Солнце - это не просто яркий диск на небе и не абстрактный шар газа. Это сложная, динамичная звезда, внутри которой непрерывно идут процессы, определяющие судьбу всей Солнечной системы. Несмотря на то что до Солнца всего восемь световых минут, его устройство до сих пор хранит множество загадок.
Что такое Солнце на самом деле
С астрономической точки зрения Солнце - обычная звезда спектрального класса G. Оно не самое большое, не самое горячее и не самое яркое во Вселенной. Однако для Земли оно уникально: именно близость к Солнцу делает возможными тепло, климат и саму жизнь.
У Солнца нет твёрдой поверхности. Оно представляет собой гигантский шар раскалённого вещества - плазмы. Условной поверхностью считается фотосфера - слой, откуда свет свободно уходит в космос. Именно её мы видим, глядя на Солнце (разумеется, через защитные фильтры).
Радиус Солнца - около 700000 км.
Диаметр - в 109 раз больше земного.
Масса - в 330000 раз больше массы Земли.
Средняя плотность - 1,4 г/см³, то есть Солнце плотнее воды.
Внутреннее строение Солнца
Солнце состоит из нескольких ключевых слоёв, каждый из которых играет свою роль.
Ядро - колыбель света
В центре Солнца находится ядро. Это самая компактная часть звезды, занимающая менее 4% её объёма, но именно здесь рождается вся энергия.
Температура: ≈15 млн °C.
Давление: сотни миллиардов атмосфер.
Вещество: полностью ионизированная плазма.
В ядре идут термоядерные реакции - протон-протонный цикл. В ходе него четыре ядра водорода превращаются в одно ядро гелия. Небольшая часть массы при этом исчезает и превращается в энергию по формуле E = mc².
Каждую секунду Солнце:
перерабатывает ≈600 млн тонн водорода,
превращает ≈4,3 млн тонн массы в энергию.
Зона лучистого переноса
Выше ядра располагается зона, где энергия переносится фотонами. Но путь света здесь чрезвычайно медленный. Фотоны постоянно поглощаются и переизлучаются атомами, теряя энергию.
Из-за этого:
гамма-кванты постепенно превращаются в свет,
путь фотона к поверхности занимает до миллиона лет.
Конвективная зона - кипящее Солнце
Ближе к поверхности температура падает настолько, что фотонный перенос становится неэффективным. Здесь вступает в игру конвекция.
Горячее вещество поднимается вверх, остывает и опускается обратно. Солнце буквально кипит, как кастрюля на плите. Именно конвекция создаёт характерную зернистую структуру фотосферы.
Температура в этой зоне падает:
с миллионов градусов до ≈5500 °C на поверхности.
Атмосфера Солнца: парадокс жары
Выше фотосферы находятся:
хромосфера, корона.
И здесь кроется один из главных парадоксов астрофизики. Несмотря на удалённость от ядра:
хромосфера нагрета до десятков тысяч градусов,
корона - до миллионов градусов.
Почему так происходит - до конца не ясно. Предполагаемые причины:
магнитные пересоединения,
электрические токи,
волны и колебания плазмы.
Именно из короны вырывается солнечный ветер - поток заряженных частиц, заполняющий всю Солнечную систему и влияющий на магнитное поле Земли.
Почему Солнце - плохой реактор
Парадоксально, но в пересчёте на килограмм вещества Солнце выделяет крайне мало энергии - около 0,2 мВт/кг. Это меньше, чем выделяет человеческое тело в состоянии покоя.
Причина проста:
реакции идут крайне медленно,
лишь малая доля вещества участвует в синтезе,
именно это делает Солнце стабильным на миллиарды лет.
Если бы реакции шли быстрее, Солнце вспыхнуло бы и погасло за миллионы лет, не оставив шанса жизни.
Рождение Солнца
Солнце сформировалось около 4,6 млрд лет назад из холодного молекулярного облака газа и пыли. Под действием гравитации вещество сжималось, нагревалось, и лишь затем в центре начались термоядерные реакции.
Важно:
Сначала возникло тепло - и только потом загорелось звёздное пламя.
Будущее Солнца
Сейчас Солнце находится в середине своего жизненного цикла.
Дальнейшие этапы:
через ~2 млрд лет Земля станет слишком горячей,
через ~5 млрд лет Солнце превратится в красный гигант,
затем сбросит оболочку,
и останется белый карлик - плотное, холодное ядро.
Что мы знаем и чего не знаем
Мы понимаем общую физику Солнца, но:
не знаем точного механизма нагрева короны,
не до конца понимаем солнечную активность,
продолжаем изучать нейтрино и магнитные поля.
Как говорил один из основателей гелиофизики:
- О Солнце мы знаем достаточно, чтобы понимать, как мало мы знаем.