Светимость солнца. Светимость Солнца или сколько энергии оно излучает

5.2.1. Основные характеристики Солнца: радиус, масса, светимость

Солнце - типичная звезда, свойства которой изучены подробнее и лучше, чем других звезд, благодаря ее исключительной близости к Земле.

Как и для всякой звезды, основными характеристиками Солнца являются радиус, масса и светимость.

Солнце представляется почти кругом (сжатие, обусловленное медленным вращением составляет около 10 –5) с резко очерченным краем, или лимбом. Т. к. у газового шара не может быть границы, то под краем Солнца понимают фотометрический край, который определяется резким спадом в распределении яркости Солнца вблизи лимба для излучения с длиной волны 500 нм.

Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты. Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет 33"31", а в афелии (начало июля) - 32"35". На среднем расстоянии от Земли (1 а. е.) видимый радиус Солнца составляет 960", что соответствует линейному радиусу

R Sun = 149.6 × 10 6 км × 960"/206265" = 696000 км ≈ 109R Terra .

Поверхность сферы, описанной вокруг центра Солнца радиусом R Sun , можно назвать условной поверхностью Солнца потому, что она близка к верхнему слою основной, самой глубокой части солнечной атмосферы (фотосферы), где достигается температурный минимум и наибольшая непрозрачность газов. Именно эти их свойства и обеспечивают резкость видимого края Солнца.

Масса Солнца может быть найдена из третьего закона Кеплера, применённого для Солнца и какого-либо из обращающихся вокруг него тел:

M Sun = 1,99 × 10 33 г ≈ 2 × 10 30 кг = 330000m Terra .

Средняя плотность вещества Солнца ‹ρ› = 1.41 г/см 3 .

Энергетическая освещённость от Солнца на расстоянии 1 а. е. называется солнечной постоянной и определяется как полное количество лучистой солнечной энергии, проходящей за единицу времени через единицу площади, перпендикулярной направлению на Солнце и расположенную за пределами земной атмосферы на расстоянии 1 а. е. В настоящее время значение солнечной постоянной известно с погрешностью около ±0,3%:

Q = 1366 ± 4 Вт/м 2 .

Произведение этой величины на площадь сферы радиусом 1 а. е. даёт полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т. е. его болометрическую светимость, которая равна 3,84 × 10 26 Дж/с. Единица условной поверхности Солнца (1 м 2) излучает 63,1 МВт.

5.2.2. Спектр и излучение в различных областях спектра. Химический состав

Почти всё наблюдаемое солнечное излучение (за исключением потока нейтрино, возникающих в центре Солнца) приходит из внешних слоёв Солнца, которые называются солнечной атмосферой.

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на который накладывается несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми по имени немецкого физика Йозефа Фраунгофера, описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине-зелёной части спектра, в области длин волн 4300 – 5000 Å. В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в коротковолновую (УФ и далее) и длинноволновую (ИК и далее) области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, показывают, что до длин волн около 2000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Å до ИК диапазона является наличие фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям излучения различных элементов в спектре разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них наблюдается излучение, исходящее от более наружных, а, следовательно, и более холодных слоев.

Характер (форма, интенсивность, ширина) линий поглощения позволяет судить о температуре на разных глубинах в атмосфере Солнца, а также об относительном числе поглощающих атомов различных химических элементов в атмосфере Солнца.

Самая сильная линия поглощения солнечного спектра находится в далекой УФ области - резонансная линия водорода Ly-α с длиной волны 1216 Å. Однако на эту длину волны приходится также самая мощная линия излучения солнечного спектра - та же линия Ly-α, но возникшая в более высоких слоях атмосферы.

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода, затем резонансные линии натрия, линии магния, железа, титана и других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами более 80 известных химических элементов из таблицы Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путём установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов вместе взятых, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца.

Следующим по распространённости элементом является гелий - около 28% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится не более 2%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10000 раз меньше, чем атомов водорода.

5.2.3. Внутреннее строение Солнца

Ядро. Центральная часть Солнца с радиусом около 150000 км (0,2 – 0,25 радиуса Солнца), в которой происходят термоядерные реакции, называется солнечным ядром.

Плотность вещества в ядре составляет примерно 150000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого тяжёлого металла на Земле - иридия), а температура в центре ядра - более 14 млн. К.

Поскольку наибольшие температуры и плотности должны быть в центральных частях Солнца, ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят вблизи самого центра Солнца. В ядре наряду с протон-протонной реакцией заметную роль играет углеродный цикл. В результате только протон-протонной реакции каждую секунду в энергию превращаются 4,26 млн. тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца - 2 × 10 27 тонн.

Кроме энергии, уносимой в процессе термоядерных реакций γ-квантами, а также непосредственно в виде кинетической энергии возникающих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых пронизывает Землю.

Зона лучистого равновесия. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счёт углеродного цикла быстро прекращается, и вплоть до расстояния 0,2–0,3 радиуса температура становиться меньше 5 млн. К, также существенно падает плотность. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине.

Существенно, что вместо каждого поглощенного кванта большой энергии частицы, как правило, излучают несколько квантов меньших энергий в результате последовательных каскадных переходов. Поэтому вместо γ-квантов возникают рентгеновские, вместо рентгеновских - УФ, которые, в свою очередь, уже в наружных слоях «дробятся» на кванты видимого и теплового излучения, окончательно испускаемого Солнцем.

Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакций несущественно и происходит процесс переноса энергии только путём поглощения излучения и последующего переизлучения, называется зоной лучистого равновесия. Она занимает область примерно от 0,3 до 0,7 радиуса Солнца.

Конвективная зона. Выше уровня лучистого равновесия в переносе энергии начинает принимать участие само вещество. Непосредственно под наблюдаемыми внешними слоями Солнца, на протяжении около 0,3 его радиуса, образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией.

В конвективной зоне возникает вихревое перемешивание плазмы. По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.

5.2.4. Строение атмосферы Солнца

Самые внешние слои Солнца (атмосферу Солнца) принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону.

Фотосфера. Фотосферой называется та часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Таким образом, в фотосфере излучается практически вся приходящая к нам солнечная энергия. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его «поверхности».

Толщина фотосферы, т. е. протяжённость слоёв, откуда приходит более 90% излучения в видимом диапазоне, менее 200 км, т. е. около 3 × 10 –4 R Sun . Как показывают расчёты, при наблюдении по касательной к таким слоям их видимая толщина уменьшается в несколько раз, вследствие чего вблизи самого края солнечного диска (лимба) наиболее быстрое падение яркости происходит на протяжении менее 10 –4 R Sun . По этой причине край Солнца кажется исключительно резким.

Концентрация частиц в фотосфере составляет 10 16 –10 17 в 1 см³ (в обычных условиях в 1 см³ земной атмосферы содержится 2,7 × 10 19 молекул). Давление в фотосфере около 0,1 атм., а температура фотосферы составляет 5000 – 7000 К. В таких условиях атомы с потенциалами ионизации в несколько вольт (Na, K, Ca) ионизуются. Остальные элементы, в том числе и водород, остаются преимущественно в нейтральном состоянии.

Отрицательные ионы водорода в фотосфере. Фотосфера - единственная на Солнце область нейтрального водорода. Однако в результате незначительной ионизации водорода и практически полной ионизации металлов в ней все же имеются свободные электроны. Эти электроны играют исключительно важную роль: соединяясь с нейтральными атомами водорода, они образуют отрицательные ионы водорода Н – .

