Солнце, состав и внутреннее строение

Энергия и температура Солнца

Солнце – центральное тело Солнечной системы –
является типичным представителем звезд,
наиболее распространенных во Вселенной тел.
Масса Солнца составляет 2•1030 кг.

Как и многие другие звезды, Солнце представляет собою огромный шар, который состоит из водородно-гелиевой плазмы
и находится в равновесии в поле собственного тяготения.

Солнце излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения, который в значительной мере определяет физические условия на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве.
Земля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. Однако и этого достаточно, чтобы приводить в движение огромные массы воздуха в земной атмосфере, управлять погодой и климатом на земном шаре.

Большинство источников энергии, которые использует человечество, связаны с Солнцем.
Тепло и свет Солнца обеспечили развитие жизни на Земле, формирование месторождений угля, нефти и газа.

Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной.
Солнечная постоянная – поток солнечного излучения, который приходит на поверхность площадью 1 м2, расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца (1 а.е.).
Солнечная постоянная равна 1,37 кВт/м2 .
Умножив солнечную постоянную на площадь поверхности шара, радиус которого 1 а.е., определим полную мощность излучения Солнца, его светимость, которая составляет
L = 4•1026 Вт.

Состав и строение Солнца

Для изучения Солнца используются телескопы особой конструкции – башенные солнечные телескопы.
Башенный солнечный телескоп Крымской астрофизической обсерватории БСТ-1 (1957 г.)
Система зеркал непрерывно поворачивается вслед за Солнцем и направляет его лучи вниз на главное зеркало, а затем они попадают в спектрографы или другие приборы, с помощью которых проводятся исследования Солнца.

Благодаря большому фокусному расстоянию солнечных телескопов (до 90 м) можно получить изображение Солнца диаметром до 80 см и детально изучать происходящие на нем явления.
Они лучше видны на спектрогелиограммах – снимках Солнца, которые сделаны в лучах, соответствующих спектральным линиям водорода, кальция и некоторых других элементов.
Солнце в ультрафиолетовых лучах
Солнце в красных лучах излучения водорода
Солнце в рентгеновских лучах

Важнейшую информацию о физических процессах на Солнце дает спектральный анализ.
В спектре Солнца Йозеф Фраунгофер в 1814 г. обнаружил и описал линии поглощения, по которым, как стало ясно почти полвека спустя, можно узнать состав его атмосферы.
Солнечный спектр
В настоящее время в солнечном спектре зарегистрировано более 30000 линий, принадлежащих 72 химическим элементам.
Спектральными методами гелий (от греческого «гелиос» – солнечный) был сначала открыт на Солнце и лишь затем обнаружен на Земле.
Йозеф Фраунгофер

Химический состав Солнца:
водород составляет около 70% солнечной массы,
гелий – более 28%,
остальные элементы – менее 2%. Количество атомов этих элементов в 1000 раз меньше, чем атомов водорода и гелия.
Вещество Солнца сильно ионизовано: атомы, потерявшие электроны своих внешних оболочек и ставшие ионами, вместе со свободными электронами образуют плазму.
Средняя плотность солнечного вещества примерно 1400 кг/м3. Она соизмерима с плотностью воды и в 1000 раз больше плотности воздуха у поверхности Земли.

Используя закон всемирного тяготения и газовые законы, можно рассчитать условия внутри Солнца, построить модель «спокойного» Солнца.
Оно находится в равновесии, поскольку в каждом его слое действие сил тяготения, которые стремятся сжать Солнце, уравновешивается действием сил внутреннего давления газа.
Действием гравитационных сил в недрах Солнца создается огромное давление.

Сделаем приближенный расчет величины давления для слоя, лежащего на расстоянии R/2 от центра Солнца.
При этом будем считать, что плотность вещества внутри Солнца всюду равна средней.
Сила тяжести на этой глубине определяется массой вещества, заключенной в радиальном столбике, высота которого R/2, площадь S, а также ускорением свободного падения на поверхности сферы радиусом R/2.

Сделаем приближенный расчет величины давления для слоя, лежащего на расстоянии R/2 от центра Солнца.
При этом будем считать, что плотность вещества внутри Солнца всюду равна средней.
Сила тяжести на этой глубине определяется массой вещества, заключенной в радиальном столбике, высота которого R/2, площадь S, а также ускорением свободного падения на поверхности сферы радиусом R/2.
Подставив необходимые данные в формулу р = mg/S, получим, что давление равно примерно 6,6•1013 Па, т. е.
в 1 млрд раз превосходит нормальное атмосферное давление.

Более точные расчеты, проведенные с учетом изменения плотности с глубиной, дают результаты, лишь незначительно отличающиеся от полученных выше: р = 6,1•1013 Па, Т = 3,4•106 К.
Согласно современным данным, в центре Солнца температура достигает 15 млн К, давление 2• 1018 Па, а плотность вещества значительно превышает плотность твердых тел в земных условиях: 1,5 • 105 кг/м3 , т. е. в 13 раз больше плотности свинца.

При высокой температуре в центральной части Солнца протоны, которые преобладают в составе солнечной плазмы, имеют столь большие скорости, что могут преодолеть электростатические силы отталкивания и взаимодействовать между собой.
В результате такого взаимодействия происходит термоядерная реакция: четыре протона образуют альфа-частицу (ядро гелия) (стр. 135, записать этапы термоядерной реакции).

Энергия гамма-квантов обеспечивает излучение Солнца.
Все три типа нейтрино (электронное, мюонное и таонное) столь слабо взаимодействуют с веществом, что свободно проходят сквозь Солнце и Землю.
Кинетическая энергия, которую приобретают образующиеся в ходе реакции частицы, поддерживает высокую температуру плазмы, и тем самым создаются условия для продолжения термоядерного синтеза.

Из недр Солнца наружу энергия передается двумя способами:
излучением, т. е. самими квантами, и конвекцией, т. е. веществом.

Выделение энергии и ее перенос определяют внутреннее строение Солнца:
ядро – центральная зона, где при высоком давлении и температуре происходят термоядерные реакции;
«лучистая» зона, где энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов;
наружная конвективная зона, где энергия от слоя к слою переносится самим веществом в результате перемешивания (конвекции).
Каждая из этих зон занимает примерно 1/3 солнечного радиуса.

Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера, которая простирается далеко за пределы видимого диска Солнца.
Ее нижний слой – фотосфера – воспринимается как поверхность Солнца.
Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо из космического пространства, либо при помощи специальных приборов с поверхности Земли.
Атмосфера
Солнца

Солнечная активность