Главная | Физика 11 класс | Солнце

11 класс

§ 74. Солнце

Атмосфера Солнца.

Центр Солнечной системы и главный источник энергии для её тел, включая Землю, — Солнце. Свечение Луны, планет, астероидов и комет, которое мы можем наблюдать на небе, — это отражённый свет Солнца. В настоящее время известно, что Солнце излучает энергию в различных диапазонах электромагнитного спектра с общей мощностью примерно в 4 ∙ 10²⁶ Вт. Даже на расстоянии Земли (150 млн км) участок с площадью 1 м², расположенный перпендикулярно потоку солнечного излучения, освещается с мощностью 1360 Вт (эту величину называют солнечной постоянной).

Масса Солнца в 330 000 раз больше массы Земли и в 1000 раз больше массы самой большой из планет — Юпитера. Поэтому именно Солнце является центром вращения тел Солнечной системы, хотя, строго говоря, движение всех тел, включая Солнце, происходит вокруг центра тяжести всей системы, расположенного рядом с Солнцем, вблизи его поверхности.

Саму поверхность Солнца, с которой к нам приходит его видимое излучение, называют фотосферой. Её температура составляет около 6000 К. Разумеется, что ни о какой твёрдой поверхности при этом говорить не приходится. Солнце — это полностью газовый шар без определённых границ, плотность которого уменьшается от центра к внешним областям. Фотосфера — это слой, начиная с которого газ становится прозрачным для оптического излучения, поэтому мы и видим его как поверхность Солнца.

На фотографиях фотосферы можно обнаружить в ней светлые ячейки — гранулы. Каждая гранула представляет собой восходящий поток горячего газа из недр Солнца. Таким образом, передача энергии в подповерхностном слое происходит за счёт конвекции. Этот процесс затормаживается в сильном магнитном поле, поэтому активные области поверхности Солнца, где магнитные силовые линии выходят в фотосферу, более холодные и выглядят темнее окружающих областей. Это солнечные пятна, заметные на многих фотографиях Солнца. На рисунке 12.12 приведена фотография пятен и гранул на поверхности Солнца. В то же время в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах активные области фотосферы, напротив, выглядят очень яркими.

Рис. 12.12

Солнечная активность — показатель, определяемый количеством активных областей на Солнце, — меняется периодически, достигая максимума раз в 11 лет. В эпоху максимума активности на Солнце чаще происходят вспышки, сопровождающиеся высокоэнергичным излучением и выбросом в окружающее пространство заряженных частиц, образующих солнечный ветер. Достигая окрестностей Земли, частицы увлекаются земным магнитным полем к полюсам нашей планеты. Там они сталкиваются с атомами кислорода и азота верхней атмосферы, вызывая их свечение. Так возникают полярные сияния.

Атмосфера Солнца, называемая короной, светит примерно в миллион раз слабее самого Солнца и поэтому не видна на ярком фоне дневного неба на Земле. C поверхности пашей планеты её можно увидеть только во время полных солнечных затмений, когда Солнце в пределах фотосферы закрыто Луной. Корона состоит из множества светлых лучей, соответствующих магнитным силовым линиям и выходящих из активных областей поверхности Солнца. Корона значительно горячее фотосферы — её температура составляет 1—2 млн градусов. Вещество короны полностью ионизировано, частицы имеют большие тепловые скорости. Самые быстрые из них преодолевают солнечное притяжение и улетают в космическое пространство. C поверхности Солнца в нижнюю атмосферу выбрасывается более холодное и плотное вещество, образующее протуберанцы, также видимые во время затмений. На рисунке 12.13 показаны протуберанцы и корона Солнца во время полного солнечного затмения.

Рис. 12.13

Переходный слой между фотосферой и атмосферой (короной) Солнца называется его хромосферой. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с красным цветом хромосферы, видимым во время полных солнечных затмений. Красный цвет создаётся атомами водорода, которые в верхней хромосфере находятся преимущественно в ионизированном состоянии.

Источники энергии солнца.

Как только стало известно расстояние до Солнца, и, следовательно, его размеры и светимость, возник вопрос о механизме его энерговыделения. В XIX в. предполагали, что Солнце светит за счёт постепенного сжатия под действием собственной гравитации. Такой процесс действительно протекает, но на самой ранней стадии жизни звёзд, которая длится примерно десятки миллионов лет. Но возраст Земли и жизни на ней существенно больше — он достигает нескольких миллиардов лет. Всё это время светимость Солнца была практически постоянной. Природа такого большого запаса энергии стала понятна лишь в XX в. с развитием ядерной физики.

Химический состав Солнца известен из спектральных наблюдений, он представлен в основном двумя самыми лёгкими элементами — водородом и гелием. В недрах Солнца температура достигает 15 млн К, в таких условиях начинаются термоядерные реакции горения водорода. Первая из них фактически определяет темп энерговыделения Солнца и время его жизни. Это соединение двух протонов в ядро дейтерия:

¹₁ H + ¹₁ H ⟶ ²₁ H + ⁰₁ e + ⁰₀ ν_e

Ядро дейтерия ²₁ H состоит из одного протона и одного нейтрона, т. е. в ходе этой реакции один протон превращается в более тяжёлую частицу — нейтрон. При этом выделяются позитрон и электронное нейтрино. Такая реакция возможна только при большой кинетической энергии сталкивающихся протонов, которые должны преодолеть кулоновское отталкивание. В условиях недр Солнца с каждым отдельно взятым протоном такая реакция может произойти один раз за 10—12 млрд лет. Именно этим и определяется время жизни Солнца как нормальной звезды. При иной скорости данной реакции светимость Солнца и время его жизни могли резко измениться, что сделало бы невозможным появление жизни на Земле.

В последующих двух реакциях уже не происходит взаимного превращения нуклонов (протонов и нейтронов), и они протекают существенно быстрее:

²₁ H + ¹₁ H ⟶ ³₂ He + γ,

³₂ He + ³₂ He ⟶ ⁴₂ He + ¹₁ H + ¹₁ H.

В итоге четыре протона превращаются в ядро ⁴₂ He с выделением двух позитронов ⁰₊₁ e (которые аннигилируют с электронами), двух нейтрино ⁰₀ ν_e и двух γ-квантов (рис. 12.14).

Рис. 12.14

При этом выделяется энергия около 25 МэВ. Эту цепочку термоядерных реакций называют протон-протонным (или водородным) циклом. Его предложил американский астрофизик Ханс Бете (1906—2005). Водород может превращаться в гелий и посредством других циклов реакций, но их вклад для звёзд типа Солнца существенно меньше. Освободившаяся энергия переносится из недр Солнца к его поверхности сначала в виде жёсткого излучения, а затем конвективным путём.

Возраст Солнца составляет около 4,5 млрд лет, что находится в хорошем согласии с данными о возрасте Земли и различных форм жизни. Запасов водорода в центре Солнца достаточно ещё на 6 млрд лет, после чего оно войдёт в позднюю стадию своей эволюции.