Солнце

Каждый день на Земле начинается с того, что один из обитателей Млечного Пути, самая обычная звезда, показывается на востоке, а заканчивается он тем, что она же пропадает на западе.

 

Солнце со светящейся аркой протуберанца

Солнце со светящейся аркой протуберанца.

 

Содержание

  1. Краткая характеристика Солнца
  2. Энергия Солнца
  3. Структура Солнца
  4. Солнечные частицы - нейтрино

 

Закат в Индонезии

Закат в Индонезии.

 

Краткая характеристика Солнца

  • Возраст: 4,567 млрд лет
  • Станет красным карликом: через 5,5 млрд лет
  • Масса (в массах земли): 333 000
  • Диаметр: 1 392 000 км
  • Период вращения: 25,1 дня на экваторе, 34,4 дня на полюсах
  • Температура ядра: около 16 000 000 К (16 000 000 °С)
  • Температура поверхности: 5800 К (5500 °С)
  • Состав: водород 74,9%, гелий 23,8%
  • Энергия: перерабатывает 400 млн тонн водорода в гелий ежесекундно
  • Ускорение свободного падения (в ед. земных): 28
  • Толщина видимого слоя: около 160 км

 

Энергия звезды

Центр Солнца это термоядерный реактор, в котором водород перерабатывается в гелий. Из-за сильного нагрева вещество там находится в виде ионизованного газа плазмы.

 

Массивные бури

Вспышки происходят, если линии магнитного поля перегружены энергией электрических токов. Наиболее опасные для Земли корональные выбросы массы случаются, когда система магнитных корональных петель при взаимодействии с потоками солнечного вещества теряет устойчивость, что проявляется как огромный выброс плазмы с магнитным полем из короны в межпланетное пространство. Двигаясь со скоростью до 2000 км/с, облака плазмы могут разлетаться на десятки миллионов километров.

 

Магнитное динамо

Магнетизм - это ключ к поведению Солнца. Направленное вдоль меридианов магнитное поле генерируется в тахоклине, а после из-за дифференциального вращения Солнца оно принимает вектор приблизительно вдоль параллелей. Растягивание добавляет энергии магнитным линиям, которые вырываются на поверхность в виде солнечных пятен или парят над короной в виде петель и протуберанцев.

 

Энергия Солнца

Солнце играет такую важную роль в нашей жизни, что нам сложно представить, что эта звезда одна из многих в Галактике. Мы находимся на удобном расстоянии от нее, потому что можем изучать ее, находясь в безопасности и не обжигаясь. Повседневный опыт может привести к одному из самых важных вопросов, которые занимали астрономов с тех пор, как они стали всерьез размышлять о Солнце. Встаньте летним днем на солнышке: вы почувствуете тепло на своем лице. Энергия в форме инфракрасного излучения — вот что приходит к нам от Солнца.

 

До середины XIX века тот факт, что Солнце производит энергию, был ничем не примечательным наблюдением. Но затем был открыт закон сохранения энергии, который гласит, что энергия ниоткуда не берется и никуда не девается, а только переходит из одной формы в другую. Другими словами, энергия, согревающая ваше лицо, приходит из недр Солнца, а то обстоятельство, что вы чувствуете это тепло, означает, что энергия покинула Солнце навсегда. Тепло летнего дня содержит в себе одно из наиболее важных знаний о Млечном Пути рано или поздно каждая звезда исчерпает запасы топлива в своих недрах. Звезды, как и все остальное, как и все остальные, рождаются, живут и умирают.

 

Этот факт породил целое созвездие теорий о природе солнечной энергии. В одной книге по астрономии конца XIX века, например, несколько страниц были посвящены вычислениям того, как долго светило бы Солнце, если бы было сделано из лучшего на тот момент топлива - антрацита. Ответ: порядка 10 млн лет. И подобного рода аргументированные споры кипели вплоть до 1930-х годов, когда молодой американский физик немецкого происхождения Ханс Бете показал, что источник энергии звезд термоядерные реакции.

 

Чтобы понять основы научного прорыва Бете, мы должны вернуться к статье, где речь шла о том, как формировались Солнце и Солнечная система в результате гравитационного сжатия газопылевого межзвездного облака. Тогда мы отметили, что планеты образовались из очень небольшого количества исходного вещества, а более 99 % вещества стало в итоге Солнцем, материнской звездой нашей планетной системы. Давайте посмотрим, что происходило при сжатии этой части облака.

 

Один из основных законов природы заключается в том, что при сжатии тела нагреваются. Это правило сработало и в отношении облака, из которого рождалось Солнце. Частицы и атомы внутри его двигались все быстрее, а их столкновения становились все жестче. В итоге толчки стали настолько сильными, что электроны начали покидать свои атомы (на самом деле это не требует больших энергетических затрат, такое происходит повсеместно, во флуоресцентных лампах например). Солнечное вещество перешло в четвертое агрегатное состояние, называемое плазмой - это смесь свободных отрицательно заряженных электронов и положительных ионов.