Отрицательные ионы водорода образуются в ничтожном количестве: из 100 млн. водородных атомов в среднем только один превращается в отрицательный ион.

Ионы Н – обладают свойством необычайно сильно поглощать излучение, особенно в ИК и видимой областях спектра. Поэтому, несмотря на свою ничтожную концентрацию, отрицательные ионы водорода являются основной причиной, определяющей поглощение фотосферным веществом излучения в видимой области спектра. Связь второго электрона с атомом очень слабая, и поэтому даже фотоны ИК-диапазона могут разрушить отрицательный ион водорода.

Излучение же происходит при захвате электронов нейтральными атомами. Образующиеся при захвате фотоны и определяют свечение фотосфер Солнца и звёзд, близких к нему по температуре. Т. о., желтоватый свет Солнца, который принято называть «белым», возникает при присоединении к атому водорода ещё одного электрона.

Сродство к электрону нейтрального атома H составляет 0,75 эВ. При присоединении к атому Н электрона (е) с энергией, большей чем 0,75 эВ, её избыток уносится электромагнитным излучением, значительная часть которого попадает в видимый диапазон:

E + H → H – + ħω.

Грануляция. Наблюдения фотосферы позволяют обнаружить её тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура - грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1" дуги, что соответствует 725 км на Солнце. Каждая отдельная гранула существует в среднем 5–10 минут, после чего она распадается, а на её месте возникают новые.

Гранулы окружены темными промежутками, образующими как бы ячейки или соты. Спектральные линии в гранулах и в промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1–2 км/с.

Грануляция - наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). Пройдя путь, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающей среде, порождая новые неоднородности. В наружных, более холодных слоях, размеры этих неоднородностей меньше.

Хромосфера и акустические колебания Солнца. В наружных слоях фотосферы, где плотность уменьшается до значения 3 × 10 –8 г/см³, температура достигает значений ниже 4200 К. Это значение температуры оказывается минимальным для всей солнечной атмосферы. В более высоких слоях температура снова начинает возрастать. Сначала происходит медленное возрастание температуры до нескольких десятков тысяч кельвинов, сопровождающееся ионизацией водорода, а затем и гелия. Эта часть солнечной атмосферы называется хромосферой.

Причиной такого сильного разогрева самых внешних слоев солнечной атмосферы является энергия акустических (звуковых) волн, которые, возникают в фотосфере в результате движения элементов конвекции.

В самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Т. о., фотосфера снизу постоянно как бы «бомбардируется» конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом, соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Эти колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей природе близкие к звуковым волнам в воздухе. При распространении вверх, т. е. в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны.

Спикулы. Протяжённость хромосферы составляет несколько тысяч км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из ярких линий. Этот спектр очень похож на спектр Солнца, в котором все линии поглощения заменены на линии излучения, а непрерывный спектр почти отсутствует. Однако в спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектре фотосферы. В частности, в спектре хромосферы очень сильны линии гелия, в то время как в фраунгоферовом спектре они практически не видны. Эти особенности спектра подтверждают рост температуры в хромосфере.

При изучении изображений хромосферы прежде всего обращает на себя внимание её неоднородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция в фотосфере.

Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км, а толщина - около 1000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней.

Через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной. На Солнце одновременно существуют сотни тысяч спикул.

Спикулы в свою очередь образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порожденную волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.

Хромосферная сетка лучше всего видна на изображениях в сильных линиях в далёкой УФ области спектра, например, в резонансной линии 304 Å ионизированного гелия. Хромосферная сетка состоит из отдельных ячеек размером от 30 до 60 тыс. км.

Корона. В верхних слоях хромосферы, где плотность газа составляет всего 10 –15 г/см³, происходит еще одно необычайно резкое увеличение температуры, примерно до миллиона кельвинов. Здесь начинается самая внешняя и наиболее разреженная часть атмосферы Солнца, называемая солнечной короной.

Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы, и не превышает яркости Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полной фазы солнечных затмений, а вне затмений - с помощью специальных телескопов (коронографов), в которых устраивается искусственное затмение Солнца.

Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя её изображения, полученные во время различных затмений.

Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2–0,3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть, - внешней короной.

Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины вплоть до десятка и более солнечных радиусов. У основания лучи обычно утолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних.

Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой его является слабый непрерывный фон с распределением энергии, повторяющим распределение энергии в непрерывном спектре Солнца. На фоне этого непрерывного спектра во внутренней короне наблюдаются яркие эмиссионные линии, интенсивность которых уменьшается по мере удаления от Солнца. Большинство из этих линий не удается получить в лабораторных спектрах.

Во внешней короне наблюдаются фраунгоферовы линии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных относительно большей остаточной интенсивностью.

Излучение короны поляризовано, причем на расстоянии около 0,5R Sun от края Солнца поляризация увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях - снова уменьшается.

Излучение короны является рассеянным светом фотосферы, а поляризованность этого излучения позволяет установить природу частиц, на которых происходит рассеяние – это свободные электроны. Появление этих свободных электронов может быть вызвано только ионизацией вещества. Однако в целом ионизованный газ (плазма) должен быть нейтрален. Следовательно, концентрация ионов в короне также должна соответствовать концентрации электронов.

Эмиссионные линии солнечной короны принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная - зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Å - испускается ионом Fe XIV, т. е. атомом железа, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная - красная корональная линия (6374 Å) - принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др. Таким образом, солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов.

Фраунгоферова корона. Во внешней короне степень поляризации излучения уменьшается, что говорит о наличии неполяризованной части излучения, доля которой растет с высотой.

Эта неполяризованная составляющая является причиной появления во внешней короне фраунгоферовых линий. Поэтому она называется фраунгоферовой короной.

Фраунгоферова корона не имеет отношения к солнечной атмосфере. Она представляет собой свет Солнца, рассеянный на мелких межпланетных пылинках, расположенных в пространстве между Землей и Солнцем. Рассеивая свет, они очень слабо его поляризуют. Эти пылинки обладают свойством рассеивать большую часть падающего на них излучения в том же направлении. Поэтому наибольшую интенсивность рассеяние на пылинках дает вблизи Солнца, создавая при этом впечатление «ложной короны».

Корональные дыры. На рентгеновских изображениях Солнца обнаружено множество образований в солнечной короне, не видимых в оптической области. Яркие активные области состоят из систем тонких протяжённых волокон или трубок в виде петель, совпадающих с направлением силовых линий магнитных полей. Трубки магнитного поля заполнены горячей корональной плазмой, нагретой до температуры, превышающей 2 млн. кельвинов.

Рядом с яркими областями свечения короны над пятнами наблюдаются обширные тёмные области, не связанные ни с какими заметными образованиями в видимом диапазоне. Они называются корональными дырами и связаны с участками солнечной атмосферы, в которых магнитные силовые линии не образуют петель и вытянуты радиально далеко от Солнца. Такая «открытая» магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

5.2.5. Активные образования в солнечной атмосфере. Цикличность солнечной активности

Временами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства и структура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. В фотосфере, хромосфере и короне проявления солнечной активности весьма различны. Однако все они связаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, всегда присутствующее в активных областях.

Происхождение и причина изменений магнитных полей на Солнце до конца не выяснены. Магнитные поля могут быть сконцентрированы в каком-либо слое Солнца (например, у основания конвективной зоны), а периодические усиления магнитных полей могут быть обусловлены дополнительными возбуждениями токов в солнечной плазме.

