какое давление на солнце

Из чего состоит Солнце

С Земли, Солнце выглядит как гладкий огненный шар, и до открытия комическим кораблём Galileo пятен на Солнце, многие астрономы считали, что оно идеальной формы без дефектов. Теперь мы знаем, что Солнце состоит из нескольких слоёв, как и Земля, каждый из которых выполняет свою функцию. Эта структура Солнца, похожая на массивную печь, является поставщиком всей энергии на Земле, необходимой для земной жизни.

Из каких элементов состоит Солнце?

Протон-протонный цикл происходящий в недрах Солнца

Как появились все эти элементы Солнца? В результате Большого Взрыва появились водород и гелий. В начале становления Вселенной, первый элемент, водород, появился из элементарных частиц. Из-за большой температуры и давления условия во Вселенной были как в ядре звезды. Позже, водород синтезировался в гелий, пока во Вселенной была высокая температура, необходимая для протекания реакции синтеза. Существующие пропорции водорода и гелия, которые есть во Вселенной сейчас, сложились после Большого Взрыва и не изменялись.

Наше Солнце собрало в себя элементы, созданные Большим Взрывом, элементы от умирающих звезд и частицы появившихся в результате новых детонаций звезд.

Из каких слоев состоит Солнце

Графическое представление слоев Солнца

Солнечное ядро

Начнем наше движение по слоям от ядра к наружному слою состава Солнца. Во внутреннем слое Солнца – ядре, температура и давление очень высокие, способствующие для протекания ядерного синтеза. Солнце создает из водорода атомы гелия, в результате этой реакции образуется свет и тепло, которые доходят до Земли. Принято считать, что температура на Солнце около 13,600,000 градусов по Кельвину, а плотность ядра в 150 раз выше плотности воды.

Ученые и астрономы считают, что ядро Солнца достигает около 20% длины солнечного радиуса. И внутри ядра, высокая температура и давление способствуют разрыву атомов водорода на протоны, нейтроны и электроны. Солнце преобразовывает их в атомы гелия, не смотря на их свободно плавающее состояние.

Такая реакция называется экзотермической. При протекании этой реакции выделяется большое количество тепла, равное 389 х 10 31 дж. в секунду.

Радиационная зона Солнца

Эта зона берет свое начало у границы ядра (20% солнечного радиуса), и достигает длины до 70% радиуса Солнца. Внутри этой зоны находится солнечное вещество, которое по своему составу достаточно плотное и горячее, поэтому тепловое излучение проходит через него, не теряя тепло.

Внутри солнечного ядра протекает реакция ядерного синтеза – создание атомов гелия в результате слияния протонов. В результате этой реакции происходит большое количество гамма-излучения. В данном процессе испускаются фотоны энергии, затем поглощаются в радиационной зоне и испускаются различными частицами вновь.

Траекторию движения фотона принято называть «случайным блужданием». Вместо движения по прямой траектории к поверхности Солнца, фотон движется зигзагообразно. В итоге, каждому фотону необходимо примерно 200.000 лет для преодоления радиационной зоны Солнца. При переходе от одной частицы к другой частице происходит потеря энергии фотоном. Для Земли это хорошо, ведь мы бы могли получать лишь гамма-излучение, идущее от Солнца. Фотону, попавшему в космос необходимо 8 минут для путешествия к Земле.

Большое количество звезд имеют радиационные зоны, и их размеры напрямую зависит от масштаба звезды. Чем меньше звезда, тем меньше будут зоны, большую часть которой будет занимать конвективная зона. У самых маленьких звезд могут отсутствовать радиационные зоны, а конвективная зона будет достигать расстояние до ядра. У самых больших звезд ситуация противоположная, радиационная зона простирается до поверхности.

Конвективная зона

Конвективная зона находится снаружи радиационной зоны, где внутреннее тепло Солнца перетекает по столбам горячего газа.

Почти все звезды имеют такую зону. У нашего Солнца она простирается от 70% радиуса Солнца до поверхности (фотосферы). Газ в глубине звезды, у самого ядра, нагреваясь, поднимается на поверхность, как пузырьки воска в лампадке. При достижении поверхности звезды, происходит потеря тепла, при охлаждении газ обратно погружается к центру, за возобновлением тепловой энергии. Как пример, можно привезти, кастрюля с кипящей водой на огне.

Поверхность Солнца похожа на рыхлую почву. Эти неровности и есть столбы горячего газа, несущие тепло к поверхности Солнца. Их ширина достигает 1000 км, а время рассеивания достигает 8-20 минут.

Астрономы считают, что звезды маленькой массы, такие как красные карлики, имеющие только конвективную зону, которая простирается до ядра. У них отсутствует радиационная зона, что нельзя сказать о Солнце.

Фотосфера

Единственный видимый с Земли слой Солнца – фотосфера. Ниже этого слоя, Солнце становится непрозрачным, и астрономы используют другие методы для изучения внутренней части нашей звезды. Температуры поверхности достигает 6000 Кельвин, светится желто-белым цветом, видимым с Земли.

Атмосфера Солнца находится за фотосферой. Та часть Солнца, которая видна во время солнечного затмения, называется короной.

Строение Солнца в диаграмме

NASA специально разработало для образовательных потребностей схематическое изображение строения и состава Солнца с указанием температуры для каждого слоя:

Источник

Что такое Солнце — описание, структура, образование, эволюция, орбита, исследование и факты

Солнце является основным источником энергии для Земли и всей Солнечной системы. Без него жизнь на нашей планете была бы невозможна. Неслучайно у многих древнейших цивилизаций (например, у египтян) именно бог Солнца считался верховным божеством, которому все остальные Боги были подчинены. Однако современная наука может рассказать о нашем светиле значительно больше, чем древнеегипетские мифы. Какие процессы протекают внутри Солнца, какова история этой звезды, и какое будущее ожидает ее через миллиарды лет?

Общая характеристика

Солнце – это огромный разогретый шар из газа, чей диаметр оценивается в 1,392 млн км. Это в 109 раз больше диаметра нашей планеты. На звезду приходится 99,87% всей массы Солнечной системы.

С Земли кажется, что светило имеет желтый цвет, однако это иллюзия, связанная с влиянием атмосферы нашей планеты на солнечный свет. На самом деле Солнце излучает почти белый свет.

Солнце – это одна из сотен миллиардов звезд галактики Млечный путь. Ближайшая к Солнцу звезда – это Проксима Центавра, находящаяся от неё на расстоянии 4,24 световых лет. Для сравнения – расстояние от Земли до Солнца, принимаемое за астрономическую единицу (а.е.), солнечный свет проходит всего за 8,32 минут.

По астрономической классификации Солнце относится к типу «желтых карликов». Это значит, что оно не так и велико по сравнению с размерами других звезд, но довольно ярко светит. Наше светило входит 15% самых ярких звезд Млечного Пути. Вместе с тем в галактике есть звезды, чей радиус превышает солнечный в 2000 раз!

Источником тепла, излучаемого звездой, являются термоядерные реакции. В центре Солнца атомы водорода сливаются друг с другом, в результате чего образуется атом гелия и некоторое количество энергии. Это реакция называется протон-протонным циклом, на него приходится порядка 98% энергии, вырабатываемой светилом. Однако имеют место и иные реакции, в ходе которых «сгорают» такие элементы, как гелий, углерод, кислород, неон и кремний, а образуются металлы (железо, магний, кальций, никель) и другие элементы (сера). Все эти процессы называют звездным нуклеосинтезом.

Влияние Солнца на окружающие небесные тела огромно. Солнечный ветер (частицы вещества, излучаемого звездой), доминируют в межпланетном пространстве на расстоянии до 100-150 а.е. от светила. Считается, что гравитация нашей звезды определяет орбиты тел, находящихся даже на расстоянии светового года от неё (в облаке Оорта).

