"Астрономия (базовый уровень)", Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К.
Солнце — ближайшая к Земле звезда и центральное тело нашей планетной системы. Оно удерживает планеты своим притяжением и даёт свет и тепло, необходимые для жизни на Земле. В его ядре водород превращается в гелий, а выделившаяся энергия проходит через внутренние слои и излучается в космос. Солнце состоит из плазмы, имеет фотосферу и внешнюю атмосферу; его магнитная активность вызывает пятна и вспышки. Изучая Солнце, астрономы узнают, как устроены и действуют другие звёзды.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Солнце — звезда, физические характеристики которой используют как основу для сравнения с другими звёздами. Оно кажется особенно большим и ярким потому, что находится близко к Земле, а не потому, что все остальные звёзды обязательно меньше. Сравнение с Солнцем помогает астрономам описывать размеры, массу, температуру и светимость звёзд.
Фотосфера — видимая поверхность Солнца, излучающая основную часть наблюдаемого света. Это не твёрдая оболочка, а слой горячей плазмы, который мы видим в обычных условиях. Понятие фотосферы нужно, чтобы обозначить границу, от которой наблюдается солнечный диск, и сравнивать температуру внешних слоёв с температурой видимого слоя.
Хромосфера — слой солнечной атмосферы над фотосферой, заметный преимущественно во время затмений и с помощью специальных приборов. Она выглядит как тонкая оболочка и обладает собственными спектральными линиями и изменяющимися образованиями. Её выделяют отдельно, чтобы изучать переход от фотосферы к внешней атмосфере.
Солнечная корона — наиболее разреженный и протяжённый внешний слой атмосферы Солнца. Обычно её слабое свечение теряется на фоне яркой фотосферы, поэтому корону наблюдают во время полного солнечного затмения или специальными приборами. Изучение короны помогает исследовать магнитные процессы и поток частиц, распространяющийся от Солнца.
Солнце считают звездой, потому что оно само производит и излучает энергию, а не отражает свет другого тела. От других звёзд оно отличается прежде всего расстоянием до нас: близость позволяет подробно различать его поверхность и атмосферу. По размерам и массе Солнце — звезда среднего масштаба, а его температура и светимость задают удобные ориентиры для сравнения звёзд.
В центре Солнца находится ядро, где температура и давление достаточно велики для термоядерных реакций. Далее расположена зона лучистого переноса: энергия движется через вещество в виде излучения, многократно поглощаясь и испускаясь. Во внешней конвективной зоне горячее вещество поднимается, а остывшее опускается, поэтому энергия переносится потоками плазмы. Снаружи находится фотосфера, а над ней — хромосфера и корона.
Основной источник солнечной энергии — превращение водорода в гелий в ядре. Масса продуктов реакции немного меньше массы исходных частиц, а разница превращается в энергию согласно соотношению E = mc². Энергия сначала передаётся из ядра наружу через слои Солнца, а затем покидает его в виде электромагнитного излучения и частиц. Поэтому солнечное свечение не является химическим горением: для него не нужен кислород.
Фотосфера — плотный и яркий слой, температура которого составляет примерно 5800 К; именно от него к нам поступает основная часть видимого света. Выше лежит хромосфера, где плотность меньше, а температура с высотой в целом возрастает; её можно увидеть при затмении или наблюдать в специальных спектральных линиях. Корона ещё более разрежена и простирается далеко в космос, но её температура достигает миллионов кельвинов. Такой контраст показывает, что температура и плотность — разные характеристики: горячий слой может содержать очень мало вещества.
Солнечная активность связана с изменениями магнитного поля, которое влияет на движение плазмы. В местах сильного магнитного поля возникают солнечные пятна: они выглядят тёмными, поскольку холоднее окружающей фотосферы, хотя остаются очень горячими. Перестройки магнитного поля могут вызывать вспышки — быстрые выбросы энергии, а также протуберанцы — крупные дуги и облака плазмы над поверхностью. Потоки частиц и излучение при сильных событиях воздействуют на околоземное пространство, вызывая полярные сияния и помехи в работе техники.
| Объект или слой | Расположение и внешний вид | Основные физические особенности | Наблюдаемые явления |
|---|---|---|---|
| Ядро | Центральная область Солнца; непосредственно не видно. | Наибольшие температура и давление; идут термоядерные реакции. | Выделение энергии при превращении водорода в гелий. |
| Зона лучистого переноса | Окружает ядро и лежит глубже конвективной зоны. | Энергия переносится излучением, многократно поглощаемым и испускаемым веществом. | Постепенное продвижение энергии наружу. |
| Конвективная зона | Внешняя внутренняя область под фотосферой. | Энергию переносят движущиеся потоки плазмы. | Подъём горячего и опускание остывшего вещества. |
| Фотосфера | Видимый диск Солнца. | Плотный излучающий слой; температура около 5800 К. | Зернистая структура и солнечные пятна. |
| Хромосфера | Над фотосферой; тонкая оболочка, видимая при затмении и в приборах. | Менее плотна, чем фотосфера; температура в целом растёт с высотой. | Яркие образования и выбросы плазмы. |
| Солнечная корона | Внешняя протяжённая атмосфера, окружающая Солнце. | Очень разреженная; температура достигает миллионов кельвинов. | Корональное свечение и поток частиц от Солнца. |
| Солнечные пятна | Тёмные участки на фотосфере. | Холоднее соседних областей, связаны с сильными магнитными полями. | Изменение числа и положения пятен при изменении активности. |
| Солнечные вспышки и протуберанцы | Возникают в атмосфере; протуберанцы образуют дуги и облака плазмы. | Связаны с магнитными полями; вспышки быстро выделяют энергию. | Излучение и выбросы частиц, способные влиять на околоземное пространство. |
Таблица помогает проследить путь от источника энергии в ядре к слоям, из которых она излучается в космос. Сопоставляйте расположение объекта с его плотностью, температурой и способом наблюдения. Последние строки показывают, как магнитные процессы проявляются на видимой поверхности и в атмосфере.
