"Астрономия", Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А.
Солнце — ближайшая к Земле звезда и источник света и тепла, от которых зависит жизнь на нашей планете. Как и другие звёзды, оно состоит из горячего газа и выделяет энергию благодаря термоядерным реакциям в ядре. Его видимая поверхность называется фотосферой, а выше расположены хромосфера и корона. Изучая слои Солнца, пятна и вспышки, можно понять, как устроены звёзды и как солнечная активность влияет на Землю.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Солнце как звезда — самосветящееся горячее газовое тело, подобное звёздам, которые мы видим ночью. Оно кажется крупнее и ярче других звёзд только потому, что находится близко к Земле. Масса Солнца составляет примерно 1,99·10³⁰ кг, радиус — 6,96·10⁸ м, эффективная температура — около 5800 K, а светимость — около 3,8·10²⁶ Вт. Эти величины помогают сравнивать Солнце с другими звёздами.
Фотосфера — видимый слой Солнца, который мы воспринимаем как его поверхность. Это не твёрдая оболочка: солнечное вещество представляет собой газ и плазму. Из фотосферы приходит основная часть излучения, наблюдаемого в видимом свете. Поэтому её свойства позволяют оценивать температуру и яркость Солнца.
Хромосфера — слой атмосферы над фотосферой. Обычно её слабое свечение теряется на фоне яркого солнечного диска, но во время полного затмения она может быть видна как красноватый ободок. Наблюдения хромосферы показывают, что внешние слои Солнца неоднородны и в них происходят активные процессы. Этот слой важен для изучения солнечной атмосферы.
Солнечная корона — внешняя, очень разреженная часть солнечной атмосферы. Её температура чрезвычайно высока, но плотность вещества мала, поэтому корона светит гораздо слабее фотосферы. При обычных условиях её скрывает яркий солнечный диск, а во время полного затмения корону можно увидеть вокруг него. По её форме и изменчивости изучают распространение вещества и магнитных полей от Солнца.
В центре Солнца находится ядро, где температура и давление достаточно велики для термоядерных реакций. Выделившаяся энергия сначала передаётся окружающему веществу, а затем постепенно направляется к внешним слоям. Это происходит не мгновенно: излучение многократно взаимодействует с веществом, а перенос энергии продолжается через солнечные недра. В итоге энергия достигает поверхности и уходит в космос в виде излучения.
Главный источник солнечной энергии — превращение водорода в гелий в ядре. При высокой температуре ядра атомные ядра движутся быстро, а давление помогает преодолеть их взаимное электрическое отталкивание. В результате реакций масса образовавшихся частиц немного меньше исходной массы, а разница выделяется как энергия по формуле E = mc². Именно поэтому Солнце может светить миллиарды лет, не расходуя химическое топливо.
Фотосфера, хромосфера и корона различаются положением, плотностью, температурой и видимостью. Фотосфера — наиболее плотный из этих слоёв и выглядит как поверхность; над ней лежит хромосфера, а ещё дальше — крайне разреженная корона. При удалении от фотосферы температура короны резко возрастает, хотя её плотность становится очень малой. Хромосферу и корону трудно наблюдать на фоне фотосферного света, поэтому особенно удобен момент полного солнечного затмения.
Солнечные пятна возникают в фотосфере там, где сильные магнитные поля меняют движение и перенос горячего вещества. Из-за этого участок получает меньше энергии из глубины и имеет более низкую температуру, чем окружающая поверхность. Контраст делает пятно тёмным на фоне фотосферы, хотя само оно остаётся раскалённым. Наблюдая за пятнами, можно прослеживать изменения активности Солнца.
Вспышки и протуберанцы также связаны с магнитными процессами в солнечной атмосфере. Магнитное поле может накапливать энергию и резко высвобождать её, вызывая вспышку — быстрый выброс энергии и излучения. Протуберанец представляет собой крупное облако сравнительно плотного вещества, удерживаемое магнитными полями над поверхностью. Поэтому пятна, вспышки и протуберанцы — разные проявления общей солнечной активности.
| Слой или явление | Положение | Основные особенности | Как наблюдают |
|---|---|---|---|
| Фотосфера | Видимый слой Солнца | Наиболее плотный из внешних слоёв; излучает основную часть видимого света | Наблюдают как солнечный диск через безопасные средства защиты |
| Хромосфера | Над фотосферой | Более разреженный слой; заметны выбросы и неоднородности | Лучше видна во время полного затмения или с помощью специальных приборов |
| Корона | Внешняя атмосфера над хромосферой | Очень разрежена и имеет высокую температуру | Видна при полном затмении или специальными коронографами |
| Солнечные пятна | В фотосфере | Более холодные участки, связанные с сильными магнитными полями | Наблюдают на изображениях Солнца с подходящим солнечным фильтром |
Таблица помогает сопоставить положение каждого слоя с его свойствами и способом наблюдения. Обратите внимание, что пятна — не отдельный слой атмосферы, а явление в фотосфере. Наблюдать Солнце напрямую без специальной защиты опасно для зрения.