 

Когда температура в ядре сжимающегося облака повысилась до 1 млн градусов, частицы в центре протосолнца задвигались неимоверно быстро. В конце концов, протоны (положительно заряженные ядра атомов водорода) достигли таких скоростей, что преодолели взаимное электрическое отталкивание и стали сближаться настолько, что начались термоядерные реакции, в которых взаимодействие четырех протонов приводило в конечном итоге к образованию атома гелия и целой горсти быстрых частиц. Суммарная масса вновь образованных частиц была меньше массы частиц, вступивших в реакцию. Эта разница конвертировалась в энергию в соответствии с известной формулой Эйнштейна E = mc2. Эта энергия стремилась наружу, создавая давление, сбалансировавшее в итоге силы гравитационного сжатия, что и привело к стабилизации звезды.

 

Структура Солнца

С того времени Солнце уже 4,5 млрд лет сжигает свои запасы водорода со скоростью более 400 млн тонн в секунду и будет продолжать делать это еще 5,5 млрд лет. Часть ядра, достаточно горячая для того, чтобы в ней протекали термоядерные реакции, занимает до четверти солнечного радиуса.

 

Кликните по картинке, она откроется в новом окне и ее можно будет увеличить

Структура Солнца

Солнце

В разрезе показана динамическая структура нашей ближайшей звезды - Солнца.

Свету требуются тысячи лет, чтобы преодолеть плотные центральные слои и добраться до конвективной зоны, где плазма пузырится у поверхности, подобно кипящей воде.

 

Над ядром, приблизительно до отметки в 70% радиуса, расположена зона лучистого переноса. В этой области вещество еще достаточно плотное, и быстрые частицы утекают из ядра, проходя при этом через серию столкновений, как в гигантской пинбол-машине. В вышележащих слоях плотность вещества падает, а потому оно далее не может препятствовать утеканию энергии. По этой причине солнечное вещество закипает, как вода. Зона, где происходят эти процессы (конвективная зона), простирается почти до поверхности.

 

Смотреть на Солнце все равно что вглядываться в мутную воду. Мы можем заглянуть только на 160 км вглубь, и этот внешний тонкий слой, фотосфера, и есть то, что мы понимаем под Солнцем. Над ней расположены разреженные слои вещества, такие как корона, внутри которой находится Земля, и гелиосфера, которая достигает орбиты Плутона. Корона видна во время затмений, потому как ее интегральный блеск невелик. Она излучает в далеких ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах, а излучения такой длины не пропускает земная атмосфера, и по этой причине для ее изучения наиболее ценны данные космических станций.

 

Так как Солнце не твердое, то скорость его вращения на разных широтах различна. Приполярные области совершают один оборот за 35 дней, а экваториальные за 25. Эта разница, наряду с конвективным перемешиванием вещества под фотосферой, служит причиной запутывания, искривления и выхода на поверхность линий магнитного поля, что приводит к появлению таких образований, как солнечные пятна (темные области на светящейся поверхности диска) и факелов (в которых огромное количество частиц выбрасывается в окружающее пространство). Число пятен и другие проявления солнечной активности меняются циклично с периодом 11 лет. Проявления солнечной активности, особенно высокоэнергичные частицы солнечного ветра (в основном это гелиево-водородная плазма солнечной короны), могут служить помехой в работе искусственных спутников Земли и радиосвязи.

 

Изображение в искусственных цветах показывает выброс солнечного вещества

Изображение в искусственных цветах показывает выброс солнечного вещества (с пятном в центре). Факел ассоциируется с корональным выбросом массы, высокоскоростным облаком заряженных частиц.

 

Солнечные частицы - нейтрино

Наш взор проникает вглубь Солнца примерно (всего лишь!) на 160 км. Поглощенное солнечным веществом, никакое излучение не приходит к нам непосредственно из его недр. Однако существуют неуловимые частицы, называемые нейтрино, которые могут пройти из места своего рождения солнечного ядра до самой Земли, не будучи поглощенными. Образовавшиеся в процессе термоядерных реакций нейтрино дают нам возможность заглянуть в сердце звезды.

 

Нейтрино (итал. «нейтрончик») не имеют электрического заряда, практически невесомы и очень слабо взаимодействуют с веществом. Миллиарды этих малюток, например, прошли сквозь ваше тело с того момента, как вы начали читать это предложение, не потревожив ни один атом. Единственный путь обнаружить нейтрино это установить на пути потока большую мишень и регистрировать редкие взаимодействия.

 

Первая попытка зарегистрировать солнечные нейтрино сделана в золотом руднике Хоумстейк, Южная Дакота, на глубине 1,4 км под землей в конце 1960-х годов (расположенная над этим местом гора защитила аппаратуру от космических лучей). В качестве детектора выступала емкость с хлорорганическим растворителем, и в основе идеи лежала реакция 37Cl + v -> 37Ar + e-. Первые измерения не дали результатов, но в 1970 году после усовершенствования установки попытки увенчались успехом, хотя «малюток» регистрировали в три раза меньше, чем предсказывала теория.

 

Солнечные частицы - нейтрино

 

Впоследствии загадка солнечных нейтрино была решена когда доказали, что нейтрино умеют превращаться в антинейтрино, или нейтрино другого вида. Сегодня детекторы нейтрино расположены по всему свету, а получаемые на них результаты согласуются с нашими представлениями о количестве энергии, вырабатываемой Солнцем.