Только в семнадцатом веке астрономы наконец осознали что, Солнце не является особой звездой Вселенной, а просто обычной звездой, подобной другим.
Единственное, что отличает её от других звезд - это её близость. Таким образом, Солнце является единственной звездой, достаточно близкой к Земле и мы имеем возможность детально изучить ее. Поэтому изучение Солнца является фундаментальным шагом в нашем общем понимании звезд.
Гигантский газовый шар
Солнце представляет собой относительно простое тело - гигантский газовый шар диаметром 1,4 миллиона километров, в 110 раз превышающий размеры Земли. Его масса составляет около 2000 миллиардов триллионов килограммов, что в 330 000 раз превышает массу Земли. Около 75 процентов этой массы состоит из водорода, 25 процентов из гелия, а остальная часть (0,1 процента) состоит из более тяжелых элементов.
Внутренняя часть Солнца недоступна для наблюдений, поэтому в основном необходимо использовать теорию для описания явлений, которые там происходят и для определения ее внутренней структуры.
Строение Солнца можно разделить на три части: ядро, зона излучения и конвективная зона.
Ядро Солнца
Ядро - это та часть, в которой энергия Солнца создается ядерными реакциями. Температура ядра очень высокая, составляет около 15 миллионов градусов. На ядро приходится 25 процентов диаметра Солнца, но из-за его высокой плотности оно составляет почти 60 процентов от общей массы звезды.
Излучающая зона Солнца
Вокруг ядра образуется зона излучения, которая составляет 45 процентов радиуса Солнца. В этой области энергия, созданная в ядре, перемещается с помощью фотонов наружу.
Этот процесс очень медленный, потому что фотоны постоянно поглощаются и затем повторно излучаются присутствующими частицами. Подсчитано, что «время», за которое фотон выбрасывается из Солнца, составляет несколько сотен тысяч лет, тогда как если бы на пути не было препятствий, это заняло бы несколько секунд.
Конвективная зона Солнца
Внешний слой Солнца является конвективной зоной, на которую приходится 30 процентов солнечного диаметра и где температура падает ниже миллиона градусов.
В этом слое перенос энергии осуществляется конвекцией, то есть движениями всего присутствующего материала. Горячий газ из глубины, таким образом, поднимается на поверхность, выделяет энергию при охлаждении, затем погружается внутрь и так далее.
Поверхность Солнца
Эта область толщиной в несколько сотен километров называется фотосферой. Температура здесь снижается незначительно, от 6000 до 4000 градусов, но плотность очень быстро уменьшается.
По этой причине все слои газов, расположенные за пределами, являются очень разреженными и поэтому прозрачными. Таким образом, фотосфера является последним непрозрачным и блестящим слоем, и именно её мы видим, когда смотрим на Солнце. Кроме того, поскольку снижение плотности происходит очень быстро, контуры этой области четко определены, что объясняет, почему солнечный диск имеет четкие очертания, а не размытые границы.
Поверхность Солнца далеко не однородна. Наблюдения в высоком разрешении показывают, что фотосфера имеет зернистый вид. В любой момент на солнечном диске видны миллионы зерен, средний размер которых составляет тысячу километров. Последовательные изображения показывают, что внешний вид поверхности меняется очень быстро, потому что каждое зерно живет всего несколько минут.
Благодаря спектральному анализу астрономы показали, что эти зерна связаны с конвекцией в слоях вблизи поверхности. Горячий газ поднимается из глубины и достигает поверхности в центре зерен, затем распространяется по мере охлаждения, прежде чем погрузиться внутрь к краям зерен. Таким образом, газ, который появляется в центре зерен, имеет температуру на 300 градусов выше, чем тот, который переходит к краям, и именно эта разница в температуре и, следовательно, в яркости, приводит к зернистости солнечного диска.
Обратите внимание, что более глубоко происходят другие движения газа в большем масштабе. Эти движения определяют огромные клетки диаметром до 30 000 километров и имеют продолжительность жизни порядка суток.
Пятна
Другие явления менее влияют на фотосферу. Солнечные пятна являются наиболее известным примером, поскольку китайские астрономы уже наблюдали их более тысячи лет назад. Это небольшие темные области размером от нескольких тысяч до ста тысяч километров и продолжительностью существования от нескольких дней до нескольких месяцев.
Солнечные пятна - это области фотосферы, где температура немного ниже средней, около 4000 градусов вместо 6000. Они излучают немного меньше света и кажутся темными. Их спектральный анализ выявил наличие очень интенсивного магнитного поля. Скорее всего, это является причиной разницы температур, хотя точный механизм еще не очень ясен.
Было выдвинуто несколько гипотез. В частности, возможно, что магнитное поле препятствует тому, чтобы восходящие потоки горячего газа достигли поверхности, но также возможно, что интенсивные магнитные волны испускаются в пятнах, что подразумевает потерю энергии и, следовательно, охлаждение.
Существуют также яркие области, называемые факула, которые появляются немного раньше пятен и сохраняются на несколько недель до их окончательного исчезновения.
Солнечный магнетизм
Непрерывное наблюдение за Солнцем показало, что число пятен не является постоянным, а сильно изменяется во времени. Оно колеблется между нулем и максимальным значением с циклом, который длится 11 лет.
11-летний цикл солнечных пятен связан с наличием магнитного поля в сочетании с двумя другими явлениями: дифференциальным вращением Солнца и конвекционными движениями вблизи его поверхности. Под дифференциальным вращением следует понимать, что Солнце не превращается в твердое тело. Напротив, каждая зона данной широты поворачивается со скоростью, отличной от других. Например, около полюсов полный оборот происходит за 35 дней, а у солнечного экватора он длится всего 25 дней.
Чтобы объяснить, как создается 11-летний цикл, необходимо использовать концепцию полевых линий. Это воображаемые линии, которые указывают направление магнитного поля во всех точках и очень полезны в качестве средства представления.
В периоды покоя, когда нет видимого пятна, силовые линии просто соединяют два полюса Солнца друг с другом, следуя более или менее его оси. Именно тогда из-за дифференциального вращения происходят изменения. Силовые линии поворачиваются быстрее на экваторе, чем на полюсе. Это заставляет их приблизиться друг к другу.
После большого количества вращений силовые линии в конечном итоге выглядят как спирали, очень сконцентрированные в экваториальных областях, что приводит к очень интенсивному магнитному полю.
В течение этого времени конвективное движение вблизи поверхности также влияет на линии поля, деформируя и скручивая их. Время от времени становится возможным выход очень изогнутой линии поля из конвективной зоны и образование петли вне Солнца. Именно у основания этой петли, там где линия пересекает фотосферу, появляются два пятна. Таким образом, образуются пятна на Солнце.
Наконец, в середине цикла, умножение петель вызывает взаимодействие между различными магнитными областями. Это приводит к общему снижению интенсивности и перераспределению силовых линий между различными точками. Когда этот этап рекомбинации завершен, силовые линии возобновляют появление сильно закрученной спирали, но в направлении, противоположном предыдущему. Только после этого дифференциальному вращению предоставляется возможность развернуть линии, чтобы они вернулись к своему первоначальному виду, а Солнце вернулось к спокойному периоду без солнечных пятен.