Само Солнце также вращается вокруг своей оси. Так как оно состоит из газов, то разные его слои вращаются с разной угловой скоростью. Если в районе экватора период обращения составляет 25 дней, то на полюсах он увеличивается до 34 дней. Более того, последние исследования показывают, что внутренние области совершают оборот значительно быстрее, чем внешняя оболочка.

Таблица «Основные физические характеристики Солнца»

Состав Солнца

Основными элементами, из которых состоит наша звезда, являются водород (73,5% солнечной) и гелий (24,9%). На все остальные элементы приходится примерно 1,5%.

Химический состав светила непостоянен – он меняется из-за превращений, происходящих во время термоядерных реакций. На заре своего существования Солнце почти полностью состояло из водорода. В ходе термоядерных реакций этот элемент превращается в гелий, поэтому его массовая доля падает. Гелий также превращается в более тяжелые элементы, однако, однако в целом его доля возрастает. Изменения химического состава звезд оказывают огромное влияние на процессы их эволюции.

Строение Солнца

Конечно, у Солнца, состоящего из газов, нет привычной нам твердой поверхности. Значительную ее часть составляет атмосфера, которая по мере движения к центру светила уплотняется. Тем не менее принято выделять 6 «слоев», из которых состоит звезда. Три из них являются внутренними, а следующие три образуют солнечную атмосферу.

Внутреннее строение Солнца

Внутренняя структура нашей звезды включает следующие слои:

В центре светила располагается ядро. Именно в этой области идут термоядерные реакции. Радиус ядра оценивается в 150 тыс. км. Температура здесь не опускается ниже 13,5 млн градусов, а давление доходит до 200 млрд атм. Из-за этого вещество здесь находится в крайне плотном состоянии. Его плотность составляет 150 г/куб. см. Это в 7,5 раз выше плотности золота. Именно такие условия необходимы для протекания термоядерных реакций. Надо понимать, что именно в ядре вырабатывается энергия, которую и излучает Солнце. Все остальные области звезды лишь обогреваются ядром, но сами ее не вырабатывают.

Зона лучистого переноса

Над ядром располагается зона радиации, которую также именуют зоной лучистого переноса. Ее внешняя граница проходит по сфере радиусом 490 тыс. км. Температура постепенно падает от отметки в 7 млн градусов на границе с ядром до 2 млн градусов у внешней границы. Также и плотность вещества снижается с 20 до 0,2 г/куб. см. Тем не менее из-за высокой плотности атомы водорода не могут двигаться. То есть если при нагреве, например, воды ее теплые слои поднимаются на поверхность, перенося туда тепло, то здесь такой механизм не работает – вещество остается неподвижным. Единственный способ энергии пробраться через зону радиации – это длительная цепочка поглощений и излучений фотонов атомами водорода. Из-за этого фотон, возникший при термоядерной реакции в ядре, в среднем «пробирается» наружу через зону радиации примерно 170 тыс. лет!

Зона конвективного переноса

Выше располагается зона конвективного переноса толщиной 200 тыс. км. Здесь плотность уже невысока, и вещество активно перемешивается – нагретые газы поднимаются наверх, отдают тепло, остывают и снова погружаются вниз. Скорость газовых потоков может достигать 6 км/с. Именно это движение порождает магнитное поле Солнца. Температура на поверхности падает до 6000° С, а плотность на три порядка ниже плотности земной атмосферы.

Атмосфера

Атмосфера Солнца состоит из следующих слоев:

Фотосфера

Нижний слой атмосферы называют фотосферой. Именно она излучает тот свет, который согревает планеты Солнечной системы. Толщина фотосферы колеблется от 100 до 400 км. На внешней границе фотосферы температура падает до 4700° С.

Хромосфера

Над фотосферой располагается хромосфера – слой толщиной около 2000 км. Её яркость очень мала, поэтому с Земли её можно наблюдать довольно сложно. Удобнее всего это делать во время солнечных затмений. Она имеет специфический красный оттенок. В хромосфере можно наблюдать спикулы – столбы плазмы, выбрасываемые из нижних слоев хромосферы. Время существования одной спикулы не превышает 10 минут, а длина доходит до 20 тыс. км. Одновременно в хромосфере находится около миллиона спикул. Интересно, что с увеличением высоты температура хромосферы не падает, а растет, и на верхней границе может доходить до 20 000° С.

Корона

Верхний слой атмосферы называется короной. Ее верхняя граница до сих пор четко не определена. Вещество в ней крайне разрежено, однако температура в ней может достигать нескольких миллионов градусов. На сегодня ученым не удалось полностью объяснить, за счет каких механизмов солнечная корона разогревается до такой температуры. В короне можно наблюдать протуберанцы – выбросы солнечного вещества, чья высота над поверхностью звезды может достигать 1,7 млн км.

Магнитное поле Солнца

У Солнца есть магнитное поле. Исследователи выделяют глобальное поле звезды и множество локальных полей.

Глобальное поле обладает цикличностью. Его напряженность колеблется с частотой 11 лет, при этом наблюдаются изменения в частоте появления солнечных пятен. Такой цикл называют «циклом Швабе» по фамилии ученого, заметившего ещё в XIX веке, что количество солнечных пятен на поверхности светила меняется циклически. Лишь позже стала очевидна связь этого явления с процессами в зоне конвективного переноса и колебаниями магнитного поля. В начале XX века стало ясно, что за один цикл Швабе полярность магнитного поля меняется на противоположное. То есть Солнцу нужна два 11-летних цикла, чтобы магнитное поле вернулось к начальному состоянию. В связи с этим выделяют 22-летний цикл, известный как «цикл Хейла».

В разных районах Солнца могут наблюдаться и малые, то есть локальные магнитные поля. Их напряженность может в тысячи раз превышать напряженность глобального поля, однако время их существования редко превышает несколько десятков дней. Особенно часто локальные поля наблюдаются в районе солнечных пятен. Дело в том, что эти пятна как раз и являются теми точками, через которые магнитные поля из внутренних областей выходят наружу.

Жизненный цикл Солнца

Возраст Солнца оценивается учеными в 4,5 млрд лет. Сформировалось оно из газопылевого облака, которое постепенно сжималось под действием собственной гравитации. Из этого же облака возникли планеты и почти все остальные объекты в Солнечной системе. Когда в центре сжимающегося облака плотность, а вместе с ней температура и давление выросли до критических значений, началась термоядерная реакция – так зажглось Солнце.

В ходе термоядерных реакций масса Солнца постепенно уменьшается. Каждую секунду 4 млн тон солнечного вещества преобразуется в энергию. Вместе с тем звезда разогревается. Каждый 1,1 млрд лет яркость Солнца увеличивается на 10%. Это значит, что ранее температура на Земле была значительно ниже, чем сейчас, а на Венере, возможно, была жидкая вода или даже жизнь (сейчас средняя температура на поверхности Венеры составляет 464° С). В будущем же яркость Солнца будет возрастать, что будет вести к росту температуры на Земле. Через 3,5 млрд лет яркость светила вырастет на 40%, и условия на Земле станут такими же, как и на Венере. С другой стороны, Марс также разогреется и станет более пригодным для жизни. Таким образом, в ходе эволюции звезды так называемая «зона обитаемости», постепенно удаляется от Солнца.

Постепенно из-за выгорания водорода ядро будет уменьшаться в размерах, а вся звезда в целом – увеличиваться. Через 6,4 млрд лет водород в ядре закончится, радиус звезды в этот момент будет больше современного в 1,59 раз. В течение 700 млн лет звезда расширится до 2,3 современных радиусов.

Далее рост температуры приведет к тому, что термоядерные реакции горения водорода запустятся уже не в ядре, а в оболочке звезды. Из-за этого она резко расширится, и ее внешние слои будут достигать современной земной орбиты. Однако к тому моменту светило потеряет значительную часть своей массы (28%), что позволит нашей планете перейти на более отдаленную орбиту. Солнце в этот период своей жизни, который продлится 10 млн лет, будет являться красным гигантом.

