Планета Солнце

Солнце - центральное тело нашей планетной системы. Желтая звезда средней величины и яркости, расположенная в общем фокусе всех планетных орбит. Размеры и масса Солнца огромны, - на его долю приходится около 99,86% массы всей Солнечной системы, - поэтому его притяжение является главной силой, управляющей движением тел системы. Солнце является колоссальным источником энергии, но на Землю попадает небольшая ее часть - всего около 1/2 000 000 000  доли. По своей же роли во Вселенной Солнце - рядовая звезда, такая же, как бесчисленное множество других. Известны звезды, значительно более крупные и яркие, чем Солнце: например, Ригель и Бетельгейзе созвездия Ориона и др.

Вращение Солнца

В центре Солнечной системы Солнце не «висит» неподвижно, но вращается вокруг своей оси; это можно обнаружить путем спектральных наблюдений. Согласно принципу Доплера, при приближении источника света к наблюдателю все линии спектра смещаются к его фиолетовой части, а при удалении источника света от наблюдателя линии спектра смещаются к красной части.

Смещение спектральных линий, вызываемое движением светила по лучу зрения, обычно крайне незначительно; тем не менее, это смещение можно измерить по фотографии спектра излучения светила, и затем вычислить его лучевую скорость. Наблюдения за равномерным периодическим перемещением пятен по солнечному диску в сочетании с измерениями доплеровских смещений спектральных линий края солнечного диска убедительно доказали, что Солнце вращается. Вращение его происходит в том же направлении, что и вращение Земли - с запада на восток. Ось вращения Солнца образует с плоскостью эклиптики угол около 83 градусов.

Время одного полного оборота экваториального пояса Солнца составляет 25 земных суток. Но, т.к. Земля движется по своей орбите также в восточном направлении, за время одного сидерического (истинного) оборота Солнца она уйдет вперед, и Солнце должно будет повернуться еще на некоторый угол, чтобы к Земле был обращен прежний его участок. Поэтому синодическое - наблюдаемое с Земли - вращение Солнца несколько продолжительнее сидерического и составляет около 27 суток.

Различные точки солнечной поверхности совершают полный оборот вокруг оси за разное время. Быстрее обращаются экваториальные точки, делающие полный оборот за 25 суток. Чем дальше от экватора, тем больше время обращения. Под широтой 40 градусов оно составляет 27,2 суток, под 60-й широтой достигает 30 суток, а под широтой 80 градусов - уже около 34 суток. Тело, вращающееся таким образом, не может быть твердым; однако, высокая температура объекта не позволяет считать его жидким. Согласно расчетам физиков и спектральным данным, Солнце - шар раскаленной плазмы.

Строение Солнца

Резкой границы между плазменным солнечным шаром и окружающим его пространством не существует, т.к. плотность газовых слоев, лежащих над видимым солнечным диском падает постепенно, подобно тому, как падает плотность земной атмосферы. На разных расстояниях от центра солнечного шара физические свойства вещества (температура, давление, плотность, скорость движения частиц и т. д.) неодинаковы. Верхние слои светила можно разделить на фотосферу, хромосферу и корону. Однако такое деление на концентрические оболочки является условным, т.к. они находится в непрерывном движении, при котором происходит перемешивание газов всех слоев.

Значительная прозрачность газов верхних оболочек солнечного шара позволяет изучать явления не только короны, но и фотосферы, т. е. видимой поверхности собственно Солнца.

Фотосфера Солнца

Фотосферой, «светящейся сферой» Сонца, называется наружный слой раскаленного газового шара - ослепительно яркая оболочка, наблюдаемая нами как солнечный диск и характернзующаяся непрерывным спектром излучения. Толщина фотосферного слоя невелика - всего 100-300 км. Температура фотосферы в среднем составляет около 5 700°С. Излучение центра солнечного диска соответствует температуре около 6000°С, отчего при наблюдении в телескоп он представляется ярче краев, излучение которых характеризуется более низкой температурой - порядка 5500°С.

Потемнение солнечного диска к краям объясняется тем, что у его края видны более высокие и, соответственно, менее нагретые слои солнечной атмосферы, расположенные над фотосферой.

