Как же выделяется ядерная энергия внутри Солнца?

К оглавлению
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 
17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 
34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 
51 52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 
68 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 
85 86 87 88 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 
102 103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 
119 120 121 122 123 124 125 126 127 128 129 130 131 132 133 134 135 
136 137 138 139 140 141 142 143 144 145 146 147 148 149 150 151 152 
153 154 155 156 157 158 159 160 161 162 163 164 165 166 167 168 169 
170 171 172 173 174 175 176 177 178 179 180 181 182 183 184 185 186 

Когда ядра одного элемента (например, водорода), соединяясь, образуют ядра другого (например, гелия), возникают особые гамма-лучи, обладающие огромной энергией. Вся­кие лучи испускаются атомами в виде отдель­ных порций, называемых квантами. Энер­гия квантов гамма-лучей очень велика. Атомы вещества в недрах Солнца обладают свойством жадно поглощать всякое излучение. При этом, как правило, поглощая квант с очень боль­шой энергией, атом излучает два или не­сколько квантов с меньшей энергией. Пока порожденные ядерными реакциями гамма-лучи дойдут до поверхности Солнца, произойдет очень много таких дроблений квантов перво­начальных гамма-лучей. В результате с поверх­ности Солнца уже будут испускаться преиму­щественно лучи со значительно меньшей энер­гией: ультрафиолетовые, видимые и инфра­красные.

Схематический цветной рисунок (стр. 76—77) дает представление о том, как «устроено» Солнце. Для того чтобы «увидеть» внутренние слои Солнца, художник «вырезал» из него шаро­вой сектор. Самая внутренняя часть, закрашен­ная в темно-красный цвет (ядро), соответствует области, где происходят ядерные реакции и выделяется энергия. Диаметр ядра составляет примерно 1/3 диаметра самого Солнца. В яд­ре сосредоточена наибольшая часть солнечного вещества.

К ядру примыкает самый протяженный слой Солнца, на схеме закрашенный в яркий жел­тый цвет. Здесь в результате поглощения кван­тов, их дробления и переизлучения энергия изнутри переносится наружу. Выше находится слой протяженностью около 1/10 солнечного радиуса, называемый конвективной зоной. Эта зона уже заметно холоднее. Она переходит в самые внешние слои Солнца — его атмосферу. Вследствие своей более низкой температуры конвективная зона не может обеспечить пере­нос всей энергии, поступающей снизу, только путем поглощения и переизлучения. Поэтому в конвективной зоне в переносе излучения при­нимает участие само вещество: из глубины под­нимаются вверх отдельные потоки более горячих газов, передающих свою энергию непосред­ственно внешним слоям. На цветном рисунке эти потоки (или отдельные сгустки газа) изображены желтыми кружочками, заполняющими область конвективной зоны.

Солнечная атмосфера также состоит из не­скольких весьма различных слоев. Самый глу­бокий и тонкий из них называется фотосферой, что по-русски означает «сфера света». Здесь возникает подавляющее количество световых и тепловых лучей, посылаемых Солнцем в миро­вое пространство.

Фотосфера — это та самая поверхность Солн­ца, которую можно наблюдать в телескоп, пред­варительно снабженный специальным темным светофильтром. Если этого не сделать, то наблюдатель неминуемо ослепнет. Очень удобно спроектировать изображение Солнца на экран, как это показано на рисунке.

Толщина фотосферы всего лишь 200—300 км, так что на нашей цветной схеме ее пришлось условно изобразить тонкой линией. Более глу­боких слоев Солнца мы уже совсем не видим. Это происходит потому, что вещество фотосферы непрозрачно, подобно густому туману.

Стрелки изображают лучи, идущие к наблюдателю от различных слоев атмосфе­ры Солнца.

Чем глубже слои фотосферы, тем они горя­чее. Когда мы смотрим на центр солнечного диска, то видим наиболее глубокие слои фото­сферы. Это происходит по той же причине, по какой земная атмосфера в зените всегда замет­но прозрачнее, чем у горизонта. Когда мы смот­рим на край Солнца, мы видим не такие глубо­кие слои, как в центре. Поскольку эти слои

холоднее и дают меньше света, на краю диск Солнца кажется темнее, а сам край его очень резким.

С помощью большого телескопа можно изу­чить характерную структуру фотосферы, хоро­шо заметную на фотографии, помещенной на вклейке.

Чередование маленьких (на самом деле размером около 1000 км) светлых пятны­шек, окруженных темными промежутками, создает впечатление, что на поверхности Солн­ца рассыпаны рисовые зерна. Эти пятныш­ки называются гранулами. Они представляют собой отдельные элементы конвекции, подняв­шиеся из конвективной зоны. Они горячее, а следовательно, и ярче окружающей фото­сферы. Темные промежутки между ними — потоки опускающихся более холодных газов.

