"Астрономия", Порфирьев В.В.
Солнце — ближайшая к Земле звезда и главный источник света и тепла для нашей планеты. Оно кажется огромным и ярким не потому, что превосходит все звёзды, а потому, что находится сравнительно близко. В его ядре идут термоядерные реакции, а энергия постепенно переносится к видимой поверхности и уходит в космос излучением. Слои атмосферы, пятна, вспышки и протуберанцы помогают понять, как устроено Солнце и как меняется его активность.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Фотосфера — видимая поверхность Солнца, излучение которой мы воспринимаем как солнечный свет. Это не твёрдая оболочка, а слой раскалённого газа. Именно фотосферу обычно имеют в виду, когда говорят о видимом диске Солнца.
Хромосфера — слой солнечной атмосферы над фотосферой, особенно хорошо заметный во время полного солнечного затмения. Название связано с её окраской, проявляющейся при наблюдении. Изучая этот слой, астрономы исследуют состояние газа над видимой поверхностью.
Солнечная корона — самая внешняя, разреженная и высокотемпературная часть атмосферы Солнца. Она простирается далеко в космос и становится заметной при полном затмении или с помощью специальных приборов. Её наблюдения помогают изучать потоки вещества и магнитные поля звезды.
Солнечные пятна — относительно холодные и тёмные участки фотосферы, связанные с сильными магнитными полями. Они выглядят тёмными на фоне более ярких областей, но сами излучают свет. Подсчёт и наблюдение пятен позволяют судить об изменении солнечной активности.
Солнце является звездой, потому что представляет собой самосветящееся небесное тело, в недрах которого выделяется энергия. Оно кажется крупнее и ярче звёзд на ночном небе прежде всего из-за малого расстояния до Земли. Это не означает, что Солнце обязательно превосходит каждую из них по размерам или светимости: видимый блеск зависит и от расстояния.
В центре Солнца находится ядро, где при огромных температуре и давлении происходят термоядерные реакции. Их энергия не выходит сразу: сначала она переносится наружу через зону лучистого переноса, где многократно поглощается и переизлучается. В конвективной зоне энергию переносят перемещающиеся потоки вещества: нагретый газ поднимается, а остывший опускается.
Высокая температура ядра связана с тем, что гравитация сжимает солнечное вещество и создаёт большое давление. Давление горячего газа и энергия, выделяемая реакциями, противодействуют сжатию, поэтому звезда сохраняет равновесие. Если бы производство энергии резко ослабло, гравитация вызвала бы дальнейшее сжатие ядра; если бы давление стало чрезмерным, звезда расширялась бы.
Достигнув внешних слоёв, энергия выходит из фотосферы и распространяется в пространстве как электромагнитное излучение — от видимого света до других диапазонов. На пути из недр к фотосфере энергия многократно взаимодействует с веществом, поэтому перенос занимает очень долгое время. В космосе излучение расходится во все стороны, а до Земли доходит лишь его часть.
Свойства атмосферы Солнца меняются с высотой: фотосфера плотнее, а хромосфера и корона гораздо разреженнее. При этом температура в короне вновь возрастает и достигает значений, намного превышающих температуру фотосферы; нагрев внешней атмосферы связан с воздействием магнитных полей и движением вещества. Перестройки магнитных полей сопровождаются появлением пятен и вспышек, а удерживаемые ими крупные облака газа наблюдаются как протуберанцы.
Таблица показывает, как расположены слои Солнца и что происходит в каждом из них. Температуры указаны приближённо: они меняются внутри слоёв, а для короны зависят от участка и условий. Сопоставляйте роль слоя с наблюдаемыми явлениями — так легче связать внутренние процессы с тем, что видно с Земли.
| Часть Солнца | Расположение и роль | Температурные особенности | Наблюдаемые явления |
|---|---|---|---|
| Ядро | Центральная область; источник энергии термоядерных реакций | Около 15 млн K | Непосредственно не видно; реакции превращения водорода в гелий |
| Зона лучистого переноса | Над ядром; энергия переносится излучением | Температура постепенно снижается наружу | Непосредственно не наблюдается |
| Конвективная зона | Внешняя часть недр; энергию переносят потоки газа | Газ остывает при движении к поверхности | Грануляция фотосферы связана с конвекцией |
| Фотосфера | Видимый слой, откуда выходит основная часть наблюдаемого света | Около 5800 K | Солнечный диск, гранулы и пятна |
| Хромосфера | Атмосфера над фотосферой | Температура с высотой растёт | Спикулы и яркие области; заметна при затмении |
| Солнечная корона | Внешняя разреженная атмосфера, простирающаяся в космос | Миллионы K | Корона при затмении, солнечный ветер |
| Солнечные пятна и области активности | Области фотосферы с сильными магнитными полями и активной атмосферой | Пятна холоднее фотосферы; вспышечный газ очень горяч | Пятна, вспышки, протуберанцы |
Условие. Угловой диаметр Солнца равен 0,53°, расстояние до него — 1 а.е. Требуется оценить радиус. Видимый размер мал по сравнению с расстоянием, поэтому применим приближение для малого угла.
