Что такое звезда?

Всем своим существованием мы обязаны звезде, которую называем Солнцем. Солнечная энергия служит источником жизни на нашей планете. Это, пожалуй, единственный вид "чистой" энергии (без вредных отбросов), которым, возможно, человечество в полной мере овладеет в будущем. Солнечные установки в принципе могли бы обеспечить энергетические запросы земной цивилизации.

Большинство процессов, совершающихся на Земле, прямо или косвенно есть также порождение солнечной энергии. Погасни Солнце-и Земля за месяц превратится в мрачное кладбище. Возможна ли такая катастрофа? Ответ на этот вопрос дает теоретическая астрофизика.

Наша близость к Солнцу, этой типичной звезде, позволила астрономам не только подробно изучить процессы, происходящие на Солнце, но и' теоретически объяснить механизм его свечения. А зная его, можно смело прогнозировать будущее и предсказывать, что ждет Солнце. Познакомимся кратко с главным для нас космическим телом. Элементарные расчеты помогут нам понять, что такое звезда и каковы источники солнечной энергии.

Солнце - исполинский самосветящийся водородно-гелиевый шар с небольшой примесью более тяжелых элементов. Модель строения и главные физические параметры такого шара можно получить на основании упрощенных расчетов.

Представим себе (рис. 52) огромный газовый шар, находящийся в равновесии в собственном гравитационном поле. Все частицы Солнца (атомы, ионы, электроны и др.) тяготеют друг к другу, но гравитации, стремящейся сжать Солнце до минимального объема, противостоит газовое давление.

Рис. 52. К расчету условий в недрах Солнца

Выделим в Солнце столб вещества высотой, равной радиусу Солнца R, и поперечным сечением S = 1 м². Будем считать, что выделенный столб и Солнце притягивают друг друга как материальные точки с массами М (масса Солнца) и m (масса столба), причем массу Солнца будем считать сосредоточенной в его геометрическом центре, а массу столба - в его центре тяжести. Если средняя плотность Солнца (или вещества столба) равна ρ, то m = RS. Тогда вес выделенного столба определится формулой

В случае равновесия эта величина должна быть численно равна силе давления газа в центре Солнца. Поскольку то давление газа в центре Солнца равно

Его можно рассчитать, полагая М = 10³⁰кг, R=10⁷ м, =1400кг/м³ (о величине G говорилось на с. 44); тогда p= 10¹⁵ Па. Это примерно в 10¹⁰ раз больше нормального атмосферного давления.

По уравнению Менделеева - Клапейрона

, откуда

где ρ₀ = m/V - плотность вещества в центральных областях Солнца, М₀ - молярная масса этого вещества, R₀ - универсальная газовая постоянная, Т - температура в центре Солнца. Эту температуру можно определить, приравнивая значения для давлений, полученные выше:

По ряду данных температура в центре Солнца порядка миллиона Кельвинов.

Хотя наши расчеты грубо приближенны, результаты оказались близкими к тем, которые дает строгая и сложная теория внутреннего строения звезд. Следовательно, недра Солнца представляют собой сверхплотный, чрезвычайно сильно нагретый газ. В этих условиях атомные столкновения и тесные их сближения весьма часты, что приводит к возникновению ядерных реакций.

Основным источником солнечной энергии служит так называемая протон-протонная реакция, при которой из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. Эта реакция протекает по следующей схеме:

Первая строчка показывает, что два протона ¹Н, взаимодействуя, превращаются в ядро дейтерия ²D, и при этом излучаются позитрон е⁺ и нейтрино v. Ядро дейтерия ²D, соединяясь с протоном ¹Н, дает изотоп гелия ³Не, и при этом избыток энергии выделяется в форме γ -излучения (вторая строка). Наконец, два изотопа гелия 3Не при встрече превращаются в ядро ⁴Не с освобождением двух протонов ¹Н (третья строка).

Исходный продукт в протон-протонной реакции - водород, конечный продукт - гелий. Но масса ядра гелия почти на один процент меньше суммарной массы четырех протонов. Этому дефекту массы Δm по формуле Эйнштейна соответствует энергия

где с - скорость света.

За счет дефекта массы Солнц ежесекундно теряет около 4*10⁹ кг своей массы. Однако общие запась вещества в Солнце столь значитель ны, что даже за миллиарды лс действия протон-протонных реакцш масса Солнца может уменьшитьс5 лишь на доли процента.