Рассматривая фотосферу в телескоп на большем удалении от края солнечного диска, можно рассмотреть ее неоднородное зернистое строение - грануляцию. Эти яркие зерна - гранулы - имеют продолговатую форму, а размеры отдельных гранул варьируют в пределах 100-2000 км. Яркость гранул, как правило, на 10-20% превышает яркость промежутков между ними, а разность температур гранул и фона достигает 200-300 градусов. Картина грануляции, наблюдаемая в телескоп, непрерывно меняется. Появившиеся гранулы через несколько минут исчезают, уступая место другим.

Спектроскопические исследования показывают, что явление грануляции в фотосфере обусловлено восходящими и нисходящими потоками газовых масс разных температур. Потоки раскаленных газов, видимые в телескоп как яркие гранулы, поднимаются из солнечных недр и, охладившись, опускаются вновь. Гранулы непрерывно изменяют свою форму и беспорядочно перемещаются с тангенциальной скоростью до 4 км/с. и радиальной скоростью около 0,5 км/с. В краевых, более темных частях фотосферы часто видны т. н. «факелы» - протяженные области большей яркости, чем поверхность фотосферы. Яркость факелов объясняется тем, что они несколько возвышаются над фотосферой и имеют температуру выше температуры фотосферы на несколько сотен градусов. В центральной части солнечного диска факелы также присутствуют, но менее различимы.

Хромосфера и протуберанцы

Над фотосферой Солнца расположена хромосфера - «цветная», или «окрашенная сфера», простирающаяся над видимым краем солнечного диска на высоту до 14 000 км. При полных солнечных затмениях хромосфера видна вокруг черного лунного диска как окаймляющая его узкая алая лента с изрезанными, неровными краями, напоминающими колеблющиеся стебельки.

Плотность хромосферы значительно ниже плотности фотосферы и, кроме того, медленно уменьшается с высотой. Эффективная температура ее нижних слоев достигает 4 700″С, а в средних слоях составляет уже только 2 700*С. Но далее по мере удаления от поверхности Солнца температура увеличивается, и в самой верхней части хромосферы достигает 10 000°С, т.к. плотность хромосферы там очень мала. Для раскаленных газов хромосферы характерно турбулентное движение со скоростью около 15 км/с.

Из хромосферы непрерывно выбрасываются протуберанцы, представляющие собой гигантские фонтаны и облака раскаленных газов, в спектрах которых, кроме водородных, встречаются также и линии металлов, по-видимому, выброшенных из более низких слоев хромосферы. Разреженное вещество, выброшенное из хромосферы в область солнечной короны, конденсируется в газовые сгустки, которые падают обратно в хромосферу. Такие сгустки вещества получили название возвратных протуберанцев. Движение протуберанцев происходит по магнитным силовым линиям. Средняя высота протуберанцев составляет 25-40 тыс. км, но наблюдались выступы высотой, равной 0,5-1 солнечного диаметра.

Движения вещества протуберанцев характеризуются скоростями до 400 км/с. и более. В настоящее время выясняются причины, вызывающие движения с такими громадными скоростями. Силами, извергающими протуберанцы и поддерживающими газовые облака над поверхностью Солнца, могут быть как силы тяготения, так и силы светового давления, вызывающие ускоренное движение. Равномерные же движения вдоль поверхности Солнца имеют какую-то другую, природу, возможно, электромагнитную.

Солнечная корона

Наружная, наиболее разреженная часть солнечной атмосферы, расположенная над хромосферой, называется солнечной короной. Наиболее яркая, ближайшая к Солнцу часть короны, простирающаяся до 500 000 км от солнечного диска - внутренняя корона - может наблюдаться с помощью внезатменного коронографа, тогда как остальная, менее яркая часть солнечной короны - внешняя корона - наблюдается только во время полных солнечных затмений.

Корона имеет лучистое строение. Ее радиальные лучи простираются от Солнца на расстояние нескольких его диаметров. У полюсов Солнца в короне выделяются изогнутые наподобие магнитных силовых линий полярные лучи. Над протуберанцами лучи изгибаются, образуя своеобразные арочные своды. Наблюдаемые линии излучения внутренней короны долгое время являлись загадкой, т.к. их положения в спектре (длины волн) не совпадают ни с одним из положений линий атомов известных элементов. Поэтому считалось, что эти линии принадлежат некоему еще не открытому элементу, которому было дано название «короний». Однако в 1940 г. было установлено, что корональные линии принадлежат сильно ионизованным атомам металлов - никеля и многократно ионизованного железа, атомы которого потеряли по 9-13 электронов из 26.

