Солнце

Солнце — источник жизни на Земле. Оно даёт свет, тепло, обеспечивает жизнедеятельность всего растительного и животного мира.

ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

Солнце — лишь одна из бесчисленного множества звёзд, существующих во Вселенной. Благодаря своей близости к Солнцу мы имеем возможность изучать происходящие на нём процессы и по ним судить об аналогичных процессах в звездах, непосредственно невидимых из-за колоссального их удаления.
Шарообразное Солнце представляется нам светящимся диском. Видимая поверхность Солнца называется фотосферой, радиус которой считается радиусом Солнца.
На среднем расстоянии Земли от Солнца, равном а = 1 a.e. = 1,5·10⁸ км, угловой радиус фотосферы равен Ɵ = 16′, поэтому линейный радиус Солнца

R = a · sin Ɵ = 1,5 · 10⁸ км · 0,00465 = 700 000 км,

что в 109 раз превышает радиус Земли.
Масса Солнца М = 2 · 10³⁰ кг Средняя плотность Солнца ρ = 1400 кг/м³.
Ускорение свободного падения на поверхности Солнца в 28 раз больше, чем на поверхности Земли, и равно 274 м/с².

На фотографических снимках Солнца часто видны тёмные пятна, возникающие в его фотосфере. Их можно увидеть в телескоп, если изображение Солнца спроектировать на белый лист бумаги, установленный за окуляром.
Если в течение нескольких дней следить за пятнами, то можно заметить их перемещение, что указывает на вращение Солнца вокруг оси. Такие наблюдения показали, что Солнце вращается не как твёрдое тело. Период его обращения вокруг оси вблизи экватора составляет 25 суток, а вблизи полюса 30 суток. Линейная скорость вращения Солнца на экваторе составляет 2 км/с.
Измерения освещённости, которую создаёт Солнце на Земле, показали, что на земную поверхность площадью в 1 м², расположенную перпендикулярно к солнечным лучам, ежесекундно поступает от Солнца 1370 Дж энергии. Это значение солнечной энергии получило название солнечной постоянной Е = 1,37 кВт/м².
По ней можно рассчитать светимость Солнца L, или мощность солнечного излучения, энергию,
излучаемую Солнцем за 1 с со всей его поверхности.
Для этого достаточно умножить солнечную постоянную на площадь сферы, в центре которой находится Солнце, а радиус равен расстоянию от Земли до Солнца а = 1,5·10¹¹ м. Так как площадь сферы радиуса а, равна S = 4па², то светимость Солнца
L = S·E = 4 · 3,14 · (1,5 · 10¹¹м)² · 1,37 · 10³ Вт/м² = 4 · 10²⁶ Вт.

Если принять, что мощность современных атомных электростанций близка к 10⁹ Вт, то Солнце излучает почти в 4 · 10¹⁷ раз больше энергии, чем производит каждая такая электростанция.
На долю Земли приходится всего лишь одна двухсотмиллиардная доля энергии, излучаемой Солнцем, но её достаточно для поддержания многообразия жизни нашей планете.
Судить о температуре Солнца (и звёзд) мы можем только по его излучению. Солнце является источником излучений различных длин волн: от длинноволнового радио- до коротковолнового рентгеновского и гамма-излучения.
По наличию спектральных линий астрономы определяют химический состав Солнца. Оказалось, что Солнце почти на 71% состоит из водорода, 27% составляет гелий, на остальные химические элементы приходится около 2% массы.
Астрономы предполагают, что излучение Солнца близко по своим характеристикам излучению абсолютно чёрного тела. Согласно закону Вина, длина волны, на которую приходится максимум излучения l max, связана с температурой Т формулой

Жёлтый цвет Солнца указывает на то, что максимум его излучения приходится на длину волны λ maх = 4,8·10^-7м, следовательно, температура Солнца должна быть
T = 2,9 ·10^-3/4,8 ·10^-7 = 6000 К.
Другой метод оценки температуры основан на законе Стефана-Больцмана, который гласит: мощность излучения с квадратного метра поверхности абсолютно чёрного тела і пропорциональна четвёртой степени его абсолютной температуры, т. е.
і = QТ⁴ Вт/м²,
где Q = 5,67·10-8 Вт/(м². К) — постоянная величина.
Так как площадь солнечной поверхности S = 4пR², то
светимость Солнца
L=i S = Q T⁴ · 4пR² = 4 · 10²⁶ Вт.
Отсюда следует, что температура солнечной фотосферы

Подставляя в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Т = 5800 К.
Вычисленная по закону Стефана-Больцмана температура несколько отличается от температуры, полученной по закону смещения Вина, но эти различия невелики.
При столь высокой температуре фотосфера находится в газообразном состоянии и бурное перемешивание в ней газа приводит к непостоянству температуры различных участков. Поэтому среднюю температуру солнечной фотосферы можно считать близкой к 6000 К.

СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ

Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых верхних слоях, в атмосфере.
Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера имеет толщину около 200 км, плотность вещества в ней 10^-5 кг/м³, что значительно меньше плотности земной атмосферы.
Несмотря на малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его подфотосферные слои. В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции.
Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зёрна, составляют 1–2″, но линейные их размеры измеряются тысячами километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении. Гранулы живут от 5 до 10 мин, на их месте появляются новые.

