Астрономия

Содержание раздела

Что мы знаем о Вселенной

Спокойное Солнце

Возможна ли жизнь на Земле без Солнца? Чтобы ответить на этот вопрос, представим себе, что Солнце вдруг исчезло или что-то преградило путь его лучам. Тогда Земля внезапно погрузится во мрак. Погаснут Луна и планеты, отражающие солнечные лучи. Лишь далекие звезды будут освещать Землю. Зеленые растения погибнут, так как они могут усваивать углерод из воздуха, только используя энергию солнечных лучей. Животным нечем будет питаться, и они вымрут от голода. Воздух, океаны и суша очень скоро отдадут мировому пространству ту энергию, которую они постоянно получают от Солнца, и все живое замерзнет от страшного холода. Начнет сжижаться воздух, и на Землю польется дождь из жидкого кислорода и азота. Наша планета покроется слоем льда из твердого воздуха и станет безжизненной. К счастью, этого не может случиться.

Энергия Солнца огромна. Даже та ничтожная ее доля, которая попадает на Землю, очень велика. Энергия солнечных лучей, падающих на 1 м² площади земной поверхности, может заставить работать двигатель мощностью около 1,4 кВт, а вся Земля получает от Солнца в десятки тысяч раз больше энергии, чем могли бы выработать все электростанции мира, если бы они работали на полную мощность.

С Земли Солнце кажется нам сравнительно небольшим. Измеряя видимые угловые размеры Солнца, легко высчитать, что расстояние до него в 107 раз превышает его диаметр. А диаметр Солнца очень велик, он в 109 раз больше земного, который составляет около 13 тыс. км. После этого нетрудно вычислить размеры Солнца и расстояние до него в километрах.

Зная расстояние до Солнца и количество энергии, получаемое от него Землей, можно определить всю энергию, излучаемую Солнцем. Чем ближе мы подходим к источнику света, тем более концентрированным оказывается его излучение. Если бы Земля была к Солнцу вдвое ближе, то она получала бы от него в 4 раза больше энергии, а у самой поверхности Солнца — в 46 тысяч раз!

Каждый участок поверхности Солнца величиной с клеточку школьной тетради (т. е. 1/4 см²) излучает энергию мощностью более 1,5 кВт, а 1 см² поверхности Солнца — более 6 кВт. Из физики известно, что столько энергии с 1 см² излучает тело, нагретое до температуры около 6000 К. Следовательно, такова температура внешних слоев Солнца.

Масса Солнца в 333 тыс. раз больше массы Земли, а объем — в 1 млн. 304 тыс. раз. Отсюда следует, что плотность Солнца меньше плотности Земли. В среднем Солнце раза в полтора плотнее воды. Но это только в среднем. Внутри Солнца вещество сильно сжато давлением вышележащих слоев и раз в десять плотнее свинца. Зато наружные слои Солнца в сотни раз разреженнее воздуха у поверхности Земли.

Давление определяется силой, приходящейся на единицу площади. Если из Солнца (до его центра) вырезать вдоль радиуса столбик сечением в 1 см², масса его будет равна 100 тыс. т. Но на Солнце это вещество в 1000 раз тяжелее, чем на Земле, а потому давление газа в недрах Солнца в сотни миллиардов раз больше, чем воздуха у поверхности Земли.

При таком огромном давлении температура вещества превышает 10 МК (10 000 000 К) и оно находится в газообразном состоянии. По своим свойствам этот газ сильно отличается от обычных газов, например воздуха: почти все атомы полностью теряют свои электроны и превращаются в «голые» атомные ядра. Свободные электроны, оторвавшиеся от атомов, становятся составной частью газа. Такой газ называется плазмой. Частицы плазмы, нагретой до 10 МК, движутся с огромными скоростями — в сотни и тысячи километров в секунду! Из-за чрезмерного давления частицы сильно сближаются, а отдельные ядра атомов иногда даже проникают друг в друга, при этом происходят ядерные реакции, являющиеся источником неиссякаемой энергии Солнца. На рисунке изображено, как возникает одна из таких реакций. В результате ее водород превращается в гелий, причем на промежуточных этапах образуются ядра тяжелого водорода — дейтерия (D), а также изотопа гелия, отличающегося от обычного тем, что его масса не в четыре, а в три раза превышает массу атома водорода.

В основном Солнце состоит из тех же самых химических элементов, что и Земля. Однако водорода на Солнце несравненно больше, чем на Земле. Можно сказать, что Солнце почти целиком состоит из водорода. Водородные ядерные реакции — основной источник солнечной энергии. За время своего существования, т. е. за 4—5 млрд. лет, Солнце не израсходовало еще и половины запасов водородного ядерного топлива. В течение почти всего этого времени излучение Солнца примерно такое же, как и теперь, Так оно будет светить многие миллиарды лет, пока в недрах Солнца весь водород не превратится в гелий. Как же выделяется ядерная энергия внутри Солнца?

