"Физика (базовый и углублённый уровни) (в 2 частях)", Генденштейн Л.Э., Булатова А.А., Корнильев И.Н., Кошкина А.В.; под редакцией Орлова В.А.
Солнце — раскалённая звезда из плазмы, чья сила тяжести удерживает вещество, а энергия поддерживает жизнь и климат на Земле. В его ядре водород превращается в гелий, выделяя энергию, которая постепенно переносится к поверхности и излучается в космос. Видимая часть Солнца — фотосфера; выше находятся хромосфера и корона. Изучая их, можно понять, как звёзды производят энергию и почему магнитная активность Солнца влияет на Землю.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Солнечная постоянная — поток солнечной энергии, падающий за единицу времени на единицу площади, перпендикулярную солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца. Её значение составляет примерно 1,36 кВт/м². Эта величина показывает, сколько энергии получает площадка заданного размера, и помогает оценить полную мощность Солнца.
Фотосфера — видимая поверхность Солнца, из которой непосредственно выходит основная часть его излучения. Это не твёрдая оболочка, а слой плазмы, откуда свет может свободно уйти в космос. По фотосфере наблюдают яркость, гранулы и солнечные пятна.
Хромосфера и корона — внешние слои солнечной атмосферы, различающиеся температурой, плотностью и условиями наблюдения. Хромосфера лежит над фотосферой, а корона простирается ещё дальше и постепенно переходит в межпланетное пространство. Их исследование позволяет наблюдать процессы, которые почти не видны в обычном свете фотосферы.
Термоядерный синтез — превращение лёгких атомных ядер в более тяжёлые в недрах Солнца с выделением энергии. В основном ядра водорода в итоге образуют ядро гелия, а небольшая часть исходной массы превращается в энергию. Это понятие объясняет, почему Солнце может долго излучать огромную мощность.
Солнце удерживает собственное вещество благодаря силе тяжести: каждый слой притягивается к центру и стремится сжать звезду. Внутри газ очень горячий, а его частицы быстро движутся и давят на окружающее вещество. Давление направлено наружу и в среднем уравновешивает притяжение, поэтому Солнце не рушится внутрь и не разлетается. Такое состояние называют гидростатическим равновесием, а небольшие изменения его баланса со временем влияют на строение звезды.
В центре Солнца температура и давление достаточно велики, чтобы ядра водорода сближались и вступали в реакции. В результате цепочки реакций из нескольких протонов образуется ядро гелия, а также другие частицы и излучение. Масса продуктов реакции немного меньше массы исходных ядер: эту разность называют дефектом массы. Она не исчезает, а переходит в энергию согласно E = mc², где c — скорость света; поэтому даже небольшая потеря массы даёт много энергии.
Родившаяся в ядре энергия не сразу оказывается у поверхности, поскольку солнечное вещество поглощает и снова испускает излучение. Во внутренних областях энергия в основном переносится излучением: фотоны многократно взаимодействуют с частицами, меняя направление и постепенно продвигаясь наружу. Ближе к поверхности вещество становится менее плотным, и важную роль начинает играть конвекция — перенос энергии потоками горячего газа. Поднимающееся горячее вещество отдаёт энергию, остывает и опускается, образуя непрерывное перемешивание.
Фотосфера кажется зернистой, потому что в ней видны верхушки конвективных потоков. Яркие гранулы соответствуют горячему веществу, поднявшемуся из глубины, а более тёмные промежутки — охлаждённому газу, который опускается. Над фотосферой находятся хромосфера и корона, где плотность быстро уменьшается, но температура сначала возрастает и в короне достигает миллионов кельвинов. Этот нагрев не объясняется простым приближением к ядру: энергию туда передают, в частности, магнитные поля и волны в плазме.
Солнечная плазма движется, а её движение связано с магнитным полем, которое может усиливаться, закручиваться и менять форму. Там, где поле особенно сильное, оно мешает конвекции, поэтому поверхность оказывается холоднее и темнее — так возникают солнечные пятна. При резкой перестройке магнитных полей энергия быстро высвобождается и может вызвать вспышку, то есть мощное излучение и ускорение частиц. Протуберанцы — крупные дуги или облака плотной плазмы, удерживаемые магнитным полем над поверхностью; все эти проявления относятся к солнечной активности.
| Свойство | Фотосфера | Хромосфера | Корона |
|---|---|---|---|
| Положение относительно поверхности Солнца | Видимый слой Солнца | Над фотосферой | Внешняя атмосфера над хромосферой |
| Основное излучение | Непрерывное видимое излучение | Излучение отдельных спектральных линий | Излучение разреженной горячей плазмы |
| Температура | Около 5800 K | От нескольких тысяч до десятков тысяч K | Около миллиона K и выше |
| Плотность вещества | Наибольшая среди этих слоёв | Меньше, чем в фотосфере | Очень мала |
| Условия наблюдения | Видна в обычных условиях при безопасном наблюдении | Лучше заметна в спектральных линиях и во время затмения | Слаба на фоне фотосферы; хорошо видна во время полного затмения и специальными приборами |
| Характерные явления | Гранулы и солнечные пятна | Вспышки и протуберанцы | Корональные выбросы и потоки солнечного ветра |
Сравнивайте слои сразу по нескольким признакам: положение показывает их порядок, а плотность и условия наблюдения объясняют, почему внешняя атмосфера выглядит иначе, чем фотосфера. Температура короны особенно велика, хотя её плотность мала. Таблица помогает не путать видимую поверхность звезды с её разреженной внешней атмосферой.
