Світило, якому зобов'язані своїм існуванням і наша планета, і її біосфера, і людська цивілізація, з точки зору астрономів цілком банально.
Відповідно до загальноприйнятих оцінками, Сонце виникло 4,59 млрд років тому. Правда, останнім часом деякі астрономи заговорили про те, що його вік становить 6-7 млрд років, але це поки лише гіпотези. Зрозуміло, наше денне світило народилося не на порожньому місці. Його матір'ю була велетенська газопилову хмара, що складається в основному з молекулярного водню, яке під дією власного тяжіння повільно стискалося і деформувалося, поки не перетворилося в плоский диск. Не виключено, що мав місце і батько в особі космічного події, яке збільшило гравітаційну нестабільність хмари і підштовхнуло його колапс (таким могла виявитися зустріч з масивною зіркою або ж вибух наднової). У центрі диска виникла сфера з світиться плазми з температурою поверхні в кілька тисяч градусів, перекладала в тепло частину своєї гравітаційної енергії.
Новонароджене світило продовжувало стискатися, все більше розігріваючи свої надра. Через кілька мільйонів років їх температура досягла 10 млн градусів Цельсія, і там почалися самоподдерживающиеся реакції термоядерного синтезу. Юна протозвезда перетворилася в нормальну зірку головної послідовності. Речовина ближнього і далекого периферії диска згустилися в холодні тіла - планети і планетоїди.
Почути Сонце В даний час дослідники Сонця розташовують надзвичайно потужною технікою вивчення конвективного зони - геліосейсмології. «Це метод дослідження Сонця за допомогою аналізу його осциляцій, вертикальних коливань сонячної поверхні, типові періоди яких становлять кілька хвилин, - пояснює старший науковий співробітник Стенфордського університету Олександр Косович. - Вони були відкриті ще на початку 1960-х років. Зокрема, в цій області багато зробили співробітники Кримської астрофізичної обсерваторії на чолі з академіком Північним. Осциляції порушуються турбулентної конвекцією в приповерхневих шарах Сонця. В ході цих процесів народжуються звукові хвилі, які розповсюджуються всередині Сонця. Визначаючи характеристики цих хвиль, ми отримуємо інформацію, яка дозволяє зробити висновки про внутрішню будову Сонця і механізмах генерації магнітних полів. Геліосейсмологія вже дозволила визначити глибину конвективного зони, з'ясувати характер обертання сонячних шарів, уточнити наші уявлення про виникнення сонячних плям, які фактично представляють собою згустки магнітного поля. Тепер ми знаємо, що сонячне динамо дуже відрізняється від планетарного, оскільки працює в сильно турбулентному середовищі. Воно генерує як глобальне дипольне поле, так і безліч локальних полів. Механізми взаємодії між полями різних масштабів ще не відомі, їх тільки належить з'ясувати. Загалом, у цій науки велике майбутнє ».
Ось деякі паспортні дані Сонця. Вік - 4,59 мільярда років; маса - 1,989х1030 кг; середній радіус - 696 000 км; середня щільність - 1,409 г / см3 (щільність земної матерії в чотири рази вище); ефективна температура поверхні (обчислена в припущенні, що Сонце випромінює як абсолютно чорне тіло) - 5503˚С (в перерахунку на абсолютну температуру - 5778 кельвінів); сумарна потужність випромінювання - 3,83х1023 кВт.
Сонячна гранулляція Поверхня Сонця (фотосфера) навіть в спокійному стані при спостереженні в телескоп (природно, захищений спеціальним фільтром) виглядає як набір зерен або бджолині стільники. Така структура називається сонячної грануляцією. Вона утворюється завдяки конвекції, тобто теплової циркуляції потоків газу - гарячий газ «спливає», а холодний - опускається вниз на кордонах гранул, які видно як темні області. Типовий розмір гранул - близько 1000 км. На малюнку - Інвертований комп'ютерне зображення, розраховане за допомогою ефекту Доплера - рух газових потоків від спостерігача зображено світлими тонами, до спостерігача - темними. Зліва - складова картинка (зверху і проти годинникової стрілки): внутрішня структура Сонця з ядром і конвективного зоною; фотосфера з темною плямою; хромосфера; сонячний спалах; вгорі праворуч - протуберанець.
Оскільки Сонце обертається навколо власної осі не як єдине ціле, суворо певної доби воно не має. Поверхня його екваторіальній зони робить повний оборот за 27 земних діб, а приполярних зон - за 35 діб. Осьове обертання сонячних нутрощів ще складніше і у всіх деталях поки невідомо.