После из-за роста температуры в ядре до 100 млн градусов там начнется активная реакция горения гелия – «гелиевая вспышка». Радиус светила сократится до 10 современных радиусов. На выгорание гелия уйдет порядка 110 млн лет, после чего звезда снова расширится и станет красным гигантом, но эта стадия будет длиться уже 20 млн лет.

Из-за пульсаций, связанных с изменениями температуры Солнца, его внешние слои отделятся от ядра и образуют планетарную туманность. Само же ядро превратится в белый карлик – объект, чьи размеры будут сопоставимы размерами Земли, а масса будет равна половине современной солнечной массы. Далее этот карлик, состоящий из углерода и кислорода, будет постепенно остывать. Никаких термоядерных реакций в белом карлике идти не будет, поэтому со временем (за десятки млрд лет) он превратится в черный карлик – остывшую плотную массу вещества. На этом эволюция Солнца завершится.

Орбита и расположение Солнца в галактике Млечный путь

Солнце вместе со всей Солнечной системой вращается относительно центра Млечного пути, в котором располагается огромная черная дыра. Расстояние от нее до нашего светила составляет 26 тыс. св. лет. Один оборот Солнечная система совершает примерно за 225-250 млн лет. Скорость движения звезды относительно центра галактики составляет 225 км/с.

Исследование Солнца

Изначально люди относились к Солнцу как к божеству, дающему людям свет. Древние астрономы полагали, что наше светило – это лишь одна из планет, к которым также относили и Луну. Поэтому в честь него, как и в честь других планет, нередко называли дни недели. И сегодня в английском языке воскресенье носит название «Sunday», что переводится как «день Солнца». В 800 г. до н. э. китайцы впервые обнаружили на Солнце пятна.

Аристарх Самосский в III в. до н. э. первым предположил, что именно Земля вращается вокруг Солнца, а не наоборот. Но лишь во времена Коперника и Галилея эта теория была принята научным сообществом. Тогда же начались исследования Солнца с помощью телескопа. Галилей понял, что солнечные пятна – это часть светила. Изучая их, он понял, что звезда вращается вокруг своей оси, и даже смог определить период обращения.

В 1672 г. Д. Кассини смог достаточно точно рассчитать расстояние до светила. Для этого он определял положение Марса на небосводе в Париже и Кайенне (Южная Америка). Он получил значение в 140 млн км.

В XIX в. физики стали изучать спектр солнечного света. Этот метод позволял определить химический состав звезды. В 1868 г. было обнаружено, что в состав светила входит элемент, до того неизвестный человечеству. Его назвали гелием.

Большой загадкой для ученых оставалась природа энергии, излучаемой Солнцем. Выдвигались ошибочные версии, что звезда нагревается за счет падения на нее метеоритов или за счет гравитационного сжатия. Лишь с открытием ядерных реакций физики смогли предположить, что источник солнечного тепла – это термоядерный синтез.

Дальнейшее изучение Солнца связано с развитием космонавтики. С помощью советских аппаратов «Луна-1» и «Луна-2» в 1959 г. был открыт солнечный ветер.

Интересные факты о Солнце

Для любого объекта, излучающего тепло, можно посчитать отношение мощности к его объему. Оказывается, что удельная мощность Солнца примерно в тысячу раз меньше, чем удельная мощность человеческого организма! Это означает, что огромный объем выделяемого светилом тепла в первую очередь объясняется его гигантскими размерами.

Периодически всплески солнечной активности приводят к геомагнитным бурям. Мощнейшая из них произошла в 1859 г. В результате на Земле перестала работать телеграфная связь, а северное сияние наблюдалось даже над Кубой.

Сейчас общепризнанна теория, что Солнце образовалось из газопылевого облака. Однако откуда появилось само облако? Ученые предполагают, что оно является остатком предыдущих звезд. Химический анализ показывает, что Солнце является звездой уже третьего поколения. Это значит, что вещество, из которого состоит светило, ранее входило в состав двух других звезд, уже прекративших существование.

Хотя большинство планет вращаются вокруг Солнца в плоскости эклиптики, экватор самой звезды не совпадает с этой плоскостью, а наклонен на 7°. Эту аномалию до сих пор не удалось объяснить. Возможно, причиной этого является существование ещё одной планеты в Солнечной системе, чья орбита лежит не в плоскости эклиптики, а под углом к ней. Ряд наблюдений подтверждает существование Девятой планеты, но пока что говорить об ее открытии преждевременно.

Видео

Список использованных источников

Источник

Солнце

Солнце

Основные параметры звезды. Внутреннее строение и устройство Солнца. Солнечные пятна. Воздействие солнечных вспышек на земную технику. Солнечные нейтрино.

Наша звезда, это тема очень благодатная с точки зрения физики. Вообще говоря, Солнце потенциально может помочь рассказать об очень разных областях физики. Все это безусловно в деталях охватить в рамках статьи в принципе не возможно, но можно очень много интересных вещей разобрать, связанных с какими-то глобальными свойствами Солнца. Поскольку, в первом приближении Солнце это газовый шар, который можно описывать в рамках ньютоновской механики и ньютоновской теории гравитации, поэтому объект такой достаточно хороший для изучения. Ещё Солнце, естественно близкий объект, поэтому достаточно хорошо изучен.

Основные параметры

Основные параметры нашей звезды очень важны в астрофизике, поскольку солнце это типичная звезда. Есть звезды в десять раз легче Солнца, есть звезды в десятки раз тяжелее Солнца, поэтому солнечные параметры: масса, светимость, радиус, иногда температура, являются стандартными. Астрофизики очень любят измерять параметры разных тел (не только звезд, но часто и галактик) именно в солнечных единицах.

Масса

Масса Солнца это примерно

2⋅10 30 килограмм. Светимость (мощность солнечного излучения) в эргах в секунду примерно

Радиус

Радиус Солнца почти что 700 тысяч километров.

Плотность

Зная массу и радиус естественно можно посчитать среднюю плотность. Она не очень большая, чуть меньше полутора грамм в кубическом сантиметре (1.4 г/см 3 ). Проще говоря чуть больше плотности воды. Солнце безусловно имеет достаточно неоднородное распределение плотности в зависимости от расстояния до центра звезды. В центре Солнца плотность гораздо выше, порядка 100 грамм в кубическом сантиметре (

100 г/см 3 ), что например, в разы больше плотности самых плотных металлов на Земле.

Температура

Температура поверхности составляет примерно 6000К. Поэтому с одной стороны хочешь сказать солнце имеет такой цвет какой имеет, но важно понимать, что наше зрение в течение всей эволюции адаптировалось под излучение нашей звезды. Поэтому кривая чувствительности человеческого глаза очень похожа на спектр Солнца. Соответственно Солнце для нас кажется более ли менее белым (желтовато-белым). Это естественно отражает наше цветовосприятие. В недрах Солнца температура гораздо выше, поскольку нужна достаточная температура, для того чтобы обеспечить запуск термоядерных реакций, которые естественно и отвечают за солнечное энерговыделение и, следовательно, за устойчивость солнца.

Период вращения

Поскольку солнце это газовый шар, то вращается солнце не однородно. Недра солнца крутятся более-менее как твердое тело, а вот внешние слои крутятся с разной скоростью. Скорость вращения на экваторе и на полюсе солнца отличается и в среднем составляет около одного месяца. Люди это наблюдают уже 400 лет, благодаря присутствию пятен на поверхности солнца.

Состав

Солнце имеет достаточно стандартный состав, то есть состоит по большей части из водорода и гелия, как и вся наша вселенная в целом, если конечно мы говорим о барионом веществе. Тяжелые элементы (астрономы называют тяжелыми элементами, все элементы тяжелее гелия) приходится около 2%, может чуть меньше.

Возраст

Возраст нашего солнца чуть меньше пяти миллиардов лет (5⋅10 9 ). Полное время жизни обычно округляют до десяти миллиардов лет (

10 10 ), но на самом деле оно немного побольше.

