Книга добре ілюстрована і розрахована на широке коло Новомосковсктелей.
Книга: Денна зірка. Розповідь про наш Сонце
архітектура Сонця
Якщо подивитися на Сонце неозброєним оком, воно здається сліпуче яскравим ідеальним жовтим диском. На фотографіях Сонця, отриманих у видимому світлі, помітно, що на краю диска Сонце злегка темніше. Це явище називається потемніння до краю. Його можна пояснити наступним чином. Луч зору проникає в центр видимого диска вертикально, проходячи через газову атмосферу Сонця. Коли ми дивимося на край, промінь зору проходить паралельно поверхні Сонця і перетинає тільки верхні шари розпеченого газу, кілька більш холодні. Отже, світло, що йде від краю Сонця, випромінюється більш холодним газом і повинен проходити через велику товщу атмосфери, ніж світло, що йде з центру диска. В цьому і полягає пояснення потемніння до краю. Але що це говорить нам про структуру Сонця? Основний висновок, який можна зробити, полягає в тому, що гази нижньої атмосфери гаряче газів верхньої атмосфери. Звичайно, ви можете подумати, що не таке вже це велике відкриття. Однак ця невелика інформація про архітектуру Сонця могла бути зроблена лише на основі простого спостереження.
Між іншим, деякі зірки показують уярчения до краю (вони гаряче на краю). Це означає, що зміна температури з висотою у них протилежно сонячного. Ще більш ускладнюють картину радіокарти нашого Сонця: радіояркость на краю Сонця вище. Це означає, що якась частина радіовипромінювання генерується у зовнішній атмосфері.
Для розгляду структури Сонця я опишу уявну подорож через центр Сонця до Землі - хоча таку подорож і роблять весь час світлові частинки-фотони, переносячи світло і тепло.
Вирушаючи в подорож, задамося питанням, як ми дізнаємося температуру і щільність. Величини більшості фізичних параметрів не вимірюються, а розраховуються теоретично. Структура внутрішньої частини Сонця визначається шляхом роздуми і розрахунку. Ось етапи цього шляху: теорія, написання рівнянь, потужні обчислювальні машини. І звичайно, потрібна ще удача. Відомі зазвичай тільки деякі глобальні характеристики, такі, як маса або радіус, а також фізичні умови на поверхні, що випромінює. В результаті спостережень інших зірок ми знаємо також взаємну залежність деяких параметрів (наприклад, поверхневої температури і маси). Хімічний склад Сонця може бути визначений, як ми побачимо далі, з спектроскопічних даних. Теоретик повинен на підставі всіх цих даних створити математичну модель Сонця. Якщо ця модель відповідає всім відомим наглядовою властивостям і продовжує відповідати новим результатами, то можна вважати її досить хорошим наближенням до дійсності. Такий метод використовується в сонячної фізики майже півстоліття. Зараз ми маємо вже розумне глобальне уявлення про структуру Сонця. Ми не можемо тепер довільно змінювати деякі сонячні параметри, такі, наприклад, як температура ядра, без помітного збитку на величину спостерігається яскравості Сонця. Отже, почнемо наше уявну подорож з глибини Сонця, з області, яка поки може бути досліджена тільки за допомогою математики і обчислювальної техніки.
Мал. Основні зони всередині Сонця.
Центральна частина Сонця для стислості називається ядром. Всередині ядра речовина надзвичайно стисло. Сонце знаходиться в стійкому стані під дією сил гравітації з боку свого власного речовини, і сонячне ядро стисло вагою вищерозміщеної матерії. Хоча радіус ядра дорівнює приблизно однієї чверті радіуса Сонця, а обсяг ядра тому становить менше 2% повного обсягу Сонця, майже половина сонячної маси упакована в ньому. Слово «упаковано» добре відповідає дійсності - адже щільність всередині ядра дорівнює 155 г / см 3. вона в 10 разів більше, ніж щільність свинцю. Внутрішній тиск величезне,
3 × 10 11 атмосфер, а температура становить 14-15 млн. Градусів за Кельвіном.
Умови точно такі, які потрібні для роботи ядерного реактора. Ядро і являє собою керовану ядерну станцію, де водень перетворюється в гелій. Енергія, що звільняється в результаті ядерних процесів, перетинає ядро у вигляді випромінювання.
