Подорож з центру Сонця

Світило, якому зобов’язані своїм існуванням і наша планета, і її біосфера, і людська цивілізація, з точки зору астрономів цілком банально.

Згідно з загальноприйнятими оцінками, Сонце виникло 4,59 млрд років тому. Правда, останнім часом деякі астрономи заговорили про те, що його вік становить 6-7 млрд років, але це поки лише гіпотези. Зрозуміло, наше денне світило народилося не на порожньому місці. Його матір’ю була виконинська газопилова хмара, що складається в основному з молекулярного водню, яке під дією власного тяжіння повільно стискалося і деформувалося, поки не перетворилося на плоский диск. Не виключено, що мав місце і батько в особі космічної події, яка збільшила гравітаційну нестабільність хмари і підхльоснула її колапс (таким могла виявитися зустріч з масивною зіркою або ж вибух надновою). У центрі диска виникла сфера зі світної плазми з температурою поверхні в кілька тисяч градусів, що переводила в тепло частину своєї гравітаційної енергії.

Новонароджене світило продовжувало стискатися, все більше розігріваючи свої надра. Через кілька мільйонів років їх температура досягла 10 млн градусів Цельсія, і там почалися самопідтримувані реакції термоядерного синтезу. Юна протозірка перетворилася на нормальну зірку головної послідовності. Речовина ближньої і дальньої периферії диска згустилася в холодні тіла — планети і планетоїди.

Це рядова жовта зірка дуже поширеного класу G2. Кожні 225-250 млн років вона здійснює повний оборот по практично круговій орбіті радіусом в 26 000 світлових років навколо центру типової великої спіральної галактики з пасивним ядром, що не випромінює потужних потоків енергії. Втім, саме в цій ординарності і складається наше щастя. Зірки похолодніші і погарячіші (і тим більше близькі до активних галактичних центрів) набагато менше годяться на роль колиски життя, у всякому разі — вуглецевого. Зображення: «Популярна механіка»

Ось деякі паспортні дані Сонця. Вік — 4,59 млрд років; маса — 1,989 ст.1 ¹⁰30 кг; середній радіус — 696 000 км; середня щільність — 1,409 г/^см3 (щільність земної матерії в чотири рази вище); ефективна температура поверхні (обчислена в припущенні, що Сонце випромінює як абсолютно чорне тіло) — 5503 ° C (в перерахунку на абсолютну температуру — 5778 кельвінів); сумарна потужність випромінювання — 3,8³ ст.1 1023 кВт.

Оскільки Сонце обертається навколо власної осі не як єдине ціле, строго певної доби воно не має. Поверхня його екваторіальної зони робить повний обіг за 27 земних діб, а приполярних зон — за 35 діб. Осьове обертання сонячних нутрощів ще складніше і у всіх деталях поки невідомо.

У хімічному складі сонячної речовини, природно, домінують водень (приблизно 72% маси) і гелій (26%). Трохи менше відсотка становить кисень, 0,4% — вуглець, близько 0,1% — неон. Якщо висловити ці співвідношення в кількості атомів, то виходить, що на мільйон атомів водню припадає 98 000 атомів гелію, 850 атомів кисню, 360 — вуглецю, 120 — неона, 110 — азоту і по 40 атомів заліза і кремнію.

Сонячна механіка

Шарковиту структуру Сонця нерідко порівнюють з цибулиною. Ця аналогія не дуже вдала, оскільки самі шари пронизані потужними вертикальними потоками речовини та енергії. Але в першому наближенні вона прийнятна. Сонце світить за рахунок термоядерної енергії, яка генерується в його ядрі. Температура там сягає 15 млн градусів Цельсія, щільність — 160 г/см³, тиск — 3,4 ст.1 ¹⁰11 атм. У цих пекельних умовах здійснюється кілька ланцюжків термоядерних реакцій, що становлять протон-протонний цикл (p-p-цикл). Цим ім’ям він зобов’язаний початкової реакції, де два протони, зіткнувшись, породжують ядро дейтерію, позитрон і електронне нейтрино.