Строение солнца

Можно выделить три основные части во внутреннем строении солнца.

Ядро в котором идут термоядерные реакции. Это существенный пункт который часто упускается из виду. Мы более-менее все знаем что солнце светит благодаря термоядерным реакциям, но можно спросить людей на улице. Иногда, как оказывается, люди думают что термоядерные реакции идут везде внутри солнца. И это неверно! Они идут только в ядре, которое естественно занимает лишь небольшую часть объема солнца. Это примерно четверть по радиусу. Естественно, если вы хотите пересчитать объем, то одну четвертую нужно будет возвести в третью степень и вы получите объем чуть больше одного процента от объема солнца.

Зона лучистого переноса энергии

Дальше выделившаяся в центральной части энергия должна быть перенесена наружу. Здесь уместно вспомнить основные типы теплопередачи. Теплопроводность достаточно низкая, поскольку солнце это газовый шар. Поэтому остается два других способа:

Что пересилит, зависит от нескольких параметров, в первую очередь от прозрачности вещества, от темпа энерговыделения. И непосредственно над ядром находится зона лучистого переноса энергии, там вещество достаточно прозрачно. Это лучистая зона, простирается примерно наполовину солнечного радиуса, от 0.25 примерно до 0.75 радиуса солнца.

При этом, не нужно себе представлять, что фотон какой-нибудь рождается в ядре и быстренько со скоростью света, от основания лучистой зоны добрался до вершины лучистой зоны. На самом деле происходит огромное количество процессов, поглощение, переизлучение фотонов. Фотон переизлучается в случайном направлении. Если мы попробуем оценить, какое время занимает средний путь, с учетом всех этих реинкарнаций фотона, от ядра до конвективной зоны, то мы получим очень большую величину, составляющей почти что 200 тысяч лет.

Конвективная зона

Во внешних слоях солнца прозрачность вещества падает, поэтому излучением передавать тепло уже не получается и внешние слои солнца конвективные. Это достаточно глубокая конвективная зона, которая занимает примерно четверть солнечного радиуса. И это очень важно! Вообще звезды, грубо можно разделить на два класса:

Звезды чуть-чуть потяжелее солнца, внешнюю конвективную зону теряют. Это приводит к очень интересным следствиям: — Эти звезды фактически, не проявляют внешне никакой активности! Существует множество разнообразных процессов связанных с солнечной активностью: это вспышки на солнце, пятна на солнце и протуберанцы. Все эти явления связаны с присутствием конвективной зоны во внешних слоях этой звезды.

Устойчивость Солнца

Солнце — очень устойчивый объект, оно находится в состоянии гидростатического равновесия, то есть сила гравитации, уравновешена газовым давлением. О звездах говорят, что они проявляют свойства отрицательной теплоемкости. Что это означает? Если мы попробуем нагреть звезду, то температура её поверхности упадет. А если мы будем отбирать энергию у звезды, тогда температура поверхности возрастет.

Почему это происходит? Вообще в этом нет ничего удивительного, похожим образом ведут себя тела вращающиеся вокруг массивных тел под действием гравитации. Представьте крутиться спутник вокруг Земли, вокруг Луны, вокруг Солнца, неважно. И вы отбираете энергию спутника, то есть вы его тормозите и спутник переходит на более низкую орбиту, скорость вращения там будет выше. Получается что вы тормозите спутник, двигатели у вас работают против движения, но при этом скорость движения спутника возрастает.

Вот такое общее свойство систем находящихся в равновесии при участии, в данном случае сил гравитации, связано с так называемой теоремой Вириала, и звезды здесь являются очень ярким примером.

Если по какой-то причине, возрастет энерговыделение в недрах солнца (что-то не так пошло с термоядерным реакциям), то как звезда на это отреагирует? В центре выделяется больше энергии, а звезда у нас газовый шар, газовый шар начнет расширяться. При этом газовый шар будет остывать. Температура внешних слоев упадет. Упадет температура и в недрах. Соответственно уменьшится энерговыделение в недрах. И таким образом, звезда быстро найдет новое положение равновесия.

Внешняя структура Солнца

Здесь можно выделить три основных внешних слоя:

Фотосфера

Фотосфера — это то что мы видим, сфера света. Эта область, где Солнце становится непрозрачным. Можно себе представить что мы смотрим снаружи, и наш взгляд упирается в поверхность Солнца. Солнце это газовый шар, никакой твердой поверхности там нет. Если вы возьмете какой-нибудь фантастически плотный тугоплавкий объект и бросите на Солнце, он без всякого стука будет падать до центра, но есть видимая поверхность солнца, и это Фотосфера.

Хромосфера

Она находится над Фотосферой. Само название этой части солнечной атмосферы связано с тем, что при наблюдениях солнечных затмений, мы видим цвета в этом слое.

Солнечная корона

Солнечная корона — это самый внешний слой. Это очень большая протяженная область. Она характеризуется очень низкой плотностью, но при этом очень высокой температурой. Из-за того что плотность вещества в солнечной короне очень низкая, её плохо видно. На дневном небе солнечная корона просто так невидна, но она достаточно хорошо видна во время солнечных затмений. Кроме того, разработаны специальные приборы — хронографы, которые позволяют наблюдать солнечную корону и вне затмений. Но правда не так хорошо и красиво, как это получается когда лунный диск затмевает солнечный.

Фотосфера довольно тонкий слой, его толщина составляет несколько сотен километров, около 400 км. Хромосфера гораздо больше по своей протяженности, это тысячи километров, примерно 10 000 км. Температура поверхности Солнца (6 000K), это температура именно фотосферы. Дальше, если мы двигаемся выше в хромосферу, температура вначале немного падает (до 4 000K), а потом возрастает (до 35 000-50 000K). Температура начинает резко расти, когда мы попадаем в область солнечной короны. Там температура составляет несколько миллионов градусов, поэтому корона является, в том числе источником рентгеновского излучения.

Солнечные пятна

В фотосфере видно много интересных деталей. Самые известные детали на Солнце, это Солнечные пятна. Пятна бывают очень большие, размерами десятки тысяч километров и даже больше. Такие пятна в принципе видны невооруженным глазом, если солнце закрыто какой-нибудь дымкой. В летописях находили указания на то, что на Солнце наблюдали какие-то темные детали. Крупные пятна видимые невооружённым глазом появляются крайне редко. Поэтому таким элементом научного знания это не стало и солнечные пятна были открыты когда начались телескопические наблюдения.

Одновременно несколько астрономов, в разных странах, отметили присутствие чёрных образований на Солнце. То что эти детали находятся именно на Солнце, а ни где-то между Солнцем и Землёй было ясно потому, что можно наблюдать как эти детали смещаются, в процессе вращения Солнца вокруг своей оси. Пятна кажутся темными потому, что они холоднее. Если температура поверхности Солнца 6 000K, то температура пятна немножко ниже.

На самом деле пятна это очень яркие образования, но они нам кажутся черными на фоне яркого солнечного диска. Они темнее, потому что они холоднее. Холоднее, потому что области солнечных пятен, подавлен приток тепла из недр. Во внешних слоях Солнца, как мы помним, энергия переносится конвекцией. Если мы подавим конвекцию в какой-то области, то тепло подводиться к этой области не будет. Эта область начнёт остывать.

В данном случае, подвод тепла за счет конвекции, подавляется магнитным полем. Пятна, обычно появляются парами. Они соединены магнитной трубкой, как на картинке ниже. Соответственно одно пятно, соответствует северному полюсу магнита, другое соответствует южному полюса магнита.

Это магнитное поле продолжается вглубь конвективной зоны. Энергия магнитного поля в трубке оказывается достаточно большой, чтобы предотвратить конвективное перемешивание вещества. Поэтому в области пятен, не происходит притока теплого вещества из недр Солнца за счет излучения. В первую очередь температура вещества падает, и мы видим темные образования.