От движения гранул в солнечной атмосфере возникают волны, очень похожие на те, которые появляются в земной атмосфере при полете реактивного самолета. Распространяясь вверх в солнечной атмосфере, эти волны поглощаются, а их энергия переходит в теплоту. Поэтому в солнечной атмосфере над фотосферой темпе­ратура начинает повышаться, и чем дальше от фотосферы, тем больше. В сравнительно тонком слое, называемом хромосферой, она поднимается до нескольких десятков тысяч гра­дусов. А в наиболее разреженной, самой внеш­ней оболочке Солнца, в короне, температура достигает миллиона градусов!

Хромосферу и корону можно видеть в ред­кие моменты полных солнечных затмений. Та­кое явление изображено на цветной вклейке. Когда Луна целиком закрывает ослепительно яркую фотосферу, вокруг ее диска, кото­рый кажется черным, внезапно вспыхивает серебристо-жемчужное сияние в виде венца, часто имеющего длинные лучи. Это и есть солнечная корона — чрезвычайно разрежен­ная газовая оболочка. Она простирается от Солнца на расстояние многих его радиусов. Форма короны сильно меняется со временем, о чем можно судить, сравнивая различные ее фотографии. Непосредственно вокруг черного диска Луны во время затмения видна блестя­щая тонкая розовая кайма. Это и есть хромо­сфера Солнца, слой раскаленных газов толщи­ной 10—15 тыс, км.

Хромосфера значительно прозрачнее фото­сферы. Она имеет линейчатый спектр, испускае­мый раскаленными парами водорода, гелия, кальция и других элементов. Поэтому хромо­сферу можно наблюдать, если с помощью специальных приборов выделить излучаемые эти­ми элементами лучи. На цветной вклейке по­казано Солнце в лучах, испускаемых иони­зованным кальцием. На ней видно, как выгля­дит солнечная хромосфера.

В фотосфере много нейтральных атомов. В хромосфере вследствие высокой температуры атомы водорода и гелия начинают переходить в ионизованное состояние. Это значит, что они теряют свои электроны и становятся электри­чески заряженными, а их электроны начинают двигаться как свободные частицы. В короне, где температура несравненно больше, иониза­ция вещества настолько сильна, что все лег­кие химические элементы полностью лишают­ся своих электронов, а у тяжелых атомов их недостает более десятка. Это происходит потому, что при температуре в миллион градусов отдель­ные частицы движутся так быстро и с такой силой сталкиваются, что, образно говоря, от них «щепки летят». Таким образом, атмосфера Солнца, как и его недра, состоит из плазмы.

В короне плазма очень сильно разрежена. В каждом ее кубическом сантиметре содержит­ся не более 100 млн. «ободранных» атомов и оторванных от них свободных электронов. Это в 100 млрд. раз меньше, чем молекул в воз­духе. Если бы всю корону, простирающуюся на много солнечных радиусов, сжать до плотно­сти воздуха на Земле, то получился бы ничтож­ный слой толщиной в несколько сантиметров, окружающий Солнце.

Вследствие столь большой разреженности корона еще прозрачнее для видимого света, чем хромосфера. По той же причине и коли­чество излучаемого ею света ничтожно: яркость короны в миллион раз меньше яркости фото­сферы. Именно поэтому в обычное время она незаметна на ярком фоне дневного неба и видна только во время полных солнечных зат­мений. Таким образом, хотя самые внешние слои солнечной атмосферы имеют температуру миллион градусов, их излучение составляет ничтожную долю от общей энергии, испускаемой Солнцем. Почти всю эту энергию излучает фотосфера, имеющая температуру около 6000°. Поэтому такую температуру приписывают Солн­цу в целом. Значение температуры миллион градусов, установленное в короне, говорит только о том, что ее частицы движутся с огром­ными скоростями, доходящими до сотен и ты­сяч километров в секунду.

Однако как же узнали, что температура сол­нечной короны так велика, если она излучает так мало? Дело в том, что наряду с другими лучами Солнце испускает относительно много радиоволн, во всяком случае гораздо больше, чем должно давать тело, нагретое до 6000°. Солнечная корона очень сильно поглощает радиоволны. Поэтому доходящее до нас радио­излучение Солнца в основном возникает не в фотосфере, а в короне. Измерения при помощи специальных радиотелескопов мощности этого радиоизлучения позволили определить темпера­туру короны.