Первая задача: солнечная постоянная у Земли F ≈ 1360 Вт/м², расстояние от Земли до Солнца r ≈ 1,50·10¹¹ м. Требуется оценить светимость Солнца, предполагая, что его излучение распределяется равномерно во все стороны. На расстоянии r поток проходит через воображаемую сферу радиусом r. Поэтому нужно умножить поток на площадь всей сферы, а не на площадь её сечения.
Ответ: светимость Солнца составляет примерно 3,8·10²⁶ Вт. Это оценка, основанная на потоке у Земли и расстоянии до Солнца. Смысл метода в том, что мы восстанавливаем полную мощность источника по доле его излучения, дошедшей до орбиты Земли.
Вторая задача: оценим светимость по радиусу R = 6,96·10⁸ м и эффективной температуре T = 5800 K. Закон Стефана—Больцмана связывает температуру поверхности звезды с энергией, излучаемой каждым квадратным метром за секунду. Чтобы получить полную светимость, этот поток нужно умножить на площадь поверхности Солнца. Используем постоянную σ = 5,67·10⁻⁸ Вт/(м²·K⁴).
Ответ: светимость по закону Стефана—Больцмана равна примерно 3,8·10²⁶ Вт. Совпадение с первой оценкой подтверждает согласованность двух способов расчёта. Различия в точных значениях возможны из-за округления радиуса, температуры и солнечной постоянной.
Третья задача: сколько времени Солнце излучает энергию, эквивалентную энергии покоя 1 кг вещества? Здесь масса задана для примера; если масса другая, результат изменится пропорционально ей. Сначала переведём массу в энергию по формуле Эйнштейна, затем разделим энергию на солнечную светимость. Так как светимость измеряется в джоулях за секунду, получится время в секундах.
Ответ: на излучение энергии, соответствующей превращению 1 кг массы, Солнцу потребовалось бы около 2,4·10⁻¹⁰ секунды. Малое время объясняется огромной мощностью Солнца. При работе с формулой важно не путать энергию в джоулях с мощностью в ваттах.
Называть фотосферу твёрдой поверхностью — ошибка: она является видимым слоем газовой оболочки. Такое представление возникает потому, что солнечный диск выглядит чётко очерченным. Проверка проста: у Солнца нет твёрдой границы, а излучение приходит из слоя вещества.
Считать пятна холодными телами — неверно: они горячие, но холоднее окружающей фотосферы. Тёмный цвет легко принять за признак низкой температуры. Сравнивайте пятно не с земными предметами, а с соседним участком Солнца.
Полагать, что корона холоднее фотосферы из-за большей удалённости от ядра, — ошибка. Температура короны очень высока, хотя её плотность мала. Проверяйте отдельно температуру и количество вещества: низкая плотность не означает низкую температуру.
При расчёте светимости использовать площадь круга вместо площади сферы — неверно, если излучение распространяется во все стороны. Площадь круга описывает поперечное сечение, а поток на расстоянии от Солнца проходит через сферу. Перед подстановкой проверьте, что в формуле стоит 4πr².
Для понимания Солнца пригодятся закон всемирного тяготения, основы термоядерных реакций, а также понятия температуры, излучения и мощности. Знания о спектрах, светимости и температуре звёзд применяются при изучении звёздных величин, диаграммы Герцшпрунга—Рассела и эволюции звёзд. Солнечная активность помогает объяснять солнечный ветер и влияние Солнца на Землю. Так физика процессов в одной звезде связывает астрономические наблюдения с явлениями в околоземном пространстве.
Почему Солнце считают звездой, если оно выглядит иначе, чем звёзды на ночном небе?
Солнце — звезда, потому что это горячее самосветящееся газовое тело, внутри которого выделяется энергия. Оно кажется большим и ярким из-за близости к Земле. Другие звёзды находятся намного дальше и поэтому видны как светящиеся точки.
Что находится внутри солнечного ядра и откуда берётся энергия Солнца?
В ядре находится очень горячее плотное вещество, состоящее преимущественно из водорода. При термоядерных реакциях ядра водорода соединяются и образуют гелий. Часть массы при этом превращается в энергию.
Почему солнечные пятна кажутся тёмными?
Пятна темнее окружающей фотосферы, потому что их температура ниже. Они всё равно очень горячие и ярко светились бы на фоне более холодного пространства. Их появление связано с сильными магнитными полями.
Почему корону легче всего увидеть во время полного солнечного затмения?
Корона разреженная и излучает намного слабее яркой фотосферы. Обычно её свет теряется на фоне света видимого диска Солнца. Во время полного затмения Луна закрывает фотосферу, и внешняя атмосфера становится заметной.
Чем солнечная светимость отличается от солнечной постоянной?
Светимость — полная энергия, которую Солнце излучает за секунду во все стороны; она измеряется в ваттах. Солнечная постоянная — поток энергии, приходящийся на единицу площади у Земли, и измеряется в ваттах на квадратный метр. Связать эти величины можно, зная расстояние от Земли до Солнца.
§ 19. Солнце как звезда
