§3. Солнце. Основные характеристики

Солнце относится к классу небольших звезд, достаточно далеко проэволюционировавших в своем развитии. Возникло оно около 5 млрд. лет назад и в настоящее время имеет массу ~2,10³³ г, радиус – 696000 км, среднюю плотность вещества – 1,41 г/см³, ускорение силы тяжести на поверхности – 274 м/с².

Видимый бело-желтый диск Солнца – это его фотосфера, предста­вляющая горячую плазменную атмосферу звезды с температурой поверхности 6000 К (напомним, что К – термодинамическая температура Кельвина. Нормальная температура 0°С = 273 К. Величина ‑273,16°С называется абсолютным нулем температуры).

В Солнце сосредоточено более 99% всей массы Солнечной системы. Угловая скорость вращения Солнца, наблюдаемая по фотосфере, убывает по мере удаления от экватора. Период вращения на экваторе равен 25 суткам, вблизи полюсов – 30 суткам. Линейная скорость вращения на экваторе близка 2 км/с, т. е. много медленнее скорости вращения Земли и других планет, но происходит в том же направлении. Все это подтверждает предположение, что мы наблюдаем вращение плазменной атмосферы и что внутреннее твердое тело звезды может вращаться с иной скоростью. Напомним, что плазмой называется газ, значительная часть атомов которого находится в ионизированном состоянии.

Солнце является мощным источником тепловой, электромагнитной и гравитационной энергии. Эта энергия равномерно рассеивается в космическое пространство и на долю Земли и планет приходится лишь малая ее часть.

В оптическом диапазоне спектра Земля, например, получает 1,96 кал/см²·мин, или 1,37·10³ Вт/м². Эта величина называется солнечной постоянной. Она меняется в зависимости от гелиоцентрического расстояния и сильно меняется от планеты к планете.

Полная светимость Солнца определяется из выражения:

Вт, (I.30)

где a = 149,6·10⁶ м; 4а² – площадь поверхности сферы радиусом в 1 а. е.

Каждый квадратный метр звезды излучает энергии в секунду

Вт/м², (I.31)

т. е. в 10000 раз больше, чем получает вся Земля за одну минуту.

Спектр излучения Солнца лежит в широком диапазоне частот и длин волн (рис. 4) – от радиоизлучения (метровые волны) до гамма-излучения (длина волны  менее 10^-12 м). Как видно из рисунка, максимум энергии излучения приходится на оптическую и инфракрасную части спектра. Крайнюю левую часть спектра занимают волны жесткого ультрафиолетового и рентгеновского излучения, крайнюю правую – радиоизлучения.

Рис. 4. Спектр излучения Солнца

Поскольку интенсивность излучения зависит только от изменения температуры с глубиной, то по наблюдениям интенсивности выходящего от звезды излучения можно составить представление об изменении температуры в ее недрах. Максимальная температура Солнца – 6150 К – наблюдается в зеленой части спектра ( = 5000 ). Напомним, что 1 Ангстрем = 10^-10 м. В красном ( = 6400 – 7600 ) и фиолетовом ( = 3900 – 4500 ) частях спектра температура близка 5800 К. В ультрафиолетовом диапазоне ( = 1000 ) температура уменьшается до 4500 К, а в радиодиапазоне на  = 1 м возрастает до 10⁶ К.

Столь различные температуры не могут исходить только из одной фотосферы, ибо физические условия на ней довольно однородны. В целом на долю светового излучения Солнца приходится 81% энергии, на долю теплового – около 18%, а на долю ультрафиолетового – менее 1%. Чтобы лучше понять природу такого распределения энергии излучения, которое, как мы увидим, играет огромную роль в жизни Земли, рассмотрим основные черты строения внешних оболочек Солнца. Внутреннее строение и энергетику его мы будем изучать в других главах.

Атмосфера Солнца состоит из трех главных уровней – фотосферы, хромосферы и короны (рис. 5). На каждом из этих уровней идут различные физические процессы.

Рис. 5. Внутреннее строение Солнца

Фотосфера представляет собой нижний наиболее активный светопроводящий слой атмосферы. Это граница прозрачности звездного вещества, видимого нами в виде бело-желтого диска Солнца.

На фотографиях поверхность фотосферы покрыта гранулами. Это неустойчивые образования размером от 700 до 1400 км, которые непрерывно появляются и распадаются, создавая впечатление кипящей поверхности. Фотосфера излучает энергию в оптическом и инфракрасном диапазонах. Потери энергии непрерывно пополняются притоком ее из более глубоких слоев. Этот процесс поддерживает стационарность излучения и осуществляется за счет процессов поглощения и переизлучения. Перенос энергии происходит также конвективным путем с помощью гранул, представляющих собой своеобразные конвективные ячейки. Горячее вещество выносится из недр на поверхность, где оно охлаждается и вновь погружается. В промежутках между гранулами наблюдается выброс вещества – спикулы и факелы. Толщина фотосферы около 500 км.

Следующий слой солнечной атмосферы – хромосфера – простирается на расстоянии 15000 – 20000 км и имеет ярко-красный цвет. Она наблюдается при солнечном затмении в виде алого кольца вокруг черного диска Солнца. Температура хромосферы порядка 20000 К.

В хромосфере хорошо видны выбросы горячей плазмы – спикулы (протубе­ранцы). Высота выбросов достигает 12 тыс. км, а поперечные размеры – 1000 км.

Над хромосферой располагается корона, размеры которой колеблются в зависимости от активности Солнца. Внутренняя корона простирается на 300 – 500 тыс. км и имеет колоссальную температуру – в 1 млн. градусов Кельвина. Она состоит из ионизированных светящихся газов. Внешняя корона представляет собой туманное свечение солнечного света на пылевых частицах, концентрирующихся вокруг Солнца на расстоянии до 80 млн. км. Поэтому эта часть короны имеет светло-желтый оттенок. По мере удаления от хромосферы температура короны понижается, на орбите Земли составляет 200000 К. Периферия короны состоит из разреженных электронных облаков, выбрасываемых Солнцем, которые, будучи вмороженными в его магнитное поле, движутся с большими скоростями, достигающими 30 км/с.

Рис. 6. Магнитное поле Солнца

Возвращаясь к энергетике солнечного излучения, мы теперь можем сказать, что основная доля оптического и инфракрасного излучения исходит из фотосферы, имеющей температуру около 5800 К. Низкотемпературное излучение – 4500 К – соответствует нижним слоям хромосферы. Радиоизлучение и рентгеновское излучение исходят из короны, имеющей в нижней своей части температуру 10⁶ К. Хромосфера и корона прозрачны для оптического и инфракрасного излучения фотосферы. Что же в таком случае питает их энергией и создает столь высокую температуру?

Мы видели, что в фотосфере наряду с лучистым переносом энергии происходит и конвективное перемешивание вещества, фиксируемое в виде многочисленных гранул и спикул, а также мощных протуберанцевых выбросов плазмы. Это механическое движение огромных масс вещества на поверхности гигантской звезды должно приводить к мощным акустическим колебаниям окружающей атмосферы (вспомни­те шум кипящей воды в чайнике). Иными словами, поверхность звезды буквально сотрясается от оглушительного рева, звук которого со сверхзвуковыми скоростями распространяется через хромосферу во все стороны от Солнца. Однако по мере распространения в солнечную корону, где плотность вещества быстро убывает, обычные звуковые волны превращаются в ударные. Как известно из физики плазмы, в ударных волнах энергия механического движения быстро переходит в тепловую. Поэтому небольшая по массе и сильно разреженная корона нагревается до столь высоких температур.

Другой важной характеристикой Солнца является его периодическая активность, проявляющаяся в появлении на фотосфере темных пятен, в хромосфере и короне – вспышек, факелов, протуберанцев. Установлена 11-летняя периодичность явления солнечной активности. Наиболее ярким показателем солнечной активности является изменение числа темных пятен и их размеров на диске Солнца. Температура их на 1500 К ниже температуры окружающей фотосферы, диаметр достигает 2 – 50 тыс. км. В рельефе поверхности пятна фиксируются в виде впадин глубиной 700 – 1000 км. Важной характеристикой пятна является его магнитное поле, напряженность которого достигает гигантской величины – 4·10⁵ А/м. Для сравнения укажем, что напряженность магнитного поля Земли в районе полюсов всего 70 А/м.

Время жизни пятен – от нескольких часов до нескольких месяцев. Обычно уровень солнечной активности характеризуется числом Вольфа

, (I.32)

где g – число групп пятен; f – общее число всех пятен, видимых на диске Солнца.

Солнечная активность оказывает большое влияние на климат, погоду, жизнь биосферы Земли. Причины солнечной активности до сих пор являются предметом дискуссий. Есть по крайней мере две группы гипотез – эндогенные, объясняющие периодичность активности внутризвездными процессами, и экзогенные, связывающие ее с приливным взаимодействием с планетой-гигантом Юпитером.

С эндогенными гипотезами пока еще много неясного, хотя успехи изучения физики звезд, как мы увидим, весьма впечатляющи.

Экзогенные причины цикличности солнечной активности привлекают внимание сходством периодов обращения Юпитера вокруг Солнца (11,86 года) и средней длительностью солнечного цикла (11,13 года). Обнаруживается связь между изменением гелиоцентрического расстояния Юпитера с числом пятен на Солнце. Величина юпитерианского прилива на Солнце составляет всего 1 мм. Однако исследования показали, что здесь важно не изменение скорости приливного смещения центра Солнца (первая производная), а толчок (третья производная). Вклад планет в толчок возрастает на порядок величин.