Солнечная система

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 \ \item Плотность вещества: в центре около 150 $г/см^{3}$, на расстоянии $0,9 \cdot R$ от центра примерно 1,84 $г/см^{3}$, на внешней границе 0,006 $г/см^{3}$, средняя - примерно 1,4 $г/см^{3}$; \item Температура: в центре около $1,56 \cdot 10^{7}$ К, на поверхности фотосферы примерно 5780 К. \end{itemize} 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: $4 p \rightarrow{ }_{2}^{4} He+2 e^{+}+2 v_{e}$. 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 \ Внутреннее строение Солнца: Центральная область Солнца (ее часто называют «ядром») - термоядерная «топка», простирается примерно на $25 \ 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 ча...