Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов (стр. 18 из 31)

1 Материал этого параграфа написан при участии Э. В. Кононовича.

2. Строение Солнца. Как и все звезды, Солнце — раскаленный
газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10%
(по числу атомов) гелия. Количество атомов всех остальных элемен-
тов вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше, Однако по массе
на эти более тяжелые элементы приходится 1—2% массы Солнца.

На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы лишены
внешних своих электронов, которые становятся свободными части-.,
цами ионизованного газа — плазмы.

Для определения средней плотности солнечного вещества надо
массу Солнца поделить на его

объем:

это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз боль-
ше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных
слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре — в
100 раз больше, чемq.

Под действием сил гравитационного притяжения, направлен-
ных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.
Если бы вещество внутри Солнца было распределено равномерно
и плотность всюду равнялась средней, то рассчитать внутреннее
давление было бы легко. Сделаем приближенно такой расчет для
глубины, равной половине радиуса.

Сила тяжести на этой глубине будет определяться только
притяжением масс, находящихся внутри сферы радиусом УгЯ©-
Объем этой сферы составляет 1/8 от объема всего Солнца, и при
постоянстве плотности в нем заключена l/sMe. Следовательно,
по закону всемирного тяготения гравитационное ускорение на рас-
стоянии /2Rq от центра «однородного» Солнца составит:

Сила давления на данной глубине складывается из силы тяжести
всех вышележащих слоев. Само же давление будет (численно) рав-
но силе тяжести радиального столбика вещества высотой l/2RQ>
расположенного над площадью S = 1 м2 в рассматриваемой точке.
В этом столбике заключена масса

Поэтому давление

Отсюда получаем, что

Согласно газовым законам давление пропорционально темпе-
ратуре и плотности. Это дает возможность определить темпера-
туру в недрах Солнца. Для средней плотности солнечного веще-
ства давление в 1015 Па получится при температуре порядка
5 000 000 К

Точные расчеты показывают, чтохв центре Солнца плотность

газа составляет около 1,5 • 105 кг/м3 (в 13 раз больше, чем у
свинца!), давление — около 2 • 1018 Па, а температура — около
15 000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) име-
ют очень высокие скорости (сотни километров в секунду) и могут
сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатичес-
кой силы отталкивания между ними. Некоторые из таких столкнове-
ний завершаются ядерными реакциями, при которых из водорода
образуется гелий и выделяется большое количество теплоты. Эти
реакции являются источником энергии Солнца на современном эта-
пе его эволюции. В результате количество гелия в центральной
области Солнца постепенно увеличивается, а водорода — уменьша-
ется. В самом центре Солнца за 4—5 млрд. лет, которые прошли
с момента его образования, примерно половина водорода уже прев-
ратилась в гелий.

Поток энергии, возникающей в недрах Солнца, передается во
внешние слои и распределяется на все большую и большую площадь.
Вследствие этого температура1^солнечных газов убывает по мере
удаления от центра Сначала температура уменьшается медленно,
а в наружных слоях очень быстро. В зависимости от значения тем-
пературы и характера определяемых ею процессов все Солнце
условно можно разделить на 4 области (рис. 74):

Рис. 74. Схема строения Солнца.

Рис. 75. Фотосфера с грануляцией и пятнами.

внутренняя, центральная область (ядро), где давление и
температура обеспечивают протекание ядерных реакций, она про-
стирается от центра до расстояния примерно ;

«лучистая» зона (расстояние от — до —/?е), в которой

3 3

энергия передается наружу от слоя к слою в результате последо-
вательного поглощения и излучения квантов электромагнитной
энергии;

конвективная зона — от верхней части «лучистой» зоны
почти до самой видимой границы Солнца. Здесь температура быстро
уменьшается по мере приближения к видимой границе Солнца,
в результате чего происходит перемешивание вещества (конвек-
ция), подобное кипению жидкости в сосуде, подогреваемом снизу;

атмосфера, начинающаяся сразу за конвективной зоной и
простирающаяся далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний
слой атмосферы включает тонкий слой газов, который воспринима-
ется нами как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы
непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время
полных солнечных затмений, либо при помощи специальных приборов.

21 Какова средняя молекулярная масса смеси полностью ионизованного газа,
состоящего на 90% из водорода и 10% гелия (по числу атомов)?

