Солнце как звезда - Физика солнечных явлений

Рис. 1. Фотография диска Солнца. Заметно потемнение диска к краю, видны пятна

Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1). Радиус Солнца R _ = 6,96.1010 см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса С. M_ = 1,99.1033 г, т. е. в 333 000 раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Средняя плотность солнечного вещества 1,41 г/см8, что составляет 0,256 средней плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и около 2% других элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности С. g = GM_/R_ = 2,74.104 см/с2. Вращение С. имеет дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4° за сутки), чем высокоширотные зоны (~10° за сутки у полюсов). Средний период вращения С. 25,38 сут, скорость на экваторе около 2 км/с, энергия вращения (определенная по вращению поверхности) составляет 2,4.1042 эрг. Мощность излучения С.- его светимость L_ ? 3,86.1033 эрг/с (3,86.1026 Вт), эффективная температура поверхности Тэ= 5780 К. С. относится к звездам-карликам спектрального класса G2. На диаграмме Герцшпрунга - Ресселла спектр - светимость С. находится в средней части главной последовательности, на которой лежат стационарные звезды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса которых составляет всего лишь 0,13% M?, но на них приходится около 98% момента количества движения всей Солнечной системы.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла

Под действием гравитации С., как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой температуры и плотности внутренних слоев С. В центре С. температура Т ? 1,6.107 К, плотность ? 160 гћсм-3. Столь высокая температура в центральных областях С. может поддерживаться длительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода. Эти реакции и являются основным источником энергии С.

Из закона излучения Планка следует, что при температурах, характерных для центра С., основная энергия излучения приходится на рентгеновский диапазон. Из центральной области С. до его поверхности электромагнитное излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ~ 1 млн. лет, при этом его спектр существенно изменяется (путь в 200 раз больший,- от С. до Земли - свет проходит за время ? 8 мин).

В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерных реакций в центре С., доходят до нас практически не поглощаясь. Поэтому методы нейтринной астрономии в принципе позволяют получать данные непосредственно о внутренних областях С.

В недрах С. атомы (в основном это атомы водорода) находятся в ионизованном состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано глобальным образом с отрывом электронов от ионов более тяжелых элементов (с их фотоионизацией). Однако таких элементов в недрах С. мало. Движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощение в ионизованном газе центральной области С. все же относительно мало. По мере удаления от центра С. температура и плотность газа падают (рис. 2), и на расстояниях, больших 0,7-0,8 R_, уже могут существовать нейтральные атомы (в более глубоких слоях - атомы гелия, ближе к поверхности С.- атомы водорода). С появлением нейтральных атомов, особенно многочисленных атомов водорода, резко возрастает поглощение, связанное с их фотоионизацией. Перенос энергии излучением сильно затрудняется. Включается другой механизм переноса энергии - развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным. Протяженность по высоте солнечной конвективной зоны >>150 тыс. км. Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы - порядка 1 м/с, в тонком верхнем слое они достигают 2-3 км/с.

Рис. 2. Радиальное распределение массы Mr (в процентах от полной массы Солнца), плотности rr, температуры Tr и энергии излучения еr (в процентах от полной энергии излучения Солнца), характерное для Солнца. По горизонтальной оси - расстояние от центра Солнца в долях солнечного радиуса

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С. к внешнему наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое - фотосфере, имеющем толщину 1/2000 R_ ? 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное оптическое излучение фотосферы. В первом приближении можно считать, что фотосфера испускает непрерывное тепловое излучение как абсолютно черное тело, нагретое примерно до 6000 К (рис. 3). Верхнюю часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в некоторых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающим слоем, и в спектре появляются линии поглощения, которые иногда называются фраунгоферовыми линиями. В спектре С. отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70 химических элементов. Наиболее обилен водород, атомов гелия примерно в 10 раз меньше, атомов всех других элементов - меньше тысячной доли числа атомов водорода. В областях с меньшими температурами (~ 4000-5000 К) образуются простейшие молекулы: СН, CN и др.

