Строение и некоторые другие характеристики Солнца

Изучению Солнца и процессов, протекающих в его недрах и поверхностных слоях, уделяется самое пристальное внимание. Учёные исследуют природу Солнца, выясняют влияние солнечной радиации на Землю и на людей, работают над проблемами усвоения и применения практически неиссякаемой солнечной энергии. Изучая Солнце, мы узнаём о многих явлениях и процессах, происходящих на других звёздах, удаленных от нас на огромные расстояния.

Вещество Солнца, как уже отмечалось, представляет собой плазму, однако это не знакомая нам электронно-ионная плазма, а ядерно-электронная плазма (электронные оболочки атомов полностью разрушены). При тех значениях температуры, которые имеют место во внутренних областях нашего светила, кинетическая энергия ядер и электронов слишком велика для того, чтобы могли существовать стабильные атомы или ионы. Лишь в пределах наружных слоев по мере снижения температуры и давления вещество Солнца переходит в состояние электронно-ионной плазмы, а затем в газообразное состояние. В составе Солнца (помимо водорода и гелия) методами спектрального анализа обнаружено около 70-ти химических элементов, но их общая масса не превышает 2 %.

Солнце вращается вокруг оси, среднее значение периода вращения составляет примерно 25,4 суток. Максимальную скорость вращения имеет экваториальная зона – один оборот она совершает за 25 суток.

В строении основного «тела» Солнца можно выделить три концентрические зоны, радиальную протяженность каждой из которых в первом приближении можно считать равной одной трети радиуса Солнца. Эти зоны отличаются друг от друга не только величинами температуры и плотности вещества, но и характером протекающих процессов. Центральную область, называют ядром, в пределах этой области протоны, движущиеся с огромными скоростями, могут сближаться друг с другом до такой степени, что происходят реакции ядерного синтеза (слияние ядер), в ходе которых основное вещество водород превращается в гелий. Протекание ядерных реакций сопровождается выделением колоссальной энергии – высвобождаются кванты излучения различных частот (главным образом, это гамма-излучение).

По пути из ядра наружу гамма-кванты взаимодействуют с быстро движущимися ядрами и электронами, при этом электромагнитная энергия многократно поглощается и вновь излучается, поэтому промежуточную область, окружающую ядро, называют зоной излучения. В пределах этой области температура недостаточно высока для того, чтобы протекали ядерные реакции, но недостаточно низка для образования атомов и ионов. Наружную область основного тела Солнца называют конвекционной зоной, в этой области электроны и ядра уже могут соединяться с образованием атомов и ионов.

В пределах солнечной атмосферы также выделяют три слоя - фотосферу, хромосферу и корону. Фотосфера – это нижний и самый тонкий слой атмосферы (ее толщина составляет 200…300 км), в пределах фотосферы рождается основная доля светового излучения Солнца. Иногда фотосферу рассматривают как тонкий наружный слой конвекционной зоны Солнца. Средняя температура фотосферы, определяющая характер спектра солнечного излучения, как уже отмечалось, близка к 6000 К, с увеличением высоты температура понижается и на границе с хромосферой составляет около 4000 К.

Хромосфера представляет собой слой раскаленных газов – ее температура существенно выше, чем в пределах фотосферы, растет с увеличением высоты и на верхней границе составляет 2∙10⁴ К и более. Толщина хромосферы – от 10 до 20 тыс. км. В пределах наружной и самой разреженной оболочки солнечной атмосферы – короны – температура еще выше и достигает значений порядка 1-2 МК. Хромосферу и корону можно наблюдать во время полных солнечных затмений, когда диск луны целиком закрывает ослепительно сияющую фотосферу.

Наблюдения за фотосферой показали, что ее структура неоднородна, такую структуру представляют как гранулированную или пятнистую. Установлено, что пятна представляют собой конвекционные ячейки с поперечными размерами в тысячи километров. Отдельное пятно существует от нескольких часов до нескольких месяцев, а затем исчезает. Пятна возникают сначала как маленькие черные точки, непосредственно перед их появлением в соответствующих участках фотосферы видны яркие области – факелы. Число пятен, определяющее степень активности Солнца, периодически изменяется, средняя продолжительность цикла составляет примерно 11 лет (максимальное количество солнечных пятен последний раз наблюдалось в 2000 г., следующий пик солнечной активности ожидается в 2011 г.).

Динамику изменения размеров и яркости факелов и пятен связывают с конвекционными выбросами раскаленного вещества из глубин фотосферы и обратным движением остывающих масс вещества. Струи раскаленного газа, вырывающегося с огромными скоростями, пронизывают солнечную атмосферу, вызывая появление активных областей в хромосфере и короне. Помимо пятен активность Солнца проявляется в таких явлениях как протуберанцы и вспышки. Протуберанцы наблюдаются как гигантские дуги солнечного вещества, вырастающие из фотосферы. Солнечные вспышки характеризуются еще большей мощностью, при вспышке происходит выброс огромного количества вещества и излучения из фотосферы. Длительность солнечных вспышек невелика, по истечению несколько десятков минут активность соответствующей области снижается до среднего уровня. Однако образующийся при вспышке направленный поток быстрых заряженных частиц проходит через корону, часть этих частиц примерно через сутки достигает Земли.

Помимо периодических выбросов высокоэнергетичных заряженных частиц во время вспышек, существует и постоянный поток заряженных частиц из солнечной короны – т.н. солнечный ветер. В настоящее время параметры солнечного ветра (состав частиц, их концентрация и скорость) на различных расстояниях от Солнца хорошо изучена. Существуют проекты использования солнечных парусов (улавливающих солнечный ветер) в качестве движителей космических кораблей.

Полная мощность электромагнитного излучения Солнца, как отмечалось, составляет около 4∙10²⁶ Вт. Это означает, что в соответствии с формулой Эйнштейна:

Е = mс² (ΔЕ = Δmс²)

Солнце ежесекундно теряет примерно 4,5 млрд. кг своей массы, а за один миллиард лет потеря массы составляет более 200 масс Земли.

Зная радиус Земли и расстояние между Землей и Солнцем, легко подсчитать, что на поверхность Земли (да и то под разными углами) падает лишь одна двухмиллиардная доля энергии, излучаемой Солнцем. Однако даже эта мизерная часть полной энергии излучения Солнца в десятки тысяч раз превышает ту, что вырабатывают все вместе взятые электростанции на Земле. Плотность мощности солнечного излучения у поверхности Земли (над атмосферой) составляет около 1,4 кВт/м².

За 4.5 млрд. лет, прошедших с момента своего формирования, Солнце израсходовало примерно половину запасов водорода. По имеющимся оценкам, оно будет светить еще 4 или 5 млрд. лет, за это время его светимость возрастет примерно вдвое (в том числе и за счет увеличения размеров). Как ни прискорбно это сознавать, наступит момент, когда запасы водородного топлива будут исчерпаны и Солнце погаснет. Однако еще задолго до этого момента температура на Земле повысится настолько, что жизнь на Земле станет невозможной, так что вряд кому-то из землян удастся наблюдать этот «конец света».

Дополнительная информация о планетах и