Наиболее распространёнными проявлениями солнечной активности являются пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы.

Солнечные пятна. Наиболее известным проявлением солнечной активности являются солнечные пятна, возникающие, как правило, целыми группами.

Солнечное пятно появляется в виде крошечной пóры, едва отличающейся от тёмных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое тёмное пятно с резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько десятков тысяч км. Это явление сопровождается плавным увеличением напряжённости магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед. Величину магнитного поля определяют по зеемановскому расщеплению спектральных линий.

Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору, - группа пятен. Отдельные пятна преимущественно появляются на западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна - ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятен и примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, и поэтому такую группу пятен называют биполярной.

Через 3–4 дня после появления больших пятен вокруг них возникает менее тёмная полутень, имеющая характерную радиальную структуру. Полутень окружает центральную часть пятна, называемую тенью. С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, постепенно возрастает, достигая наибольшей величины примерно на десятый день. После этого пятна начинают постепенно уменьшаться и исчезать, сначала наиболее мелкие из них, затем хвостовое (предварительно распавшись на несколько пятен), наконец, ведущее.

В целом весь этот процесс длится около двух месяцев, однако многие группы солнечных пятен не успевают пройти всех описанных стадий и исчезают раньше.

Центральная часть пятна только кажется чёрной из-за большой яркости фотосферы. На самом деле, в центре пятна яркость меньше только на порядок, а яркость полутени составляет примерно 3/4 от яркости фотосферы. На основании закона Стефана – Больцмана это означает, что температура в пятне на 2–2,5 тыс. К меньше, чем в фотосфере.

Понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля на конвекцию. Сильное магнитное поле тормозит движения вещества, происходящие поперек силовых линий. Поэтому в конвективной зоне под пятном ослабляется циркуляция газов, которая переносит из глубины наружу существенную часть энергии. В результате температура пятна оказывается меньше, чем в невозмущенной фотосфере.

Большая концентрация магнитного поля в тени ведущего и хвостового пятна наводит на мысль, что основная часть магнитного потока активной области на Солнце заключена в гигантской трубке силовых линий, выходящих из тени пятна северной полярности и входящей обратно в пятно южной полярности.

Однако из-за большой проводимости солнечной плазмы и явления самоиндукции магнитные поля напряжённостью в несколько тысяч эрстед не могут ни возникнуть, ни исчезнуть за несколько дней, соответствующих времени появления и распада группы пятен.

Таким образом, можно предположить, что магнитные трубки находятся где-то в конвективной зоне, а возникновение групп солнечных пятен связано с всплыванием таких трубок.

Факелы. В невозмущенных областях фотосферы имеется лишь общее магнитное поле Солнца, напряженность которого составляет около 1 Э. В активных областях напряженность магнитного поля увеличивается в сотни и даже тысячи раз.

Небольшое усиление магнитного поля до десятков и сотен эрстед сопровождается появлением в фотосфере более яркой области, называемой факелом. В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков - факельных гранул.

Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь их контраст с фотосферой составляет около 10%), в то время как в центре они почти совсем не видны. Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факел горячее соседней невозмущенной области на 200–300 К и в целом слегка выступает над уровнем невозмущённой фотосферы.

Возникновение факела связано с важным свойством магнитного поля - препятствовать движению ионизованного вещества, происходящему поперек силовых линий. Если магнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно «допускает» движение вещества только вдоль силовых линий.

Слабое магнитное поле в области факела не может остановить сравнительно мощных конвективных движений. Однако оно может придать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции, помимо общего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшие беспорядочные движения в горизонтальной плоскости. Эти движения, приводящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела, что облегчает конвекцию и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Т. о., появление факела связано с усилением конвекции, вызванным слабым магнитным полем.

Факелы - относительно устойчивые образования. Они без особых изменений могут существовать в течение нескольких недель и даже месяцев.

Флоккулы. Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость, причем контраст между возмущённой и невозмущённой хромосферой растет с высотой. Эти более яркие области хромосферы называются флоккулами. Увеличение яркости флоккула по сравнению с окружающей невозмущенной хромосферой не дает оснований для определения его температуры, так как в разряженной и весьма прозрачной для непрерывного спектра хромосфере связь между температурой и излучением не подчиняется законам Планка и Стефана – Больцмана.

Повышение яркости флоккула в центральных частях можно объяснить увеличением плотности вещества в хромосфере в 3–5 раза при почти неизменном значении температуры, или при слабом ее увеличении.

Солнечные вспышки. В хромосфере и короне, чаще всего в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярности сильных магнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности, называемые солнечными вспышками.

В начале вспышки яркость одного из светлых узелков флоккула внезапно подрастает. Часто менее, чем за минуту сильное излучение распространяется вдоль длинного жгута или заливает целую область протяженностью в десятки тысяч км.

В видимой области спектра усиление свечения происходит главным образом в спектральных линиях водорода, ионизованного кальция и других металлов. Уровень непрерывного спектра также возрастает, иногда настолько сильно, что вспышка становится заметной в белом свете на фоне фотосферы. Одновременно с видимым излучением сильно возрастает интенсивность УФ и рентгеновского излучения, а также мощность солнечного радиоизлучения.

Во время вспышек наблюдаются самые коротковолновые (т. е. наиболее «жёсткие») рентгеновские спектральные линии и даже в некоторых случаях γ-излучение. Всплеск всех этих видов излучения происходит за несколько минут. После достижения максимума уровень излучения постепенно ослабевает в течение нескольких десятков минут.

Все перечисленные явления объясняются выделением большого количества энергии неустойчивой плазмы, находящейся в области очень неоднородного магнитного поля. В результате взаимодействия магнитного поля и плазмы значительная часть энергии магнитного поля переходит в тепло, нагревая газ до температуры в десятки миллионов кельвинов, а также идет на ускорение облаков плазмы.

Одновременно с ускорением макроскопических облаков плазмы относительные движения плазмы и магнитных полей приводят к ускорению отдельных частиц до высоких энергий: электронов до десятков кэВ и протонов до десятков МэВ. Поток таких солнечных частиц оказывает существенное воздействие на верхние слои атмосферы Земли и её магнитное поле.

Протуберанцы. Активными образованиями, наблюдаемыми в короне, являются протуберанцы. По сравнению с окружающей их плазмой это более плотные и «холодные» облака, светящиеся примерно в тех же спектральных линиях, что и хромосфера.

Протуберанцы бывают весьма различных форм и размеров. Чаще всего это длинные, очень плоские образования, расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск протуберанцы выглядят в виде изогнутых волокон.

Протуберанцы - наиболее грандиозные образования в солнечной атмосфере, их длина достигает сотен тысяч км, хотя ширина не превышает 6000–10000 км. Нижние их части сливаются с хромосферой, а верхние простираются на десятки тысяч км. Однако встречаются протуберанцы и значительно больших размеров.

Через протуберанцы постоянно происходит обмен вещества хромосферы и короны. Об этом свидетельствуют часто наблюдаемые движения как самих протуберанцев, так и отдельных их частей, происходящие со скоростями в десятки и сотни км/с.

Эруптивный протуберанец

Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эволюцией групп солнечных пятен. На первых стадиях развития активной области пятен образуются короткоживущие и быстро меняющиеся протуберанцы вблизи пятен. На более поздних стадиях возникают устойчивые спокойные протуберанцы, существующие без заметных изменений в течение нескольких недель, и даже месяцев, после чего внезапно может наступить стадия активизации протуберанца, проявляющаяся в возникновении сильных движений, выбросов вещества в корону и появлении быстро движущихся эруптивных протуберанцев.