Пересунувшись на 1/4 радіусу Сонця, ми залишаємо ядро і вступаємо в конвективну зону, яка простягається аж до видимої поверхні Сонця. У цій зоні зосереджена інша половина маси Сонця. Тут не відбувається утворення енергії, так як температура і тиск речовини падають нижче значень, необхідних для роботи ядерного реактора. Чим ближче ми до поверхні, тим менше температура і тиск. Іншими словами, ми рухаємося вздовж напрямку градієнта температури і щільності. На відстані в 0,1 сонячного радіуса під поверхнею Сонця температура приблизно дорівнює 600 000 К, а тиск становить всього 1 млн. Атмосфер. Усередині конвективного зони мають місце великомасштабні руху речовини, в результаті яких енергія переноситься від ядра до поверхні.
На видимій поверхні Сонця, яку астрономи називають фотосферою, погляд може проникнути на досить велику відстань. Усередині Сонце абсолютно непрозоро (в іншому випадку ми могли б бачити крізь нього). Тому наш уявний мандрівник в центрі Сонця може бачити лише на відстані в 1 см від нього в будь-яку сторону. Фотосфера являє собою перехідний шар, в якому речовина охолоджується настільки, що стає прозорим. Світло може залишати цю поверхню без особливих перешкод, і тому ми цю поверхню бачимо. Інший важливий факт, який потрібно відзначити, полягає в тому, що жовтий диск Сонця має дуже різкий край, але ж від кулі, що світиться газу ми могли б очікувати неясних обрисів. Різкість краю пов'язана з дуже швидким раптовим переходом від майже повної непрозорості до високої прозорості. Відомий нами білий світло Сонця приходить головним чином від шару, в якому має місце така різка зміна параметрів. Товщина цього шару близько 500 км-менше 0,1% радіуса Сонця, тому край Сонця такий різкий. Зараз нам стає зрозуміліше явище потемніння до краю: адже промінь зору, що йде до центру диска, проходить на 500 км глибше, і тому досягає більш гарячих і яскравих шарів, ніж промінь зору, спрямований до краю диска.
На поверхні Сонця температура падає до приблизно 6000 К, тиск до 1/6 атмосфери, а щільність зовсім до малої величини - вона стає менше, ніж одна мільйонна частка щільності звичайної води.
Рушимо далі крізь шари зовнішньої атмосфери Сонця, що нагадують цибулинних лушпиння. Над жовто-білої фотосферой лежить відносно холодна область, звана хромосферою. Вона видно протягом декількох секунд під час сонячного затемнення як рожеве кільце навколо диска Сонця. Між фотосферой і хромосферою немає певної чіткої межі. Якщо температура знизилася до приблизно 4500 ° К, то можна вважати, що це вже хромосфера. Потім температура піднімається з висотою, досягаючи 10 000 ° К у верхній хромосфері, а далі різко зростає до 1 млн. Градусів на кордоні з короною, на висоті в декілька тисяч кілометрів над фотосферою. Тим часом щільність падає до 10 -16 г / см 3 (в 1 см 3 міститься при цьому 10 млн. Атомів водню).
Самий верхній шар атмосфери Сонця - корона, що простягається по крайней мере на 10 сонячних радіусів. Усередині корони всюди температура становить 10 6 До них і вище. Речовина корони у видимому світлі майже повністю прозоро, і тому світ самої корони дуже слабкий. Через це корону можна побачити тільки під час повного сонячного затемнення.
Корона є потужним джерелом рентгенівського випромінювання. При температурі близько 10 6 До них тільки важкі атоми, такі, як атоми заліза, здатні ще утримувати на орбітах частину своїх електронів (та й то не більше одного або двох). Такі «обдерті» важкі атоми дають емісійні лінії в рентгенівської області спектра. Атоми, здатні знову захопити електрони на орбіту, також випромінюють рентген. Рентгенівське випромінювання виникає і при взаємодії таких атомів один з одним.
Вище корони наші уявні мандрівники потрапляють в область сонячного вітру. Цей вітер утворюється короною. І дійсно, сама верхівка корони, віддалена на мільйони кілометрів від поверхні Сонця, відлітає в космічний простір. Сили сонячної гравітації не вистачає, щоб втримати частинки на такій відстані.