Ниже более детальная картина, где показана структура этой магнитной трубки и показана структура под пятном. Это очень плотная область, где есть пучок магнитных силовых линий. Соответственно подвод тепла сильно ограничен, и поэтому выше над этой областью, относительно холодное тёмное пятно.

Процесс активно моделируется. В принципе, сама физика появления солнечных пятен, достаточно понятна. Другое дело, что магнитогидродинамические процессы очень сложны! Представьте, что люди погоду не могут предсказать на 7 дней вперед. А солнечная погода, усложнена еще влиянием магнитных полей. У нас на земле хорошо хоть магнитные поля не влияют на движение облаков или выпадения осадков. Магнитогидродинамические расчеты еще сложнее гидродинамических, поэтому в области исследований солнечных пятен и других форм солнечной активности есть очень много нерешенных загадок.

Благодаря обилию наблюдательных данных с наземных телескопов и со спутников, видно много интересных деталей, которые естественно нужно понять и воспроизвести в наблюдениях. Это очень интересная и очень активно развивающаяся область исследований.

На рисунке ниже показан результат численного моделирования. Цвет кодирует температуру. Сверху тёмное пятно. Под пятном — синяя область, где подвод тепла затруднён. Ниже естественно горячая область. Поскольку тепло из горячей области плохо уходят, нужно как-то по сторонам обтекать холодную область, где магнитное поле мешает нормальному переносу тепла (нормальному, с точки зрения обычного поведения внешних слоев Солнца).

Ещё ниже показан процесс всплывания магнитных трубок (всплывания магнитного поля) во внешних слоях Солнца. Потихоньку такая трубка вылезает из фотосферы, и соответственно, появляются два пятна.

И наконец изображение внешних слоев Солнца. Это данные наблюдений. Естественно это не в видимом диапазоне спектра, глазом так просто это увидеть нельзя. Но это реальное изображение, настоящей структуры. И эти аркообразные структуры вблизи солнечной поверхности, как раз объясняются присутствием магнитного поля. Более того мы привыкли к такой геометрии магнитных силовых линий.

Факельные поля

Существует интересный вопрос. Более или менее все знают, что в те периоды, когда Солнце активно, на нём образуется много пятен. Спрашивается, а что тогда светимость Солнца ниже, ведь на солнечном диске появляются темные образования? Получается немного парадоксальная ситуация. Когда Солнце более или менее активно, оно покрыто темными пятнами и светимость должна падать, но на самом деле нет! На самом деле есть яркие образования, которые называются Факельными полями. На следующей картинке вы видите изображение таких факельных полей. Они как раз хорошо видны ближе к краю солнечного диска.

Картинка ещё ниже объясняет почему поля видны только на краю. Если у нас есть какие-то углубления с пониженной температурой в Солнце, то по стенкам тепло переносится достаточно интенсивно. И именно по поэтому, стенки получаются горячими. Соответственно если мы смотрим не в центр солнечного диска, а куда-то ближе к краю, то мы видим как раз эти горячие стенки.

Поэтому несмотря на наличие темных областей, в период когда Солнце активно, даже в оптике, где светимость звезды очень стабильна, светимость не только не падает, но и может даже немного возрастать, что объясняется как раз присутствуем таких факельных полей.

Протуберанцы

Безусловно одними из самых красивых деталей наблюдаемых на Солнце являются гигантские протуберанцы. На картинке изображение одного из таких протуберанцев. Как описывалось выше, это арочная структура объясняется магнитным полем.

На рисунке ниже показана динамика развития такого протуберанца. Начинает всплывать магнитное поле, поднимаются магнитные трубки, образуется пара пятен. Процесс идет дальше. Эти магнитные трубки поднимаются выше, и наконец происходит пересоединение. В результате отдельная область может окуклиться и произойдет выделение энергии. Может произойти солнечная вспышка. Произойдет выброс плазмы, которая оказалась запертой в этой области.

Такой процесс связывает воедино основные виды солнечной активности: это появления пятен, появление протуберанцев и солнечные вспышки.

Солнечная грануляция

На Солнце так же наблюдается структура грануляции. Проще говоря, Солнце постоянно кипит. Это обычно сравнивают с кипящей рисовой кашей. Отдельные зернышки имеют размеры сотни километров. Видно как на протяжении нескольких минут, рисунок расположенный ниже меняется. Если внимательно присмотреться к кадрам, которые сняты с интервалом 21 секунду, то видно что отдельные зернышки меняют свой вид. Соответственно за 2,5 минуты от первого кадра до последнего, некоторые из них исчезают и появляются новые. Яркие области (яркая часть гранулы) связаны с тем, что в этом месте поднимается конвективный поток из недр Солнца. То есть подходит более горячие вещество. А затем подойдя к поверхности, оно опускается как раз по краям гранулы. Опускается уже несколько остывшие вещество. Поэтому между яркими гранулами возникают темные прожилки, где вещество опускается вниз. И мы видим его при более низкой температуре.

На следующей картинке показан очень красивый снимок солнечного пятна, на фоне грануляции. В одном масштабе вставлена Земля. То есть пятна действительно бывают крупные. Это далеко не самое крупное пятно. Напомню, что радиус солнечного диска, примерно в 107 раз больших размеров земного диска. Соответственно пятно, которое занимает по радиусу скажем один процент от солнечного диска, имеет размер немного больше чем у Земли.

Супергрануляция в хромосфере

Есть более крупное образование, называемое супергрануляция, которое связана также с конвективными процессами. Структура супергрануляции наблюдаются, при наблюдении хромосферы. Такие супер гранулы существуют дольше, это более крупные образования. Если гранула существует минуты, то здесь речь идет примерно об одном дне.

Гелиосейсмология

В последние годы появился новый метод исследования Солнца, который называется Гелиосейсмология. Этот метод удалось применить также к другим звездам. То есть, проще говоря — это звездная сейсмология. Люди могут наблюдать колебания поверхности солнца, причем не какие-то пульсации звезды в целом, а колебания на самых разных масштабах. Соответственно это могут быть более быстрые колебания и более медленные. Для Солнца, самое крупномасштабное колебание, имеет периоды около сотен секунд, но есть колебания и мелкомасштабные. И это дыхание поверхности Солнца и других звезд, позволяет очень эффективно исследовать их недры.

Возбуждение колебаний

Это всё существует благодаря тому, что существует конвекция во внешних слоях. За счёт конвекции во внешних слоях Солнца, возникают колебания, возникают пульсации и они начинают распространяться вглубь звезды. При движении вглубь, растет плотность, и поэтому растет скорость звука. Так что в какой-то момент, колебания отражаются и выходят на поверхность. В зависимости от начальных свойств колебаний, в зависимости от того как они распространялись, они выдут дальше или близко от того места где они возникали. Опустившись глубже в недра, они выдут на поверхность дальше от того маста, где они были возбуждены.

Поскольку конвекция охватывает все внешние слои и конвективные процессы имеют разные пространственные масштабы, то возбуждается большое количество колебаний во внешних частях звезды. Важно что эти колебания отражают процессы происходящие в недрах, поскольку волны распространялись вглубь Солнца, отразились и вышли наружу. Таким образом, как бы происходит зондирование солнечных недр. И моделируя процессы наблюдаемое снаружи, моделируя как движется солнечная поверхность на разных масштабах, можно узнавать как устроены солнечные недры.

По сути речь идет о том, как меняется скорость звука с глубиной. Но в данном случае данные по скорости звука, поскольку Солнце не такой уж безумно сложный объект, удается связать с более привычными физическими параметрами, и таким образом восстановить внутреннюю структуру солнца практически вплоть до ядра.

Магнитные поля в недрах Красных Гигантов

Астросейсмология, то есть сейсмология в применении уже не к Солнцу, а к другим звездам, в частности помогает измерять магнитные поля в недрах других звезд.