Эруптивные, или изверженные – по виду напоминают громадные фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн. км над поверхностью Солнца. Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со скоростями в сотни км/с и довольно быстро изменяют свои очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и рассеивается. В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы непродолжительны.

Цикл солнечной активности. Все рассмотренные активные образования в солнечной атмосфере тесно связаны между собой. Возникновение факелов и флоккулов всегда предшествует появлению пятен. Вспышки возникают во время наиболее быстрого роста группы пятен или в результате происходящих в них сильных изменений. В это же время возникают протуберанцы, которые часто продолжают долгое время существовать после распада активной области.

Совокупность всех проявлений солнечной активности, связанных с данным участком атмосферы и развивающихся в течение определенного времени, называется центром солнечной активности.

Количество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активности периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее, называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем нет, - минимумом.

В качестве меры степени солнечной активности пользуются т. н. числами Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен f и удесятеренного числа их групп g:

W = k(f + 10g).

Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента. Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят график зависимости солнечной активности от времени.

Кривая солнечной активности демонстрирует, что максимумы и минимумы чередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени между отдельными последовательными максимумами могут колебаться в пределах от 7 до 17 лет.

В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило, совсем нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора, примерно на широтах ±35°. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается к экватору. Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на 8°, пятна бывают очень редко.

Важной особенностью цикла солнечной активности является закон изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют некоторую полярность в северном полушарии и противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения.

Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доля площади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количество протуберанцев, а также форма короны и мощность солнечного ветра.

Цикличность солнечной активности – одна из важнейших проблем современной физики Солнца, до конца ещё не решённая.

5.2.6. Зодиакальный свет и противосияние

Свечение, аналогичное «ложной короне», можно наблюдать и на больших расстояниях от Солнца в виде зодиакального света.

Зодиакальный свет наблюдается в тёмные безлунные ночи весной и осенью в южных широтах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. В это время эклиптика высоко поднимается над горизонтом, и становится заметной проходящая вдоль неё светлая полоса. По мере приближения к Солнцу, находящемуся под горизонтом, свечение усиливается, а полоса расширяется, образуя треугольник. Яркость его постепенно падает с увеличением расстояния от Солнца.

В области неба, противоположной Солнцу, яркость зодиакального света слегка возрастает, образуя эллиптическое туманное пятно диаметром около 10º, которое называется противосиянием. Противосияние обусловлено отражением солнечного света от космической пыли.

5.2.7. Солнечный ветер и гелиосфера

Солнечная корона имеет динамическое продолжение далеко за орбиту Земли до расстояний около 100 а.е. Из солнечной короны происходит постоянное истекание плазмы со скоростью, постепенно увеличивающейся по мере удаления от Солнца. Это расширение солнечной короны в межпланетное пространство называется солнечным ветром.

Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около 1 млн. тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и нейтральные частицы содержатся в очень незначительном количестве. Часто путают солнечный ветер (поток заряженных частиц – протонов, электронов и т. п.) с эффектом давления солнечного света (поток фотонов). Давление солнечного света в настоящее время в несколько тысяч раз превышает давление солнечного ветра.

На орбите Земли средняя скорость солнечного ветра составляет 400–500 км/с, температура ионов и электронов – 100000 и 200000 К соответственно. Плотность солнечного ветра убывает обратно пропорционально квадрату расстояния от Солнца, а скорость практически не меняется.

Область пространства, занятая солнечным ветром, называется гелиосферой. На расстоянии около 100 а. е. от Солнца солнечный ветер взаимодействует с межзвёздной средой (аналогичными потоками космических лучей, испускаемых другими звёздами) и резко тормозится. Тонкая область пространства (практически поверхность), в которой это происходит, называется границей ударной волны (termination shock). Эта поверхность является внутренней границей гелиосферы.

За ней следует гелиопауза, на внешней границе которой солнечный ветер окончательно останавливается, смешиваясь с космическими лучами других звёзд (звёздным ветром). Звёздный ветер, взаимодействуя с гелиосферой, также может создавать свою ударную волну, имеющую форму дуги (bow shock).

В декабре 2004 года КА «Вояджер-1» пересёк гелиосферную ударную волну на расстоянии 94 а. е. от Солнца. В августе 2007 года КА «Вояджер-2» пересёк гелиосферную ударную волну на расстоянии 84.7 а. е. Таким образом, было подтверждено, что в результате движения Солнца гелиосфера имеет вытянутую (каплевидную) форму. В августе 2012 года «Вояджер-1» на расстоянии 121.7 а. е. от Солнца пересёк внешнюю границу гелиопаузы и вышел за пределы гелиосферы.

Изменяется ли светимость Солнца?

ДРЕВНЕЙШИЕ ОЛЕДЕНЕНИЯ

Историческая геология свидетельствует, что в прежние геологические эпохи временами наступали похолодания. Самое раннее из установленных оледенений отстояло от наших дней на 2500 млн лет. О существовании ледниковых эпох в далеком прошлом геологи судят на основании находок так называемых тиллитов - неотсортированных пород, включающих валуны и глину, образовавшихся под действием ледника. Если рассмотреть проявление всех крупных оледенений, известных за геологическую историю, нельзя не обратить внимание на неравномерность их распределения во времени. После нескольких фаз, происшедших примерно 2500-2200 млн лет назад, наступил длительный перерыв, измеряемый в 1500 млн лет, когда оледенений не было. Примерно 900 млн лет назад оледенения возобновились и стали происходить с интервалом 50-100 млн лет. Помимо сильных похолоданий, вызывавших мощные оледенения на Земле, существовали и более слабые температурные минимумы, когда похолодание было недостаточным для широкого распространения льда на планете.

Особенностью оледенений было то, что наступали они в неблагоприятных условиях для их проявления (климат на Земле был жарким, отсутствовало четкое разделение на климатические зоны). Тем не менее, резкое похолодание охватывало всю планету независимо от широты. Например, следы верхнепротерозойского оледенения, случившегося 900 млн лет назад, обнаружены в различных местах планеты независимо от географической широты. Ледниковые образования (тиллиты) часто подстилаются и (или) перекрываются осадками, образовавшимися в условиях жаркого климата. Эти факты указывают на то, что похолодание наступало относительно быстро и затем столь же резко заканчивалось. Небольшая мощность ледниковых образований свидетельствует о кратковременности холодных периодов.

Эти особенности древних ледниковых эпох не позволяют связывать их с какими-либо "земными причинами", например, горообразовательными процессами или изменением конфигурации суши и моря. Ведь в те далекие" времена не существовало высоких гор, а колебания уровня океана изменялись очень медленно. Нет оснований объяснять древние оледенения и вспышками вулканической деятельности, поскольку корреляции эпох усиления вулканизма и оледенений отсутствуют: интенсивные вулканические процессы происходили на Земле очень часто, а оледенения - всего лишь несколько раз за всю ее историю. Возможно, в некоторых случаях вулканические извержения способствовали более интенсивному развитию оледенения, но они не могли быть его первопричиной. Не могут вызвать глобальные понижения температуры на десятки градусов такие явления, как изменения наклона земной оси или засорение земной атмосферы пылью (земной или космической). Л.И. Салоп и ряд других ученых склоняются в пользу внеземной причины древних оледенений. Наиболее естественно объяснить оледенения изменениями светимости Солнца. По-видимому, существуют определенные ритмы: приблизительно раз в 80-100 млн лет светимость падает и на протяжении нескольких миллионов лет оказывается ниже средних значений.