Исследование характера движения вещества в гранулах показало, что в центре более яркой и горячей части гранулы происходит подъём из-под фотосферы более горячего вещества и опускание под фотосферу более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу. Скорость подъёма и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300^о К. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоёв Солнца путем конвекции.
На ярком фоне фотосферы наблюдаются тёмные пятна. Размеры солнечных пятен могут достигать свыше 100 000 км. Такие крупные пятна хорошо видны даже невооружённым глазом (конечно, только сквозь тёмный светофильтр).
На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно нам кажется чёрным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5-10 раз меньше яркости окружающей фотосферы, а их реальный цвет красноватый. По этим измерениям, используя закон излучения Стефана-Больцмана, легко оценить температуру пятен, которая оказалась около 4500 К.
Наблюдения показали наличие сильного магнитного поля в пятнах. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10^-4 — 10^-5 Тл.
Сильное магнитное поле пятен является причиной их низкой температуры. Это объясняется тем, что вещество фотосферы представляет собой плазму, состоящую заряженных частиц. Сильное магнитное поле тормозит движение плазмы, замедляет её конвекцию и тем самым ослабляет поступление тепла из внутренних слоёв Солнца. В результате температура вещества в области пятен
уменьшается, и пятна выглядят тёмными на фоне яркой фотосферы.
На рисунке показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения. На снимке хорошо видна внешняя часть солнечной атмосферы — корона, имеющая вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. Солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца.
Наблюдения показали, что солнечная корона нагрета до температуры около 2 · 10⁶ К. При такой температуре вещество короны представляет собой полностью ионизованную плазму, которая в основном излучает в рентгеновских лучах. И действительно, при наблюдениях в рентгеновские телескопы, которые установлены на космических астрономических обсерваториях за пределами земной атмосферы, солнечная корона представляется в полной красе, в то время как поверхность Солнца — её фотосфера —
практически не видна.

Во время полных солнечных затмений на краю Солнца во внутренних слоях солнечной короны наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Одни из них — спокойные протуберанцы — в течение многих часов висят над солнечной поверхностью, другие — эруптивные (взрывные) — внезапно с огромной скоростью взлетают над поверхностью, быстро поднимаются до высоты в десятки и даже сотни тысяч километров и также быстро падают
вниз.
Из короны в межпланетное пространство истекает непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому солнечное притяжение не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 400 км/с.

СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

Наблюдения показывают, что число солнечных пятен меняется со временем с периодом около 11 лет.
Когда наблюдается максимальное число пятен, то говорят о максимуме солнечной активности. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев, одновременно с солнечной активностью меняется и форма солнечной короны.

Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки, во время которых выделяется колоссальная энергия — в течение десятка минут до 10²⁵ Дж энергии.
Благодаря наблюдениям со спутников учёные установили, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового излучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение.
Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой
кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав
ядра атомов водорода, гелия, а также электроны.

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ И ИСТОЧНИК ЭНЕРГИИ СОЛНЦА

Мы не можем непосредственно заглянуть внутрь Солнца, поэтому представление о его внутреннем строении получаем только на основе теоретического анализа, используя наиболее общие законы физики и такие характеристики Солнца, как масса, радиус, светимость.

ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

Солнце не расширяется и не сжимается, оно находится в гидростатическом равновесии, так как силе гравитации, стремящейся сжать Солнце, препятствует сила газового давления изнутри.
Газовое давление внутри Солнца равно 8,9 10¹⁸ Па, которое в 900 млн. раз больше нормального атмосферного давления. Средняя температура солнечного вещества составляет 4 10⁶ К, а на поверхности Солнца она равна 6000 К, означает, что температура Солнца меняется с глубиной.
Более точные расчёты показывают, что температура центре Солнца превышает среднюю почти в 3,5 раза и достигает значения 14 млн К (Т = 1,4 · 10⁷ К). На расстоянии 0,7R температура падает до 10⁶ К. Плотность вещества в центре Солнца равна 1,5 10⁵ кг/м³, что более чем в 100 раз выше его средней плотности.
Термоядерные реакции протекают в центральной области Солнца радиусом, равным 0,3R. Эта область получила название ядра. Вне ядра температура недостаточна для протекания термоядерных реакций.

ИСТОЧНИК ЭНЕРГИИ СОЛНЦА

Для поддержания наблюдаемой светимости Солнца в течение длительного времени необходимы достаточные запасы его внутренней энергии и процессы, перерабатывающие эту энергию в
излучение.
Солнце, по современным данным, существует около 5 млрд лет, причём его светимость за это время существенно не изменилась, следовательно, запасов внутренней энергии солнечного вещества должно хватить ещё на миллиарды лет. Поэтому единственным приемлемым источником энергии являются термоядерные реакции синтеза химических элементов.
При реакции синтеза из четырёх ядер атомов водорода (четырёх протонов) образуется ядро атома гелия, два позитрона, два нейтрино и выделяется энергия связи Е = 4,3 · 10^-12 Дж:

4H → He + 2e⁺ + 2v + ∆Е.