В спектре внутренней короны темные фраунгоферовы линии отсутствуют, т.к. свободные электроны коронального вещества, рассеивающие солнечный свет (излучение самой короны не дает непрерывного спектра), движутся хаотически и с очень большими скоростями. При этом линии спектра рассеянного ими солнечного света сильно расширяются благодаря эффекту Доплера.

Расчеты показывают, что расширение настолько сильное, что линии становятся неразличимыми на фоне непрерывного спектра, что возможно лишь при весьма высокой кинетической температуре - порядка 1 млн градусов. (Понятие кинетической температуры применяется для характеристики огромных скоростей, с которыми в условиях малой плотности коронального вещества движутся электроны и ионы, образующие корону). Химический состав внутренней короны, по-видимому, аналогичен составу всей солнечной атмосферы.

Данные исследований радиоизлучения Солнца и наличие явления высокой ионизации атомов металлов подтверждают существование высокой кинетической температуры внутренней короны.

Внешняя корона характеризуется очень сложным лучистым строением. Лучи и «струйки» в ней непрерывно движутся и изменяют форму короны; скорость движения отдельных струек доходит до 50 км /с. Движение корональных струек вызывается, по-видимому, электромагнитными силами.

Внешняя корона имеет очень слабый рассеянный солнечный спектр с фраунгоферовыми линиями. Происхождение этого слабого спектра связывается с рассеянием солнечного света метеорными пылинками, заполняющими все межпланетное пространство.

Корпускулярное излучение Солнца представляет собой потоки ядер гелия, электронов и ионов. Корпускулярные потоки из активных областей Солнца, усиливающиеся при хромосферных вспышках, уносят часть коронального вещества с «вмороженными» магнитными полями. Этот постоянный поток коронального газа, симметрично расходящийся от Солнца по всей сфере, назван «солнечным ветром». Скорость этого потока достигает около Земли нескольких сотен км/сек., а концентрация солнечных корпускул в нем равна приблизительно 50 частиц на 1 см3.

Спектр Солнца

В спектрах Солнца и звезд на фоне яркого сплошного спектра видны многочисленные темные линии - т.н. фраунгоферовы линии.

Непрерывный спектр излучения принадлежит ослепительно яркой оболочке Солнца, фотосфере, состоящей из раскаленной плазмы.
Несмотря на чрезвычайно низкое давление в фотосфере (порядка 10 атм) и большую ее разреженность, 100-километровая толща этого раскаленного газа является непрозрачной и способной излучать большую энергию. Исключительную роль в образовании непрерывного спектра Солнца играют отрицательные ионы водорода. Излучение, возникающее при захвате свободных электронов ионизованными атомами водорода (процесс рекомбинации), не имеет резкой границы в спектре, а образует очень широкую сплошную полосу, плавно меняющую яркость.

Линии поглощения в сплошном солнечном спектре получаются частично при прохождении излучения фотосферы через лежащие над ней слои разреженных газов хромосферы более низкой температуры (каждый газ и пар, по закону Кирхгофа, поглощает те лучи, которые он способен излучать). В более же значительной степени линии поглощения, возникают вследствие селективного (избирательного) рассеяния излучения атомами у границы солнечной атмосферы. Возбужденные атомы, поглотившие кванты определенных длин волн из устремляющегося наружу потока излучения, затем самопроизвольно испускают их в различных направлениях. Поэтому в направлении к наблюдателю попадает лишь небольшое количество рассеянных таким образом квантов, поток ослабляется, и возникает линия поглощения. Сильные линии поглощения возникают именно в результате процесса селективного рассеяния.

Сравнивая линии солнечного спектра с линиями в спектрах земных веществ, удалось обнаружить в хромосфере Солнца свыше 70 элементов, известных на Земле. Больше всего на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, железа, магния, кремния, кальция и натрия; наиболее выделяются линии водорода и ионизованного кальция. В спектре пятен найдены слабые линии некоторых химических соединений, например, окиси титана и циана.

Кроме линий чисто солнечного происхождения, в солнечном спектре имеется множество теллурических линий - линий земного происхождения (от «Tellur» - «Земля»). Эти линии вызываются поглощением солнечного света газами и парами земной атмосферы, главным образом кислородом, озоном и водяным паром.