Стадиальность оледенений, их периодичность позволяют предположить существование и более крупных ритмов солнечной светимости. Последние 900 млн лет характеризуются эпизодическими фазами оледенений. Далее, в глубине веков, обнаруживается период отсутствия оледенений, длившийся 1500 млн лет. Еще дальше от нашего времени оледенения вновь появляются, но не на столь продолжительное время. Нельзя исключать, что колебания светимости Солнца были и ранее, но они не проявили себя в форме оледенений, поскольку температура на Земле тогда была высокой и не опускалась ниже 0°С в течение фазы похолодания. Если наше пред положение верно, то можно говорить о периодичности колебаний солнечной светимости. Какой-то интервал времени Солнце ведет себя как стационарная звезда, а затем, примерно в течение такого же периода, пульсирует с периодом 80-100 млн лет. Оледенения указывают интервалы времени, когда светимость Солнца падала и температура на поверхности планеты понижалась. А есть ли свидетельства противоположного явления - эпизодического возрастания светимости Солнца? История Земли не дает определенного ответа на этот вопрос. Увеличение светимости Солнца должно было привести к разогреву поверхности Земли и, следовательно, подъему температуры воды, а это вызвало бы изменения в экологической обстановке. Такие изменения геологи фиксировали неоднократно, однако связаны ли они с ростом температуры, пока сказать трудно.

ОБ ИСТОРИИ ЗЕМЛИ РАССКАЖЕТ МАРС?

В исследовании колебаний светимости Солнца может помочь изучение истории Марса. Как известно, температура на его поверхности колеблется от -120°С ночью до +20°С днем. Однако в истории Марса были периоды, когда температура поднималась еще выше и по Марсу текли реки. Такие потепления происходили на Марсе неоднократно, но точно определить время этих теплых эпох ученые еще не могут, так как нет абсолютных датировок возраста горных пород планеты. Считается, что жидкая вода на поверхности Марса оказалась не в результате дождей, а за счет таяния подземных льдов. Вода, выйдя из растаявшего грунта, устремилась в разработанные ею речные долины, чтобы затем вновь уйти в грунт в пределах обширных бессточных впадин. Относительно причин потеплений на Марсе нет единого мнения. Многие считают, что таяние подземных льдов вызвано активизацией глубинных процессов и прежде всего вулканической деятельностью. С таким выводом трудно согласиться, поскольку эндогенная деятельность на Марсе интенсивно проявила себя в ранний период его истории (ранее 2,5 млрд лет назад), а водно-эрозионная деятельность, наоборот, характерна для последних 2,5 млрд лет. Речные долины на Марсе, как правило, расположены на большом удалении от вулканических массивов. Да и энергетически трудно представить механизм эпизодического разогрева всей планеты вулканическими извержениями.

Больше оснований связать потепление на Марсе с ростом светимости Солнца. Увеличение поступающего от него тепла привело к значительному повышению температуры на поверхности Марса, в результате чего промерзший грунт начинал таять. Излишки воды из одних мест стали перетекать в другие, где уровень подземных вод был ниже. Современная изученность Марса позволяет выделять по меньшей мере два этапа флювиаль-ной (водноэрозионной) деятельности на его поверхности. Самый ранний из них, когда заложились древние долины - Узбой, Ладон, Маадим, Бахрам -приблизительно датируется в 2500 лет назад. Более молодой флювиаль-ный этап, когда сформировались долины Касэй, Тиу, Симуд, Ведра, Маджа и др., приходится на последний миллиард лет марсианской истории.

ДВА СОСТОЯНИЯ СОЛНЦА?

Если сопоставить эпохи оледенений Земли и эпохи флювиальных процессов на Марсе, то они примерно совпадают по времени. Возможно, это не случайно.В эти периоды солнечная светимость изменялась как в сторону ее резкого увеличения, так и уменьшения. Увеличение проявилось на Марсе в виде флювиальных этапов, а уменьшение на Земле - в виде ледниковых эпох. Если эти предположения верны, то у дневного светила существуют два периодически сменяющих друг друга типа состояния. Первое - относительно спокойное, характерное для эпохи от 2250 млн лет до 900 млн лет, когда не было значительных изменений интенсивности свечения. Второе - контрастное, когда возникали как фазы усиления, так и фазы сокращения светимости. Мы живем в продолжающуюся уже 900 млн лет контрастную эпоху.

В чем причина столь резких колебаний светимости Солнца? Ведь оно считается стационарной звездой, а колебания солнечной постоянной не превышают 0,3% (что совершенно недостаточно для глобального оледенения). Однако в последнее время некоторые астрофизики допускают возможность более значительных колебаний солнечной светимости. Известно, что количество солнечного нейтрино, зарегистрированное наземными приборами, оказалось значительно меньше, чем должно быть согласно теоретическим расчетам. Так, по модели, предложенной У. Фаулером (1972 г.), высокие температуры, необходимые для возбуждения ядерных процессов, устанавливаются во внутренних частях Солнца периодически через определенные интервалы времени - порядка 200-300 млн лет. Когда эти температуры достигнуты, раскаленная плазма вследствие конвективной неустойчивости поднимается и перемешивается с относительно холодным веществом у поверхности. В результате светимость Солнца падает примерно на 35%, а температура на Земле на 30°С и более. Такое состояние длится около 10 млн лет. Высказанная гипотеза, естественно, встречает определенные возражения. Например, получены данные, указывающие на возможность существования у нейтрино массы покоя, а это может привести к тому, что излучаемые Солнцем нейтрино трансформируются так, что их невозможно регистрировать принятыми методами. Рассматриваемая проблема обсуждается лишь на качественном уровне. Для решения вопроса о том, насколько должна понизиться светимость Солнца, чтобы вызвать оледенение, нужны специальные расчеты. По-видимому, речь идет о снижении светимости на 10% и более.

Стоит лишь подчеркнуть, что анализ геологических данных, свидетельствующих об изменении во времени температуры земной поверхности, -единственная возможность обнаружить и оценить колебания солнечной светимости, имевшие место миллионы и миллиарды лет назад. Прямого пути установления столь протяженных циклов колебаний светимости Солнца у ученых пока нет. Поэтому остается лишь косвенный путь - искать следы пульсаций Солнца в истории обращающихся вокруг него планет. Обратим внимание еще на одно обстоятельство. Среди астрономов и геофизиков распространена точка зрения, что в период образования Земли, т.е. 4,6 млрд лет назад, уровень солнечной радиации был на 40% ниже, чем сейчас, и с тех пор вплоть до наших дней он увеличивался. Следовательно, температура на Земле должна постепенно возрастать. Данные же "каменной летописи" Земли свидетельствуют об обратном - температура на поверхности планеты постепенно понижалась. Так, 3,8 млрд лет назад, на основании определения отношения изотопов кислорода в кремнистых отложениях серии Исуа (Гренландия), температура находилась в интервале 90-150°С. Три миллиарда лет назад она колебалась в пределах от 90 до 65°С и дальше постепенно снижалась до современной. Лишь будущие исследования покажут, как выйти из этого противоречия.