Ответ: радиус Солнца составляет примерно 6,9·10⁸ м, или 690 тысяч километров. Оценка близка к принятому значению, потому что использованы приближение малого угла и среднее расстояние в одну астрономическую единицу.
Условие. На орбите Земли поток солнечного излучения равен 1,36 кВт/м². Найдём полную мощность Солнца, считая его излучение одинаковым во все стороны. Поток — это энергия, проходящая за секунду через единицу площади.
Ответ: мощность излучения Солнца — около 3,8·10²⁶ Вт. Площадь сферы берётся потому, что излучение проходит через всю воображаемую сферическую поверхность вокруг Солнца, а не только через диск Земли.
Условие. Светимость Солнца равна 3,8·10²⁶ Вт. Оценим, какая масса превращается в энергию за секунду, и сравним её с массой Солнца. Используем связь энергии и массы E = mc², где c ≈ 3·10⁸ м/с.
Ответ: в излучение ежесекундно переходит примерно 4,2 миллиарда килограммов массы. Последнее сравнение — лишь грубая оценка: не вся масса Солнца может служить топливом, поэтому реальный срок существования звезды определяется запасом вещества в ядре и ходом его эволюции.
Считать фотосферу твёрдой поверхностью Солнца — неверно: это слой раскалённого газа, откуда выходит видимый свет. Такое представление возникает потому, что на снимках солнечный диск выглядит как чёткая граница. Проверьте себя: у газовой звезды нет твёрдой поверхности, по которой можно было бы ходить.
Путать температуры фотосферы и короны легко, если ожидать, что каждый следующий слой будет холоднее. Однако внешняя корона намного горячее фотосферы, хотя расположена дальше от ядра. Сверяйтесь с температурной колонкой таблицы: температура атмосферы изменяется неравномерно.
Объяснять солнечную энергию горением или только сжатием — ошибка: основная энергия выделяется в термоядерных реакциях ядра. Горение требует химических реакций и не может обеспечить наблюдаемую светимость миллиарды лет. Проверка проста: сопоставьте необходимую мощность Солнца с тем, сколько энергии дают химические процессы.
Считать пятна полностью тёмными и холодными объектами тоже неправильно. Они холоднее окружающей фотосферы, поэтому контраст делает их тёмными, но вещество пятна всё равно горячее земных источников света и излучает. Уточняйте, с чем сравнивается температура и яркость: «холоднее соседних областей» не значит «не излучает».
Для понимания Солнца нужны знания о строении атома, ядерных реакциях, электромагнитном излучении и сохранении энергии. Основы всемирного тяготения объясняют, почему вещество звезды сжимается и как возникает равновесие. Эти темы помогают связать процессы в ядре с излучением, которое достигает Земли.
При изучении звёзд уже встречались понятия спектра, температуры и светимости. На примере Солнца их можно связать с реальным объектом и понять, как наблюдения позволяют судить о свойствах звезды. Солнце служит ближайшей лабораторией для проверки представлений о звёздах.
Знания о солнечной активности нужны для изучения солнечно-земных связей и космической погоды. Вспышки и выбросы вещества могут влиять на магнитосферу Земли и вызывать магнитные бури. Сопоставление Солнца с другими звёздами также помогает разбираться в их эволюции.
Почему Солнце не остывает, если постоянно излучает энергию?
Потерю энергии компенсируют термоядерные реакции в ядре: водород превращается в гелий, а часть массы высвобождается в виде энергии. Запас топлива велик, поэтому Солнце может поддерживать излучение миллиарды лет.
Почему корона горячее фотосферы?
Точная причина нагрева короны до сих пор изучается. Считается, что энергию в неё передают магнитные поля и волны, распространяющиеся от нижних слоёв атмосферы. Поэтому температура короны может достигать миллионов градусов, хотя она расположена дальше от ядра.
Можно ли считать солнечные пятна отверстиями на поверхности Солнца?
Нет, пятна не являются отверстиями: это области фотосферы с сильными магнитными полями. Они холоднее окружающего газа и потому выглядят темнее, но продолжают излучать свет.
Откуда берутся вспышки и протуберанцы?
Они связаны с изменениями магнитного поля Солнца и накоплением энергии в атмосфере. При вспышке энергия быстро высвобождается, а протуберанец представляет собой крупную дугу или облако плотного газа, удерживаемого магнитным полем.
Как по наблюдениям за Солнцем узнают о его внутреннем строении?
Излучение Солнца изучают по спектру, яркости и изменениям во времени, а движения вещества — по колебаниям поверхности и спектральным линиям. Эти наблюдения сопоставляют с моделями переноса энергии и ядерных реакций. Так получают сведения о слоях, которые нельзя увидеть напрямую.
§ 21. Солнце