Внутреннее строение Солнца

На основании накопившихся данных по изучению верхних слоев Солнца и общих законов физики астрофизика приходит к выводу, что Солнце находится в состоянии физического равновесия. Гравитационное сжатие, увеличивающееся к центру Солнца, уравновешивается силой газового давления, которое связано с температурой и возрастающей плотностью газа. Эту зависимость записывают как уравнение состояния идеального газа. Из уравнения следует, что произведение давления на объем пропорционально температуре газа.

Т.к. масса Солнца известна, то известно и давление на различных уровнях. Поэтому, принимая то или иное распределение плотности с глубиной, можно из уравнения газового состояния определить и температуру внутренних областей Солнца. Принятый при расчетах закон распределения плотности и теоретически выведенный химически состав должны соответствовать наблюдаемой светимости Солнца, его массе, размерам и действительному химическому составу солнечной атмосферы по данным спектроскопии. Меняя начальные условия расчета, путем последовательных приближений пришли к модели строения Солнца, согласующейся с фактическими данными.

Аналогичным образом получают модели внутреннего строения и других звезд. Таким путем установлено, что в центре Солнца температура достигает 13 млн °С, а плотность составляет около 100 г/см3.

Т.к. температура характеризует скорость беспорядочного движения частиц вещества, то значит, ионы в центральных частях Солнца движутся со скоростями, равными сотням километров в секунду. При этом они неизбежно сталкиваются друг с другом. Следовательно, уплотненное газовое вещество в недрах Солнца состоит преимущественно из атомных ядер, утративших значительную часть своих электронов, и из свободных электронов.

Поскольку в теле Солнца много водорода, атомы которого при ионизации легко теряют единственный электрон, то в солнечных недрах имеется значительное количество свободных протонов, обладающих достаточной энергией для преобразования ядер других элементов, при столкновении с ними.

Солнечная активность и солнечные пятна

Солнечные пятна являются, пожалуй, самыми заметными образованиями в фотосфере. Пятно состоит из темного ядра, окруженного более светлой каймой, называемой полутенью. Большей частью пятна появляются на Солнце группами. Пятна имеют размеры 1000-200 000 км в поперечнике. В группах пятен обычно наблюдаются два наиболее крупных главных пятна. Такие пары пятен встречаются примерно вдвое чаще одиночных пятен. Идущее впереди по направлению вращения Солнца западное пятно группы обычно имеет большие размеры и существует дольше второго главного пятна, следующего за ним, иногда год и более. В ядрах пятен скорость движения газов от центра к периферии составляет 1-2 км/с.

Спектры пятен содержат линии оксида титана и циана, отсутствующие в солнечном спектре, что указывает на более низкую сравнительно с фотосферой температуру пятен (порядка 4800 К). Пятна обладают сильным магнитным полем, напряженностью в 2000-4000 Э, что в тысячи раз сильнее магнитного поля Земли. В главных пятнах биполярных групп - двойных пятен - имеет место противоположная магнитная полярность. Для исследования явлений в солнечных пятнах применяется их фотографирование в определенных лучах и на различных уровнях с помощью спектрогелиографа.

На водородных спектрогелиограммах области биполярной группы пятен, расположенной в хромосфере над пятнами, хорошо видна конфигурация флоккул (хлопьев) - отдельных зерен хромосферы. Фотография обнаруживает их спиральную структуру с противоположным вращением над пятнами, образующими пары, что, по-видимому, связано с магнитными полями пятен. На фотографии около пятен наблюдается нечто наподобие вихрей с центрами в ядрах пятен. Однако спектральные и фотометрические методы исследования показывают относительно малые скорости движения газов вблизи пятен.

Специальными исследованиями установлено наличие общего магнитного поля Солнца. Полярность его в разных полушариях имеет противоположный знак. Последние наблюдения показали, что напряженность поля меняется с течением времени в пределах от нескольких единиц до 100 Э, а само поле распределено неравномерно по поверхности Солнца и сосредоточено лишь в определенных ее областях. Происхождение общего магнитного поля Солнца далеко еще не выяснено. Возможно, что оно возникло в отдаленном прошлом и было присуще той массе, из которой образовалось Солнце.

Появление большего или меньшего количества солнечных пятен, а также относительная величина покрываемой ими площади (относительно площади всего видимого полушария Солнца) подчиняется определенной периодичности. В среднем через каждые 11,2 г. наступает максимум числа солнечных пятен и площади, занятой ими. Наблюдения показали, что во время максимума пятен усиливаются также и другие явления на поверхности Солнца, например появление факелов и протуберанцев. Поэтому это время называется максимумом солнечной активности, а 11-летний период - периодом солнечной активности.