Вспышки и осцилляции

Кроме возбуждения солнечных осцилляции и конвекции, существуют может быть более интересные случаи. Естественно просто большое энерговыделение на поверхности Солнца, точно также будет приводить к возбуждению волн. Волны будут уходить в недра, отражаться во внутренних слоях, и выходить наружу более или менее далеко, от той точки из которой они были испущены. Таким мощным источником энергии, служат солнечные вспышки. Соответственно мощная вспышка вызывает распространение звуковых волн. Зная где и когда процесс начался, можно наблюдать как эти волны распространяются по Солнцу. В этом случае это действительно прямое зондирование недр Солнца.

Это примерно как в 70-80 годы довольно много информации о земных недрах было получено благодаря проведению подземных ядерных взрывов. Подземные ядерные испытания проводившиеся в разных странах, о которых было принято заявлять, вызывали сейсмические волны, те в свою очередь распространялись в недра Земли. Далее, все сейсмостанции в разных точках Земли, регистрировали время прихода этих волн, их интенсивность. Это позволяло проводить, в каком-то роде томографию земных недр. На Солнце все это происходит благодаря солнечным вспышкам.

Солнечные циклы

Солнечные вспышки один из видов солнечной активности. Достаточно давно наблюдения начали показывать, что солнечная активность имеет период. Это не очень строгий период, речь идёт об 11-летнем основном цикле солнечной активности. Но иногда период длится 11 лет, а иногда 10 и 12. Могут быть и более существенные отклонения. Цикл один не похож на цикл другой и кроме того квазипериодический процесс солнечной активности просто выключается.

Солнечная активность

Солнечная активность выражается в большом количестве феноменов. Наверное самое известное это солнечные пятна, в то время, когда солнце активно пятен больше. Соответственно будет больше вспышек на солнце. Будет больше протуберанцев. Будет больше выбросов. Именно поэтому во время максимума солнечной активности, земная магнитосфера подвергается более существенному влиянию со стороны Солнца. Происходят яркие полярные сияния.

Распространяясь в межпланетной среде выбрасываемые сгустки плазмы (корональные выбросы) могут воздействовать на космические аппараты. На Земле, наша магнитосфера в существенной степени защищает нас от данного воздействия солнца. Космические аппараты на низких орбитах точно также защищены магнитным полем земли.

Но если вы отправляете пилотируемую экспедицию на Марс, то нужно заранее подумать о том, что корабль может попасть в зону коронального выброса. В этом случаи не только аппаратура, но и экипаж на борту будут подвергаться радиационному влиянию. Это действительно обсуждаемая проблема. Кроме понятной идеи лететь во время солнечных минимумов (когда вероятность такой вспышки наименьшая), продумываются на случай экстренной ситуации какие-то дополнительные средств защиты на борту. Где экипаж может укрыться на какое-то время пока они не пролетят сам корональный выброс.

Ниже на картинке Солнце во время максимума и минимума солнечной активности. Соответственно во время минимума пятен практически нет, во время максимум пятен на Солнце много.

Ещё ниже картинка на которой показан цикл, как раз 11 лет солнечной активности. Два верхних снимка, это два минимума. В центре — максимум солнечной активности. Размер диска естественно всё время одного и того же размера. Так что размеры солнечного диска здесь меняются только для красоты. Существенно то, что появляется большое количество активных областей на Солнце, во время солнечного максимума.

Переворачивание магнитного поля

Практически все проявления солнечной активности, так или иначе связаны с магнитным полем. Сложное поведение магнитного поля, появление областей с очень большой напряженностью магнитного поля (как в области пятен), связано с существованием внешней конвективной зоны. Соответственно если бы не было этой зоны, то никакой активности не было бы. У звезд у которых эта зона еще глубже, например красные карлики, могут быть целиком конвективным. Несмотря на то что звезды сами меньше, светимость их может быть в сотни раз меньше светимости Солнца, там возможны очень активные процессы. Там возможны более мощные вспышки чем на нашей звезде.

За время солнечного цикла, который на самом деле не 11-летний, а 22-летний происходит переворот магнитного поля во внешних слоях Солнца. 11 лет северный магнитный полюс меняется с южным, и еще 11 лет полюса возвращаются в исходное состояние. На активности этот переход (север-юг, юг-север) проявляется примерно идентична. По внешним индикаторам (например: по количеству вспышек, по количеству пятен, по потоку в радиодиапазоне) мы видим именно 11-летний цикл. Но если мы проводим измерения не просто величины магнитного поля, но и направление, то тогда мы будем видеть 22-летний цикл. На картинке показаны результаты компьютерного моделирования этого процесса.

Маундеровский минимум

Благодаря наблюдениям пятен в течение нескольких веков, удается достаточно хорошо оценить солнечную активность на масштабе времени сотен лет. Ниже показан график солнечной активности. По вертикальной оси отложено количество солнечных пятен. Если посмотреть на период ближе к нашему времени, то можно увидеть 11-летний цикл. Причем видно, что отдельные циклы могут заметно отличаться друг от друга.

Видно периоды времени, когда пятен на Солнце было крайне мало. Особенно выделяется так называемые Маундеровский минимум (Maunder Minimum) который имел место во второй половине 17 века, когда на Солнце практически не было пятен. Вообще, людям повезло, что телескоп был изобретен в начале 17 века. Если бы его изобрели на 40-50 лет попозже, то открытие солнечных пятен пришлось бы ждать еще примерно полвека, пока они достаточно большом количестве не начали бы там появляться.

Есть менее выраженные периоды подавленной активности — минимум Дальтона в начале 19 века. Сейчас мы наоборот находимся в эпоху относительного максимума солнечной активности. Как все это сказывается на Земле? — на самом деле большой вопрос. Безусловно это сказывается на процессах в магнитосфере. Если бы в 17 веке летали искусственные спутники Земли, то они подвергались бы меньшему влиянию. Можно было бы более безопасно слетать на Марс.

Если мы говорим об отклике климата на такие изменения солнечной активности, то здесь остается очень много вопросов. Хотя например, любят обращать внимание на то, что во время минимума Маундера, температура на Земле была ниже. Были действительно, очень холодные зимы, достаточно прохладно лето. На самом деле, эти данные в основном касаются Европы.

Как вел себя глобальный климат, известным гораздо хуже. Есть довольно противоречивые данные по этому поводу. Так что прямо сказать, что мы имеем очень четкую информацию о том, как солнечная активность влияет на земной климат нельзя. Влияние это — относительно невелико. Всё-таки у нас есть более существенные процессы, связанные именно с самой нашей климатической системой, но и может быть с нашим влиянием на неё.

Активность на тысячелетних масштабах

Пятна наблюдают четыре века, но можно попробовать восстановить активность солнца на гораздо более протяженном периоде времени. Тогда конечно речь не идет об 11 летних циклах, а речь идет о периодах относительно повышенной активности и пониженной. То есть, мы можем искать аналоги Маундеровских минимумов, или современного относительного максимума — на масштабе в тысячи лет.

Связано это с изотопным анализом. Дело в том, что некоторые редкие нетипичные изотопы химических элементов, образуются в земной атмосфере благодаря взаимодействию с частицами космических лучей. Это так называемый — галактические космические лучи. Они прилетают в солнечную систему из вне. Солнечная активность препятствует проникновению этих космических лучей вглубь солнечной системы. Соответственно, если солнечная активность повышена, то тогда земная атмосфера подвергается меньшему воздействию этих самых — галактических космических лучей. Наоборот, когда солнечная активность понижена, то поток галактических космических лучей, на орбите земли возрастает. Это сказывается на количестве соответствующих изотопов.

Эти изотопы можно изучать например по ледяным кернам, которые где-нибудь в Гренландии или в Антарктиде достаются. Лёд накапливался постепенно, слоями. Люди знают какой слой, какому времени соответствует. Проанализировав количество соответствующих изотопов, люди могут понять как менялась солнечная активность, на масштабе времени в тысячи лет. На графиках ниже, вы увидите, что было довольно много периодов пониженной солнечной активности, и какое-то меньшее количество периодов повышенной солнечной активности.

