Солнечная система: Часть 5

Видео

Конспект

Часть IV: Строение Солнца. Энергетика Солнца и его излучения.

Солнце - уникальная звезда для человечества: мы живем около него. Но она - уникальная звезда для физиков и астрономов, так как она - единственная звезда, которую мы можем изучать «в деталях»: мы с высокой точностью знаем ее массу, знаем не просто размеры, но форму поверхности и ее колебания (если астросейсмология - раздел астрономии, полагающийся на теоретические модели больше, чем на наблюдательные данные, то гелиосейсмология имеет очень обширный массив данных реальных наблюдений). Мы довольно точно промеряли излучение Солнца не только в огромном диапазоне электромагнитных волн, но и в широком диапазоне энергий заряженных частиц, и даже в широком диапазоне энергий нейтрино. Это позволяет физикам строить довольно достоверные модели внутреннего устройства Солнца. Основные характеристики:

Масса: M \approx 1,99 \cdot 10^{30} кг;

Средний радиус: R \approx 6,96 \cdot 10^{8} м, изменение \Delta R / R \approx 10^{-5} ;

Фотонная светимость: P_{\gamma} \approx 3,827 \cdot 10^{26} Вт;

Нейтринная светимость: P_{v} \approx 8,81 \cdot 10^{24} Вт, то есть примерно 2,3 \% от фотонной;

Плотность вещества: в центре около 150 \text{г/см}^{3} , на расстоянии 0,9 \cdot R от центра примерно 1,84 \text{г/см}^{3} , на внешней границе 0,006 \text{г/см}^{3} , средняя - примерно 1,4 \text{г/см}^{3} ;

Температура: в центре около 1,56 \cdot 10^{7} К, на поверхности фотосферы примерно 5780 К.

В соответствии с этими моделями, Солнце находится в состоянии, близком к гидростатическому равновесию (то есть для каждого слоя вещества силы, действующие на слой со стороны физических полей - в первую очередь со стороны гравитационного поля, примерно уравновешиваются силами давления со стороны окружающих слоев). В центральной области с высокими значениями температуры и плотности, идет «ядерное горение» водорода - набор термоядерных реакций синтеза, итогом которых является превращение протонов в ядра гелия с испусканием позитронов и нейтрино: 4 p \rightarrow{ }_{2}^{4} \text{He}+2 e^{+}+2 v_{e} . По расчетам, в Солнце за каждую секунду «сгорает» около 600 млн. тонн водорода. Конкретных реакций в Солнце происходит довольно много. Основной вклад дают реакции так называемой p p (протон-протонной) цепи - 10 разных реакций, происходящих последовательно и параллельно, с участием в промежуточных состояниях ядер дейтерия, гелия-3, лития-7, бора-8, бериллия-7 и бериллия-8. Эти реакции обеспечивают около 98 \% всего энерговыделения. Второй по значимости источник - реакции CNO-цикла (набор реакций с участием изотопов углерода, азота и кислорода) дает вклад примерно 1,6 \% , так что на другие (в том числе неядерные) источники остается небольшая часть. Это энерговыделение обеспечивает не только светимость Солнца, но и нагрев его вещества в центре, что обеспечивает поддержание реакций синтеза (как мы помним, для них необходимая высокие температура и плотность) и поддержание гидростатического равновесия (если бы кто-то смог охладить «ядро» Солнца настолько, что там погасло бы термоядерное горение, то давление вещества не смогло бы противостоять гравитационному сжатию, и радиус Солнца уменьшился бы в десятки раз менее чем за один час). Вещество Солнца - почти полностью ионизированный газ (плазма). В центральной части атомы почти полностью разрушены (хотя вещество в целом в среднем электрически нейтрально, электроны не связаны с ядрами, а движутся хаотически и независимо от них). Нейтральные атомы присутствуют на расстояниях более 0,8 \cdot R от центра. Из ядер более всего встречаются ядра водорода (протоны - около 91 \% ) и гелия-4 (около 8 \% ). Химический состав (массовая доля): водород - около 71 \% , гелий - примерно 27 \% . Доля гелия повышается в центре, доля водорода несколько выше во внешних слоях. Все элементы тяжелее гелия считаются «тяжелыми», и в рамках большинства моделей на них приходится не более 2 \% массы Солнца - более всего углерода, кислорода, неона, азота, железа (самый тяжелый из элементов с «заметным» вкладом), магния и кремния. Ядра тяжелей никеля практически не встречаются.

Внутреннее строение Солнца:

2 Центральная область Солнца (ее часто называют «ядром») - термоядерная «топка», простирается примерно на 25 \% солнечного радиуса. Температура, плотность и давление в ядре очень велики. Яро вращается почти как твердое тело, с небольшими различиями скорости в разных слоях. Период вращения - около 23 земных суток.

Далее идет «зона лучистого переноса» энергии. Передача энергии, выделяющейся в ядре, к фотосфере и более высоким слоям - довольно сложный процесс, идущий параллельно разными способами. Основные способы - перенос энергии электромагнитным излучением и перенос конвективными движениями солнечной плазмы. Зона лучистого переноса начинается от ядра и заканчивается примерно на расстоянии 0,65 \cdot R от центра, и она названа так именно потому, что в ней энергия переносится в основном фотонами, которые, многократно поглощаясь и переизлучаясь, «вытекают» из внутренних слоев Солнца во внешние. При этом потоки вещества в этой зоне не очень заметны, и эта зона, подобно ядру, вращается «почти как единое тело». За ней расположен тахоклин Солнца - переходная узкая (толщиной примерно (0,05-0,07) \cdot R ) зона. Переход происходит от зоны лучистого переноса с «единым» вращением к конвективной зоне, в которой вещество Солнца вращается с сильным различием («дифференциально») на разных широтах, и есть мощные конвективные потоки, которые берут на себя большую часть переноса энергии. Из-за быстрого изменения характера движения плазмы происходит очень интересное изменение магнитного поля - оно меняет величину и направление. Так как между потоками плазмы и магнитным полем есть тесная связь (они очень заметно влияют друг на друга), то «скромный» по толщине тахоклин играет важную роль в солнечном магнетизме и в формировании причудливых потоков плазмы в конвективной зоне и на поверхности Солнца. Конвективная зона простирается от уровня 0,74 \cdot R до «видимой поверхности» Солнца. Слои вещества от этой поверхности и выше называют атмосферой Солнйа. Она начинается с фотосферы (слой раскаленных газов толщиной от 300 до 600 км), в которой рождается значительная часть электромагнитного излучения, «долетаюшего» до Земли. Выше нее - хромосфера (получившая такое название из-за того, что при солнечных затмениях мы ее наблюдаем как окрашенный ободок вокруг Солнца), имеющая толщину около 15 тыс. км, в которой с высотой довольно быстро убывает плотность и растет температура - до величин порядка миллиона К. Наконец, внешняя (очень разреженная и горячая) область атмосферы Солнца называют солнечной короной.

Конечно, у короны, строго говоря, нет определенной границы - входящие в ее состав заряженные частицы могут улетать от Солнца очень далеко (даже за пределы Солнечной системы). Этот поток частиц называют солнечным ветром. Скорость движения частиц этого ветра достигает 400 км/с в районе экватора и 700 км/с вблизи полюсов.

Астрономы ведут постоянные наблюдения за Солнцем, и мы действительно много знаем о нем. Особенно о процессах, идущих вблизи видимой границы и в атмосфере Солнца. А там действительно происходит много интересного. Здесь я в первую очередь говорю о наблюдаемых явлениях, которые относят к солнечной активности. Возмущения движений плазмы и связанные с ними магнитные поля, возникающие и усиливающиеся в тахоклине, «всплывают» сквозь конвективную зону на поверхность. К тому же Солнце «звучит», как акустический резонатор, и эти звуковые волны вызывают колебания его поверхности. Они накладываются на «электромагнитные» движения и взаимодействуют с ними, и в итоге мы наблюдаем множество явлений. Иногда от поверхности Солнца вверх взметаются яркие факелы очень горячей (до 10000 К) плазмы высотой в сотни километров. Иногда из таких факелов образуются целые факельные поля (флоккулы) Иногда мы наблюдаем в фотосфере «темные» области - солнечные пятна. Это определенным образом установившиеся течения плазмы (ячейки конвекиии), сформировавшие «окно», через которое мы видим более холодные области. Очень эффектно выглядят протуберанцы - огромные по размерам (до 10000 км) потоки сравнительно холодной плазмы, движущиеся в магнитном поле по искривленной траектории. Еще более мощно выглядят хромосферные вспышки, охватывающие области с размерами в тысячи км с недолгим, но очень ярким свечением. Астрономы иногда фиксируют вспышки, мощность светового излучения которых оказывается порядка 10^{25} Вт, причем температура образующихся газовых облаков может достигать 30 млн. К. Содержательное описание всех этих явлений требует гораздо более детального исследование их физики, чем то, которое можем позволить себе мы.

Обсудим различные этапы жизни нашего Солнца. Возраст Солнца - около 4,6 млрд. лет, отсчитывая от «поджига» термоядерной реакции. Впрочем, этому предшествовала стадия звездообразования, да и возникло исходное облако материи, впоследствии давшее жизнь Солнечной системе, не на пустом месте. На это указывает очень высокое присутствие ядер очень тяжелых элементов (например, золота и урана), которые не могут образовываться в Солнце - для этого энергетики солнечных процессов не хватает. Скорее всего, снабжение Солнечной системы такими ядрами осуществлено за счет звездных катастроф, произошедших со звездами более ранних поколений - вспышек Сверхновых или столкновений звезд. Согласно современным теоретическим расчетам, состояние, похожее на современное, установилось уже в первый млрд. лет его жизни, и, скорее всего, будет существовать еще полтора - два млрд. лет. Но даже «небольшие» изменения в его структуре радикально изменят условия на Земле. Дело в том, что по мере расходования водорода внешняя оболочка Солнца расширяется, а ядро сжимается и становится горячее. При этом светимость Солнца увеличивается. Примерно через миллиард лет его светимость возрастет на 10 \% от современной, а через 3,5 млрд. лет - на 40 \% , что вызовет резкое повышение температуры на планетах земной группы. Примерно через 7 мрд. лет Солнце станет субгигантом с радиусом почти в 2,5 раза больше нынешнего, а затем ядро разогреется настолько, что запустит процесс ядерного горения водорода в окружающих слоях. Это приведет к «бурному» расширению Солнца, и оно станет красным гигантом, увеличив радиус более чем в 250 раз и потеряв почти треть массы. Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его изменения привели к взрыву Сверхновой, и на ее месте сформируется облако газа и пыли - планетарная туманность, в центре которой останется малая по размерам звезда - белый карлик (см. иллюстрацию). В этом состоянии оно может, постепенно остывая, задержаться надолго даже по «звездным» меркам - дальнейшее будет зависеть от окружения. Конечно, человечеству рано задумываться над тем, как готовиться к изменениям, которые произойдут через сотни миллионов или миллиарды лет - у него явно есть более насущные проблемы, но в целом показательно, что с точки зрения физики последовательность изменений Солнечной системы и ее центральной звезды в целом можно «просчитать».

3