Поверхность Солнца
Расскажем теперь о том, что нам известно о поверхности Солнца. Еще в середине XVIII ст. великий русский ученый М. В. Ломоносов сумел проникнуть в сущность процессов, происходящих на Солнце. В одном из своих стихотворений он так описывает картину перемещения колоссальных масс раскаленной материи на поверхности Солнца:
Там огненны валы стремятся
И не находят берегов,
Там вихри пламенны крутятся,
Борющись множество веков;
Там камни, как вода, кипят,
Горящи там дожди шумят.
В своем понимании солнечных явлений Ломоносов значительно опередил многих крупнейших иностранных астрономов того времени. Некоторые из этих ученых считали Солнце темным холодным шаром, лишь окруженным горячей светящейся атмосферой.
Изучение солнечной поверхности началось с того времени, когда Галилей, Фабрициус и Шейнер независимо друг от друга открыли на ней темные пятна. В дальнейшем было выяснено, что структура пятна такова: центральная, более темная область – ядро – окружена светлой полутенью, в большинстве случаев неправильной формы.
Оказалось, что пятна – весьма непостоянные образования, исчезающие часто уже через сутки-двое после возникновения; но некоторые из них существуют, непрерывно видоизменяясь, в течение нескольких месяцев. В результате вращения Солнца пятна кажутся перемещающимися по его диску. Тщательными наблюдениями в XIX ст. было установлено, что пятна появляются только в близэкваториальной области Солнца: выше – п /4 рад (45°) гелиографической широты (соответствует географической широте на Земле) они не наблюдаются. При этом пятна избегают также узкой зоны вблизи самого экватора, образуясь главным образом в северном и южном близэкваториальных поясах.
Изучая видимое движение пятен, астрономы пришли к заключению, что положение солнечного экватора не совпадает с эклиптикой, плоскостью, в которой происходит вращение Земли вокруг Солнца; экватор Солнца наклонен почти на 0,127 рад (7°) к эклиптике.
Современные астрономические установки для изучения различных процессов на Солнце – спектрографы, спектрогелиографы и солнечные магнитографы – совершенно не похожи на обычные телескопы астрономов и тем более на первые трубы Галилея. Мощные приборы эти слишком громоздки для того, чтобы их можно было перемещать за Солнцем, и поэтому для отражения солнечного луча используются системы подвижных зеркал – гелиостаты и целостаты.
Целостатное плоское зеркало установлено так, что его ось вращения, параллельная отражающей поверхности зеркала, направлена на полюс мира. С помощью точного часового механизма зеркало вращается в направлении с востока на запад, делая один оборот за 48 часов, то есть его вращение в два раза медленнее вращения Земли относительно Солнца. При таком условии солнечные лучи, упавшие на целостатное зеркало, будут отражаться в неизменном направлении, не смещаясь, и могут быть направлены для исследования в любой прибор. Следует отметить, что в настоящее время обычно строятся солнечные телескопы вертикального типа – так называемые башенные.
Познакомимся с башенным телескопом Крымской астрофизической обсерватории, являющимся одним из наиболее мощных современных солнечных телескопов мира. Отраженный от зеркала целостата солнечный луч, попав на вспомогательное зеркало, направляется вниз и падает на параболическое собирающее зеркало, которое выполняет роль объектива. Отразившись от него вверх, сходящийся пучок попадает на одно из трех добавочных выпуклых зеркал, чтобы, вновь направившись вниз, образовать изображение Солнца того или другого размера. Основными частями спектрографа солнечного телескопа Крымской астрофизической обсерватории являются большая дифракционная решетка, разлагающая белый солнечный свет на различные цвета, два зеркала–коллиматора и камеры с фокусным расстоянием 10 метров. Детальное исследование спектра позволяет оценить не только температуру исследуемого участка, но и скорость турбулентных движений газов, количество атомов, образующих ту или иную линию, и др.
Наиболее замечательным прибором солнечного телескопа является магнитограф, который автоматически записывает напряженность магнитного поля на поверхности Солнца, радиальные скорости различных участков. Впервые примененный на солнечной обсерватории Маунт Вильсон Бэбкоком, он был значительно усовершенствован крымскими астрономами. Еще в прошлом столетии физик Зееман обнаружил, что если источник света поместить в магнитное поле (например, между полюсами электромагнита), то спектральные линии расщепляются на два или три, а сложные линии и на большее число различно поляризованных компонентов. В начале этого столетия астрономы на основе «эффекта Зеемана» стали определять напряженность космических магнитных полей. С использованием современных средств электроники и прежде всего «фотоумножителей», которые с большой точностью регистрируют колебания яркости, был построен магнитограф, автоматически записывающий величину расщепления спектральной линии – т. е. магнитное поле на определенном участке солнечной поверхности.