Эволюция Солнца

На самых больших масштабах — миллиардах лет, поведение Солнца связано с изменением темпа термоядерных реакций, с исчерпанием запасов водорода в недрах Солнца. На двух графиках ниже как раз это показано. Первый график это диаграмма Герцшпрунга — Рассела (одна из основных астрономических диаграмм). По горизонтальной оси, отложена температура звезды, причем отложена в обратную сторону. Астрономы люди странные, вот и температуру они откладывают так, что та растет влево, а ни вправо. А по вертикальной оси, отложена светимость.

Звезда рождается на главной последовательности (здесь это черная линия), соответственно звезда рождается в какой-то точке. Начинаются реакции превращения водорода в гелий в ядре. Звезда довольно долго (наше солнце около 10 миллиардов лет) сидит в этой точке практически неподвижно. Когда водород в ядре заканчивается, то начинают происходить всякие превращения. Наше солнце будет превращаться в Красного гиганта. Резко возрастет его радиус и размеры Солнца станут примерно равны радиусу земной орбиты. Естественно при этом возрастает светимость звезды. Возрастает в сотни раз. То есть температура на Земле сильно повысится. Соответственно примерно будет равна температуре поверхности разбухшего Солнца, то есть нескольким тысячам градусов. Естественно никакая жизнь будет невозможна. Интересная новость состоит в том, что жизнь на Земле исчезнет немножко раньше.

Давайте разберёмся почему! На самом деле, пока звезда сидит на главной последовательности — её параметры немного меняются. Следующий график как раз это отражает. По горизонтальной оси отложено время в миллиардах лет. От рождения солнца отмечен современный момент. Три кривые показывают изменение светимости, радиуса Солнца и температуру. Нас больше всего интересует светимость. Светимость Солнца немного растет со временем, потому что растет радиус. Температура при этом практически не меняется, в течение многих миллиардов лет. Но важно, что на масштабе миллиардов лет, Солнце становятся более мощным. Это понемногу, на масштабах как минимум сотен миллионов лет сказывается на Земле. За счёт изменения светимости Солнца на Земле понемногу растет температура.

Если смотреть от очень раннего периода эволюции Солнца, то светимость Солнца выросла почти в полтора раза. То есть светимость молодого Солнца, составляла 70% от современной. Процесс будет продолжаться и дальше. Земля находятся близко к границе зоны обитаемости. Поэтому дальнейшее повышение температуры Солнца, приведет к радикальному изменению земного климата, которое сделает существование жизни как мы ее знаем сейчас — невозможным.

Зона обитаемости

Зона обитаемости — это довольно условная область вокруг звезды, где на землеподобной планете с атмосферой, возможно существование жидкой воды. Для существования мощной биосферы, не спрятанной где-то на глубине или в каких нибудь подземных озерах, нужно чтобы на поверхности планеты могла существовать жидкая вода. Планета с наличием жидкой воды на поверхности не можем находиться слишком далеко от звезды, иначе температура окажется слишком низкой, и вода замерзнет. И наоборот если она будет находиться ближе — вода испарится, начнутся необратимые процессы в атмосфере, запустится очень мощный парниковый эффект, так называемый — неудержимый парниковый эффект. В Солнечной системе примером такого поведения является Венера. Это планета которая во многих отношениях похожа на Землю, но имеет совершенно жуткие климатические условия на поверхности, что связано как раз с тем, что Венера немного ближе к Солнцу чем Земля.

Соответственно у более слабых звезд — зона обитаемости находятся ближе к звезде. У более массивных, более горячих звезд — она находится дальше. Размеры зоны обитаемости, если известно как она расположена в Солнечной системе, можно в первом приближении легко посчитать. С ростом светимости звезды, нужно отодвинуть зону обитаемости так, чтобы поток упал в такое же количество раз, во сколько раз возросла светимость звезды. Если это необходимо перевести в расстояние от планеты до звезды, то нужно извлечь корень, потому что поток излучения падает с ростом расстояния как квадрат этой величины (квадрат расстояния).

Ниже простая формула для расчета потока. «R_*» — это радиус звезды в единицах солнечного радиуса. «T_*» это температура звезды (поток очень сильно зависит от температуры). «a» это расстояние планеты от звезды. Кружок с крестиком — это символ Земли, соответственно — это расстояние от Земли до Солнца.

Сейчас людям известно довольно большое количество планет у других звезд — экзопланет в зонах обитаемости. Расчет зоны обитаемости это очень непростое дело, на графике ниже нарисовано два варианта зоны обитаемости. Но как бы то ни было, даже если мы используем довольно консервативный подход, то достаточно большое количество известных планет попадает в зону обитаемости вокруг своих звезд.

Парадокс тусклого Солнца

Существует интересный парадокс в Солнечной системе, то есть прямо на Земле. Связан он с тем, что молодое Солнце излучало гораздо меньше, но при этом на земле уже миллиарды лет назад существовала жидкая вода. Это на самом деле до конца нерешенная проблема, которая называется парадокс тусклого Солнца. Скорее всего решение проблемы связано с наличием каких-то парниковых газов в атмосфере древней Земли, которые позволяли иметь достаточно высокую температуру поверхности для того, чтобы на земле могла существовать жидкая вода. Поэтому собственно, мы и наслаждаемся сейчас не только хорошим климатом, но и достаточно развитой биосферой, у которой было больше трёх миллиардов лет для биологической эволюции. Но закончится все это примерно через миллиард лет, когда температура на Земле из-за светимости Солнца возрастет настолько, что запустятся необратимые климатические изменения, которые приведут к резкому повышению температуры на поверхности нашей планеты.

Вспышки на Солнце

Корональные выбросы

Вспышки, часто приводят к коронарным выбросам. Следующее изображение — мощного коронального выброса. Достаточно большой объем плазмы при этом выбрасывается — 10 15 грамм. Это масса небольшого астероида или масса кометы. До земли такой вопрос добирается за несколько дней. Поэтому в принципе у нас будет время, чтобы подготовиться.

Существенно понимать, что выбросов происходит много, но далеко не все они попадают на Землю. Поэтому не любая солнечная активность, обязательно потенциально опасна для нас. Тем не менее, бывают мощные вспышки, которые порождают выбросы попадающие на Землю. А те в свою очередь вызывают всякие неприятные последствия. Эти последствия связаны практически только с поведением технических систем. То есть человечество, до недавнего времени, счастливо жило и по всей видимости переживало очень мощные солнечные вспышки, ничего об этом не зная. Причём не зная вообще о том, что что-то подобное происходит. Но когда начали появляться, достаточно глобальные технические устройства, то люди стали это замечать.

Событие Кэррингтона

Первое такое событие произошло в 1859 году. Вспышку на солнце, просто в белом свете яркую вспышку, увидели несколько астрономов-любителей. Один из астрономов — был Кэррингтон. Соответственно событие, в честь него называется — событием Кэррингтона. На Солнце наблюдался рост очень крупной группы пятен, затем в области этой группы произошла мощная вспышка. На Земле в этот момент, существовали достаточно протяжённые телеграфные линии. Грубо говоря это просто длинный провод. То есть, есть длинный проводник. А такой мощный корональный выброс начинает влиять на магнитосферу Земли, то есть у нас начинается изменение глобального магнитного поля Земли. Изменение магнитного поля, естественно приводит к появлению тока в проводниках. И чем длиннее у нас проводник, тем заметнее будет эффект.

Соответственно в телеграфных линиях пошел большой ток, на которой они не были рассчитаны. И это приводило к авариям. Телеграфная связь прервалась и погорели телеграфные аппараты, потому что по этому проводу протекал очень мощный электрический ток. Телеграфисты получали мощные удары током, если не соблюдали технику безопасности, а остальные жители земли, наслаждались очень яркими, красивыми полярными сияниями, в том числе и там, где их никогда не видели. То есть почти что, в экваториальных областях, где-нибудь в области Карибского моря. Это очень мощная вспышка. С тех пор на Солнце, такие мощные вспышки не наблюдались. На солнце это происходит редко, зато есть большое количество звезд, более-менее похожих на Солнце.

