3. Строение Солнца

Как известно, все регистрируемые нами ныне виды солнечного излучения, от гамма-лучей до радиоизлучения, не позволяют зондировать недра Солнца. Единственное средство для этого - поймать солнечные нейтрино,- пока дало результаты, весьма далекие от обнадеживающих. Во всяком случае они не могут служить основанием для того, чтобы отказаться от принятых в настоящее время суждений о внутреннем строении Солнца. Но важно отдавать себе отчет в том, что все эти представления базируются только на данных наблюдений солнечной атмосферы и применении законов физики.

Здесь мы не станем заниматься рассмотрением того, как были выведены основные физические характеристики центральной части Солнца, или ядра, а ограничимся только перечислением главных результатов этого изучения. Было установлено, что температура в центре нашего дневного светила равна 15 млн. К, плотность - 160 г/см³, давление 3,4 х 10¹⁷ дин/см². Хотя ядра атомов здесь «упакованы» примерно в 1000 раз плотнее, чем в металлах, высокая температура поддерживает вещество в газообразном состоянии. Такие физические условия обеспечивают освобождение энергии, генерируемой в недрах Солнца в результате образования ядер гелия из ядер водорода. Эта энергия переносится к солнечной поверхности в виде излучения. Такой перенос сопровождается быстрым уменьшением наружу температуры, давления и плотности, а вместе с тем и средней энергии фотонов, которые на своем пути поглощаются и переизлучаются много раз. В результате гамма-лучи последовательно превращаются в рентгеновское, а затем в ультрафиолетовое излучение и, наконец, в видимый свет, который наиболее обильно излучается в пространство.

Однако на глубине примерно 100 - 200 тыс. км от поверхности Солнца такой способ передачи энергии становится неэффективным. Здесь температура уже невелика по сравнению с температурой ядра. Поэтому ионизация водорода уменьшается. Вместе с тем возрастание числа атомов увеличивает поглощательную способность газа, что приводит к возрастанию градиента температуры. В результате при создавшихся условиях энергия переносится преимущественно самим веществом, сосредоточенным в более горячих по сравнению с окружающей средой элементах. Такой способ передачи энергии называется конвективным переносом, а слой, в котором он действует, - конвективной зоной.

Существуют многочисленные модели конвективной зоны Солнца. Все они опираются на различные (нередко полукачественные) теории конвекции и дают весьма противоречивые данные, которые трудно связать с соответствующими параметрами более глубоких слоев и фотосферы Солнца. Поэтому не будем заниматься их разбором в надежде на появление в недалеком будущем большей ясности в этом вопросе. Но при всей скудости нынешних знаний о конвективной зоне уже сейчас исследователи Солнца отчетливо представляют себе, что она играет для Солнца исключительную роль уже хотя бы потому, что служит колыбелью разнообразных видов движения и магнитных полей, которые мы .имеем возможность наблюдать в солнечной атмосфере.

Наиболее легко доступна наблюдениям самая нижняя часть атмосферы Солнца - фотосфера. Ее можно видеть даже невооруженным глазом через зачерненное стекло (необходимое, чтобы яркий солнечный свет не повредил зрения). Толщина фотосферы очень невелика: она не превышает нескольких сотен километров. Зато из нее выходит большая часть излучаемой Солнцем энергии с максимумом в видимой области спектра. Поэтому иногда ее называют видимой поверхностью Солнца. Но вряд ли такое название, нередко заменяемое в популярных брошюрах словами «солнечная поверхность», можно считать оправданным. Ведь фотосфера - довольно протяженный слой, который беспрепятственно пропускает свет в лежащие выше прозрачные слои атмосферы и создает резко очерченный край солнечного диска.

Через фотосферу энергия переносится, как и в недрах Солнца, преимущественно излучением и частично звуковыми волнами. Температура фотосферы составляет в среднем примерно 6000 К. Она убывает по направлению к лежащим выше слоям солнечной атмосферы, достигая минимального значения в слое так называемого температурного минимума. Фотосфера отличается очень большой непрозрачностью. Она является единственной на Солнце областью нейтрального водорода. Благодаря соединению с его атомами свободных электронов, возникших в основном в результате полной ионизации металлов, в фотосфере образуются отрицательные ионы водорода. Это протоны, с которыми связаны не один, а два электрона. Именно отрицательные ионы водорода прежде всего служат причиной столь сильного поглощения фотосферным веществом излучения в видимой области спектра.

Солнечная фотосфера имеет тонкую структуру. Как стало ясно в результате стратосферных наблюдений, она состоит из светлых пятнышек довольно неправильной формы (гранул), разделенных более узкими темными межгранульными промежутками. Размеры гранул колеблются от 150 до 1500 км. Температура их на несколько сотен градусов выше, чем в соседних темных участках, которые отличаются большей устойчивостью. Фотосферная грануляция характеризуется преимущественно вертикальными движениями со скоростями 1 - 2 км/с и, как сейчас считают, является порождением конвективной зоны и возникших в ней волновых движений. Как мы увидим дальше, большую роль в ней играют магнитные поля.

