфера имеет вытянутую форму, что объясняется движением С. относительно межзвёздной среды. На определённом расстоянии от С., далеко за орбитой Плутона, сверхзвуковой солнечный ветер сталкивается с межзвёздным газом и резко замедляется. Здесь формируется ударная волна, после прохождения через которую течение газа становится дозвуковым. Межзвёздный газ, обтекая фронт ударной волны, формирует протяжённый газовый шлейф, вытянутый в направлении, противоположном направлению движения С. Внешняя поверхность гелиосферы, где солнечный ветер встречается с межзвёздной средой, называется гелиопаузой. Расстояние до гелиопаузы и её форма пока плохо определены, но межпланетные станции «Вояджер-1» и «Вояджер-2», запущенные в 1977 для исследования Юпитера и Сатурна, в кон. 2010 пересекли всю Солнечную систему и начали проходить в двух разных точках через гелиопаузу, покидая пределы Солнечной системы как области, в которой доминирует солнечный ветер. В авг. 2012 «Вояджер-1» вышел за пределы Солнечной системы на расстоянии 121,7 а. е. от С. Полученная от миссии информация помогла уточнить границы и физич. условия на гелиопаузе.
