"Физика (углублённый уровень)", Кабардин О.Ф., Глазунов А.Т., Орлов В.А. и др. / Под ред. Пинского А.А., Кабардина О.Ф.
Солнце — ближайшая к Земле звезда и главный источник энергии для нашей планеты. Его излучение поддерживает климат, круговорот веществ и жизнь, а активность влияет на околоземное пространство. Энергия Солнца рождается в ядре при превращении водорода в гелий, переносится к поверхности излучением и конвекцией, а затем испускается фотосферой. По строению и процессам Солнце типично для звёзд.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Светимость Солнца — полная мощность его излучения во всех направлениях; обозначается L☉. Это величина, характеризующая само Солнце, а не освещённость конкретной планеты. Для Солнца она примерно равна 3,8·10²⁶ Вт.
Солнечная постоянная — поток солнечной энергии, приходящий за единицу времени на единицу площади, перпендикулярной лучам, на расстоянии от Солнца до Земли. Её значение около 1360 Вт/м². Она показывает, сколько энергии получает площадка в космосе, но не равна полной мощности излучения Солнца.
Фотосфера — видимая поверхность Солнца, из которой в основном выходит наблюдаемое излучение. Это не твёрдая оболочка, а сравнительно тонкий слой плазмы. По её излучению определяют температуру, химический состав и многие свойства Солнца.
Термоядерный синтез — превращение лёгких ядер в более тяжёлые при высокой температуре и плотности с выделением энергии. В ядре Солнца из ядер водорода в итоге образуется ядро гелия. Именно этот процесс объясняет устойчивое излучение звезды на протяжении миллиардов лет.
Солнце считают звездой, потому что оно самостоятельно излучает энергию и состоит из раскалённого газа, точнее плазмы. Его масса примерно в 333 тысячи раз больше массы Земли, радиус составляет около 7,0·10⁸ м, а температура фотосферы близка к 5800 K. Большие размеры и светимость отличают Солнце от планет, которые светят отражённым излучением. Другие звёзды выглядят точками только потому, что находятся намного дальше.
Энергия выделяется в ядре, поскольку только там одновременно достаточно высоки температура и давление. Температура достигает примерно 15 млн K, поэтому ядра водорода могут сближаться, несмотря на электрическое отталкивание. В цепочке реакций несколько протонов превращаются в ядро гелия, позитроны, нейтрино и фотоны. Высокая плотность ядра делает столкновения достаточно частыми для поддержания реакции.
При образовании ядра гелия его масса немного меньше суммарной массы исходных частиц. Этот дефект массы превращается в энергию по формуле E = mc², где c — скорость света. Даже малая потеря массы даёт огромную энергию, поскольку скорость света возводится в квадрат. Энергия нагревает вещество и поддерживает излучение Солнца, а давление горячего газа противостоит гравитационному сжатию.
Из ядра энергия сначала медленно проходит через лучистую зону: фотоны многократно поглощаются и переизлучаются плазмой, поэтому их путь оказывается гораздо длиннее толщины слоя. Во внешней части Солнца вещество становится менее прозрачным, и перенос излучением уже не справляется. Тогда горячие потоки плазмы поднимаются, а охлаждённые опускаются — возникает конвекция. Так энергия достигает фотосферы и покидает Солнце в виде излучения.
Атмосфера Солнца включает фотосферу, хромосферу и корону. Неравномерные восходящие и нисходящие потоки в фотосфере образуют грануляцию, а магнитные поля создают пятна, протуберанцы и вспышки. Протуберанцы — дуги или облака относительно холодной плазмы, удерживаемой магнитным полем; вспышки сопровождаются быстрым выделением энергии. Корона простирается далеко в космос и при затмении видна как светлое сияние.
В таблице слои расположены от центра к внешней границе Солнца. Толщина и температура указаны приблизительно: границы некоторых зон переходные, а температура в них изменяется постепенно. Сопоставляйте процесс со слоем, в котором он происходит, и с его наблюдаемым проявлением.
| Слой | Расположение и примерная толщина | Температура | Основной процесс | Наблюдаемое проявление |
|---|---|---|---|---|
| Ядро | Центр, до 0,25 радиуса Солнца; около 175 тыс. км | До 15 млн K | Термоядерный синтез водорода в гелий | Источник энергии Солнца |
| Лучистая зона | От 0,25 до 0,70 радиуса; около 315 тыс. км | От 7 млн до 2 млн K | Перенос энергии излучением | Медленное распространение энергии наружу |
| Конвективная зона | От 0,70 радиуса до поверхности; около 210 тыс. км | От 2 млн до 5800 K | Перенос энергии потоками плазмы | Грануляция фотосферы |
| Фотосфера | Видимый слой; около 500 км | Около 5800 K | Излучение света в космос | Солнечный диск, пятна, гранулы |
| Хромосфера | Над фотосферой; около 2000–3000 км | От 4000 до десятков тысяч K | Нагрев и движение плазмы в атмосфере | Протуберанцы, спектральные линии |
| Корона | Внешняя атмосфера, простирается на миллионы километров | Около 1–2 млн K | Движение разреженной плазмы и магнитные процессы | Короны при затмениях, солнечный ветер |
Дано: L = 3,8·10²⁶ Вт, r = 1,5·10¹¹ м. Требуется найти поток энергии S на расстоянии от Солнца до Земли. Излучение равномерно распределяется по поверхности сферы радиуса r.