Для протекания ядерных реакций необходима температура в несколько миллионов кельвинов,
при которой участвующие в реакции частицы с одинаковым электрическим зарядом смогли бы получить достаточную энергию для взаимного сближения, преодоления электрических сил отталкивания и слияния в одно новое ядро. Именно такие реакции протекают в недрах Солнца.
Расчёты показывают, что в результате термоядерных реакций синтеза из водорода массой 1 кг образуется гелий массой 0,99 кг и выделяется около 9 · 10¹⁴ Дж энергии.
Теперь можно оценить, на сколько времени хватит запасов водорода, чтобы поддерживать наблюдаемое свечение Солнца — время жизни Солнца.
Запас ядерной энергии
E = M · Е = 2 · 10³⁰ кг · 9 · 10¹⁴ Дж/кг = 1,8 · 10⁴⁵ Дж.
Если учесть, что Солнце состоит на 70% из водорода и ядерные реакции протекают только в центре, в солнечном ядре, масса которого составляет около 0,1М, а температура достаточно высокая для протекания термоядерных реакций, то
Е_с = 0,7 · Е = 1,26 · 10⁴⁴ Дж.
Если поделить эти запасы ядерной энергии на светимость Солнца L, то мы получим время жизни Солнца:
t = Е_с/Lo = 1,26 · 10⁴⁴ Дж/4·10²⁶ Вт = 3 · 10¹⁷ с = 10¹⁰ лет.
Таким образом, запасов энергии на Солнце хватит на 10 млрд лет. По современным данным, Солнце существует уже около 5 млрд лет.

СТРОЕНИЕ СОЛНЦА

Энергия, выделившаяся в ядре Солнца, переносится наружу, к поверхности, двумя способами: лучистым и конвективным. В первом случае Энергия переносится излучением, во втором при механических движениях нагретых масс вещества.
Лучистый перенос энергии происходит в ядре и далее до расстояний (0,7—0,8)R от центра Солнца, далее к поверхности энергия переносится конвекцией. Проявление конвекции наблюдается в виде грануляции в фотосфере. Время, которое требуется энергии, выделившейся в ядре, чтобы достигнуть поверхности Солнца, составляет несколько миллионов лет. Так что тот свет, который доходит до Земли сегодня, был выработан в термоядерных реакциях в центре Солнца несколько
миллионов лет назад.

Интересен сам механизм лучистого переноса. Гамма-излучение, возникающее при термоядерных реакциях, сразу поглощается атомами окружающего вещества. Атом при этом возбуждается, а затем быстро излучает гамма-квант, переходя в исходное состояние. Излучённый атомом квант уже движется в другом направлении. Далее это излучение поглощается и переизлучается другими атомами, направление излучения всё время меняется. Таким образом, излучение движется наружу не по прямой вдоль радиуса, а по ломаной, длина которой значительно больше радиуса Солнца. Пройти радиус Солнца по прямой излучение может почти за 2 с, в действительности путь излучения настолько удлиняется, что энергия, переносимая им, выходит наружу около миллиона
лет. На своём пути наружу излучение претерпевает такие изменения, что гамма-лучи, которые
возникли в центре Солнца, выходят наружу в форме излучения видимого диапазона длин волн.

СОЛНЕЧНЫЕ НЕЙТРИНО

Конечно, астрономы ищут способы заглянуть внутрь Солнца и проверить теоретические представления о его строении. На этом пути им на помощь пришли физики, изучающие элементарные частицы. Дело в том, что при термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино.
Выяснилось, что, в отличие от другого излучения,нейтрино практически не задерживается веществом. Возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью света, они через 2 с покидают поверхность Солнца и через 8 мин достигают Земли.

Если бы удалось измерить этот поток нейтрино от Солнца, то мы смогли бы непосредственно судить о физических процессах, протекающих внутри Солнца.
Для наблюдения солнечных нейтрино советский академик Б. М. Понтекорво предложил способ их обнаружения по регистрации ядер атомов аргона, образующихся при взаимодействии хлора с нейтрино.
Для этого под руководством американского ученого Дж. Дэвиса был изготовлен большой резервуар объёмом 400 м³, наполненный жидким веществом, в состав которого входили атомы хлора.
Почти сорокалетнее исследование Дэвиса показало, что обнаруженный поток солнечных нейтрино соответствует расчетному потоку и нашим основным представлениям о внутреннем строении Солнца.

Задачи:

1. На сколько уменьшится мощность Солнца, если солнечная постоянная станет равной E = 1 кВт/м²
2. Определить на какой период хватит запасов энергии Солнца, если масса уменьшится на 4 · 10²⁹ кг
3. Каков будет запас энергии Солнца в то момент, когда количество атомов водорода, содержащегося в звезде, уменьшится на 20%

Контрольные вопросы:

1. Каковы основные характеристики Солнца.
2. Каково строение солнечной атмосферы.
3. Что такое солнечная активность.
4. Как протекают термоядерные реакции на Солнце.
5. Какова температура в центре Солнца.
6. Что является источником энергии Солнца.
7. Что такое солнечное нейтрино.