Когда ядра одного элемента (например, водорода), соединяясь, образуют ядра другого (например, гелия), возникают особые гамма-лучи, обладающие огромной энергией. Всякие лучи испускаются атомами в виде отдельных порций — квантов. Энергия квантов гамма-лучей очень велика. Атомы вещества в недрах Солнца обладают свойством жадно поглощать любое излучение, при этом, как правило, поглощая квант с очень большой энергией, атом излучает два или несколько квантов с меньшей энергией. Пока порожденные ядерными реакциями гамма-лучи дойдут до поверхности Солнца, произойде-очень много таких дроблений квантов первоначаль ных гамма-лучей. В результате с поверхности Солн ца будут испускаться преимущественно лучи со значительно меньшей энергией: ультрафиолетовые, видимые и инфракрасные.

Рисунок дает представление о том, как. «устроено» Солнце. Для того чтобы показать внутренние слои Солнца, художник как бы вырезал из него шаровой сектор. Внутренняя часть, закрашенная в темно-красный цвет (высветленный в центре), соответствует ядру, где происходят ядерные реакции и выделяется энергия. Радиус ядра составляет примерно '/з радиуса Солнца. В ядре сосредоточена наибольшая часть солнечного вещества.

К ядру примыкает слой такой же толщины, на схеме закрашенный в желтый цвет. Отсюда в результате поглощения квантов, их дробления и переизлучения энергия переносится наружу. Выше находится конвективная зона, она тянется примерно на 200 тыс. км. Температура в конвективной зоне уже значительно ниже. Эта зона переходит во внешние слои Солнца - атмосферу. Из-за более низкой температуры конвективная зона не может обеспечить перенос всей энергии, поступающей снизу только путем поглощения и переизлучения. В переносе энергии начинает принимать участие само вещество: из глубины поднимаются вверх отдельные потоки более горячих газов, передающих энергию непосредственно внешним слоям, а более холодные газы опускаются. На рисунке эти потоки (или отдельные сгустки газа) изображены кружочками, заполняющими область конвективной зоны.

Конвекция на Солнце несколько напоминает кипение воды в кастрюле. Но в кастрюле одна и та же струя перемешивает кипяток на всю его толщину. В конвективной же зоне из-за ее большой глубины всплывающая масса перегретого газа, возникшая в нижних слоях, не успевает достигнуть самых верхних: гораздо раньше она распадается, передав избыток энергии окружающей среде. Таким образом в этой среде образуются массы газа либо более горячие, поднимающиеся вверх, либо более холодные, опускающиеся вниз. Конвективные струи образуют как бы своеобразную эстафету: в более глубоких слоях циркулируют одни, а выше - другие массы газа, или, как говорят, элементы конвекции, которые в глубоких слоях крупнее, чем в наружных. Ученые предполагают, что в конвективной зоне по крайней мере три яруса конвективных "ячеек". Самые глубокие имеют поперечник 100-200 тыс. км, самые внешние - несколько сотен километров. Между ними находится слой с промежуточными размерами конвективных ячеек в 20-30 тыс. км. Такая структура конвективной зоны отражается на строении всей солнечной атмосферы.

Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. Самый глубокий и тонкий из них - фотосфера. Здесь возникает подавляющее количество световых и тепловых лучей, посылаемых Солнцем в мировое пространство. Фотосферу можно наблюдать в телескоп, снабженный специальным темным светофильтром. Если этого не сделать, то наблюдатель ослепнет. Однако лучше проецировать увеличенное изображение Солнца на белый экран.

Толщина фотосферы всего 200-300 км, поэтому на рисунке она условно изображена тонкой линией. Более глубоких слоев Солнца мы не видим, так как вещество фотосферы непрозрачно.

Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Если смотреть на центр солнечного диска, то видны наиболее глубокие слои фотосферы по той же причине, по какой земная атмосфера в зените прозрачнее, чем у горизонта. Если смотреть на край Солнца, видны не такие глубокие слои, как в центре. Поскольку эти слои холоднее и дают меньше света, по мере приближения к краю диск Солнца кажется темнее, а сам край - очень резким.

При помощи большого телескопа можно изучить характерную структуру фотосферы. Чередование маленьких (на самом деле размером около 1000 км) светлых пятнышек, окруженных темными промежутками, создает впечатление, что на поверхности Солнце имеет ячеистую структуру из мелких зернышек - гранул. Они представляют собой отдельные элементы конвекции самого верхнего яруса конвективной зоны. Они горячее, а значит, и ярче окружающей фотосферы. Темные промежутки между ними - потоки опускающихся более холодных газов.

От движения гранул в солнечной атмосфере возникают волны, подобные звуку в воздухе. Распространяясь вверх, они быстро превращаются в так называемые ударные волны (такие волны возникают, например, когда реактивный самолет преодолевает звуковой барьер). В верхних слоях солнечной атмосферы эти волны поглощаются, а их энергия переходит в тепло. Поэтому в солнечной атмосфере над фотосферой температура начинает повышаться, и чем дальше от фотосферы, тем больше. (В сравнительно тонком слое - хромосфере - она поднимается до нескольких десятков тысяч Кельвинов. А в наиболее разреженной, самой внешней оболочке Солнца - короне - температура более 1 МК.