Дано расстояние 1 а.е. и скорость света 3·10⁸ м/с. Астрономическую единицу нужно выразить в метрах, чтобы единицы расстояния и скорости согласовались. Затем время находим как отношение пути к скорости: t = s/v.
Ответ: свет от Солнца достигает Земли примерно за 8 мин 19 с. Полученное время — не время движения планеты или солнечного ветра, а только светового сигнала. Округление связано с приближёнными значениями расстояния и скорости.
Солнечная постоянная F — поток энергии, приходящийся на единицу площади у орбиты Земли; для оценки примем F ≈ 1360 Вт/м². Если излучение распространяется во все стороны равномерно, на расстоянии R оно распределено по поверхности сферы площадью 4πR². Поэтому полная светимость равна L = 4πR²F. Возьмём R = 1,496·10¹¹ м.
Ответ: светимость Солнца составляет примерно 3,8·10²⁶ Вт. Мы восстанавливаем полную мощность из потока, измеренного на расстоянии Земли. Значение предполагает равномерное излучение во все стороны.
Пусть угловой диаметр Солнца равен примерно 0,53°, а расстояние до него — 1,496·10¹¹ м. При малом угле линейный диаметр d примерно равен Rδ, где δ выражен в радианах; радиус Солнца равен половине диаметра. После этого используем массу M ≈ 1,99·10³⁰ кг и формулу плотности ρ = M/V, где объём шара V = 4πr³/3.
Ответ: радиус Солнца около 6,9·10⁸ м, средняя плотность — около 1,4·10³ кг/м³. Угловой размер позволяет получить линейный только при известном расстоянии до объекта. Средняя плотность относится ко всему Солнцу, а не к его ядру или отдельному слою.
Ошибочно считать фотосферу твёрдой поверхностью Солнца. Такое представление возникает потому, что на снимках виден резкий солнечный диск, похожий на край твёрдого тела. На самом деле фотосфера — слой плазмы, и её границу выделяют по тому, откуда приходит основная часть видимого света. Проверка: помните, что Солнце не имеет твёрдой оболочки, по которой можно было бы пройти.
Нельзя путать температуру фотосферы с температурой короны: корона горячее, хотя её вещество гораздо менее плотное. Ошибку провоцирует привычная мысль, что температура обязательно уменьшается с удалением от горячего тела. Сравнивайте отдельно температуру и плотность — это не одна и та же характеристика. Для проверки достаточно помнить: фотосфера имеет температуру около 5800 К, а корона — миллионы кельвинов.
Называя пятна холодными участками, нужно уточнить, что они холоднее окружающей фотосферы, но всё равно очень горячие. На изображениях пятна выглядят почти чёрными, поэтому их можно ошибочно принять за холодные отверстия. Их более низкая температура связана с сильными магнитными полями, которые подавляют движение плазмы. Проверяйте сравнение: «холоднее соседних областей» не означает «холодные в обычном смысле».
Объяснять энергию Солнца химическим горением — неверно. Сходство с огнём возникает из-за света и тепла, но для горения требуется химическая реакция, а солнечная энергия вырабатывается в ядре. Там водород превращается в гелий, и часть массы переходит в энергию. Чтобы проверить объяснение, спросите себя, откуда Солнце могло бы получать запас кислорода для горения в течение миллиардов лет.
Для понимания Солнца нужны знания о строении атома и ядерных реакциях: они объясняют выделение энергии в ядре. Понятия электромагнитного излучения и температуры помогают описывать солнечный свет и слои атмосферы, а характеристики звёзд — сравнивать Солнце с другими светилами. Позже эти знания пригодятся при изучении спектрального анализа и эволюции звёзд. Солнечная активность связывает астрономию с магнитным полем Земли, полярными сияниями, радиосвязью и космической погодой.
Почему Солнце называют звездой, если оно выглядит намного больше других звёзд?
Солнце — звезда, потому что это горячий шар плазмы, который сам излучает энергию, выделяемую в его недрах. Оно кажется крупнее других звёзд из-за малого расстояния до Земли. Далёкие звёзды выглядят точками, хотя многие из них сопоставимы с Солнцем или превосходят его.
Почему Солнце не остывает, если оно постоянно излучает энергию?
В ядре Солнца непрерывно идут термоядерные реакции: водород превращается в гелий, и при этом выделяется энергия. Она компенсирует энергию, которую Солнце теряет излучением. Запас водорода велик, поэтому звезда может светить миллиарды лет.
Как учёные узнают температуру и химический состав Солнца?
Солнечный свет разлагают на спектр и изучают его линии. По их положению определяют химические элементы, а по характеру излучения и спектральным данным оценивают температуру. Наблюдения проводят с Земли и с космических аппаратов.
Почему корона горячее фотосферы?
Точная причина сильного нагрева короны всё ещё изучается. Считается, что энергию в верхние слои атмосферы переносят магнитные поля и волны, а затем она превращается в тепло. При этом корона очень разрежена, поэтому её высокая температура не означает, что она содержит много тепла.
Как солнечные вспышки влияют на Землю?
Вспышки усиливают излучение Солнца и могут сопровождаться выбросами облаков заряженных частиц. При взаимодействии с магнитным полем Земли они вызывают магнитные бури и полярные сияния. Сильные события способны нарушать радиосвязь и влиять на работу спутников и электросетей.
§ 21. Солнце — ближайшая звезда