После максимума пятен число их в течение приблизительно шести лет убывает, пока не наступит минимум (когда часто в течение нескольких месяцев не появляется ни одного пятна). После минимума число пятен постепенно увеличивается и через 5 лет наступает новый максимум.

Истинный период солнечной активности может отличаться от среднего примерно на 4 года. Он колеблется в пределах 7,5-16 лет.

Исследование биполярных пятен привело к открытию периодического изменения магнитной полярности пятен. Магнетизм пятен нового цикла солнечной активности противоположен магнетизму предыдущего периода. Замечено, что если до минимума солнечной активности полярность всех впереди идущих (в парах) пятен в северном полушарии Солнца была южная, а следующих за ними пятен - северная, и в то же время в южном полушарии Солнца наблюдалась обратная картина, то после минимума активности пятна северного полушария приобретали ту магнитную полярность, которая до минимума была в южном полушарии, и наоборот.

Через полный 11-летний цикл солнечной активности полярность пятен опять менялась, с тем чтобы еще через 11 лет завершить магнитный цикл пятен очередной сменой полярности. Т.о. период солнечной активности по магнитной полярности пятен составляет не 11 лет, а в среднем 22 года. Ни периодичность солнечных пятен, ни смена их магнитной полярности пока еще не получили объяснения.

Источник Солнечной энергии

Современная наука на основании анализа обширных материалов исследования звезд, находящихся на различных стадиях эволюционного развития, и соответствующими расчетами в сравнении с лабораторными данными установила, что непрерывное выделение энергии в недрах Солнца и звезд происходит вследствие термоядерных реакций превращения водорода в гелий посредством протон-протонной реакции и углеродного цикла, в итоге которых четыре протона превращаются в одно ядро гелия + нейтрино.

Выделяющейся при этой реакции энергии достаточно, чтобы обеспечить непрерывный выход энергии в звезде типа Солнца на время порядка 10(11) лет. Эволюция звезды за счет термоядерных реакций происходит практически без изменения массы и сопровождается лишь уменьшением относительного содержания водорода.

Предполагается, что на Солнце преобладает протон-протонный процесс, тогда как углеродный цикл соответствует более горячим звездам.

Влияние Солнца на геофизические явления Земли

Солнце оказывает большое влияние на состояние земной атмосферы и магнитного поля Земли. Это влияние усиливается при возрастании солнечной активности. Магнитные бури чаще всего наблюдаются на Земле в годы максимума солнечной активности.

С максимумом солнечных пятен возрастает число полярных сияний, которые возникают в результате «бомбардировки» верхних слоев земной атмосферы корпускулами, летящими с Солнца со скоростью от нескольких сот до 1500 км/с. В годы максимума пятен усиливается, соответственно и ультрафиолетовое излучение Солнца.

Ультрафиолетовые лучи на высотах приблизительно 30 км превращают кислород земной атмосферы в озон, образующий прослойку (озоносферу), которая поглощает наиболее активную ультрафиолетовую часть солнечного излучения, очень вредного для всех живых организмов.

Под действием ультрафиолетового излучения Солнца на высотах, начиная приблизительно от 80 км над земной поверхностью и выше, образуется слой ионизованных газов (ионосфера), играющий важную роль в радиосвязи. Всякого рода изменения в солнечной активности влияет на состояние ионосферы, что отражается на условиях радиосвязи. Особенно на состояние земной атмосферы оказывают влияние хромосферные вспышки.

Несомненно, что изменения солнечной активности оказывают какое-то влияние и на метеорологические факторы. Однако метеорологические явления, определяющие погоду и климатические изменения, имеющие своим источником, как и все на Земле, солнечную энергию, возникают не непосредственно от Солнца, а через ряд промежуточных явлений, что делает неясной зависимость их от солнечной деятельности.

Изучение Солнца в высшей степени важно потому, что, будучи обычной звездой, оно вместе с тем несравненно ближе к нам, чем все остальные звезды, а потому исследование Солнца позволяет лучше уяснить процессы, происходящие на звездах. Следует также подчеркнуть важность исследования Солнца для атомной физики, т.к. солнечное вещество находится в таких условиях температур и давлений, которые недоступны в земных лабораториях, и для метеорологии, в смысле выявления связи процессов, происходящих на Солнце с геофизическими явлениями.

Самое читаемое сегодня: