Галактика



Планетарий   Аппараты   Seti@Home   Поиск   Вселенная: Чужие   EVE-Online  
Новости: 2016   2009   2008   2007   2006   2005   2004-2002

Солнце

Описание

Солнце - центральная звезда, доминирующая в Солнечной системе. И хотя она имеет огромное значение для нашей планетарной системы, во вселенском масштабе у этого светила средние физические характеристики, сравнимые со звездой-карликом. Солнце - это огромный шар из плазмы (то есть ионизированного газа), состоящий в основном из водорода и гелия.

Структура Солнца, известная как по наблюдениям, так и в результате построения теоретических моделей, слоистая. В центре находится ядро, в котором происходят цепные термоядерные реакции. Вокруг ядра расположены зоны циркулярной конвекции и радиационного переноса. Самая внешняя зона - это фотосфера, хромосфера и корона.

Хотя ядро нельзя увидеть непосредственно, физические условия в его недрах известны достаточно точно. Внутри ядра держится температура 15.000.000 оК и плотность почти 100 г/см3. Такие условия позволяют происходить ядерным реакциям, преобразующим водород в гелий в ходе процесса, известного как реакция "протон - протон". Во время этой реакции высвобождается большое количество энергии. При образовании одного ядра гелия выделяется около 600 млрд. калорий.

Энергия, образующаяся во время ядерных реакций, позволяет Солнцу самоподдерживаться и не коллапсировать под влиянием гравитации собственной массы. Наша звезда находится в равновесии между двумя этими силами приблизительно 4,5 млрд. лет, и предполагается, что водород, содержащийся в ядре, обеспечит его стабильность еще на достаточно длительное время.

Единственные частицы, производимые во время ядерных реакций на Солнце, которым удается не взаимодействовать с материей, - это нейтрино, которые несут информацию "из первых рук" из недр нашей звезды.

В ходе ядерных реакций, происходящих в самой середине Солнца, возникает большое количество гамма-лучей. Они стремятся выйти за пределы звезды, "оголив" ядро. Но существование верхнего слоя останавливает их бегство во внешнее пространство. Таким образом, гамма-лучи многократно вступают во взаимодействие со встречающейся на их пути материей и повторно излучаются дальше. Слой Солнца, в котором происходят эти феномены, называется зоной излуельного переноса, поскольку фотоны здесь множатся из-за "излучения", одного из трех возможных способов распространения, а именно - электромагнитного излучения (два других: конвекция и проводимость).

Процессы абсорбции и повторного излучения настолько интенсивны, что выделяемой в виде гамма-излучения энергии, для того чтобы вырваться на поверхность, требуются миллионы лет. Это означает, что доходящий до нас сегодня свет Солнца родился от жара, возникшего в его недрах миллионы лет назад.

В ходе процессов столкновения гамма-фотоны теряют энергию. В некоторой точке их энергия, поначалу очень высокая, становится равна термической энергии солнечной материи. С этого момента доминирующим становится процесс конвекции. В отличие от зоны радиационного переноса, где энергия переносится гамма-лучами, в конвективной зоне излучение и материя имеют одинаковую температуру, и большую часть энергии здесь переносит материя.

Верхняя граница конвективной зоны выглядит в виде мелких гранул, видоизменяющихся на протяжении нескольких минут, так называемых рисовых зерен, видимых на солнечной поверхности даже через телескоп с достаточно скромными возможностями.

Внешний слой Солнца состоит из фотосферы и хромосферы. Фотосфера, являющаяся видимой поверхностью Солнца, имеет толщину приблизительно 500 км и температуру около 6000 oК.

Солнце
Солнце

В фотосфере проявляется заметная активность в первую очередь в форме темных областей, так называемых солнечных пятен. За ними наблюдали еще в античные времена, но, несмотря на это, до сих пор их настоящая природа неизвестна.

В более поздние времена Галилео Галилей "заново открыл" солнечные пятна, хотя это "открытие" и долго оспаривалось иезуитом Кристофером Шейнером. Наблюдение за солнечными пятнами среди прочего, привело к краху ористотелевско-птолемеевской модели Вселенной, согласно которой звезды являются идеальными неделимыми сферами. Систематические наблюдения за солнечными пятнами начались примерно в середине XVIII века.

Как выглядят солнечные пятна со стороны. Солнечные пятна кажутся темными, но не потому, что они действительно черные. Просто они холоднее окружающей их фотосферы. Вокруг самой темной зоны пятна, так называемой тени, есть промежуточная светлая зона, так называемая полутень. Температура тени приблизительно равна 4300-4800 oК, то есть приблизительно на 1000-1500 ° ниже температуры фотосферы. А вот температура полутени равна приблизительно 5400-5500 oК. Интенсивность свечения в тени составляет приблизительно 32% от интенсивности свечения фотосферы, а полутени - 80%. Похоже, что снижение температуры внутри пятен связано с сильными магнитными полями, открытыми Джорджем Эллери Хейлом в 1908 году и зарегистрированными в этой области. Такие поля мешают регулярному конвективному движению солнечной материи, находящейся в состоянии плазмы и пытающейся изнутри выйти на поверхность.

Солнечные пятна могут достигать настолько крупных (от 7000 до 50000 км) размеров, что их можно видеть невооруженным глазом, но, естественно, через защитные фильтры. Они могут появляться по одному, но, как правило, возникают группами. Кроме того, пятна смещаются по поверхности Солнца: во-первых, сами по себе, но гораздо сильнее из-за неравномерного вращения Солнца. Не будучи твердым телом, оно вращается быстрее в близких к экватору зонах (где период вращения равен 27 сут), чем в полярных районах (около 31 сут).