Мощные вспышки у других звёзд

В последние годы, удавалось проводить мониторинг очень большого количества звезд на предмет вспышек. Большой вклад внес спутник Кеплер. Он был предназначен для поиска экзопланет, но искал он их путем отслеживания изменений блеска большого количества звёзд. Это примерно около 200 тысяч звезд разных спектральных классов, разных типов. В большом числе случаев он регистрировал мощные вспышки на звездах. На графике ниже очень мощные вспышки на одной из звезд.

Чем легче звезда тем она активнее, что связано с наличием более протяженной конвективной оболочки. Соответственно там могут генерироваться более сильные магнитные поля на поверхности. Эти поля связаны с более мощными токами. И грубо говоря, короткое замыкание в этой системе токов, приводят к очень мощному выделению энергии — к яркой вспышке.

Частота мощных вспышек

Соответственно если верить этой зависимости, то можно посчитать как часто на Солнце происходят вспышки, в том числе и очень большой мощности. И ответ, получается такой: — очень мощные вспышки на Солнце, должны происходить примерно раз в тысячу лет. Вообще говоря, это не такое уж безумно редкое событие. У нас технические устройства существуют уже в полторы сотни лет. С достаточно большой вероятностью за это время должна была произойти одна мощная вспышка. Последнее такое мощное событие — это событие Кэррингтона.

Прогноз мощных вспышек

Существенно что вспышки не могут возникать на пустом месте. Должна возникнуть мощная группа солнечных пятен. И чем больше эта группа пятен накапливает в себе магнитной энергии, тем мощнее будет вспышка. У Солнца есть, по крайней мере сейчас, некий естественный предел, связанный с 11-летним циклом активности. Сейчас Солнце по всей видимости не способно произвести очень мощную вспышку просто потому, что динамика магнитного поля в Солнца не позволит долго накапливать энергию.

Поэтому сценарий когда внезапно на Солнце происходит такая вспышка совершенно невозможен. Для того, чтобы это стало возможным, должны появится существенные отклонения в поведении солнечной активности на масштабах десятка лет. Затем люди должны увидеть, что на Солнце начинает расти большая группа пятен, она может расти десятки лет. И вот тогда, можно будет предположить, что произойдет достаточно мощная вспышка. Ещё один повод немножко успокоиться состоит в том, что выброс может не попасть на Землю — вероятность попасть не очень велика. С этой точки зрения, хотя в принципе это реалистичный сценарий, по всей видимости в ближайшие годы очень мощные вспышки на Солнце нам не грозят.

Тем не менее вспышки на звездах более или менее похожих на Солнце наблюдаются, и в вопросе генерации таких мощных вспышек остается много неясностей. В этом направлении продолжается работа. Как бы то ни было, не будет лишним повторить, что люди должны увидеть рост больших групп пятен. Это похоже подтверждается в наблюдениях других звезд.

Воздействие вспышек на технику

Менее мощные, происходящее на Солнце вспышки, периодически влияют на земную технику. Но многие влияния мы не замечаем, поскольку последние десятилетия люди знают о том, что это может происходить. Поэтому человечество до некоторой степени к этому готово. Различные крупномасштабные системы: энергоснабжения, газопроводов, нефтепроводов, то есть все большие очень длинные железки, как правило, более ли менее подготовлены к таким событиям. Последний крупный сбой, произошел лет двадцать назад в Канаде. Как раз один из магнитных полюсов Земли находится примерно там, поэтому север Канады подвергается очень мощному воздействию во время солнечных вспышек. Неудивительно, что именно там наблюдался очень крупный сбой. После этого все соответствующие системы страны были адаптированы для того, чтобы такие вспышки переживать.

Вспышка в 8 веке

Анализ содержания углерода-14 (редкого изотопа) показывает, что чуть больше тысячи лет назад, возможно произошла мощная вспышка на Солнце. Если оценки события верны, то это действительно должна была быть вспышка в десятки раз мощнее чем те, что люди сейчас наблюдают на Солнце. И это соответствует тому, что наблюдают на звёздах похожих на Солнце.

Солнечные нейтрино

Мы начали с того, что источником энергии Солнца являются термоядерные реакции. На сегодняшний день это не просто модель, а это экспериментально установленный факт. Превращение водорода в гелий, это не единомоментный процесс, так как нужно начать с четырех протонов и получить ядро гелия. Соответственно должна пройти целая цепочка реакций. Есть несколько вариантов протекания этой реакции. В ходе некоторых процессов, испускаются электронные нейтрино. Это частицы которые легко покидают недра Солнца.

В последние десятилетия экспериментаторы на земле научились их довольно хорошо и эффективно ловить. Таким образом, у людей есть метод, для непосредственной регистрации частиц, которые были испущены в недрах Солнца. Причем эти частицы, не так как фотоны 170 тысяч лет выбираются из солнечных недр, а мгновенно. Частицы легкие, двигаются они практически со скоростью света — мгновенно покидают Солнце. Произошла реакция в недрах Солнца — меньше чем через 9 минут нейтрино будет у нас на земле, на детекторе. Его можно поймать и идентифицировать как нейтрино от Солнца. Таким образом можно измерять темп разных реакций в недрах Солнца. На данный момент получены данные о всех типах солнечных реакций.

Регистрация нейтрино

Нейтрино регистрирует в экспериментах самых разных типов. На графике ниже по горизонтальной оси — энергия нейтрино, по вертикальной оси — поток нейтрино. У разных кривых и линий, написаны реакции в которых эти нейтрино испускаются. Например «pp» вверху слева — это самая первая протон-протонная реакция с которой все и начинается. Такая реакция порождает нейтринной низкой энергии. Их очень трудно ловить. Их очень много появляется, поток большой, но энергия маленькая. Их совсем недавно удалось поймать. И наоборот есть нейтрино высоких энергий, которые научились регистрировать ещё 50 лет назад.

Когда 50 лет назад начались эксперименты с солнечными нейтрино, возникла интересная проблема — проблема дефицита солнечных нейтрино. Она благополучно нашла свое решение, основанное на очень интересной физике нейтрино — нейтринных осцилляциях. Это в некотором смысле превращение нейтрино одного сорта в другой. Это было отмечено нобелевской премией по физике.

Интересно то, что есть способ получать как бы изображения (данные) из солнечных недр. На картинке ниже, наверное в кавычках «фотография Солнца в нейтрино». На самом деле пространственное разрешение здесь ни о чём не говорит, то есть нельзя сказать что из центра Солнца испускается больше нейтрино чем на расстоянии 0.2 солнечных радиуса от него. Но некоторые детекторы такие как Super-Kamiokande в Японии очень хорошо, прям по направлению идентифицируют, что частица прилетела от Солнца. Поэтому есть прямой способ изучения того, что происходит в солнечных недрах.

Последним важным достижением несколько лет назад стала регистрация нейтрино низкой энергии, нейтрино самой первой протон-протонной реакции. Это было сделано с помощью детектора Борексино. С этим результатом возникла полная подтверждённая ясность того как устроены термоядерные реакции в недрах Солнца, с каким темпом они протекают, какие цепочки какой вклад вносят. Сейчас это хорошо восстановленная картина.

Существует много вопросов и задаток связанных с солнечной активностью, с поведением внешних слоев, с тем как происходит солнечные вспышки, как в деталях энергия закачивается в солнечную корону. Это очень бурная область исследований где важны: и наземные наблюдения, и спутниковые наблюдения. Совсем недавно был запущен спутник Паркер для изучения внешних слоев Солнца, который изучит ближе чем все другие спутники наше Солнце.

Солнечная физика, солнечная астрофизика, это очень активно развивающаяся область науки, интегрирующая в себе очень разные части физики. Поэтому это очень интересная область исследования.

Источник