Хромосферу и корону можно видеть во время полного солнечного затмения. Когда Луна целиком закроет ослепительно яркую фотосферу, вокруг ее диска, который кажется черным, внезапно вспыхивает серебристо-жемчужное сияние в виде венца, часто имеющего длинные лучи. Это и есть солнечная корона - чрезвычайно разреженная газовая оболочка. Непосредственно вокруг черного диска Луны во время затмения видна блестящая тонкая розовая кайма. Это хромосфера Солнца - слой раскаленных газов толщиной 10-20 тыс. км.

Хромосфера значительно прозрачнее фотосферы. Ее вещество непрозрачно только в узких участках спектра - в некоторых наиболее сильных спектральных линиях. Поэтому она имеет линейчатый спектр, испускаемый светящимися парами водорода, гелия, кальция и других элементов. Хромосферу можно наблюдать, если с помощью специальных приборов выделить излучаемые этими элементами лучи.

В фотосфере много нейтральных атомов. В хромосфере из-за высокой температуры атомы водорода и гелия начинают переходить в ионизованное состояние. Это значит, что они теряют свои электроны и становятся электрически заряженными, а их электроны начинают, двигаться как свободные частицы. В короне, где температура несравненно больше, ионизация вещества настолько сильна, что все легкие химические элементы полностью лишаются своих электронов, а у тяжелых атомов их недостает более десятка. Происходит это потому, что при температуре 1МК. отдельные частицы движутся так быстро и с такой силой сталкиваются, что от них "щепки летят". Таким образом, атмосфера Солнца, как и его недра, состоит из плазмы.

В короне плазма очень сильно разрежена. В 1 см³ ее содержится не более 100 млн. "ободранных" атомов и оторванных от них свободных электронов. Это в 100 млрд. раз меньше, чем молекул в таком же объеме воздуха. Если всю корону сжать до плотности воздуха на Земле, то получится слой вокруг Солнца толщиной в несколько сантиметров.

Вследствие большой разреженности корона еще прозрачнее, чем хромосфера, и количество излучаемого ею света ничтожно: яркость короны в миллион раз меньше яркости фотосферы. Именно поэтому она и видна только во время полных солнечных затмений. И хотя самые внешние слои солнечной атмосферы имеют температуру 1МК, их излучение составляет ничтожную долю от общей энергии, испускаемой Солнцем. Почти всю энергию излучает фотосфера, имеющая температуру около 6000 К- Поэтому такую температуру приписывают Солнцу в целом. Высокая же температура короны говорит лишь о том, что ее частицы движутся с огромными скоростями, достигающими сотен и тысяч километров в секунду.

Как же убедились в том, что температура солнечной короны велика, если ее излучение так мало? Есть несколько способов, и один из них основан на методах радиоастрономии. Дело в том, что наряду с другими лучами Солнце испускает радиоволны. Их оказывается гораздо больше, чем должно излучать тело, нагретое до 6000 К. Солнечная корона очень сильно поглощает радиоволны, и доходящее до нас радиоизлучение Солнца возникает не в фотосфере, а в короне. Выполненные при помощи специальных радиотелескопов измерения мощности радиоизлучения позволили определить температуру короны.

С высокой температурой короны связана одна из замечательных ее особенностей - необычайная протяженность. Даже невооруженным глазом во время затмений можно заметить, что корона простирается на расстояние нескольких солнечных радиусов. Камень, подброшенный вверх, поднимется тем выше, чем сильнее его бросить, т. е. чем большую энергию сообщить ему. Так же точно и частицы солнечной атмосферы могут далеко уйти от Солнца, если велика энергия их тепловых движений, т. е. велика температура атмосферы. Поэтому на основании наблюдаемой протяженности короны можно установить, что температура ее около 1МК. При такой температуре скорости движения частиц огромны, а так как плотность вещества чрезвычайно мала, то частицы, прежде чем столкнуться, успевают пройти большие расстояния. Поэтому вещество обладает высокой теплопроводностью и во всей короне температура почти одинакова. Только на очень больших расстояниях от Солнца температура постепенно начинает уменьшаться. В действительности солнечная корона простирается еще дальше, вплоть до орбит Земли и Марса. Это соответствует расстоянию более чем в 200 радиусов Солнца. Образно говоря, Земля вместе с нами погружена в солнечную корону. На таких больших расстояниях Солнце своим притяжением уже не удерживает частицы сильно разреженного горячего газа. Большая часть их постоянно уходит в межпланетное пространство, а на их место приходят другие, из более глубоких слоев. Так возникает постоянный поток ионизованных атомов и свободных электронов от Солнца - солнечный ветер. Он "обдувает" верхние заряженные слои земной атмосферы (ионосферы), которые находятся "под контролем" магнитного поля Земли (магнитосферы). Вследствие этого силовые линии магнитного поля на дневной стороне сжимаются, а плотность ионосферы увеличивается.