• Автор статьи И.А. Резанов , доктор геолого-минералогических наук, Институт истории естествознания и техники РАН им. С.И. Вавилова
• Подготовка и выпуск проект "Астрогалактика" 15.09.2007

Все звезды имеют цвет. От красных карликов и красных гигантов до белых и желтых звезд, до синих гигантов и супергигантов. Цвет звезды зависит от температуры. Когда фотоны вырываются изнутри звезды в космос, они имеют разные количества энергии. может испускать инфракрасный, красный, синий и ультрафиолетовый свет в одно и то же время. Они даже испускают рентгеновское излучение и .

Если звезда холодная, менее 3,500 Кельвин, его цвет будет красным. Это из-за того, что испускается больше красных фотонов, чем любых других в видимом свете. Если звезда очень горячая, свыше 10,000 Кельвин, ее цвет будет синим. И снова, потому что там больше синих фотонов, струящихся из звезды.

Температура Солнца приблизительно равна 6,000 Кельвин. Солнце, и звезды как наше Солнце, выглядят белыми. Это из-за того, что мы наблюдаем все различные цветные фотоны, исходящий из Солнца в одно и то же время. Когда вы складываете эти цвета, вы получаете чистый белый.

Белый цвет внутри этого черного квадрата приблизительно цвет Солнца.

Так почему Солнце выглядит желтым здесь на Земле? Атмосфера Земли рассеивает солнечный свет, удаляя более короткие длины волн света - синий и фиолетовый. Как только вы удалите эти цвета из спектра света, исходящие от Солнца, оно выглядит желтым. Но если вы бы полетели и посмотрели Солнце из космоса, цвет Солнца был бы чистым белым.

Температура Солнца

Поверхность Солнца, часть, которую мы видим, называется фотосфера. Фотоны, струящиеся от поверхности Солнца различны по температуре от 4500 Кельвин до более 6000 Кельвин. Средняя температура Солнца около 5800 Кельвин. В других единицах измерения, Солнце - 5500°C или 9,900°F.

Фотосфера Солнца. Предоставлено: NASA/SOHO.

Но это только средняя температура. Отдельные фотоны могут быть холоднее и краснее, или горячее и синее. Цвет Солнца, который мы видим здесь на Земле, в среднем это все фотоны, струящиеся от Солнца.

Но это только поверхность. Солнце сдерживается вместе взаимной гравитацией своей массы. Если бы вы могли спуститься вниз Солнца, вы бы почувствовали, что температура и давление увеличиваются на всем пути к ядру. И вниз к ядру температуры достигают 15.7 миллионов Кельвин. При таком давлении и температуре уже может иметь место водородный ядерный синтез. Это где атомы водорода соединяются вместе в гелий, выпуская фотоны гамма радиации. Эти фотоны выпускаются и поглощаются атомами в Солнце, когда они медленно прокладывают свой путь в космос. Может занять 100,000 лет для того, чтобы фотон, образовавшийся в ядре, в конце концов, достиг фотосферы и совершил скачок в космос.

Поверхность Солнца

Возможно, наиболее знакомая особенность на поверхности Солнца - это солнечные пятна. Это относительно более холодные регионы на поверхности Солнца, где линии магнитного поля пронизывают поверхность Солнца. Солнечные пятна могут быть источником солнечных вспышек и выбросов корональной массы.

Вид поверхности Солнца с научного японского спутника Hinode.

Когда мы смотрим на Солнце, мы замечаем, что центр Солнца выглядит гораздо ярче, чем границы. Это называется "затемнением лимба" и происходит, потому что мы наблюдаем свет, который прошел через поверхность Солнца под углом, и имел больше преград - и поэтому темнее.

С хорошим телескопом (и даже лучшим солнечным фильтром), возможно увидеть, что фотосфера не гладкая. Вместо этого, она покрыта конвекционными ячейками, называемыми гранулами. Они вызваны конвекционными потоками плазмы внутри конвекционной зоны Солнца. Горячая плазма поднимается в столбах через этот конвекционный регион Солнца, выпускает свою энергию и затем охлаждается и погружается. Представьте пузыри, поднимающиеся к поверхности в кипящей воде. Эти гранулы могут быть 1000 км в ширину и существовать 8-20 минут до рассеивания.

Огромные выбросы корональной массы могут также быть видны выстреливающими с поверхности Солнца. Они создаются, когда свернувшееся магнитное поле Солнца резко обрывается и разъединяется. Это разъединение выпускает огромное количество энергии, и выбрасывает заряженную плазму в космос. Когда эта плазма достигает Земли, она создает красивые полярные сияния, лучше всего видимые на полюсах Земли.

Светимость Солнца

Астрономы измеряют яркость звезд различными инструментами, но им нужен способ для сравнения. Вот, где появляется наше Солнце. Как каждый знает, Солнце отдает примерно 3.839 x 10 33 ерг в секунду энергии. Другие звезды во Вселенной могут только отдавать долю солнечной светимости, или несколько кратных ей. Наше Солнце - это звездный критерий.

Массивный выброс корональной массы. Эта фотография показывает размер Земли для сравнения (вверху слева). Предоставлено: NASA / SDO / J. Major.

Представьте, что Солнце окружено рядами прозрачных сфер - как слои лука. Количество энергии, солнечная светимость, проходящее через каждую из этих сфер каждую секунду, - всегда одно и то же. Тем не менее, область поверхности сферы становится больше и больше. Это то, почему дальше вы получаете от звезды меньше света, который видите.

Это называется законом обратных квадратов, и позволяет астрономам вычислять солнечную светимость; фактически, это позволяет им вычислять светимость всех звезд. Ученые отправляли миссии в космос, которые измеряют общее количество энергии, падающей на их датчики. Из этой информации, астрономы могут вычислять, сколько энергии падает на всю Землю, а затем и сколько приходит от Солнца.

И это также работает и для звезд. Космический корабль обнаруживает светимость другой звезды, факторы в расстоянии и помогает вычислить первоначальную светимость звезды.

Хотя наше Солнце стабильное, оно испытывает незначительные изменения в солнечной светимости. Эти изменения вызваны солнечными пятнами, которые затемняют регионы, и яркими структурами на солнечном диске в течение 11-ти летнего солнечного цикла. Подробные измерения, проводимые в течение последних 30 лет, обнаружили, что они не достаточны, чтобы привести к ускорению глобального потепления, которое мы обнаруживаем здесь на Земле.

Каким же образом стало известно, сколько энергии излучает Солнце?

На протяжении почти полутора столетий астрономы и геофизики затратили много усилий для того, чтобы определить солнечную постоянную. Так называется пол­ное количество энергии солнечного излучения всех длин волн, падающее на площадку в 1 см 2 , поставленную пер­пендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы и на среднем расстоянии Земли от Солнца. Определение солнечной постоянной кажется довольно простой зада­чей. Но это только на первый взгляд. В действительности же исследователь сталкивается с двумя серьезны­ми трудностями.

Прежде всего необходимо создать такой приемник излучения, который с одинаковой чувствительностью вос­принимал бы все цвета видимого света, а также ультра­фиолетовые и инфракрасные лучи - одним словом, весь спектр электромагнитных волн. Напомним читателю, что видимый свет, ультрафиолетовое и рентгеновское излу­чение, гамма-лучи, инфракрасное излучение и радиовол­ны в определенном смысле имеют одинаковую природу. Отличие их друг от друга обусловлено лишь частотой колебаний электромагнитного поля или длиной волны. В табл. 2 указаны длины волн лямбда различных областей спектра электромагнитного излучения, а также частоты v в герцах и энергии квантов hv в электронвольтах).