Тому вони випаровуються в простір і утворюють вітер, що складається з частинок. Початкова швидкість вітру близько 4000 км / с. Поступово його швидкість падає і позаду нашої планети дорівнює 400 км / с. Не бійтеся, вітер, який має таку високу швидкість, не страшний, так як щільність його мала: в обсязі чайної чашки будуть знаходитися всього близько 1000 частинок. Протягом року Сонце через сонячного вітру втрачає 200 мільйонів мільйонів тонн (200 × 10 18 г), або З № 10 6 тонн в 1 сек. Величина дещо змінюється в залежності від стану активності Сонця.
Відкриття сонячного вітру було зроблено раніше, ніж почали літати ШСЗ типу IMP. Найдивовижніше, що виявлення сонячного вітру стало результатом астрономічних спостережень надзвичайно віддалених радіоджерел, розташованих на відстані мільярдів світлових років від Сонячної системи. Ці джерела були названі квазарами. У 1964 р кембріджські радіоастрономи виявили, що, коли Сонце наближається до променю зору, спрямованого до далекого радіоджерел, виникає обурення радіосигналу. Це явище, назване міжпланетними сцинтилляций, має приблизно таку ж фізичну природу, як і мерехтіння зірок на нічному небі. Нерегулярності сонячного вітру - згущення і розрідження на шляху поширення радіохвиль призводять до збурень їх траєкторії і викликають ефект «мерехтіння».
Відкриття сонячного вітру призвело до ще одного непередбаченого результату. Кембриджські дослідники побудували спеціальний телескоп для дослідження сонячного вітру і його впливу на випромінювання радіоджерел. Через кілька місяців роботи за допомогою цього приладу були відкриті пульсари. Пульсари є швидко обертаються нейтронні зірки, «кулі» ядерного речовини діаметром 10 км і масою, близькою масі Сонця. Протягом десятиліть теоретики передбачали їх існування, але ніхто не знав, як їх знайти в холодних просторах безмежного Всесвіту. Зовсім випадково Сонце сприяло їх відкриття!
Планети, що рухаються навколо Сонця по своїх еліптичних орбітах, перетинають зовнішні шари атмосфери Сонця. Дві планети з сильними магнітними полями, а саме Земля і Юпітер, відхиляють прямий «натиск» потоків сонячного вітру завдяки своїй магнітної порожнини, званої магнітосферою. Наші уявні мандрівники повинні помітити зміни в магнітному полі поблизу Землі. Фронт ударної хвилі в сонячному вітрі розташовується безпосередньо перед магнітним «буфером». Відзначимо, що подорож від Сонця на цій ділянці шляху вже не можна вважати тільки плодом уяви, так як люди насправді перетнули цю область на своєму шляху до Місяця. Крім того, магнітне оточення Землі досліджувався за допомогою багатьох ШСЗ.
Поблизу орбіти Сатурна на відстані від Сонця в 1 мільярд км атмосфера Сонця вже не відрізняється від міжпланетної середовища, заповненої блукаючими згущеннями газу і порошинами. До речі, міжпланетна пил є причиною прекрасного явища, пов'язаного з Сонцем, а саме зодіакального світла. Це явище називається також фальшивим сходом і виглядає як конус світла на горизонті, видимий на заході незабаром після заходу Сонця або на сході перед самим сходом Сонця. Зодіакальний світло викликаний розсіюванням сонячного випромінювання на частинках пилюки міжпланетного простору. У темні безмісячні ночі близько 1/3 повного світла неба доводиться на його частку. Я ніколи не бачив його по-справжньому в Англії, але в Австралії це явище справило на мене велике враження. Зодіакальний світло часто добре видно в малоосвітлених місцях американських південних штатів.
Залишаючи нашу сонячну систему, відзначимо, що Сонце схоже на багато інших зірок. Сонце є однією з багатьох зірок типу G2. Але, як показало наше уявну подорож, Сонце - єдина зірка, яку ми здатні розкласти, кажучи образно, по поличках. Хоча ми і маємо уявлення про внутрішні областях зірок, ми не можемо досить докладно розглянути їх поверхні, досліджувати їх корони, виявляти слабкі зоряні вітри і простежувати з кожним днем зміни їх атмосфер. Звичайно, в змальованої нами картині багато неясностей. Але ж про інших більш далеких від нас зірках наші уявлення ще більш невизначені.