Астрономы создали приборы для получения солнечных фотографий в свете какой-нибудь линии определенного элемента. Идея спектрогелиографа очень остроумна. Устанавливается диафрагма с одной только щелью, пропускающей линию, скажем, водорода. Подвижная фотографическая пластинка, движущаяся за этой щелью, будет регистрировать лишь условия в водородной оболочке Солнца. Так оказалось возможным получать спектрогелиограммы в линиях водорода, кальция и других элементов.
В 30–х и начале 40–х годов 20 столетия были созданы поляризационно–интерференционные фильтры с узкой полосой пропускания, которую можно было совместить с той или другой линией в спектре Солнца. Используя такие фильтры, астрономы создали хромосферные телескопы, позволяющие регистрировать явления в солнечной хромосфере и в короне (самых верхних слоях атмосферы Солнца) без сложных и громоздких спектрогелиографов.
Сама светящаяся поверхность Солнца – фотосфера (нижний слой солнечной атмосферы) в хороший телескоп при большом увеличении представляется зернообразной; она состоит как бы из отдельных зерен – гранул, плавающих в несколько более темной среде. Гранулы, по-видимому, являются отдельными ячейками в заряженном раскаленном газе Солнца.
Фотографирование поверхности Солнца началось в 70–х годах прошлого века. Уже в 90–х годах прошлого века пулковский астроном А. П. Ганский изучал размеры и продолжительность жизни гранул по замечательным фотографиям, полученным с большим увеличением. В последние годы особенности солнечной грануляции исследовали В. А. Крат и его сотрудники с помощью большого горизонтального солнечного телескопа главной астрономической обсерватории в Пулкове. Им удалось обнаружить гранулы очень небольших размеров – до 1 · 6 · 10 -6 рад (0”, 3 секунды дуги), что соответствует на поверхности 220 км. Средние размеры гранул колеблются в пределах 700–1000 км; встречаются и большие гранулы – до 5–10 тыс. км. По спектрам отдельных гранул можно судить о скоростях турбулентных элементов, на которые распадается раскаленная до 6000° С солнечная фотосфера. В 60-х 20 века, астрономы США осуществили удачные подъемы на высоту более 28 км над поверхностью Земли (т. е. в стратосферу) специального телескопа для изучения поверхности Солнца. Эта установка поднималась на воздушном шаре и с помощью автоматических устройств направлялась на Солнце. На фотографиях Солнца, полученных на такой большой высоте, уже почти не сказывается влияние воздушных неоднородностей, которые в обычных условиях обсерватории портят изображения, вызывая дрожание, раскраску изображений и рефракцию. Эти фотографии показали чрезвычайно тонкие детали грануляции и быстрые ее изменения в активных областях, около пятен.
На протяжении последних 100 лет астрономы выяснили, что существуют длительные периоды (иногда продолжающиеся даже больше года), когда пятен на Солнце вообще нет и на солнечном диске видна лишь грануляция, а по краям немногочисленные светлые области факелов . Это периоды минимума солнечной деятельности. Затем число пятен, наблюдаемых на солнечной поверхности, возрастает от месяца к месяцу и достигает максимума через 3–4 года. В это время солнечный диск покрыт многочисленными большими группами пятен. Затем наступает постепенный спад пятнообразовательной активности, обычно более медленный, чем подъем. Через 5–7 лет приходит следующий минимум, однако он не является простым повторением прежнего. Нет строгой периодичности в процессах пятнообразования. Не только промежутки между максимумами или минимумами, но и сама величина максимумов, т. е. степень запятненности, значительно меняется, хотя средняя продолжительность циклов (11, 3 года) очень близка к периоду обращения Юпитера (11, 8 лет) и среднему для всех планет. Попытки найти причину солнечной активности или, как еще говорят, переменности возбужденности Солнца до сих пор не привели к бесспорным результатам. Однако наиболее близким к действительности может быть предположение о влиянии планет на Солнце.
С колебаниями числа пятен изменяются и особенности распределения их на солнечной поверхности. Можно заметить, что циклы пятнообразования несколько отличаются друг от друга.