У хімічному складі сонячної речовини, природно, домінують водень (приблизно 72% маси) і гелій (26%). Трохи менше відсотка становить кисень, 0,4% - вуглець, близько 0,1% - неон. Якщо виразити ці співвідношення в кількості атомів, то виходить, що на мільйон атомів водню доводиться: 98 000 атомів гелію, 850 атомів кисню, 360 - вуглецю, 120 - неону, 110 - азоту і по 40 атомів заліза і кремнію.
сонячна механіка
Шарувату структуру Сонця нерідко порівнюють з цибулиною. Ця аналогія не дуже вдала, оскільки самі шари пронизані потужними вертикальними потоками речовини та енергії. Але в першому наближенні вона прийнятна. Сонце світить за рахунок термоядерної енергії, яка генерується в його ядрі. Температура там досягає 15 млн градусів Цельсія, щільність - 160 г / см3, тиск - 3,4х1011 атм. У цих пекельних умовах здійснюється кілька ланцюжків термоядерних реакцій, що становлять протон-протонний цикл (pp-цикл). Цим ім'ям він зобов'язаний початковій реакції, де два протона, зіткнувшись, породжують ядро дейтерію, позитрон і електронне нейтрино.
В ході цих перетворень (а їх досить багато) згорає водень і народжуються різні ізотопи таких елементів Періодичної системи, як гелій, берилій, літій і бор. Три останніх елемента вступають в ядерні реакції або розпадаються, а гелій залишається - вірніше, залишається його основною ізотоп гелій-4. В результаті виявляється, що чотири протона дають початок одному ядру гелію, двом позитрона і двом нейтрино. Позитрони негайно анігілюють з електронами, а нейтрино залишають Сонце, практично не реагуючи з його речовиною. Кожна реакція pp-циклу вивільняє 26,73 мегаелектронвольт в формі кінетичної енергії народжених частинок і гамма-випромінювання.
Якби протосонячній хмара складалося виключно з елементів, що виникли в ході Великого вибуху (водню і гелію-4 з дуже малою домішкою дейтерію, гелію-3 і літію-7), то цими реакціями все б і закінчилося. Однак композиція протосонячній речовини була набагато багатше, незаперечним доказом чого служить хоча б наявність заліза в сонячній атмосфері. Цей елемент, як і його найближчі сусіди в менделєєвської таблиці, народжується тільки в надрах набагато більш масивних світил, де температури досягають мільярдів градусів. Сонце до них не відноситься. Якщо залізо там все-таки є, то лише тому, що первинне хмара вже було забруднено і цим металом, і ще багатьма іншими елементами. Всі вони утворилися в ядерних топках гігантських зірок попередніх поколінь, що вибухнули надновими і розкидані продукти своєї творчої діяльності по всьому космічному простору.
Ця обставина не сильно змінює вищенаведену схему внутрісолнечного термоядерного синтезу, але все-таки привносить в неї деякі поправки. Справа в тому, що при 15 млн градусів водень може перетворитися в гелій і в вуглецево-азотно-кисневому циклі (CNO-цикл). У його початку протон стикається з ядром вуглецю-12 і породжує ядро азоту-13 і квант гамма-випромінювання. Азот розпадається на ядро вуглецю-13, позитрон і нейтрино. Ядро важкого вуглецю знову-таки стикається з протоном, з чого відбуваються азот-14 плюс гамма-квант. Азот заковтує третій протон з виділенням гамма-кванта і кисню-15, який трансформується в азот-15, позитрон і нейтрино. Ядро азоту захоплює останній, четвертий протон і розколюється на ядра вуглецю-12 і гелію-4. Сумарний баланс такий же, як і в першому циклі: чотири протона на початку, альфа-частинки (вона ж ядро гелію-4), пара позитронів і пара нейтрино в кінці. Плюс, природно, такий же вихід енергії, без малого 27 МеВ. Що до вуглецю-12, то він в цьому циклі взагалі не витрачається, зникає в першій реакції і знову з'являється в останній. Це не паливо, а каталізатор.