Как показывает табл. 2, видимая область, имея про­тяженность немного менее октавы, составляет весьма небольшую часть всего спектра электромагнитного излу­чения, простирающегося от гамма-лучей с длиной волны в тысячные доли нанометра до метровых радиоволн, бо­лее чем на 46 октав. Солнце излучает практически во всем этом гигантском диапазоне длин волн, и в солнеч­ной постоянной должна учитываться, как уже сказано, энергия всего спектра. Наиболее подходящими для этой цели являются тепловые приемники, например, термо­элементы и болометры, в которых измеряемое излуче­ние превращается в тепло, а показания прибора зависят от количества этого тепла, т. е. в конечном счете - от мощности падающего излучения, но не от его спектраль­ного состава.

Остроумно устроен компенсационный пиргелиометр Ангстрема, изобретенный в 1895 г. и получивший (с не­принципиальными усовершенствованиями) широкое рас­пространение. Представьте себе две рядом стоящие оди­наковые пластинки (из манганина). Обе они покрыты платиновой чернью или специальным черным лаком. Одна из них освещается и нагревается солнечными лу­чами, а другая закрыта шторкой. Через затененную пла­стинку пропускается электрический ток такой силы (ре­гулируется реостатом), чтобы ее температура была рав­на температуре освещенной пластинки. Мощность тока, необходимая для компенсации солнечного нагрева (от­сюда и название прибора - компенсационный пиргелио­метр) является мерой мощности падающего излучения.

Достоинство пиргелиометра Ангстрема в его просто­те, надежности и хорошей воспроизводимости показа­ний. Именно поэтому он уже более 85 лет применяется в разных странах. Тем не менее измерения с ним нуж­даются во внесении некоторых небольших, но трудно­определяемых поправок. Прежде всего никакое черне­ние (в том числе сажей, платиновой чернью и т. д.) не обеспечивает полного поглощения падающих лучей. Ка­кая-то доля их (порядка 1,5-2%) отражается, причем эта доля может меняться с длиной волны. В связи с этим в последние два десятилетия разработаны полост­ные приборы. Схема одного из них (пиргелиометр ПАКРАД-3, серийно выпускаемый фирмой «Лаборато­рия Эппли», США), приведена на рис. 1.

В верхнюю приемную полость l , образованную ци­линдром 2, конусом 3 с двойными стенками и усечен­ным конусом 4, солнечные лучи попадают через преци­зионную диафрагму 5. Термобатарея 6 позволяет опре­делить повышение температуры в верхней конструкции по сравнению с аналогичны­ми точками нижней, устро­енной в точности так же, как и верхняя (только ко­нус в ней развернут на 180° для компактности). Мощ­ность поглощаемого излуче­ния равна мощности тока, который необходимо пропу­стить по обмотке 7, чтобы при закрытой диафрагме 5 вызвать равное повышение температуры.

Поскольку солнечные лу­чи могут выйти из полости 1 только после нескольких отражений, полость, зачер­ненная изнутри таким же лаком, что и пластинки пир­гелиометра Ангстрема, обладает большим коэффициен­том поглощения. Он составляет 0,997-0,998, а в от­дельных случаях доходит до 0,9995. В этом преимуще­ство полостных приборов, получающих широкое распро­странение.

Вторая трудность определения солнечной постоянной порождается земной атмосферой. Последняя ослабляет любое излучение, причем ослабление сильно зависит от длины волны. Синие и фиолетовые лучи ослабляются значительно больше, чем красные, и еще сильнее ослаб­ляются ультрафиолетовые. Излучение с длиной волны меньше 300 нм вообще полностью задерживается земной атмосферой, как и большая часть инфракрасных лучей. К тому же оптические свойства атмосферы крайне непо­стоянны даже при ясной безоблачной погоде.

Из-за того что лучи разных длин волн ослабляются атмосферой по-разному, коэффициент прозрачности нельзя найти, проводя наблюдения в «белом свете» на приборах типа пиргелиометров, которые регистрируют неразложенное в спектр излучение всех длин волн. Со­вершенно необходим спектрометрический прибор. На­блюдения на нем позволят определить значения коэффи­циента прозрачности атмосферы по отдельности для ря­да длин волн. Только после этого можно вычислить по ним поправку за атмосферу к показаниям пиргелио­метра.

Все это очень осложняет определение солнечной по­стоянной с поверхности Земли. Не удивительно, что на­блюдения, сделанные, например, в прошлом столетии, имели низкую точность, и у разных авторов получались значение, различающиеся в 2 раза и более.

Методически самыми лучшими среди наземных опре­делений по праву считаются работы, начатые в 1900 г. и продолжавшиеся в течение нескольких десятилетий под руководством Ч. Аббота. Они показывали резуль­таты, имевшие разброс 2-3% около среднего значения. Сам Аббот интерпретировал этот разброс как реальные изменения солнечного излучения. Однако впоследствии более рафинированный анализ этих же самых наблю­дений показал, что разброс порожден ошибками, свя­занными прежде всего с недостаточным учетом нестабильностей земной атмосферы.

Между тем для метеорологии и ряда других наук о Земле, а также для астрофизики (в частности, физики планет) необходимы как более точное знание этой ве­личины, так и решение вопроса о том, является ли сол­нечная постоянная действительно постоянной, т. е. про­исходят ли и в каких пределах возможные колебания солнечного излучения.

Наиболее кардинальное решение проблемы дает ис­пользование искусственных спутников Земли. Спутники, предназначенные как раз для измерения солнечной по­стоянной, регулярно «работают» последние 10-12 лет. Вынос приборов за пределы атмосферы (конечно, наряду с усовершенствованием самих приборов) позволяет оп­ределять потоки солнечного излучения с невиданной ра­нее точностью - абсолютное значение до 0,3%, а воз­можные колебания до 0,001% от среднего значения. Тем не менее, несмотря на достигнутую точность, проблема колебаний солнечной постоянной до конца не решена. Установлено только, что их амплитуда (если они суще­ствуют) не более 0,1-0,2%. Не вдаваясь дальше в дис­куссию о стабильности солнечного излучения, отметим, что с точностью до 1 % солнечная постоянная составляет 137 мВт/см 2 , или 1,96 кал (см 2 мин) -1 .

Зная величину солнечной постоянной, мы можем по­лучить интересные данные. Рассмотрим некоторый уча­сток земной поверхности и примем, что угол падения солнечных лучей на него равен 60° (высота Солнца над горизонтом 30°). В этом случае, довольно типичном для условий средних широт, до поверхности Земли дойдет примерно 65% от полного потока излучения Солнца, остальное будет задержано атмосферой. Освещенность земной поверхности нужно еще уменьшить вдвое из-за наклонного падения лучей. Легко подсчитать, что при этих условиях на участок размером 5×10 км (равный площади среднего города) от Солнца поступает мощ­ность в 22 млн. кВт, т. е. больше, чем будет давать весь комплекс 5 электростанций, строящихся в Экибастузе. Далее, зная радиус земного шара, равный 6,371 10 8 см, легко найти площадь «поперечного сечения» Земли (1,275 10 18 см 2) и подсчитать, что мощность солнечного излучения, падающего на всю освещенную Солнцем по­ловину земной поверхности, составляет огромную вели­чину - около 1,7 10 14 кВт. Чтобы представить ее более наглядно, достаточно сказать, что солнечной энергии, падающей на дневную полусферу Земли, достаточно, чтобы за 1 с растопить глыбу льда объемом 0,56 км 3 (длиной и шириной 1 км и высотой 560 м) или за 4 ч нагреть от 0 до 100° С и вслед за тем испарить столько воды, сколько ее имеется в Ладожском озере (908 км 3). Наконец, за 26 сут Солнце посылает на Землю энергии больше, чем ее содержатся во всех разведанных и про­гнозируемых запасах угля, нефти и газа и других ви­дов ископаемых топлив. Эти запасы оцениваются в 13 10 12 т так называемого условного топлива (т. е. то­плива с теплотворной способностью 7000 кал/г, или 29,3 10 6 Дж/кг).

