Солнце

расстояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однако

при очень высоких температуре и давлении скорости теплового движения частиц

столь велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них всё же

сближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. В

результате может произойти цепочка превращений, которая завершится

возникновением нового ядра, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, -

ядра гелия.

Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции.

В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться с другими

протонами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в момент

тесного сближения двух протонов произойдёт ещё и другое маловероятное для

ядра событие – распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такой

процесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединяется в

устойчивое ядро атома тяжелого водорода – дейтерия.

Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже на ядро водорода,

только тяжелее. Но в отличии от последнего в недрах звезды ядро дейтерия

долго существовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись ещё с

одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант и

становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумя

нейтронами, как у обычного гелия, а только с одним. Раз в несколько

миллионов лет такие ядра лёгкого гелия сближаются настолько тесно, что

могут объединиться в ядро обычного гелия, “отпустив на свободу” два

протона.

Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядро

обычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гамма кванты

передают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды,

потому что обладают удивительной способностью проникать через огромные

толщи вещества, не задев ни одного атома.

Реакция превращения водорода в гелий ответственно за то, что внутри

Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно,

возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре

выгорит и превратиться в гелий, а как скоро это произойдет?

Оказывается, примерно через 5 миллиардов лет содержание водорода в ядре

Солнца настолько уменьшится, что его горение начнется в слое вокруг ядра.

Это приведет к раздуванию солнечной атмосферы, увеличению размеров Солнца,

падению температуры на поверхности и повышению ее в ядре. Постепенно Солнце

превратится в красный гигант - сравнительно холодную звезду огромного

размера с атмосферой, превосходящей границы орбиты Земли. Жизнь Солнца на

этом закончится, и оно будет претерпевать еще много изменений, пока в конце

концов не станет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже не

происходит никаких термоядерных реакций.

Колебания Солнца. Гелиосейсмология

Гелио? Сейсмология? Какая связь между Солнцем и землетрясением? Или,

может быть, на Солнце тоже происходят землетрясения, или, вернее,

солнцетрясения?

Земная сейсмология основана на особенностях звука( под землёй. Однако

на Солнце сейсмограф (прибор, регистрирующий колебания почвы) поставить

нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими методами.

Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная поверхность

ритмически опускается и поднимается (колеблется), то её приближение-

удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя спектры разных

участков солнечного диска, получают картину распределения скоростей;

конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периоды этих волн лежат

в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Когда же они впервые были открыты,

найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все эти

колебания называются “пятиминутные”.

Скорости колебания солнечной поверхности очень малы – десятки

сантиметров в секунду, и измерить их невероятно сложно. Но часто интересно

не само значение скорости, а то, как оно меняется с течением времени (как

волны проходят по поверхности). Допустим, человек находится в помещении с

плотно зашторенными окнами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. И

вдруг едва заметное движение воздуха чуть сдвигают штору, и в глаза ударяет

ослепляющий солнечный луч. Лёгкий ветерок вызывает столь сильный эффект!

Примерно так же измеряют учёные малейшие изменения лучевой скорости

солнечной поверхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектре Солнца.

Прибор, измеряющий яркость солнечного света, настраивается так, чтобы он

пропускал лишь свет с длиной волны точно в центре какой-либо узкой линии

поглощения. Тогда при малейшем изменении длины волны на вход прибора

попадёт не тёмная линия, а яркий соседний участок непрерывного спектра. Но

это ещё не всё.

Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, её нужно

наблюдать как можно дольше, причём без перерывов, иначе потом нельзя будет

определить, какая это волна – та же самая или уже другая. А Солнце каждый

вечер скрывается за горизонтом, да ещё тучи время от времени набегают…

Первое решение проблемы состояло в наблюдении за Южным полярным кругом

– там Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше ясным

дней, чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктиде

сложно и дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но ещё более

дорог: наблюдение из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся как

побочные исследования (например, на отечественных “Фобосах”, по они летели

к Марсу). В конце 1995 года был запущен международный спутник SOHO (Solar

and Heliospheric Observatory), на котором установлено множество приборов,

разработанных учёными разных стран.

На большую часть наблюдений по-прежнему проводят с Земли. Чтобы

избежать перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают с

разных континентов. Ведь когда в Восточном полушарии ночь, в Западном –

день, и наоборот. Современные методы позволяют представить такие наблюдения

как один непрерывный ряд. Немаловажное условие для этого – чтобы телескопы

и приборы были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупных

международных проектов.

Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные

звуковые волны? Сначала представление об их природе не сильно отличались от

того, что было известно о колебаниях земной коры. Учёные представляли себе,

как процессы на Солнце (например, грануляция) возбуждают эти волны, и они

бегут по поверхности нашего светила, словно морские волны по водной глади.

Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт: оказалось, что

некоторые волны в разных частях солнечного диска связаны между собой

(физики говорят: имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будто

вся поверхность покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она

не видна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные области

имеют тем не менее согласованную картину осцилляции. Исследователи пришли к

выводу, что солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегают

очень большие расстояния и в разных местах солнечного диска видны

проявления одной и той же волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце

“звучит, как колокол”, т.е. как одно целое.

Как и в случае с Землёй, колебания поверхности Солнца – лишь отзвук тех

волн, которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центра

Солнца, другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойства

разных частей солнечных недр. Изучая волны с разной глубиной проникновения,

удалось даже построить зависимость скорости звука от глубины! А поскольку

из теории известно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкое

изменение скорости звука, удалось определить, где начинается солнечная

конвективная зона. Это не сегодня одно из важнейших достижений

гелиосейсмологии.

Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалось

выяснить причину колебаний солнечной поверхности. Считается, что наиболее

вероятный источник колебаний – грануляция: выходящие на поверхность потоки

раскалённой плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во все

стороны волны. Однако на деле всё не так просто, и теоретики пока не

смогли удовлетворительно описать эти процессы. В частности, неясно, почему

волны столь устойчивы, что могут обежать всё Солнце, не затухая?

С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя

часть Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружные слои.

Неравномерное вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое же

воздействие, как трещина на колокол. В результате “звук” становится не

очень чистым – изменяются существующие периоды колебаний и появляются

новые. Это даёт возможность исследовать вращение внутренних слоёв, которое

другими методами пока изучать нельзя. Считается, что именно благодаря

неравномерному вращению Солнца имеет магнитное поле.

Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся сейчас область науки

возникла из, казалось бы, ничём не примечательных измерений движений

солнечной поверхности.

Солнечная атмосфера

Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая

оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целиком

состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом

внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может

беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее

пространство.

Фотосфера

Атмосфера Солнца начинается на 200 – 300 км глубже видимого края

солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой.

Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного

радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной

стратосфере, и сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура

фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых

верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы

воспринимаем, около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные

атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняются относительно

немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной

природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с

двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком, внешнем,

наиболее “холодном” слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомы

водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются

легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других

металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую

часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего

непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Потому видимый край

Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнца основаны на изучении его спектра –

узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга.

Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил

Ньютон и воскликнул: “Спектрум!” (латинское Spectrum – “видение”). Позже в

спектре Солнца заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815

году немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание таких

линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что

фраунгоферовы линии соответствуют узким участкам спектра, которые сильно

поглощаются атомами различных веществ.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали

фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами,

разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом

перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более

холодных.

Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика

(200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание

происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца

играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте

именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными

магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной

активности.

Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в

небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные

магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле.

Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперёк

линии магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах

перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная

область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется

совсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только в раз

десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в

виде едва заметной – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до

нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят

из тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структура которой придаёт

пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы,

называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной

атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греческое “сфера цвета”) названа так за свою красновато-

фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как

клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего

Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из

продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих её вид горящей травы.

Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а

плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15

тысяч километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и

магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество

нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской

микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются

столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество

становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы

поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной

атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов

– и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать

причудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочие

ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают

неподвижными или медленно изменяющимися, окруженные плавными изогнутыми

струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на

десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования

солнечной атмосферы – протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной

линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного тёмными,

длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и

хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно

разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в

хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями

активных областей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном

Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 году. Щель

спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если

вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения.

Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно

изучить их по частям. Спектр протуберанца, как и хромосферы, состоит из

ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения

других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений,

внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в

секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также

часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих её

газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру

областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они

длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных

линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов

свечения отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки

раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение:

порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения

Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – всё это проявление

солнечной активности. С повышением активности число этих образований на

Солнце становится больше.

Корона

Страницы: 1, 2, 3