Из чего состоит Солнце?

Обычно говорят, что Солнце - это огромный раскалённый газовый шар. И если такого объяснения вам достаточно, то дальше можно и не читать. А если вам хочется знать более подробно, читайте дальше о том, как устроено Солнце.

Солнце - это не просто шар из раскалённых газов, оно имеет сложное строение и состоит из нескольких слоев: ядра, зоны лучистого переноса, зоны конвекции и атмосферы.

Строение Солнца

1. Ядро

Внутренний слой Солнца, который занимает четверть его радиуса (150-175 тысяч километров), называют ядром. Температура ядра достигает 15 миллионов градусов Цельсия. Ядро имеет невообразимо огромную плотность - 150 000 кг/м³! Это в 150 раз больше, чем плотность воды. Давление в ядре достигает 3,4 х 10¹¹ атмосфер. В ядре сосредоточена половина массы Солнца.

Ядро - это "печка", которая является источником того жара и света, которые исходят от звезды. Источник солнечной энергии - термоядерные реакции в ядре, в ходе которых водород превращается в гелий и атомы других более тяжелых элементов.

Похожая реакция происходит в водородной бомбе при её взрыве. Так что можно сказать, что Солнце - огромная водородная бомба, но только эта "бомба" не взрывается, а только "тлеет", и будет так тлеть еще около 5 миллиардов лет, пока в нём не закончится водородное горючее. И вот тогда Солнце действительно "взорвётся", то есть сильно расширится и превратится в звезду ещё больших размеров - красного гиганта (сейчас это жёлтый карлик). В таком состоянии Солнце будет находиться еще несколько миллиардов лет. А потом сожмётся в белого карлика размером с нашу планету, который постепенно остынет.

Каждую секунду в ядре Солнца сгорает примерно 4 миллиона тонн вещества. В результате этих реакций образуется огромное количество лучистой энергии. Поэтому с течением времени Солнце светит всё ярче, становится всё горячее и при этом чуточку "худеет".

Что же происходит с энергией, которая выделяется в результате термоядерных реакций? Она перемещается наружу, в следующий слой.

2. Зона лучистого переноса

Лучистая зона окружает ядро и заканчивается на уровне 0,7 от солнечного радиуса, то есть занимает половину радиуса нашей родной звезды. Эта зона состоит из водородно-гелиевой плазмы. На границе с ядром плотность плазмы составляет 20 г/см³, что приблизительно равно плотности золота. Но по мере приближения к внешней границе зоны ее плотность падает в 100 раз (до 0,2 г/см³ - это меньше, чем плотность воды). При этом снижается и температура: если на внутренней границе зоны она составлет 7 миллионов градусов, то на верхней границе - "всего" 2 миллиона градусов.

Свое название эта зона получила от способа, которым энергия переносится в ней от ядра к поверхности. Способ этот - излучение. В ядре образуются частицы света - фотоны. Чтобы "выбраться" на поверхность, им нужно пройти через слой водородной плазмы. Но по пути они постоянно сталкиваются с частицами плазмы. Те их поглощают, потом снова переизлучают, причем в разных направлениях... И если фотон преодолевает расстояние от поверхности Солнца до Земли (полтора миллиона километров) за 8 минут, то для достижения наружного края лучистой зоны (напрямую это порядка 350 000 км), ему могут потребоваться... миллионы лет! Несмотря на сложности пути, главное направление у них одно - в ту сторону, где плотность вещества меньше, поэтому общий поток лучистой энергии направлен от центра Солнца наружу.

3. Зона конвекции

В зоне лучистого переноса конвекция невозможна, так как ее вещество слишком плотное и неподвижное. Но в наружных слоях этой зоны вещество уже настолько разрежено, что может перемещаться. Здесь начинается зона конвекции.

Граница между зоной лучистого переноса и зоной конвекции называется тахоклин. Считается, что именно в этом промежуточном слое происходит формирование магнитного поля Солнца.

Как и зона лучистого переноса, зона конвекции неоднородна. Это огромный по величине слой: хотя по толщине зона конвекции занимает всего десятую часть радиуса Солнца, на неё приходится две трети его объёма. Однако его масса составляет всего 2% от массы Солнца, потому что солнечное вещество в этом слое сильно разрежено. Если на границе с зоной лучистого переноса, как мы помним, его плотность равна 0,2 г/см³, то на границе с солнечной атмосферой (следующей зоной) она в десять тысяч раз ниже, чем плотность воздуха, то есть это очень сильно разреженный газ. Температура в этой зоне тоже падает радикально изнутри наружу: от 2 000 000°С в области тахоклина до 6000°С у внешней границы.