Несмотря на то, что мы достоверно еще не знаем, почему образуются пятна, с развитием науки, в результате применения не только спектральных методов, но и методов радиоастрономии, природа их выясняется все больше. Еще более 100 лет назад Хэл установил, что в пятнах присутствуют очень сильные магнитные поля, иногда достигающие – 1 /? 10 6 а/м (4000 э). Магнитные поля разной полярности возникают и разрушаются в различных участках солнечной поверхности. Взаимодействие полей в солнечной плазме, движение под действием электромагнитных сил облаков и струй ионизированного (т. е. электрически заряженного) газа и определяют характер процессов в различных уровнях Солнца.
Что же дает анализ спектра Солнца, который, как мы уже говорили, состоит из сплошной цветной полосы, пересеченной темными линиями?
Каждая из темных линий указывает на поглощение какой-нибудь из составных частей света, испускаемого раскаленной поверхностью Солнца – фотосферой, в более холодных слоях газа, лежащих над последней. По этим линиям были определены химические элементы, из которых состоит атмосфера Солнца.
В спектре Солнца при сравнении его со спектрами различных веществ на Земле были обнаружены линии водорода, кальция, железа (около 4000), натрия и многих других элементов.
В атмосфере Солнца каждый газ, например водород, поглощает часть идущих от фотосферы лучей определенной длины волны, вследствие чего в спектре видны темные линии водорода (в красной и в синей части и т. д.). В то же время атомы водорода, поглотавшие излучение Солнца, испускают сами (по закону Кирхгофа) излучение такой же длины волны, но значительно слабее по интенсивности, чем излучение самого Солнца. Если выделить одну из темных линий водорода (кажущуюся темной только вследствие контраста с непрерывным спектром фотосферы), то можно получить фотографию солнечной поверхности в лучах одного лишь водорода. Астрономы и производят такие наблюдения со спектрогелиографами или специальными фильтрами, о которых мы уже упоминали.
Можно фотографировать Солнце и в лучах других элементов. Так, мы можем видеть распределение по поверхности Солнца ярких облаков – флоккулов кальция. Дары кальция, образуя флоккулы, плавают в атмосфере Солнца над фотосферой и в зависимости от своей плотности находятся на различных уровнях (выше или ниже). Для фотографирования их нужно делать снимки в различных частях спектральной линии кальция.
Фотографии Солнца в лучах водорода, кроме ярких и темных флоккулов, показывают еще одно интереснейшее явление – вихревое строение поверхности Солнца около пятен. У одиночных пятен наблюдаются вихри, закручивающиеся как по часовой стрелке, так и в противоположном направлении (в зависимости от того, лежат ли они в северной или южной полусфере Солнца). У групп пятен это вихревое строение более сложно. В некоторых случаях наблюдалось, как такие вихри затягивали в пятно темные флоккулы. Можно провести некоторую аналогию между вихрями на Солнце и циклонами в земной атмосфере.
Детальнейшее исследование спектра пятен позволило выяснить скорости, с которыми перемещаются различные слагающие пятно элементы, и составить схему движений, происходящих в пятне; ядро пятна является центром вихря; на низких уровнях солнечной атмосферы наблюдаются движения по радиальным направлениям от оси вихря. Пятно является, таким образом, местным возмущением, производящим перегруппировку различных слоев в атмосфере Солнца.
Изучая «зеемановское» расщепление линий, астрономы установили, что в области, занятой пятном или группой пятен, образуется сильное магнитное поле. Было найдено, что у наиболее часто встречающегося класса пятен – класса двуполярных групп – есть характерная особенность: если впереди идущее (в направлении вращения Солнца) пятно имеет положительную полярность, то у пятна, идущего сзади, полярность отрицательная.
С началом нового цикла характер магнитной полярности в биполярных группах пятен (таких групп на Солнце большинство) меняется. До 1914 г. в северном полушарии впереди идущее пятно имело южную полярность (S), а заднее – северную (N); в южном полушарии Солнца порядок полярности был обратный (NS). В 1914 г., с новым циклом, порядок полярности переменился; в северном полушарии лидирующие пятна получили северную полярность, в южном – наоборот. В 1923 г. произошла новая смена полярностей. Поэтому полный цикл магнитных превращений на Солнце равен 22–23 годам.
Источник
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?
Если бы у вас получилось разложить звезду на части, и сравнить составные элементы, вы бы поняли, что состав Солнца представляет собою 74% водорода и 24% гелия. Также, Солнце состоит из 1% кислорода, и оставшийся 1% — это такие химические элементы таблицы Менделеева, как хром, кальций, неон, углерод, магний, сера, кремний, никель, железо. Астрономы полагают, что элемент тяжелее гелия – это металл.
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.