Известно, по крайней мере, с XVIII века, что интенсивность и частота пятен циклически меняются с периодичностью приблизительно 11 лет. То есть в течение этого периода на солнечном диске увеличивается количество пятен, достигая максимума. Затем оно уменьшается, доходя постепенно до изначального уровня. Средняя продолжительность цикла (11,07 лет) колеблется в пределах от 7 до 15 лет.

В минимальной фазе часто бывает, что на Солнце пятна отсутствуют вообще, порой даже довольно продолжительное время (сутки или даже недели). А вот в максимальных фазах можно наблюдать один-два десятка групп, а также отдельные пятна. Ближайший максимум цикла ожидался в начале 2001 года.

И хотя еще не полностью понято, но, похоже, что солнечный цикл является результатом взаимодействия между магнитным полем Солнца и поверхностными областями конвективной зоны.

Исторически засвидетельствованы достаточно длинные нерегулярные периоды, когда возникает иллюзия, что солнечная активность замерла полностью и оконельно. Самый близкий к нам по времени подобный период известен, как "минимум Маундера", начавшийся в 30-е годы XVII века и длившийся приблизительно 75 лет.

Кроме солнечных пятен, солнечная активность проявляется и в других формах. Например, вспышки, сильные взрывы, охватывающие значительные области поверхностного слоя Солнца, особенно вблизи пятен. Длительность вспышек обычно составляет десятки минут, а порой доходит до часа. Фаза, в которой выделяется большая часть энергии, соотносится с наибольшей яркостью и длится считанные минуты. Этой очень быстрой фазе предшествует "подготовка" к очень большому выбросу рентгеновских и ультрафиолетовых лучей и особого излучения водородного спектра, так называемые линии Н-альфа, характерного красного, типичного для хромосферы оттенка. Кроме этих выбросов фотонов и частиц, испускается большое количество радиоволн, такой процесс легко смоделировать на Земле. Через несколько часов частицы, ускоренные вспышкой, достигают нашей планеты, порождая полярное сияние заметной интенсивности и электромагнитные бури, производящие неполадки в телекоммуникационных сетях и устройствах в планетарных масштабах.

Вспышки - не единственный феномен взрывного типа, возникающий на поверхности Солнца. Кроме них существуют еще протуберанцы. Это менее драматические, чем вспышки, события, это тоже взрывы, но существенно более мирные. Тем не менее во многих случаях протуберанцы связаны со вспышками. Эволюция протуберанца обычно происходит гораздо менее импульсивно, чем вспышки. И что больше всего поражает наблюдателя, это внушительное зрелище выбросов материи. Форма их в большей или меньшей степени похожа на дугу, вздымающуюся над хромосферой. Существуют различные типы протуберанцев, с продолжительностью от нескольких минут до нескольких суток.

Солнце
Солнце

Над фотосферой, как уже говорилось, находится хромосфера, в которой температура доходит до 10000 oК. Она наблюдается в виде яркого розоватого кольца вокруг Солнца во время полных солнечных затмений. Наблюдения солнечного диска с помощью соответствующей аппаратуры, которая позволяет выделить свет, излучаемый хромосферой, показывают, что поверхность Солнца словно покрыта нитями раскаленного газа. Это небольшие выбросы водорода, направленные вверх по типу протуберанцев. Такие выбросы газа называются "спикулами" и могут достигать в высоту более 10000 км. Они могут продолжаться около 5 мин.

И наконец, хромосфера переходит в самую верхнюю часть Солнца - корону. Вблизи хромосфера нестерпимо ярка и неравномерна, в межпланетном пространстве она выглядит бледнее.

Температура короны очень высокая - миллионы градусов. Причины этого еще не до конца изучены.

В течение 11-летнего солнечного цикла корона растет, становясь все симметричнее, обзаводясь пышными зубцами и глубокими впадинами. Наибольшая симметрия наблюдается в периоды максимума солнечной активности, тогда как в минимальные периоды солнечной активности корона кажется сплющенной на экваторе, а на полюсах - почти исчезает.

Солнце выбрасывает большое количество заряженных частиц, из которых образуется бесконечный поток, направляющийся к самым окраинным зонам Солнечной системы. Такие потоки частиц получили название "солнечный ветер".

Рядом с Землей у солнечного ветра скорость составляет приблизительно 400 км/с, а плотность - 10 частиц на 1см3, то есть в миллиард миллиардов раз ниже, чем плотность земной атмосферы.

Солнечный ветер состоит главным образом из протонов и электронов, но в нем присутствуют также ядра гелия и других элементов.

Солнечный ветер не бесконечно путешествует в межзвездном пространстве, потому что частицы рано или поздно вступают во взаимодействие с межзвездной средой - разреженным газом и теряют свою кинетическую энергию. Зона, где заканчивается солнечный ветер, называется "гелиопаузой" и обозначает границы "сферы влияния" Солнца.

Характеристики Солнца

Экваториальный диаметр - 1 392 000 км
Период вращения (относительно экватора) - 27 суток
Масса (Земля = 1) - 332 946
Объем (Земля = 1) - 1 303 600
Средняя плотность - 1,41 г/см3
Плотность ядра - около 100 г/см3
Температура поверхности - 5770 oK
Температура ядра - 14 000 000 oK
Сила притяжения на поверхности (Земля = 1) - 27,9
Мощность испускаемого излучения - 3,86 x 1023 кВт
Период обращения вокруг центра Галактики - 225 млн. лет

Дополнительно


разработка и поддержка

Рейтинг@Mail.ru