Сонце обертається навколо своєї осі, проте не як єдине ціле. На малюнку - комп'ютерна модель, складена на основі даних доплерівського вимірювання швидкості обертання окремих ділянок Сонця, зібраних космічною обсерваторією SOHO (Solar Heliospheric Observatory). Колір позначає швидкість обертання (в порядку убування: червоний, жовтий, зелений, синій). Ділянки гарячої плазми, що переміщаються з різними швидкостями, утворюють «стрічки», на кордонах яких виникають обурення локальних магнітних полів, в результаті чого саме тут найчастіше і виникають сонячні плями.
Реакції CNO-циклу всередині Сонця йдуть досить мляво і забезпечують лише півтора відсотка загального виходу енергії. Однак забувати їх не варто хоча б тому, що інакше розрахункова потужність потоку сонячних нейтрино буде заниженою. Загадки нейтринного випромінювання Сонця дуже цікаві, але це цілком самостійна тема, яка не вкладається в рамки даної статті.
Ядро зовсім молодого Сонця на 72% складалося з водню. Модельні розрахунки показали, що зараз на його частку припадає лише 35% маси центральної зони ядра і 65% - периферійної. Нічого не поробиш, вигорає навіть ядерне паливо. Втім, його вистачить ще мільярдів на п'ять років. Процеси в термоядерної топці Сонця іноді порівнюють з вибухом водневої бомби, але схожість тут вельми умовно. Десятки кілограмів начинки потужних ядерних бомб мають потужність в мегатонни і десятки мегатонн тротилового еквівалента. А ось сонячне ядро при всій його гігантської масі виробляє всього близько ста мільярдів мегатонн у секунду. Неважко порахувати, що середня потужність енерговиділення становить шість мікроват на кілограм - людське тіло виробляє тепло в 200 000 разів активніше. Сонячний термоотрута не "вибухає», а повільно-повільно "жевріє" - на превеликий наш щастя.
променистий перенесення
Зовнішня межа ядра знаходиться приблизно в 150 000 км від центру Сонця (0,2 радіуса). У цій зоні температура знижується до 9 млн градусів. При подальшому охолодженні реакції протон-протонного циклу припиняються - у протонів бракує кінетичної енергії для подолання електростатичного відштовхування і злиття в ядро дейтерію. Реакції CNO-циклу там теж не йдуть, оскільки їх температурний поріг навіть вище. Тому на кордоні ядра сонячний термоотрута сходить нанівець.
Сонячні плями Тривимірна модель сонячної плями, побудована на основі даних, отриманих за допомогою одного з інструментів (Michelson Doppler Imager) космічної обсерваторії SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Верхня площина - це поверхня Сонця, нижня площина проходить на глибині 22 тисячі кілометрів. Вертикальна площина перетину продовжена до 24 тисяч кілометрів. Квітами позначені області з різною швидкістю звуку (у напрямку зниження - від червоної до синьої і чорної). Самі плями - це місця виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів. Вони видно як ділянки зі зниженою температурою на поверхні Сонця, зазвичай вони оточені більш гарячими активними областями - факелами. Кількість плям на Сонці змінюється з періодом в 11 років (чим їх більше - тим більше активність Сонця).
Ядро оточене потужним сферичним шаром, який закінчується на вертикальній позначці в 0,7 сонячного радіуса. Це промениста зона (англ. Radiative zone). Вона заповнена воднево-гелієвої плазмою, щільність якої в міру руху від внутрішньої межі зони до зовнішньої скорочується в сотню разів, від 20 до 02 г / см3. Хоча зовнішні плазмові шари холодніше внутрішніх, температурний градієнт там не так великий, щоб виникли вертикальні потоки речовини, що забирають тепло від нижніх шарів до верхніх (такий механізм теплопереносу називається конвекцією). У над'ядерном шарі ніякої конвекції немає і бути не може. Що виділяється в ядрі енергія проходить крізь нього у вигляді квантів електромагнітного випромінювання.
Як це відбувається? Народжені в центрі ядра гамма-кванти розсіюються в його речовині, поступово втрачаючи енергію. До кордону ядра вони добираються у вигляді м'якого рентгена (довжина хвилі порядку одного нанометра і енергія 400-1300 еВ). Тамтешня плазма для них майже непрозора, фотони можуть подолати в ній відстань всього лише в частки сантиметра. При зіткненні з іонами водню і гелію кванти віддають їм свою енергію, яка частково йде на підтримку кінетичної енергії частинок на колишньому рівні, а частково переизлучается у вигляді нових квантів більшої довжини. Так що фотони поступово дифундують через плазму, гинучи і народжуючись знову. Блукаючі кванти легше йдуть вгору (де речовина менш щільно), ніж вниз, і тому промениста енергія перетікає з глибин зони до її зовнішньому кордоні.
