Книга: Кара небесная. Космическое миропонимание

2.3. Солнце – исполнитель «кары небесной»

2.3. Солнце – исполнитель «кары небесной»

Солнце – единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (свет необходим для начальных стадий фотосинтеза), определяет климат. Первородная энергия Солнца генерирует водород (~73 % от массы), гелий (~25 % от массы) и другие элементы с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см?. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). Температура поверхности Солнца достигает 6000 К. Удалённость Солнца от Земли, 149 597 870 149 километров, приблизительно равна астрономической единице, а видимый угловой диаметр при наблюдении с Земли, как и у Луны, – чуть больше полградуса (31—32 минуты). Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот более чем за 216 миллионов лет.

Солнце принадлежит к первому типу звёздного населения. Формирование Солнечной системы было вызвано взрывом его поверхности. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится аномально большая доля золота и урана, которые могли бы быть результатом эндотермических реакций, вызванных этим взрывом. Первородная энергия Солнца – основной источник энергии на Земле. Его мощность характеризуется солнечной постоянной – количеством энергии, проходящей через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам. На расстоянии в одну астрономическую единицу (то есть на орбите Земли) эта постоянная равна приблизительно 1,37 кВт/м?. Земля проходит через точку афелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 миллионов километров, а через точку перигелия – в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 миллионов километров. Поскольку разница в расстоянии составляет примерно 5 миллионов километров, то в афелии Земля получает примерно на 7 % меньше тепла. Зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее.

Солнце – магнитоактивная звезда. Она обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью. По этой причине возникают солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра и т. д. На Земле при этом возникают полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы (вызывают головную боль и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям). Несомненно, что солнечная активность играла большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Текущий возраст Солнца, оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,57 миллиардов лет.

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тысяч километров, в которой идут термоядерные реакции от первородной энергии, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м?, а температура в центре ядра – более 14 миллионов градусов кельвина. Анализ данных показал, что в ядре скорость вращения первородной энергии вокруг своей оси приближается к бесконечности. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26 миллионов тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца – 2·10²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м?. Ядро – центральное место на Солнце, в котором первородная энергия превращается в тепло для термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Исходящая энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.

Рис. 78. Внутреннее строение Солнца

Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, – конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 градусов Кельвина, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха. В конвекционной зоне на поверхности возникают гранулы. Скорость вихревых потоков в них составляет в среднем 1—2 км/с, а максимальные её значения достигают 6 км/с. Время жизни гранул составляет 10—15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, вихри в конвекционной зоне способствуют возникновению ячеек Бенара. В этой зоне возникает эффект магнитного динамо и, что порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру.

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100 до 400 километров. Из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 до 4400 градусов Кельвина. Хромосфера – внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 километров, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60—70 тысяч. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 градусов Кельвина. Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки, грануляцию размером до 30 тысяч километров в поперечнике.

Рис. 79. Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode.

Корона – последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 градусов Кельвина, а максимальная, в отдельных участках, – от 8 000 000 до 20 000 000 градусов Кельвина. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме – вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает электромагнитные колебания в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 градусов Кельвина, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер – поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и ? – частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента – медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4—1,6·10⁶ градусов Кельвина и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8·10⁵ градусов Кельвина, и по составу похож на вещество фотосферы. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Полная потеря массы Солнцем составляет за год 2—3·10^?14 солнечных масс. Это эквивалентно потере массы, равной земной, за 150 миллионов лет.

Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 года советской станцией «Луна-1». Наблюдения проводились с помощью сцинтилляционного счётчика и газового ионизационного детектора. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «Маринер-2». В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах.

Рис. 80. Схема искажения магнитного поля Земли под действием солнечного ветра (в масштабе радиуса Земли)

Рис. 81. Масса солнечного вещества, выброшенного в открытый космос. Снимок сделан 24 января 1992 г. в мягком рентгеновском диапазоне.

Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. Эти поля проявляются в фотосфере как солнечные пятна и вызывают такие явления, как солнечные вспышки, генерацию потоков ускоренных частиц, изменения в уровнях электромагнитного излучения Солнца в различных диапазонах, корональные выбросы массы, возмущения солнечного ветра. Одним из показателей солнечной активности является число Вольфа, связанное с количеством солнечных пятен на видимой стороне Солнца. Общий уровень солнечной активности меняется с характерным периодом, примерно равным 11 годам. Существуют вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине XVII века солнечная активность и, в частности, её одиннадцатилетний цикл были сильно ослаблены (минимум Маундера). В эту же эпоху в Европе отмечался Малый ледниковый период. Существует также точка зрения, что глобальное потепление до некоторой степени вызвано повышением глобального уровня солнечной активности во второй половине XX века. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны. Самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений возникла в апреле 1947 года в южном полушарии Солнца. Её максимальная длина составляла 300 тысяч километров, максимальная ширина – 145 тысяч километров. Группа была легко видна невооружённым глазом в предзакатные часы. Согласно каталогу, Пулковской обсерватории, эта группа (№ 87 за 1947 год) проходила по видимой с Земли полусфере Солнца с 31 марта по 14 апреля 1947 года.

Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях. Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее – маленькая точка, называемая по?ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Данные о солнечных циклах

Таблица 7

Рис. 82. Схема начального этапа взрыва поверхности Солнца

Пятна – области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий. При этом линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.