3. Солнечная атмосфера и солнечная активность. Солнечную атмо-
сферу также можно условно разделить на несколько слоев (рис. 74).

Самый глубокий слой атмосферы, толщиной 200—300 км, назы-
вается фотосферой (сфера света). Из него исходит почти вся
та энергия Солнца, которая наблюдается в видимой части спектра.

В фотосфере, как и в более глубоких слоях Солнца, темпе-
ратура убывает по мере удаления от центра, изменяясь примерно

от 8000 до 4000 К: сильное охлаждение наружных слоев фотосферы
происходит из-за ухода излучения в межпланетное пространство.

На фотографиях фотосферы (рис. 75) хорошо заметна ее тонкая
структура в виде ярких «зернышек» — гранул размером в
среднем около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками.
Эта структура называется грануляцией. Она оказывается следст-
вием движения газов, которое происходит в расположенной под
фотосферой конвективной зоне.

Убывание температуры в наружных слоях фотосферы приводит к
тому, что в спектре видимого излучения Солнца, почти целиком
возникающего в фотосфере, наблюдаются темные линии поглощения.
Они называются фраунгоферовыми, в честь немецкого оптика
Фраунгофера, впервые в 1814 г. зарисовавшего несколько сотен
таких линий. По той же причине (падение температуры от центра
Солнца) солнечный диск к краю кажется более темным.

В самых верхних слоях фотосферы температура достигает зна-
чения, близкого к 4000 К. При такой температуре и плотности
Ю-3 — 10~4 кг/м3 водород оказывается практически нейтральным.
Ионизовано только около 0,01% атомов, принадлежащих главным
образом металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с
ней и ионизация снова начинают ра-

сти, сначала медленно, а затем очень
быстро. Область солнечной атмосфе-
ры, в которой температура растет
вверх и происходит последователь-
ная ионизация водорода, гелия и дру-
гих элементов, называется хромо-
с ф е р о й. Ее температура составля-
ет десятки и сотни тысяч градусов.
Она в виде блестящей розовой ка-
емки видна вокруг темного диска
Луны в редкие моменты полных сол-
нечных затмений. Выше хромосферы
температура солнечных газов дости-
гает 106 — 2 • Ю6 К и далее на про-
тяжении многих радиусов Солнца
почти не меняется. Эта разреженная
и горячая оболочка называется сол-
нечной короной (рис. 76).
В виде лучистого жемчужного сия-
ния ее можно увидеть при полной
фазе затмения Солнца, тогда она
представляет собой поразительно
красивое зрелище. «Испаряясь» в
межпланетное пространство, газ ко-
роны образует постоянно текущий от
Солнца поток горячей разреженной
плазмы, называемый солнечным

Рис. 76. Вид солнечной короны:

1 — в годы, когда пятен на Сол-
нце много;

2— в промежуточную эпоху;
3 — в годы, когда пятен мало.

Причиной нагрева верхних слоев солнечной атмосферы явля-
ются волновые движения вещества, возникающие в конвективной
зоне Эти волны проходят через фотосферу и переносят в хромо-
сферу и корону небольшую долю той механической энергии, которой
обладают газы в конвективной зоне.

Лучше всего хромосферу и корону наблюдать со спутников и
орбитальных космических станций в ультрафиолетовых и рентге-
новских лучах.

Временами в отдельных областях фотосферы темные промежут-
ки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие округ-
лые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна,
окруженные полутенью, состоящей из продолговатых, радиально
вытянутых фотосферных гранул.

Впервые солнечные пятна наблюдал в телескоп Галилей. Он за-
метил, что они перемещаются по видимому диску Солнца. На этом
основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси.

Угловая скорость вращения Солн-
Рис. 77. Изменения видимого поло- ца убывает от экватора к полюсам,
жения пятен на Солнце ТОЧКИ На ЭКВаторе СОВершаЮТ ПОЛ-
при его вращении. НЫЙ оборот За 25 Сут, а вблИЗИ

полюсов звездный период враще-
ния Солнца увеличивается до 30 сут.
За 25 сут Земля проходит дугу своей
орбиты около 25° в том же направ-
лении, в котором происходит вра-
щение Солнца. Поэтому относитель-
но земного наблюдателя период вра-
щения Солнца почти на двое суток
больше и пятно, находившееся в
центре солнечного диска, снова прой-
дет через центральный меридиан
Солнца через 27 сут.