Оскільки в зоні променевого переносу речовина нерухомо, вона обертається навколо сонячної осі як єдине ціле. Але лише до пори до часу. Під час переміщення до поверхні Сонця фотони проходять дедалі довші дистанції між зіткненнями з іонами. Це означає, що різниця в кінетичної енергії випромінюючих і поглинаючих частинок весь час зростає, адже сонячна матерія на більших глибинах гаряче, ніж на менших. В результаті плазма дестабілізується і в ній виникають умови для фізичного переміщення речовини. Зона променевого переносу переходить в конвективну зону.
Сонячна корона Фотографія сонячної корони, зроблена під час повного сонячного затемнення 26 лютого 1998 року. Корона - це зовнішня частина сонячної атмосфери, що складається з розрідженого водню, розігрітого до температури близько мільйона градусів Цельсія. Кольори на знімку - синтетичні, і позначають зменшується яскравість корони в міру віддалення від Сонця (синє з рожевим пляма в центрі - це Місяць).
зона конвекції
Вона починається на глибині в 0,3 радіуса і простягається аж до поверхні Сонця (вірніше, його атмосфери). Її підошва нагріта до 2 млн градусів, в той час як температура зовнішнього кордону не досягає і 6000˚С. Від променевої зони її відділяє тонкий проміжний шар - тахоклін. У ньому відбуваються найцікавіші, але поки не дуже вивчені речі. У всякому разі є підстави вважати, що рухаються в тахокліне потоки плазми вносять основний вклад у формування сонячного магнітного поля. Неважко обчислити, що зона конвекції займає близько двох третин обсягу Сонця. Однак маса її дуже невелика - всього два відсотки сонячної. Це і природно, адже сонячне речовина в міру віддалення від центру невідворотно розріджується. У нижньої межі зони щільність плазми дорівнює 0,2 щільності води, а при виході в атмосферу вона зменшується до 0,0001 щільності земного повітря над рівнем моря.
Речовина в конвективної зоні переміщується дуже заплутаним чином. Від її підошви сходять потужні, але повільні потоки гарячої плазми (діаметром до сотні тисяч кілометрів), швидкість яких не перевищує декількох сантиметрів в секунду. Назустріч їм опускаються не настільки могутні струмені менш нагрітої плазми, швидкість яких вимірюється вже метрами в секунду. На глибині в кілька тисяч кілометрів висхідна високотемпературна плазма поділяється на гігантські осередки. Найбільші з них мають лінійні розміри близько 30-35 тисяч кілометрів - їх називають супергранул. Ближче до поверхні утворюються мезогранули з характерним розміром в 5000 км, а ще ближче - в 3-4 рази менші гранули. Супергранули живуть близько доби, гранули - зазвичай не більше чверті години. Коли ці продукти колективного руху плазми добираються до сонячної поверхні, їх легко побачити в телескоп зі спеціальним фільтром.
атмосфера
Вона влаштована досить складно. Весь сонячне світло йде в космос з її нижнього рівня, який називають фотосферою. Основним джерелом світла служить нижній шар фотосфери товщиною в 150 км. Товщина всієї фотосфери становить близько 500 км. Уздовж цієї вертикалі температура плазми знижується від 6400 до 4400 К.
У фотосфері постійно виникають зони більш низької (до 3700 К) температури, які світяться слабше і виявляються у вигляді темних плям. Кількість сонячних плям змінюється з періодом в 11 років, але вони ніколи не покривають більше 0,5% площі сонячного диска.
Над фотосферою розташованій хромосферні куля, а ще вищє - сонячна корона. Про Існування Короні відомо з незапам'ятних часів, оскількі вона чудово видно во время полного Сонячне затемнення. Хромосферу ж відкрілі порівняно недавно, лишь в середіні XIX століття. 18 липня тисяча вісімсот п'ятьдесят-один року сотні астрономів, Які зібраліся в Скандінавії и навколішніх странах, спостерігалі, як Місяць закриває сонячний диск. За кілька секунд до з'явиться Короні и перед самим кінцем повної фази затемнення Вчені помітілі біля краю диска світиться червоний півмісяць. Під час затемнення 1860 року не пощастило не тільки краще розглянути такі спалахи, а й отримати їх спектрограми. Через дев'ять років англійський астроном Норман Локьер назвав цю зону хромосферою.