Рис. 3. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линии - результаты измерений, штриховые - распределение энергии в спектре абсолютно черного тела с температурой T >>6000&mnsp;К (или с T = 104 К и 105 в длинноволновой части спектра). Для волн длиннее 30 мкм порядки величин потоков указаны отдельно (близ кривых)

Внеатмосферные и радиоастрономические методы позволили измерить солнечное излучение в широком интервале длин волн: от 0,001 Е (10-11 см) до 1 км. Практически вся энергия излучения С. заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 Е до 0,5 см. В этом диапазоне фотосферное излучение близко к излучению абсолютно черного тела с T ? 6000 К. Лишь на самых краях диапазона яркостная температура фотосферного излучения падает до ? 4500 К в УФ-диапазоне (1800-3000 Е) и до 5200 К в далекой ИК-области (л ? 5 мкм). Небольшое уменьшение температуры связано с тем, что в этих длинах волн наблюдаются верхние, несколько более холодные части фотосферы. Падение температуры фотосферы с высотой объясняет также потемнение к краю диска С. (рис. 4) (на краю диска при касательном направлении луча зрения видны лишь поверхностные слои).

распределение интенсивности солнечного излучения по диску солнца, зарегистрированное болометром для лучей различных цветов. хорошо заметно потемнение диска к краю, особенно в ультрафиолетовых лучах

Рис. 4. Распределение интенсивности солнечного излучения по диску Солнца, зарегистрированное болометром для лучей различных цветов. Хорошо заметно потемнение диска к краю, особенно в ультрафиолетовых лучах

В радиодиапазоне и коротковолновой области спектра излучение существенно отличается от фотосферного. В радиодиапазоне оно остается непрерывным, однако его яркостная температура ТЯ начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне ТЯ >>6000К, при л ? 1 см ТЯ ? 10000К и монотонно возрастает до 106K в диапазоне л от 3 до 100 см. Это объясняется тем, что внеш. разреженные части солнечной атмосферы - хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачными в радиодиапазоне, и с увеличением длины радиоволн излучение поступает к нам от все более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значительные изменения, как медленные, так и более быстрые (всплески). Последние связаны с нетепловыми плазменными процессами.

При температурах ~104К (хромосфера) и ~106 (корона), а также в переходном слое с промежуточными температурами появляются ионы различных элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленны в коротковолновой области спектра (л < 1800 Е) . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из которых - линия водорода La (1216 Е) и линия нейтрального (584 Е) и ионизованного (304 Е) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио - и рентгеновских областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Физические характеристики различных слоев приведены на рис. 5 (условно выделена нижняя хромосфера толщиной ? 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верхней атмосферы С.- хромосферы и короны - может быть обусловлен механической энергией, переносимой волнами, возникающими в верхней части конвективной зоны, а также диссипацией (поглощением) энергии электрических токов, генерируемых магнитными полями, движущимися вместе с конвективными потоками.

Рис. 5. Физические характеристики слоев Солнца: r - плотность, Т - температура, р - давление, n - число частиц в 1 см3. Толщина фотосферы и хромосферы на рисунке несколько преувеличена

Существование на С. поверхностной конвективной зоны обусловливает еще ряд явлений. Ячейки самого верхнего яруса конвективной зоны наблюдаются на поверхности С. в виде гранул. Более глубокие крупномасштабные движения во втором ярусе зоны проявляются в виде ячеек сверхгрануляции и хромосферной сетки. Имеются основания считать, что конвекция в еще более глубоком слое наблюдается в виде гигантских структур - ячеек с большими, чем сверхгрануляция, размерами.

Большие локальные магнитные поля в зоне ± 30° от экватора приводят к развитию так называемых активных областей с входящими в них пятнами. Число активных областей, их положение на диске и полярности пятен в группах изменяются с периодом ? 11,2 года. В период необычайно высокого максимума 1957-58 гг. активность затрагивала практически весь солнечный диск. Кроме сильных локальных полей на С. имеется более слабое крупномасштабное магнитное поле. Это поле меняет знак с периодом около 22 лет и близ полюсов обращается в нуль в максимуме солнечной активности.

Солнце как звезда - Физика солнечных явлений

Похожие статьи