Описание

Солнце
– это центр, доминирующее светило в нашей Солнечной системе. И хотя эта звезда играет огромную роль для нашей планетарной системы, в масштабе Вселенной у этого светила довольно средние физические параметры, стоящие на уровне звезды-карлика. Солнце — это громадный шар из плазмы (насыщенного ионами газа), который в основном состоит из водорода и гелия.

Строение Солнца, известное как по наблюдениям, так и как результат построения теоретических моделей, слоистое. В центре расположено ядро, в котором протекают цепные термоядерные реакции. Вокруг ядра находятся участки циркулярной конвекции и радиационного переноса. Самая внешняя оболочка — это фотосфера, хромосфера и корона.

Хотя ядро невозможно разглядеть непосредственно, физические параметры в его недрах известны с высокой степенью точности. Внутри ядра сохраняется температура 15 млн оК и плотность около 100 г/см3. Такие условия позволяют протекать ядерным процессам, в ходе которых водород превращается в гелий в ходе реакции, известной как «протон — протон». Во время этой реакции высвобождается огромное количество энергии. При формировании одного ядра гелия выделяется приблизительно 6 сотен млрд. калорий.

Энергия, возникающая во время термоядерных преобразований, позволяет Солнцу поддерживать своё существование и не коллапсировать под влиянием силы тяжести собственной массы. Наша звезда находится в состоянии баланса между двумя этими силами примерно 4,5 млрд. лет, и предполагается, что водород, находящийся в ядре, обеспечит его устойчивость еще на достаточно длительный период.

Единственными частицами, производимыми во время ядерных процессов на Солнце, которым удается не взаимодействовать с материей, являются нейтрино, которые переносят информацию «из первых уст» из недр нашего светила.

В процессе ядерных реакций, проистекающих в самом сердце Солнца, высвобождается большое множество гамма-лучей. Они стремятся вырваться за пределы звезды, таким образом «оголив» ядро. Но существование верхнего слоя тормозит их выход во внешние просторы. Таким образом, гамма-лучи много раз производят взаимодействие со встречающейся на их траектории материей и повторно излучаются далее. Слой нашей звезды, в котором имеют место эти события, называется областью излучательного переноса, так как фотоны здесь множатся из-за «излучения», одного из трех вероятных способов распространения, а именно — электромагнитного излучения (два остальных: конвекция и проводимость).

Процессы впитывания и вторичного излучения настолько сильны, что выпускаемой в виде гамма-излучения энергии, для того чтобы выйти на поверхность, нужны миллионы лет. Это значит, что доходящий до нас сейчас солнечный свет родился от тепла, появившегося в его недрах миллионы лет назад.

В течении процессов сталкивания гамма-частицы теряют часть энергии. В определённой точке их энергия, сначала весьма высокая, становится равна термической энергии солнечной материи. С этого момента преобладающим становится механизм конвекции. В отличие от области радиационного переноса, где энергия переносится гамма-лучами, в конвективной зоне излучение и материя имеют равную температуру, и большую часть энергии здесь переносит материя.

Высший предел конвективной зоны имеет вид мелких гранул, видоизменяющихся в течение нескольких минут, так называемых рисовых зерен, которые видны на солнечной поверхности даже через телескоп с довольно скромными возможностями.

Внешний слой центра нашей системы состоит из фотосферы и хромосферы. Фотосфера, которая является видимой поверхностью Солнца, имеет глубину примерно 500 км и температуру около 6000 oК.

Солнце

Солнце


В фотосфере присутствует немалая активность в первую очередь в виде темных зон, так называемых солнечных пятен. За ними вели наблюдение еще в античные времена, однако, несмотря на это, до сих пор их настоящая природа мало известна.

Позднее, с прошествием некоторого времени, Галилей «вновь открыл» пятна на Солнце, хотя это «открытие» и длительно оспаривалось иезуитом Кристофером Шейнером. Наблюдение за солнечными пятнами среди прочего, привело к коллапсу ористотелевско-птолемеевской модели Вселенной, по которой светила являются идеальными неразделимыми сферами. Систематические наблюдения за солнечными пятнами были начаты приблизительно в середине XVIII века.

Какой вид имеют солнечные пятна со стороны. Солнечные пятна кажутся темными, но не из-за того, что они реально черные. Просто они более холодные по сравнению с окружающей их фотосферы. Вокруг самой темной области пятна, так называемой тени, есть промежуточная светлая зона, так называемая полутень. Температура тени приблизительно равна 4,3-4,8 тыс. oК, то есть приблизительно на 1000-1500° ниже температуры фотосферы. А вот накалённость полутени равна примерно 5400-5500 oК. Интенсивность света в тени составляет приблизительно 32% от интенсивности свечения фотосферы, а полутени — 80%. Похоже, что снижение температуры внутри пятен связано с сильными магнитными полями, открытыми Джорджем Эллери Хейлом в 1908 году и зарегистрированными в этой области. Такие поля мешают постоянному конвективному движению солнечной материи, находящейся в состоянии плазмы и пытающейся изнутри вылезть на поверхность.

Солнечные пятна могут доходить до таких внушительных (от 7 тыс. до 50 тыс. км) параметров, что их возможно разглядеть без специальных приборов, хотя, конечно же, через защитные фильтры. Они могут появляться по одному, но обычно, формируются группами. Кроме этого, пятна перемещаются по поверхности Солнца: как сами по себе, так и гораздо сильнее из-за неравномерного обращения Солнца. Не будучи твердым космическим объектом, оно вращается быстрее в ближайших к середине зонах (где период вращения составляет 27 сут), чем в полярных участках (около 31 сут).

