Также по теме

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА

СОЛНЦЕ

В центре Солнечной системы расположено Солнце – типичная одиночная звезда радиусом около 700 000 км и массой 2Ч1030 кг. Температура видимой поверхности Солнца – фотосферы – ок. 5800 К. Плотность газа в фотосфере в тысячи раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. Внутри Солнца температура, плотность и давление увеличиваются с глубиной, достигая в центре соответственно 16 млн. К, 160 г/см3 и 3,5Ч1011 бар (давление воздуха в комнате ок. 1 бар). Под влиянием высокой температуры в ядре Солнца водород превращается в гелий с выделением большого количества тепла; это удерживает Солнце от сжатия под действием собственной силой тяжести. Выделяющаяся в ядре энергия покидает Солнце в основном в виде излучения фотосферы с мощностью 3,86Ч1026 Вт. С такой интенсивностью Солнце излучает уже 4,6 млрд. лет, переработав за это время 4% своего водорода в гелий; при этом 0,03% массы Солнца превратилось в энергию. Модели эволюции звезд указывают, что Солнце сейчас находится в середине своей жизни (см. также ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ).

Чтобы определить содержание различных химических элементов на Солнце, астрономы изучают линии поглощения и излучения в спектре солнечного света. Линии поглощения – это темные промежутки в спектре, указывающие на отсутствие в нем фотонов данной частоты, поглощенных определенным химическим элементом. Линии излучения, или эмиссионные линии, – это более яркие участки спектра, указывающие на избыток фотонов, излучаемых каким-либо химическим элементом. Частота (длина волны) спектральной линии указывает, какой атом или молекула ответственны за ее возникновение; контраст линии свидетельствует о количестве излучающего или поглощающего свет вещества; ширина линии позволяет судить о его температуре и давлении.

Изучение тонкой (500 км) фотосферы Солнца позволяет оценить химический состав его недр, поскольку наружные области Солнца хорошо перемешаны конвекцией, спектры Солнца имеют высокое качество, а ответственные за них физические процессы вполне понятны. Однако нужно отметить, что до сих пор идентифицирована лишь половина линий в солнечном спектре.

В составе Солнца преобладает водород. На втором месте – гелий, название которого («гелиос» по-гречески «Солнце») напоминает, что он был открыт спектроскопически на Солнце раньше (1899), чем на Земле. Поскольку гелий – инертный газ, он крайне неохотно вступает в реакции с другими атомами и также неохотно проявляет себя в оптическом спектре Солнца – всего одной линией, хотя многие менее обильные элементы представлены в спектре Солнца многочисленными линиями. Вот состав «солнечного» вещества: на 1 млн. атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 магния, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также чуть-чуть всех прочих элементов. Таким образом, по массе Солнце примерно на 71% состоит из водорода и на 28% из гелия; на долю остальных элементов приходится чуть более 1%. С точки зрения планетологии примечательно, что некоторые объекты Солнечной системы имеют практически такой же состав, как Солнце (см. ниже раздел о метеоритах).

Подобно тому, как погодные явления изменяют внешний вид планетных атмосфер, вид солнечной поверхности тоже меняется с характерным временем от часов до десятилетий. Однако имеется важное различие между атмосферами планет и Солнца, которое состоит в том, что движение газов на Солнце контролирует его мощное магнитное поле. Солнечные пятна – это те области поверхности светила, где вертикальное магнитное поле настолько велико (200–3000 Гс), что препятствует горизонтальному движению газа и тем самым подавляет конвекцию. В результате температура в этой области опускается примерно на 1000 К, и возникает темная центральная часть пятна – «тень», окруженная более горячей переходной областью – «полутенью». Размер типичного солнечного пятна чуть больше диаметра Земли; существует такое пятно несколько недель. Количество пятен на Солнце то увеличивается, то уменьшается с продолжительностью цикла от 7 до 17 лет, в среднем 11,1 года. Обычно чем больше пятен появляется в цикле, тем короче сам цикл. Направление магнитной полярности пятен меняется на противоположное от цикла к циклу, поэтому истинный цикл пятнообразовательной активности Солнца составляет 22,2 года. В начале каждого цикла первые пятна появляются на высоких широтах, ок. 40°, и постепенно зона их рождения смещается к экватору до широты ок. 5°. См. также ЗВЕЗДЫ; СОЛНЦЕ.

Колебания активности Солнца почти не отражаются на полной мощности его излучения (если бы она изменилась всего на 1%, это привело бы к серьезным переменам климата на Земле). Было немало попыток найти связь между циклами солнечных пятен и климатом Земли. Самое замечательное в этом смысле событие – «минимум Маундера»: с 1645 в течение 70 лет на Солнце почти не было пятен, и в это же время Земля пережила Малый ледниковый период. До сих пор не ясно, был ли этот удивительный факт простым совпадением или он указывает на причинную связь. См. также КЛИМАТ; МЕТЕОРОЛОГИЯ И КЛИМАТОЛОГИЯ.

В Солнечной системе 5 огромных вращающихся водородо-гелиевых шаров: Солнце, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В недрах этих гигантских небесных тел, недоступных для прямого исследования, сосредоточено почти всё вещество Солнечной системы. Земные недра также недоступны для нас, но, измеряя время распространения сейсмических волн (длинноволновых звуковых колебаний), возбуждаемых в теле планеты землетрясениями, сейсмологи составили детальную карту земных недр: узнали размеры и плотности ядра Земли и ее мантии, а также методом сейсмической томографии получили трехмерные изображения перемещающихся плит ее коры. Подобные методы можно применить и к Солнцу, поскольку на его поверхности существует волны с периодом ок. 5 мин, вызванные множеством сейсмических колебаний, распространяющихся в его недрах. Эти процессы изучает гелиосейсмология. В отличие от землетрясений, которые рождают короткие всплески волн, энергичная конвекция в недрах Солнца создает постоянный сейсмический шум. Гелиосейсмологи обнаружили, что под конвективной зоной, занимающей внешние 14% радиуса Солнца, вещество вращается синхронно с периодом 27 сут (о вращении солнечного ядра пока ничего не известно). Выше, в самой конвективной зоне вращение происходит синхронно только вдоль конусов равной широты и чем дальше от экватора, тем медленнее: экваториальные области вращаются с периодом 25 сут (опережают среднее вращение Солнца), а полярные – с периодом 36 сут (отстают от среднего вращения). Недавние попытки применить методы сейсмологии к газовым планетам-гигантам не принесли результатов, поскольку приборы пока не в состоянии зафиксировать возникающие колебания.

Над фотосферой Солнца располагается тонкий горячий слой атмосферы, который можно увидеть только в редкие моменты солнечных затмений. Это хромосфера толщиной в несколько тысяч километров, названная так за свой красный цвет, обязанный линии излучения водорода Ha. Температура почти удваивается от фотосферы до верхних слоев хромосферы, из которых по не совсем понятной причине покидающая Солнце энергия выделяется в виде тепла. Над хромосферой газ нагрет до 1 млн. К. Эта область, названная короной, простирается примерно на 1 радиус Солнца. Плотность газа в короне очень низка, но температура настолько велика, что корона является мощным источником рентгеновских лучей.