Следует заметить, что в описы ваемых процессах один вид материи (вещество) превращается в другое (электромагнитное поле), но прр этом масса и энергия сохраняются.

Нейтринное излучение, рождающееся в недрах Солнца, составляет в энергетическом отношении примерно 10% его электромагнитного излучения.

Центральная область Солнца, в которой непрерывно совершаются ядерные реакции, простирается от центра Солнца до 0,2-0,3 его радиуса (рис. 53). В этой зоне электромагнитное излучение зарождается в форме энергичных γ-квантов. Ближе к поверхности Солнца расположена зона лучистого равновесия (от 0,3 до 0,7 радиуса Солнца). Здесь температура и давление меньше, чем в центральных областях, а потому ядерные реакции невозможны и γ-кванты поглощаются атомами, а затем эти атомы излучают новые кванты, но менее энергичные, чем поглощенные γ-кванты. В результате многократного повторения этого процесса γ-излучение превращается в рентгеновское, а это, в свою очередь, в ультрафиолетовое, так что, "добравшись", наконец, до внешних слоев атмосферы Солнца, электромагнитное излучение становится длинноволновым - видимым, инфракрасным и радиоволновым.

Рис. 53. Схема строения Солнца

Под солнечной атмосферой на глубину примерно 0,3 его радиуса простирается конвективная зона, в которой энергия переносится в процессе конвекции.

Самый глубокий слой атмосферы Солнца называется фотосферой (греч. "сфера света"). В ней образуется большая часть наблюдаемого излучения Солнца в видимом диапазоне, и она излучает практически всю приходящую к нам энергию.

Как излучатель, Солнце по своим физическим свойствам близко к абсолютно черному телу. Для последнего, как известно, применим закон Планка, выражающий распределение по длинам волн λ интенсивности излучения в зависимости от температуры Т.

Рассматривая Солнце как абсолютный излучатель, можно подсчитать по закону Стефана - Больцмана, что в среднем температура фотосферы близка к 6 000 К. При этом полная мощность излучения Солнца составляет 3,74*10²³ кВт.

На фотоснимках Солнца в видимых лучах обращает на себя внимание резкость его очертаний, нехарактерная для обычных газовых шаров. Это объясняется тем, что переход от внешних прозрачных атмосферных слоев Солнца к его непрозрачным недрам совершается в сравнительно тонком слое (толщиной порядка 100 км), "толщина" которого с Земли почти незаметна: это и есть фотосфера. Изображение Солнца в центре диска ярче, чем на краяк. Это эффект "потемнения к краю" объясняется тем, что в центре наш глаз видит более глубокие, а значит, более горячие и сильнее излучающие слои Солнца, чем на его краях.

Фотосфера состоит главным образом из нейтрального водорода с примесью отрицательных его ионов. Плотность вещества в ней составляет примерно 10^-4 кг/м³, а максимальное газовое давление близко к 10⁴ Па. Даже в небольшие телескопы заметно, что фотосфера неоднородна. Она состоит из множества тесно расположенных и весьма изменчивых ярких зерен, называемых гранулами (рис. 54). Средний поперечник гранул 700-1000 км, а время существования 5-10 мин. Но на смену каждой исчезнувшей грануле появляется новая. Гранулы разделены темными промежутками, причем спектральные наблюдения показывают, что в гранулах вещество поднимается, а в темных промежутках опускается со средней скоростью 1-2 км/с.

Рис. 54. Фотосферная грануляция

В конвективной зоне, расположенной под фотосферой, перенос энергии совершается вследствие конвективного перемешивания вещества. Поднимаясь вверх из конвективной зоны, отдельные горячие потоки вещества проникают в фотосферу, и их мы наблюдаем в виде гранул. Излучив энергию, гранулы охлаждаются и опускаются вниз, уступая место новым.

Над фотосферой расположены верхние слои солнечной атмосферы, самый близкий к ней слой (высотой 12 000-15 000 км) называется хромосферой (греч. "цветная сфера"). Во время солнечных затмений вокруг Солнца, закрытого черным диском Луны, хромосфера видна в виде оранжево-красноватого ободка. Температура в хромосфере быстро увеличивается с высотой, и в ней происходит ионизация основных химических элементов, составляющих солнечное вещество.