Известно, как минимум, с XVIII века, что интенсивность и частота пятен циклически варьируются с периодичностью примерно 11 лет. То есть в течение этого периода на солнечном диске растёт количество пятен, достигая максимума. Затем оно уменьшается, доходя постепенно до стартового уровня. Средняя длительность цикла (11,07 лет) колеблется в рамках от 7 до 15 лет.

В минимальной фазе зачастую бывает, что на Солнце пятна отсутствуют вообще, иногда даже достаточно длительное время (сутки или даже недели). А вот в максимальных фазах можно без труда наблюдать 10-20 групп, а также отдельные пятна. Последний максимум цикла был в начале 2001 года.

И хотя еще не совсем ясно, но, похоже, что солнечный цикл является результатом взаимодействия между магнитным полем Солнца и зонами конвекции на поверхности.

Исторически зафиксированы довольно длительные нерегулярные периоды, когда возникает впечатление, что солнечная деятельность застыла полностью и окончательно. Ближайший к нам по времени такой период известен в научном обществе, как «минимум Маундера», начавшийся в 30-е годы XVII века и продлившийся примерно три четверти века.

Кроме солнечных пятен, солнечная активность выражается и в других проявлениях. Так, например, вспышки, мощные взрывы, охватывающие обширные области поверхностного слоя Солнца, особенно рядом с пятнами. Длительность вспышек обычно составляет десятки минут, а порой доходит до часа. Фаза, в которой выделяется большая часть энергии, соотносится с наибольшей яркостью и длится считанные минуты. Этой весьма быстрой фазе предшествует «подготовка» к очень большому выбросу рентгеновских и ультрафиолетовых лучей и особого излучения водородного спектра, так называемые линии Н-альфа, характерного красного, типичного для хромосферы оттенка. Кроме этих выбросов фотонов и частиц, исходит большое количество радиоволн, подобный процесс легко смоделировать на Земле. Спустя несколько часов частицы, ускоренные вспышкой, добираются до нашей планеты, порождая полярное сияние заметной силы и электромагнитные бури, приводящие к неполадкам в телекоммуникационных сетях и аппаратуре в глобальных масштабах.

Вспышки — не единственный инцидент взрывного типа, встречающийся на поверхности нашего светила. Помимо них, известны еще так называемые протуберанцы. Это менее зрелищные, события; это также взрывы, но значительно более тихие. Тем не менее, во многих случаях протуберанцы ассоциируются со вспышками. Цикл протуберанца обычно происходит гораздо менее импульсивно, чем вспышки. И что больше всего поражает зрителя, это внушительное зрелище выбрасывания материи. Форма их в большей или меньшей степени похожа на дугу, восходящую над хромосферой. Бывают различные типы протуберанцев, с длительностью от пары минут до нескольких суток.

Солнце

Солнце


Над фотосферой, как уже отмечалось, расположена хромосфера, в которой температура бывает до 10 тыс. oК. Она обнаруживается в виде яркого кольца розоватого оттенка вокруг Солнца во время полных солнечных затмений. Исследования солнечного диска с помощью подходящей аппаратуры, которая даёт возможность выделить свет, испускаемый хромосферой, показывают, что поверхность Солнца словно покрыта нитями раскаленного газа. Это небольшие выбросы водорода, направленные вверх по типу протуберанцев. Такие выбросы газа называются «спикулами» и могут доходить в высоту более 10 тыс. км. Они могут продлиться около 5 мин.

И наконец, хромосфера перетекает в самую внешнюю часть Солнца — корону. Вблизи хромосфера невероятно ярка и не равномерна, в межпланетном пространстве она имеет более бледный вид.

Температура короны чрезвычайно высокая — миллионы градусов. Факторы этого еще не до конца исследованы.

В течение обычного цикла солнечной деятельности корона растет, становясь все более симметричной, приобретая острые зубцы и глубокие впадины. Наибольшая равномерность встречается в периоды максимума солнечной активности, тогда как в минимальные периоды солнечной активности корона кажется сплющенной на экваторе, а на полюсах — почти исчезает.

Солнце высвобождает огромное количество заряженных частиц, из которых формируется непрерывный поток, стремящийся к самым окраинным зонам нашей планетарной системы. Такие потоки частиц получили название «солнечный ветер».

У солнечного ветра скорость равна примерно 400 км/с, а плотность — 10 частиц на один см. куб., то есть в миллиард миллиардов раз менее, чем плотность земной воздушной оболочки.

Солнечный ветер состоит в основном из протонов и электронов, однако в нем имеются также ядра гелия и других элементов.

Солнечный ветер не бесконечно странствует в межзвездном пространстве, потому что частицы так или иначе вступают во взаимодействие с межзвездной средой — разреженным газом и утрачивают свою кинетическую энергию. Область, где заканчивается солнечный ветер, именуется «гелиопаузой» и обозначает пределы «сферы влияния» Солнца.

Характеристики Солнца:

Масса (Земля = 1) — 332 946
Объем (Земля = 1) — 1 303 600
Средняя плотность — 1,41 г/см3
Период вращения (относительно экватора) — 27 суток
Экваториальный диаметр — 1 392 000 км
Температура ядра — 14 000 000 oK
Температура поверхности — 5770 oK
Плотность ядра — около 100 г/см3
Мощность испускаемого излучения — 3,86 * 1023 кВт
Сила притяжения на поверхности (Земля = 1) — 27,9
Период обращения вокруг центра Галактики — 225 млн. лет

Источник: great-galaxy.ru