Щільність хромосфери вкрай мала навіть в порівнянні з фотосферою, всього 10-100 млрд частинок на 1 см ³. Зате нагріта вона сильніше - до 20 000˚С. У хромосфері постійно спостерігаються темні витягнуті структури - хромосферні волокна (їх різновид - всім відомі протуберанці). Вони являють собою згустки більш щільною і холодної плазми, піднятою з фотосфери петлями магнітного поля. Видно і ділянки підвищеної яскравості - флоккули. І нарешті, в хромосфері постійно з'являються і через кілька хвилин зникають довгасті плазмові структури - спікули. Це свого роду шляхопроводи, за якими матерія перетікає з фотосфери в корону.
День прийдешній Від процесів в сонячних надрах безпосередньо залежить майбутня доля нашого світила. У міру зменшення запасів водню ядро поступово стискається і розігрівається, що збільшує світність Сонця. З моменту перетворення в зірку головної послідовності вона вже виросла на 25-30% - і цей процес триватиме. Приблизно через 5 млрд років температура ядра досягне сотні мільйонів градусів, і тоді в його центрі загориться гелій (з утворенням вуглецю і кисню). На периферії в цей час буде допалюють водень, причому зона його згоряння кілька зрушиться у напрямку до поверхні. Сонце втратить гідростатичну стійкість, його зовнішні шари сильно роздуються, і воно перетвориться в велетенське, але не особливо яскраве світило - червоний гігант. Світність цього велета на два порядки перевищить нинішню світність Сонця, але його життєвий термін буде багато коротше. У центрі його ядра швидко накопичиться велика кількість вуглецю і кисню, які спалахнути вже не зможуть - не вистачить температури. Зовнішній гелевий шар буде продовжувати горіти, поступово розширюючи і в силу цього охолоджуючись. Швидкість термоядерного згоряння гелію надзвичайно швидко зростає з підвищенням температури і падає з її зниженням. Тому нутрощі червоного гіганта почнуть сильно пульсувати, і врешті-решт справа може дійти до того, що його атмосфера виявиться викинутою в навколишній космос зі швидкістю в десятки кілометрів в секунду. Спочатку полова зоряна оболонка під дією іонізуючого ультрафіолетового випромінювання нижчих зіркових шарів яскраво засяє блакитним і зеленим світлом - на цій стадії вона називається планетарною туманністю. Але вже через тисячі або, в максимумі, десятки тисяч років туманність охолоне, потемніє і розсіється в просторі. Що стосується ядра, то там перетворення елементів припиниться зовсім, і воно буде світити лише за рахунок накопиченої теплової енергії, все більше і більше остигаючи і згасаючи. Стиснутися в нейтронну зірку або чорну діру воно не зможе, не вистачить маси. Такі холодіючі залишки покійних в бозі зірок сонячного типу називають білими карликами.
Корона - найгарячіша частина атмосфери, її температура досягає декількох мільйонів градусів. Цей нагрів можна пояснити за допомогою декількох моделей, що базуються на принципах магнітної гідродинаміки. На жаль, всі ці процеси дуже складні і вивчені досить слабо. Корона також насичена різноманітними структурами - дірами, петлями, стримерами.
сонячні проблеми
Незважаючи на те що Сонце - це найбільший і найпомітніший об'єкт земного неба, невирішених проблем у фізиці нашого світила вистачає. «Ми знаємо, що магнетизм Сонця надзвичайно сильно впливає на динаміку його атмосфери - наприклад, породжує сонячні плями. Але як він виникає і як поширюється в плазмі, ще не з'ясовано, - відповідає на питання «ПМ» директор американської Національної сонячної обсерваторії Стівен Кейл. - На друге місце я б поставив розшифровку механізму виникнення сонячних спалахів. Це короткочасні, але вкрай потужні викиди швидких електронів і протонів, що поєднуються з генерацією настільки ж потужних потоків електромагнітного випромінювання різних довжин хвиль. Про спалахи зібрана велика інформація, однак розумних моделей їх виникнення поки немає. Нарешті, треба б зрозуміти, якими способами фотосфера підживлює енергією корону і розігріває її до температур, які на три порядки перевищують її власну температуру. А для цього перш за все необхідно як слід визначити параметри магнітних полів всередині корони, оскільки ці величини відомі далеко не в повній мірі ».
Стаття «Подорож з центру Сонця» опублікована в журналі «Популярна механіка» ( №8, серпень 2008 ).
Як це відбувається?