Ответ: S ≈ 1,3·10³ Вт/м², или примерно 1360 Вт/м².
Дано: R = 7,0·10⁸ м, L = 3,8·10²⁶ Вт. Фотосферу приближённо считают излучающей поверхностью абсолютно чёрного тела. Нужно найти её температуру по закону Стефана—Больцмана L = 4πR²σT⁴, где σ = 5,67·10⁻⁸ Вт/(м²·K⁴).
Ответ: температура фотосферы примерно 5800 K, или около 5500 °C.
Дано: светимость Солнца L = 3,8·10²⁶ Вт. За одну секунду энергия излучения равна E = L·t, где t = 1 с. Требуется оценить массу, эквивалентную этой энергии, и сравнить её с массой Солнца M☉ ≈ 2,0·10³⁰ кг.
Ответ: в излучение каждую секунду переходит примерно 4,2 млрд кг массы, но это лишь около 2·10⁻²¹ массы Солнца.
Горение вещества. Ошибка возникает из-за привычного смысла слова «гореть»: химическая реакция дала бы слишком мало энергии и быстро исчерпалась. Проверка проста: сравните химическую энергию с огромной светимостью Солнца и вспомните формулу E = mc².
Светимость и солнечная постоянная. Их путают, потому что обе величины связаны с энергией излучения. Светимость измеряют в ваттах и относят ко всему Солнцу, а постоянную — в Вт/м² и относят к площадке на определённом расстоянии. Проверяйте единицы и наличие множителя 4πr².
Фотосфера как твёрдая поверхность. Солнечный диск кажется чётким, поэтому его принимают за оболочку вроде земной. На самом деле фотосфера — слой плазмы, а видимая граница означает, что из него фотоны свободнее выходят наружу. Проверка: у плазмы нет твёрдой поверхности и она движется.
Температура только уменьшается наружу. Внутри Солнца она действительно в среднем падает от ядра к фотосфере, но в короне снова достигает миллионов кельвинов. Ошибку предотвращает схема слоёв с отдельным указанием температуры короны. Нагрев внешней атмосферы связан с магнитными процессами.
Для понимания темы нужны закон всемирного тяготения, основы термодинамики и модель излучения абсолютно чёрного тела. Термоядерные реакции опираются на знания о ядрах, массовом дефекте, радиоактивности и связи массы с энергией. Далее эти сведения помогут изучать звёзды, их эволюцию, спектральный анализ и влияние космической погоды на Землю.
Почему Солнце светит миллиарды лет и не исчерпывает энергию?
Солнце получает энергию не от химического горения, а от термоядерного синтеза. В ядре водород постепенно превращается в гелий, и небольшая часть массы переходит в энергию. Запаса водорода достаточно на миллиарды лет.
Почему Солнце называют звездой, если оно выглядит значительно больше других звёзд?
Солнце называют звездой, потому что оно само излучает энергию и состоит из раскалённой плазмы. Другие звёзды кажутся маленькими только из-за огромных расстояний, а Солнце находится к Земле гораздо ближе.
Чем светимость Солнца отличается от солнечной постоянной?
Светимость — это полная мощность излучения Солнца во всех направлениях. Солнечная постоянная показывает поток энергии, приходящий на единицу площади, перпендикулярной лучам, на расстоянии от Солнца до Земли. Она зависит от расстояния, а светимость — характеристика самого Солнца.
Почему температура короны выше температуры фотосферы?
Нагрев короны связан с магнитными процессами в атмосфере Солнца и передачей энергии в плазму. Поэтому температура короны достигает миллионов кельвинов, хотя фотосфера имеет температуру около 5800 K. Точный механизм нагрева короны изучается.
Как солнечные вспышки и пятна влияют на Землю?
Вспышки и выбросы вещества усиливают поток заряженных частиц и электромагнитного излучения. Они могут вызывать полярные сияния, магнитные бури, сбои радиосвязи и помехи в работе спутников. Солнечные пятна служат заметными признаками магнитной активности.
§ 90*. Солнце