Задача 1. На среднем расстоянии от Солнца солнечная постоянная равна 1,36 кВт/м². Найдите мощность излучения Солнца, считая его излучение равномерным во всех направлениях. Нужно учесть, что энергия распределяется по сфере с центром в Солнце и радиусом, равным расстоянию до Земли. Поэтому поток на единицу площади умножаем на площадь этой сферы.
Ответ: мощность излучения Солнца составляет примерно 3,8 × 10²⁶ Вт. Результат получается огромным, потому что Земля перехватывает лишь небольшую часть энергии, распределённой по всей сфере.
Задача 2. Оцените энергию, выделяющуюся при превращении 1 кг водорода в гелий, если дефект массы составляет 0,7% от исходной массы. Сначала важно найти именно массу, перешедшую в энергию, а не подставлять в формулу весь килограмм. Затем используем связь энергии и массы E = mc².
Ответ: выделяется около 6,3 × 10¹⁴ Дж. Большая энергия объясняется тем, что скорость света входит в формулу в квадрате, поэтому даже небольшой дефект массы даёт значительный результат.
Задача 3. Сравните мощность излучения двух звёзд, если радиус одной из них в 2 раза больше радиуса другой, а абсолютная температура — в 1,5 раза выше. Применим закон Стефана—Больцмана для полной мощности звезды: L = 4πR²σT⁴. В отношении мощностей постоянные 4π и σ сокращаются, поэтому отдельно учитываем изменение радиуса и температуры.
Ответ: вторая звезда излучает примерно в 20,25 раза большую мощность. Температура влияет особенно сильно, поскольку входит в закон в четвёртой степени.
Считать фотосферу твёрдой поверхностью Солнца. Такая ошибка возникает из-за того, что фотосфера выглядит чёткой границей на изображениях звезды. На деле это слой плазмы, откуда выходит основная часть света; проверить себя можно вопросом, есть ли у Солнца твёрдая кора, способная удерживать форму.
Путать солнечную постоянную с полной мощностью Солнца. Первая величина относится к потоку на единицу площади на определённом расстоянии, а мощность характеризует всю энергию, испускаемую звездой за секунду. Если в ответе на вопрос о полной мощности получились Вт/м², значит, величины смешаны; для перехода нужно умножить поток на площадь сферы.
Объяснять энергию Солнца обычным горением. Это сравнение кажется понятным, потому что при горении тоже выделяются тепло и свет, но химические реакции не обеспечили бы Солнцу столь долгого излучения. Источник энергии — синтез ядер, а проверить объяснение помогает сравнение энергетического выхода химических и ядерных процессов.
Считать, что корона горячее фотосферы только потому, что находится ближе к ядру. Внешние слои, наоборот, дальше от центра, и одного расстояния недостаточно, чтобы объяснить наблюдаемую температуру. Учитывайте перенос энергии магнитными полями и плазменными волнами; сам факт высокой температуры короны не следует объяснять одним нагревом от ядра.
Для понимания Солнца понадобятся знания о строении атома и ядра, дефекте массы, сохранении энергии, излучении нагретых тел и гравитации. Эта тема пригодится при изучении звёзд, диаграммы Герцшпрунга—Рассела и источников звёздной энергии. Солнечная энергия связана с климатом Земли и работой солнечных батарей, а активность Солнца — с радиационной обстановкой в космосе и воздействием на нашу планету.
Почему Солнце не сжимается под действием собственной силы тяжести?
Сила тяжести направлена внутрь и стремится сжать солнечное вещество. Ей противодействует давление горячей плазмы, нагретой в том числе за счёт термоядерных реакций. Баланс этих сил называется гидростатическим равновесием.
Почему Солнце светит миллиарды лет и не расходует топливо так, как обычный огонь?
Солнечная энергия возникает главным образом в термоядерных реакциях: ядра водорода превращаются в гелий. При этом часть массы переходит в энергию по формуле E = mc². Такой источник энергии очень эффективен и не связан с химическим горением.
Почему температура короны выше температуры фотосферы?
Корона разрежена, но её температура достигает миллионов кельвинов, тогда как фотосфера имеет температуру около 5800 K. Это связано не с близостью короны к ядру, а с переносом энергии магнитными полями и плазменными волнами. Детали нагрева короны продолжают изучать.
Что вызывает солнечные пятна и вспышки?
Их появление связано с магнитным полем Солнца. В областях сильного магнитного поля перенос энергии к поверхности затрудняется, поэтому формируются более холодные солнечные пятна. Перестройка магнитных полей может сопровождаться вспышками и выбросами вещества.
Можно ли считать Солнце шаром с твёрдой поверхностью?
Нет: Солнце состоит из плазмы, а не имеет твёрдой коры. Видимой границей обычно считают фотосферу — слой, из которого выходит основная часть наблюдаемого света. За ней газ постепенно становится всё более разреженным.
§29. Солнце