Более высокие слои атмосферы Солнца недоступны для наблюдений в обычном белом свете, поскольку они очень разрежены и излучают только в отдельных спектральных линиях. Всего каких-нибудь сто лет назад об их существовании знали только благодаря наблюдениям полных солнечных затмений. В те немногие минуты, когда Луна закрывала солнечный диск, можно было видеть окаймляющее его узкое розоватое кольцо, вид которого напоминает огненную прерию. Это солнечная хромосфера - довольно протяженный слой атмосферы Солнца, простирающийся на тысячи километров над уровнем фотосферы. Она светится преимущественно в ярких линиях водорода, ионизованного кальция и гелия. Со временем астрономы создали специальные приборы, позволяющие «вырезать» из белого света свет этих линий, и таким образом получили возможность наблюдать солнечную хромосферу в любой погожий день вне затмения Солнца. Это произошло еще в прошлом столетии.

Солнечная хромосфера излучает не только в видимом, но и в ультрафиолетовом и отчасти рентгеновском диапазонах спектра, а также в радиодиапазоне с длиной волны меньше 15 см. Пожалуй, самое поразительное ее свойство состоит в том, что при дальнейшем убывании с высотой плотности и давления температура в ней не уменьшается, а возрастает от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч градусов. Такое резкое повышение температуры, согласно современным представлениям, обусловлено волнами, возникшими еще в конвективной зоне и проникающими через толщу фотосферы и хромосферы, которые несут достаточно большой запас механической энергии. Естественно, в их распространении большую роль играют и магнитные поля.

Не менее удивительной особенностью солнечной хромосферы является ее исключительная неоднородность, особенно относящаяся к температуре и скоростям движения. Наиболее рельефно она проявляется в существовании крупномасштабных ячеек поля скоростей, средний размер которых составляет примерно 30 тыс. км. Эти ячейки называются супергранулами. Они тесно связаны с хромосферной сеткой, отчетливо наблюдаемой в линиях ионизованного кальция и красной линии водорода, а также с сеткой усиленного магнитного поля.

В красной линии водорода над солнечным лимбом можно наблюдать мелкие вертикальные выступы, которые и создают впечатление огненной прерии. Это спикулы. В среднем их диаметр составляет 1000 км, длина - 6 - 10 тыс. км, а температура - 10 - 20 тысяч градусов. Похоже на то, что они выбрасываются из нижней хромосферы со скоростью 20 - 30 км/с на высоту 9 тыс. км. Спикулы располагаются преимущественно на границах супергранул.

Гораздо труднее было изучить самую внешнюю часть атмосферы нашего дневного светила - солнечную корону. Плотность ее столь мала, а излучение столь слабо, что совсем недавно ее могли наблюдать только во время полных солнечных затмений. Из этих наблюдений астрономы узнали, что больше всего света корона излучает в особых «корональных линиях» и что она простирается в пространство на десятки солнечных радиусов. Только каких-нибудь 40 - 50 лет назад астрономы впервые сумели наблюдать внутреннюю часть солнечной короны вне затмения с помощью специального инструмента - внезатменного коронографа, в котором создается искусственное полное солнечное затмение и частично устраняется рассеянный свет неба и инструмента. Примерно в то же время была раскрыта загадка таинственного элемента «корония», которому приписывались яркие линии короны. Оказалось, что они вызваны свечением железа и никеля, только находящихся в совершенно необычном состоянии, когда вследствие исключительно высокой температуры (примерно 1 - 2 млн. градусов) и разреженности атомы этих химических элементов теряют от девяти до четырнадцати электронов.

Солнечная корона имеет сложную структуру. Первая из ее составляющих, «электронная» корона, представляет собой непрерывное излучение, которое возникает вследствие рассеяния фотосферного света на свободных электронах. Это было установлено еще тогда, когда при наблюдениях полных солнечных затмений выявили зависимость степени поляризации света короны от длины волны, позиционного угла и яркости. Вторая, «эмиссионная» корона, дает излучение в корональных линиях, о которых мы уже говорили. Иногда говорят еще о третьей составляющей, которая характеризуется однородным распределением ее неполяризованного излучения вокруг Солнца и появлением в нем фраунгоферовых линий. Ее яркость сравнительно медленно убывает с расстоянием. Но оказалось, что связь этой составляющей с Солнцем кажущаяся и обусловлена исключительно свойствами рассеяния света пылинками в межпланетном пространстве.

Солнечная корона излучает в видимой, далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, а также в дециметровых и метровых длинах волн радиодиапазона. Для нее характерна большая неоднородность плотности и отчасти температуры. Из-за высокой температуры и весьма малого ее изменения с высотой, а также высокой теплопроводности, корона не может находиться в стационарном состоянии и расширяется по законам гидродинамики. Это приводит к непрерывному истечению потоков частиц из Солнца, называемых солнечным ветром. Корона обладает магнитными полями, во многом определяющими особенности ее и солнечного ветра.

Заканчивая краткий обзор строения солнечной атмосферы, вновь напомним, что главное свойство ее состоит в том, что весьма высокие температуры и сильная разреженность вещества создают в ней такие условия, при которых газ существует в виде смеси положительно и отрицательно заряженных частиц, т. е. в форме плазмы, и что на поведение этой плазмы сильный отпечаток накладывает магнитное поле.