В спектре Солнца найдены линии примерно 70 элементов периодической системы элементов Д. И. Менделеева. По-видимому, на Солнце есть и остальные элементы, но по разным причинам (малое процентное содержание, присутствие лишь в недрах Солнца и др.) их спектральные линии трудно найти в спектре Солнца.

Примерно 70% всей массы Солнца составляет водород, 28% - гелий. На остальные элементы приходится всего лишь около 2%. В частности, число атомов металлов в 10 000 раз меньше, чем атомов водорода.

Хромосфера, как и фотосфера, также крайне неоднородна. Она состоит из структур длиной несколько тысяч километров и толщиной около тысячи километров - спикул. В верхних слоях плотность хромосферы 10^-12 кг/м³. Еще выше находится самая внешняя часть солнечной атмосферы, называемая короной. Обмен веществом между хромосферой и короной происходит через спикулы и протуберанцы. Во время полных солнечных затмений корона видна как лучистое, жемчужно-серебристое сияние вокруг Солнца, закрытого диском Луны (рис. 55). Лучи короны простираются иногда на 10-15 радиусов Солнца и даже дальше. Наиболее яркая часть короны удалена от фотосферы Солнца на расстояние, не превышающее его радиуса. Солнечная корона состоит из чрезвычайно разреженной плазмы, т. е. в целом электрически Нейтральной смеси ионов и свободных электронов. Концентрация частиц в короне составляет 10⁸ см^-3. Температура короны близка к миллиону Кельвинов, и этот разогрев самой внешней части солнечной атмосферы, как и разогрев хромосферы, обусловлен нагревающим действием акустических волн и электрических токов.

Рис. 55. Солнечная корона

В спектре короны наблюдаются яркие линии многократно ионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов. Серебристое сияние короны вызвано рассеянием солнечного света на ее свободных электронах. Общее излучение короны примерно в миллион раз меньше общего излучения всего Солнца. Установлено, что солнечная корона - источник интенсивного ультрафиолетового и рентгеновского излучений. Во внешних частях плотность короны близка к плотности межпланетной среды. Характерная черта структуры короны - меняющиеся во времени ее "лучи" и изогнутые "опахала", форма которых связана с солнечной активностью.

Солнечной активностью называют комплекс различных явлений в фотосфере и верхней атмосфере Солнца, отличающихся большими масштабами и значительными, быстрыми изменениями физических характеристик. К активным образованиям на Солнце относят солнечные пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы, хромосферные вспышки и корональные конденсации.

Солнечные пятна почти всегда видны на Солнце (рис. 56). Даже в небольшие телескопы легко заметить, что крупные пятна состоят из темной сердцевины - тени, которая окружена более светлой каймой - полутенью. Как правило, пятна образуют группы, наблюдаемые в различных частях диска. Маленькие пятна, лишенные полутени, называют порами.

Рис. 56. Фотография Солнца с потемнением к краю. Солнечные пятна. Солнечные факелы

Наблюдения показывают, что расположение пятен по отношению к краю солнечного диска изменяется. День ото дня все пятна медленно смещаются в одном направлении, вызвано это вращением Солнца вокруг оси. Судя по видимому перемещению солнечных пятен, Солнце вращается не как твердое тело, а слоями, зонально: его экваториальные части движутся заметно быстрее околополярных. В среднем период вращения Солнца вокруг оси (относительно наблюдателя на движущейся Земле) близок к 27 земным суткам, причем экваториальные зоны завершают оборот за 25 земных суток, а околополярные зоны - за 34 дня.

Солнечное пятно возникает в виде крошечной поры, по размерам сравнимой с темными промежутками между гранулами. Через день пора превращается в пятно, которое, в ряде случаев продолжая расти, окаймляется полутенью с характерными волокнами и прожилками. Поперечники рядовых пятен измеряются десятками тысяч километров. С ростом пятна увеличивается индукция его магнитного поля.

В активной зоне фотосферы, занятой пятном, сильное магнитное поле тормозит движение солнечного вещества поперек линий магнитной индукции. Это ослабляет конвекцию, что затрудняет выход энергии из недр Солнца в фотосферные слои. По этой причине пятна темнее и холоднее окружающей их атмосферы.