Процесс конвекции в этой зоне происходит по тому же принципу, что и движение воздуха в комнате с работающей отопительной батареей: от подошвы зоны поднимаются вверх потоки нагретого вещества, а им навстречу двигаются потоки менее нагретого вещества. Так происходит активное перемешивание вещества в зоне.

Направление потоков энергии в зоне лучистого переноса и в зоне конвекции

Поверхность Солнца, если посмотреть на неё в телескоп (конечно, со специальным фильтром), выглядит ячеистой, состоящей из гранул. Эти гранулы создаются теми самыми восходящими потоками солнечного вещества в процессе конвекции. Чем глубже образуются гранулы, тем они крупнее. У подошвы зоны конвекции, на глубине несколько тысяч километров, образуются огромные супергранулы размером 30-35 тысяч километров, а в верхних слоях конвективной зоны размер гранул составляет всего несколько сотен километров. Срок жизни гранул в зависимости от размеров - от нескольких минут до нескольких часов.

Самые свежие изображения поверхности Солнца с высоким разрешением (декабрь 2019 г.)

4. Атмосфера

Атмосферу Солнца ученые разделяют на три зоны: самая нижняя - фотосфера, над ней - хромосфера, последний слой - солнечная корона.

Фотосфера - источник излучения видимого света Солнца, то есть то, что мы видим как солнечный диск. Излучение более глубоких слоев мы видеть не можем, оно до нас не доходит.

Свет Солнца - чисто белый. Но на Земле мы видим его желтоватым, и виновата в этом атмосфера: она рассеивает солнечный свет и поглощает часть цветов.

Толщина фотосферы невелика - не больше 400 километров. Температура солнечного вещества по мере восхождения в фотосфере продолжает снижаться: если на глубине 300 км температура Солнца 8000 градусов, то в верхних слоях фотосферы - уже только 4000 градусов. Состоит фотосфера из раскаленных газов. Благодаря прозрачности этой зоны можно видеть зону грануляции в верхних слоях зоны конвекции.

Именно в фотосфере наблюдаются солнечные пятна. Самые крупные из них видны даже невооруженным глазом. Это области, температура которых гораздо (примерно на 1500-2000 градусов) ниже, чем на окружающих пятна участках. Солнечное пятно - это место выхода наружу сильных магнитных полей. Они мешают конвективному переносу, и тем самым уменьшают поток тепловой энергии - отсюда и понижение температуры. Ученые пристально наблюдают за пятнами на Солнце, ведь их количество - показатель магнитной активности нашей звёзды.

Группа пятен на Солнце 13 февраля 2006.
Снимок сделан японским научным спутником Hinode в видимом свете.

Хромосфера - следующая за фотосферой зона, цветная сфера. Так её назвали из-за красноватого оттенка. Разглядеть её сложно из-за близости фотосферы. Увидеть хромосферу можно во время солнечного затмения как розовое сияние вокруг затемнённого диска Солнца. Чётких границ у хромосферы нет. Её очертания можно сравнить с языками пламени. Эти языки называют спикулами. Они представляют собой потоки плазмы, вырывающиеся из Солнца. Размеры спикул - от 200 до 2000 км в поперечнике и несколько тысяч километров в высоту. По сравнению с фотосферой хромосфера более разрежена, но тем не менее она более горячая - до 20 000 градусов. Но это - ничто по сравнению с температурой самого наружного слоя солнечной атмосферы - короны.

Солнечная корона - самая разреженная, но и самая горячая часть солнечной атмосферы: ее температура достигает 1-2 миллионов градусов. Состоит корона из разреженных ионизированных газов, а простирается она на несколько диаметров Солнца! Постепенно разреживаясь, корона заполняет все межпланетное пространство. В короне можно наблюдать протуберанцы - плотные сгустки плазмы, которые выбрасывает Солнце. Они поднимаются над поверхностью светила, но не могут оторваться от него - их не пускает магнитное поле. Так же как и хромосферу, протуберанцы можно увидеть во время солнечных затмений.

На этом фото солнечного затмения 2005 года, сделанном Miloslav Druckmuller,
хорошо видны хромосфера, протуберанцы и солнечная корона

Самый большой протуберанец за всю историю наблюданий Солнца "выстрелил" в 1946 году и имел высоту 1,7 млн. км (расстояние от Солнца до Земли, напомним, - 150 млн. км).

Протуберанец. Фото NASA

Солнечная корона - источник солнечного ветра, представляющего собой поток заряженных частиц. Именно солнечный ветер вызывает такие явления на Земле, как полярное сияние и геомагнитные бури.

Помните, в начале мы говорили, что масса Солнца уменьшается в результате сгорания водородного топлива в ядре? Из-за солнечного ветра наша звезда тоже "худеет", но не сильно: за 150 млн. лет с ветром уносится количество солнечного вещества, равное массе Земли.

Суммируем знания, полученные на этой странице.

Звезда по имени Солнце: