logo search
Солнце

2. Солнце как звезда

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.  = 1,99.1033 г, т. е. в 333 000 раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Ср. плотность солнечного вещества 1,41 г/см8, что составляет 0,256 ср. плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и ок. 2% др. элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности С.  = 2,74.104 см/с2. Вращение С. имеет дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4o за сутки), чем высокоширотные зоны (~10oза сутки у полюсов). Ср. период вращения С. 25,38 сут, скорость на экваторе ок. 2 км/с, энергия вращения (определённая 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 звёздам-карликам спектрального класса G2. На диаграмме спектр - светимость (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) С. находится в ср. части главной последовательности, на к-рой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса к-рых составляет всего лишь 0,13%  (см. Планеты), но на них приходится ок. 98% момента количества движения всей Солнечной системы (см. Происхождение Солнечной системы).

Под действием гравитации С., как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой темп-ры и плотности внутр. слоев С. В центре С. темп-ра 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 явл. осн. источником энергии С.

Из Планка закона излучения следует, что при темп-рах, характерных для центра С., осн.энергия излучения приходится на рентг. диапазон. Из центральной области С. до его поверхности эл.-магн. излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ∼ 1 млн. лет, при этом его спектр существенно изменяется (напомним, что 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 внутр. областях С.

Рис. 2. Радиальное распределение массы   (в процентах от полной массы Солнца), плотности rr, температуры Tr,. и энергии излучения  (в процентах от полной энергии излучения Солнца), характерное для Солнца. По горизонтальной оси - расстояние от центра Солнца в долях солнечного радиуса.
В недрах С. атомы (в основном это атомы водорода) находятся в ионизованном состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано гл. обр. с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов (с их фотоионизацией, см. Ионизация). 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. всё же относительно мало. По мере удаления от центра С. темп-ра 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 др. механизм переноса энергии - развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным (см. Конвекция). Протяжённость 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. 3. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линии - результаты измерений, штриховые - распределение энергии в спектре абсолютно чёрного 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).

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С. к внеш. 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 оптич. излучение фотосферы. В первом приближении можно считать, что фотосфера испускает непрерывное тепловое излучение как абсолютно чёрное 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 нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающим слоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда наз. фраунгоферовыми линиями (см. Атмосферы звёзд, Спектральные линии). В спектре С. отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70 хим. 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.

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

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 остаётся непрерывным, однако его яркостная темп-ра Тя начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне Тя 6000К, при λ ≥ 1 см Тя ≈ 10 000К и монотонно возрастает до 106K в диапазоне λ 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 всё более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значит. изменения, как медленные, так и более быстрые (всплески). Последние связаны с нетепловыми плазменными процессами (см. Радиоизлучение Солнца).

При темп-рах ~104 К (хромосфера) и ~106 (корона), а также в переходном слое с промежуточными темп-рами появляются ионы различных элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленны в коротковолновой области спектра (λ < 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода La (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. 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.

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

Физ. 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 механич. энергией, переносимой волнами, возникающими в верхней части конвективной зоны, а также диссипацией (поглощением) энергии электрич. токов, генерируемых магн. полями, движущимися вместе с конвективными потоками.

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

Большие локальные магн. поля в зоне ± 30o от экватора приводят к развитию т. н. 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 магн. поле. Это поле меняет знак с периодом ок. 22 лет и близ полюсов обращается в нуль в максимуме солнечной активности.