На краях солнечного диска часто видны факелы (см. рис. 56), внешне напоминающие яркие облака неправильной формы. Здесь они более заметны, чем в центре солнечного диска, хотя несомненно, что факелы в фотосфере образуются повсеместно. Более детальное изучение факелов показывает, что они состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков. Факелы горячее остальной части фотосферы на 200-300 К.

На снимках в лучах водорода или кальция в области факелов неоднородности хромосферы, называемые флоккулами. По расположению и очертаниям флоккулы, как правило, совпадают с факелами, образуя с ними протяженные по высоте области возмуиденной атмосферы.

Обычно в области изменяющихся групп пятен иногда возникают солнечные вспышки - самые мощные проявления активности Солнца в его атмосфере (рис. 57). Вспышка выражается в том, что яркость одного из ярких узелков флоккула за несколько минут резко возрастает в десятки и сотни раз. Процесс носит взрывной характер, причем источником энергии хромосферной вспышки служит энергия возникших в данном месте Солнца очень сильных магнитных полей.

Рис. 57. Солнечная вспышка

Магнитные поля сжимают хромосферное вещество, и при этом образуются идущие навстречу друг другу ударные волны. Там, где они встречаются, т. е. в центре вспышки, температура поднимается до 10⁵К. Магнитные поля разгоняют элементарные частицы до скоростей, сравнимых со скоростью света. Эти частицы (корпускулы) "выстреливаются" Солнцем в окружающее пространство, причем большинство из них имеет скорость около 1000 км/с. Так возникают корпускулярные потоки. Это явление не следует путать с солнечным ветром - постоянным и почти равномерным истечением корпускул от всего Солнца. Скорость частиц солнечного ветра около Земли близка к 400 км/с.

Солнечные вспышки после бурного начала постепенно угасают за несколько десятков минут. Во время вспышек резко увеличивается мощность рентгеновского излучения Солнца и в миллионы раз возрастает его радиоизлучение. Причина таких всплесков радиоизлучения - колебания солнечной атмосферной плазмы, вызванные прохождением сквозь нее весьма энергичных солнечных корпускул (протонов и альфа-частиц).

Во время полных солнечных затмений во внутренней части короны хорошо видны многочисленные выступы над хромосферой, называемые протуберанцами (рис. 58). Форма и размеры их весьма различны. Как правило, в высоту они простираются на десятки и даже сотни тысяч километров при ширине не более 10 000 км. В исключительных случаях высота протуберанцев сравнима с радиусом Солнца, они, подобно газовым фонтанам, вздымаются над хромосферой. Другие протуберанцы конденсируются над хромосферой, внешне напоминая земные облака.

Рис. 58. Солнечный протуберанец

Скорости движения отдельных сгустков вещества в протуберанцах нередко составляют сотни километров в секунду. По химическому составу протуберанцы не отличаются от солнечной атмосферы.

С количественной стороны солнечная активность может быть охарактеризована различными параметрами (например, общим количеством наблюдаемых в данный момент каких-либо активных образований или интенсивностью нетеплового радиоизлучения). Наиболее часто употребляемым показателем солнечной активности служит число Вольфа W, определяемое формулой

где f - общее число пятен на диске Солнца в данный момент времени, g - число групп пятен, k - коэффициент, характеризующий мощность инструмента, которым пользовался наблюдатель.

Зависимость числа Вольфа от времени показана на рисунке 59. Обращает на себя внимание явная цикличность солнечной активности, причем максимумы или минимумы этой активности чередуются в среднем через 11 лет. Этому основному солнечному циклу подчинены на Солнце многие явления, в том числе общая численность факелов, протуберанцев и других активных образований, а также изменение формы солнечной короны. В годы максимума солнечная корона имеет округлую форму, в годы минимума она как бы прижата к плоскости солнечного экватора.

Рис. 59. Кривая солнечной активности

В периоды повышенной солнечной активности на Земле увеличивается число магнитных бурь, полярных сияний, радиопомех при связи на коротких волнах. Земная биосфера, включая и человека, чень чутко реагирует на солнечную активность. Связи биосферы с солнечной активностью изучает гелиобиология - новый раздел естествознания, основанный трудами А. Л. Чижевского (1897-1964). Солнечные циклы отражены и в геологической истории Земли.

Такова в общих чертах наша звезда.