Остальные элементы Солнца созданы в других звездах. В ядрах звезд постоянно происходит процесс синтеза водорода в гелий. После выработки всего кислорода в ядре, они переходят на ядерный синтез более тяжелых элементов, таких как литий, кислород, гелий. Многие тяжелые металлы, которые есть в Солнце, образовывались и в других звездах в конце их жизни.
Образование самых тяжелых элементов, золота и урана, происходило, когда звезды, во много раз больше нашего Солнца, детонировали. За доли секунды образования черной дыры, элементы сталкивались на большой скорости и образовывались самые тяжелые элементы. Взрыв раскидал эти элементы по всей Вселенной, где они помогли образоваться новым звездам.
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
На первый взгляд, Солнце — просто шар, состоящий из гелия и водорода, но при более глубоком изучении видно, что оно состоит из разных слоев. При движении к ядру, температура и давление увеличиваются, в результате этого были созданы слои, так как при различных условиях водород и гелий имеют разные характеристики.
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:
- (Visible, IR and UV radiation) – это видимое излучение, инфракрасное излучение и ультрафиолетовое излучение. Видимое излучение – это свет, которые мы видим приходящим от Солнца. Инфракрасное излучение – это тепло, которое мы ощущаем. Ультрафиолетовое излучение – это излучение, дающее нам загар. Солнце производит эти излучения одновременно.
- (Photosphere 6000 K) – Фотосфера – это верхний слой Солнца, поверхность его. Температура 6000 Кельвин равна 5700 градусов Цельсия.
- Radio emissions (пер. Радио эмиссия) – Помимо видимого излучения, инфракрасного излучения и ультрафиолетового излучения, Солнце отправляет радио эмиссию, которую астрономы обнаружили с помощью радиотелескопа. В зависимости от количества пятен на Солнце, эта эмиссия возрастает и снижается.
- Coronal Hole (пер. Корональная дыра) – Это места на Солнце, где корона имеет небольшую плотность плазмы, в результате она темнее и холоднее.
- 2100000 К (2100000 Кельвин) – Радиационная зона Солнца имеет такую температуру.
- Convective zone/Turbulent convection (пер. Конвективная зона/Турбулентная конвекция) – Это места на Солнце, где тепловая энергия ядра передается с помощью конвекции. Столбы плазмы доходят до поверхности, отдают своё тепло, и вновь устремляются вниз, чтоб вновь нагреться.
- Coronal loops (пер. Корональные петли) – петли, состоящие из плазмы, в атмосфере Солнца, движущиеся по магнитным линиям. Они похожи на огромные арки, простирающиеся от поверхности на десятки тысяч километров.
- Core (пер. Ядро) – это солнечное сердце, в котором происходит ядерный синтез, при помощи высокой температуры и давления. Вся солнечная энергия происходит из ядра.
- 14,500,000 К (пер. 14,500,000 Кельвин) – Температура солнечного ядра.
- Radiative Zone (пер. Радиационная зона) – Слой Солнца, где энергия передается при помощи радиации. Фотон преодолевает радиационную зону за 200.000 и выходит в открытый космос.
- Neutrinos (пер. Нейтрино) – это ничтожно маленькие по массе частицы, исходящие из Солнца в результате реакции ядерного синтеза. Сотни тысяч нейтрино проходят через тело человека ежесекундно, но никакого вреда нам не приносят, мы их не чувствуем.
- Chromospheric Flare (пер. Хромосферная вспышка) – Магнитное поле нашей звезды может закручиваться, а потом резко разрывается в различных формах. В результате разрывов магнитных полей появляются мощные рентгеновские вспышки, исходящие из поверхности Солнца.
- Magnetic Field Loop (пер. Петля магнитного поля) – Магнитное поле Солнца находится над фотосферой, и видно, так как раскаленная плазма движется по магнитным линиям в атмосфере Солнца.
- Spot– A sunspot (пер. Солнечные пятна) – Это места на поверхности Солнца, где магнитные поля проходят через поверхность Солнца, и на них температура ниже, часто в виде петли.
- Energetic particles (пер. Энергичные частицы) – Они исходят из поверхности Солнца, в результате создается солнечный ветер. В солнечных бурях их скорость достигает скорости света.
- X-rays (пер. Рентгеновские лучи) – невидимые для глаза человека лучи, образующиеся во вспышек на Солнце.
- Bright spots and short-lived magnetic regions (пер. Яркие пятна и недолгие магнитные регионы) – Из-за перепада температур на поверхности Солнца появляются яркие и тусклые пятна.
Источник