Энергетика всех явлений погоды, всех природных процессов, происходящих в земных атмосфере и гидро­сфере, таких, как ветер, испарение океанов, перенос вла­ги облаками, осадки, ручьи и реки и океанические тече­ния, движение ледников - все это в основном преоб­разованная энергия солнечного излучения, упавшего на Землю. Развитие биосферы определяется теплом и све­том, поэтому некоторые виды топлив, а также вся наша пища, по образному выражению К. А. Тимирязева, «есть консерв солнечных лучей».

Приведем еще одну цифру. Среднее расстояние Зем­ли от Солнца (или большая полуось земной орбиты) составляет 149,6 10 6 км. Отсюда полная светимость Солнца равна 3,82 10 23 кВт, или 3,82 10 33 эрг/с; эта ве­личина почти на 17 порядков превосходит мощность крупнейших технических энергоустановок, таких, как наши крупнейшие гидро- и тепловые электростанции.

Ближайшая к нам звезда – это конечно Солнце. Расстояние от Земли до него по космическим параметрам совсем небольшое: от Солнца до Земли солнечный свет идет всего лишь 8 минут.

Солнце – это не обычный желтый карлик, как считали ранее. Это центральное тело солнечной системы, возле которой вертятся планеты, с большим количеством тяжелых элементов. Это звезда, образовавшаяся после нескольких взрывов сверхновых, около которой сформировалась планетная система. За счет расположения, близкого к идеальным условиям, на третьей планете Земля возникла жизнь. Возраст Солнца насчитывает уже пять миллиардов лет. Но давайте разберемся, почему же оно светит? Какое строение Солнца, и каковы его характеристики? Что ждет его в будущем? Насколько значительное влияние оно оказывает на Землю и ее обитателей? Солнце – это звезда, вокруг которой вращаются все 9 планет солнечной системы, в том числе и наша. 1 а.е. (астрономическая единица) = 150 млн. км – таким же является и среднее расстояние от Земли до Солнца. В Солнечную систему входят девять больших планет, около сотни спутников, множество комет, десятки тысяч астероидов (малых планет), метеорные тела и межпланетные газ и пыл. В центре всего этого и находится наше Солнце.

Солнце светит уже миллионы лет, что подтверждают современные биологические исследования, полученные из остатков сине-зелено-синих водорослей. Изменись температура поверхности Солнца хотя бы на 10 %, и на Земле, погибло бы все живое. Поэтому хорошо, что наша звезда равномерно излучает энергию, необходимую для процветания человечества и других существ на Земле. В религиях и мифах народов мира, Солнце постоянно занимало главное место. Почти у всех народов древности, Солнце было самым главным божеством: Гелиос – у древних греков, Ра – бог Солнца древних египтян и Ярило у славян. Солнце приносило тепло, урожай, все почитали его, потому что без него не было бы жизни на Земле. Размеры Солнца впечатляют. Например, масса Солнца в 330 000 раз больше массы Земли, а его радиус в 109 раз больше. Зато плотность нашего звездного светила небольшая – в 1,4 раза больше, чем плотность воды. Движение пятен на поверхности заметил еще сам Галилео Галилей, таким образом доказав, что Солнце не стоит на месте, а вращается.

Конвективная зона Солнца

Радиоактивная зона около 2/3 внутреннего диаметра Солнца, а радиус составляет около 140 тыс.км. Удаляясь от центра, фотоны теряют свою энергию под влиянием столкновения. Такое явление называют — феномен конвекции. Это напоминает процесс, происходящий в кипящем чайнике: энергии, поступающей от нагревательного элемента, намного больше того количества, которое отводится тепло проводимостью. Горячая вода, находящаяся в близости от огня, поднимается, а более холодная опускается вниз. Этот процесс называются конвенция. Смысл конвекции в том, что более плотный газ распределяется по поверхности, охлаждается и снова идет к центру. Процесс перемешивания в конвективной зоне Солнца осуществляется непрерывно. Глядя в телескоп на поверхность Солнца, можно увидеть ее зернистую структуру — грануляции. Ощущение такое, что оно состоит из гранул! Это связано с конвекцией, происходящей под фотосферой.

Фотосфера Солнца

Тонкий слой (400 км) — фотосфера Солнца, находится прямо за конвективной зоной и представляет собой видимую с Земли «настоящую солнечную поверхность». Впервые гранулы на фотосфере сфотографировал француз Янссен в 1885г. Среднестатистическая гранула имеет размер 1000 км, передвигается со скоростью 1км/сек и существует примерно 15 мин. Темные образования на фотосфере можно наблюдать в экваториальной части, а потом они сдвигаются. Сильнейшие магнитные поля, являются отличительно чертой таких пятен. А темный цвет получается вследствие более низкой температуры, относительно окружающей фотосферы.

Хромосфера Солнца

Хромосфера Солнца (цветная сфера) – плотный слой (10 000 км) солнечной атмосферы, который находится прямо за фотосферой. Хромосферу наблюдать достаточно проблематично, за счет ее близкого расположения к фотосфере. Лучше всего ее видно, когда Луна закрывает фотосферу, т.е. во время солнечных затмений.

Солнечные протуберанцы – это огромные выбросы водорода, напоминающие светящиеся длинные волокна. Протуберанцы поднимаются на огромные расстояние, достигающие диаметра Солнца (1.4 млм км), двигаются со скоростью около 300 км/сек, а температура при этом, достигает 10 000 градусов.

Солнечная корона – внешние и протяженные слои атмосферы Солнца, берущие начало над хромосферой. Длина солнечной короны является очень продолжительной и достигает значений в несколько диаметров Солнца. На вопрос где именно она заканчивается, ученые пока не получили однозначного ответа.

Состав солнечной короны – это разряженная, высоко ионизированная плазма. В ней содержатся тяжелые ионы, электроны с ядром из гелия и протоны. Температура короны достигает от 1 до 2ух млн градусов К, относительно поверхности Солнца.

Солнечный ветер – это непрерывное истечение вещества (плазмы) из внешней оболочки солнечной атмосферы. В его состав входят протоны, атомные ядра и электроны. Скорость солнечного ветра может меняться от 300 км/сек до 1500 км/сек, в соответствии с процессами, происходящими на Солнце. Солнечный ветер, распространяется по всей солнечной системе и, взаимодействуя с магнитным полем Земли, вызывает различный явления, одним из которых, является северное сияние.

Характеристики Солнца

Масса Солнца: 2∙1030 кг (332 946 масс Земли)
Диаметр: 1 392 000 км
Радиус: 696 000 км
Средняя плотность: 1 400 кг/м3
Наклон оси: 7,25° (относительно плоскости эклиптики)
Температура поверхности: 5 780 К
Температура в центре Солнца: 15 млн градусов
Спектральный класс: G2 V
Среднее расстояние от Земли: 150 млн. км
Возраст: 5 млрд. лет
Период вращения: 25,380 суток
Светимость: 3,86∙1026 Вт
Видимая звездная величина: 26,75m