День прийдешній

Від процесів у сонячних надрах безпосередньо залежить прийдешня доля нашого світила. У міру зменшення запасів водню ядро поступово стискається і розігрівається, що збільшує світність Сонця. З моменту перетворення на зірку головної послідовності вона вже зросла на 25-30% — і процес триватиме. Приблизно через 5 млрд років температура ядра досягне сотні мільйонів градусів, і тоді в його центрі загориться гелій (з утворенням вуглецю і кисню). На периферії в цей час буде дотискатися водень, причому зона його згоряння дещо зрушиться у напрямку до поверхні. Сонце втратить гідростатичну стійкість, його зовнішні шари сильно роздмухуються, і воно перетвориться на виконинське, але не дуже яскраве світило — червоний гігант. Світність цього виконину на два порядки перевищить нинішню світність Сонця, але його життєвий термін буде коротшим. У центрі його ядра швидко накопичиться велика кількість вуглецю і кисню, які спалахнути вже не зможуть — не вистачить температури. Зовнішній гелієвий шар буде продовжувати горіти, поступово розширюючись і в силу цього охолоджуючись. Швидкість термоядерного згоряння гелію надзвичайно швидко зростає з підвищенням температури і падає з її зниженням. Тому внутрішності червоного гіганта почнуть сильно пульсувати, і врешті-решт справа може дійти до того, що його атмосфера виявиться викинутою в навколишній космос зі швидкістю в десятки кілометрів на секунду. Спочатку розлітається зоряна оболонка під дією іонізуючого ультрафіолетового випромінювання нижчих зоряних шарів яскраво засяє блакитним і зеленим світлом — на цій стадії вона називається планетарною туманністю. Але вже через тисячі або десятки тисяч років туманність охолоне, потемніє і розсіється в просторі. У ядрі перетворення елементів припиниться зовсім, і воно буде світити лише за рахунок накопиченої теплової енергії, все більше остигаючи і згасаючи. Такі холодні залишки покійних у бозі зірок сонячного типу називають білими карликами.

Під час цих перетворень (а їх досить багато) згорає водень і народжуються різні ізотопи таких елементів Періодичної системи, як гелій, берилій, літій і бір. Три останні елементи вступають в ядерні реакції або розпадаються, а гелій залишається — вірніше, залишається його основний ізотоп гелій-4. У результаті виявляється, що чотири протони дають початок одному ядру гелію, двом позитронам і двом нейтрино. Позитрони негайно аннігілюють з електронами, а нейтрино залишають Сонце, практично не реагуючи з його речовиною. Кожна реакція p-p-циклу вивільняє 26,73 мегаелектронвольта у формі кінетичної енергії народжених частинок і гамма-випромінювання.

Якби протосолнечна хмара складалася виключно з елементів, що виникли в ході Великого вибуху (водню і гелію-4 з дуже малою домішкою дейтерію, гелію-3 і літію-7), то цими реакціями все б і закінчилося. Однак композиція протосолнечної речовини була набагато багатшою, незаперечним доказом чому служить хоча б наявність заліза в сонячній атмосфері. Цей елемент, як і його найближчі сусіди в менделєєвській таблиці, народжується тільки в надрах набагато більш масивних світил, де температури досягають мільярдів градусів. Сонце до них не відноситься. Якщо залізо там все-таки є, то лише тому, що первинна хмара вже була забруднена і цим металом, і ще багатьма іншими елементами. Всі вони утворилися в ядерних топках гігантських зірок колишніх поколінь, що вибухнули надновими і розкидали продукти своєї творчої діяльності по всьому космічному простору.

Сонячне ядро при всій його гігантській масі виробляє близько 100 млрд мегатонн тротилового еквівалента в секунду. Людське тіло виробляє тепло в 200 000 разів активніше. Зображення «Популярна механіка»

Ця обставина не сильно змінює вищенаведену схему внутрішньоляного термоядерного синтезу, але все-таки привносить в неї деякі поправки. Справа в тому, що при 15 млн градусів водень може перетворитися на гелій і у вуглецево-азотно-кисневому циклі (CNO-цикл). На його початку протон стикається з ядром вуглецю-12 і породжує ядро азоту-13 і квант гамма-випромінювання. Азот розпадається на ядро вуглецю-13, позитрон і нейтрино. Ядро важкого вуглецю знову-таки стикається з протоном, з чого походять азот-14 плюс гамма-квант. Азот заковтує третій протон з виділенням гамма-кванта і кисню-15, який трансформується в азот-15, позитрон і нейтрино. Ядро азоту захоплює останній, четвертий протон і розколюється на ядра вуглецю-12 і гелію-4. Сумарний баланс такий же, як і в першому циклі: чотири протони на початку, альфа-частинка (вона ж ядро гелію-4), пара позитронів і пара нейтрино в кінці. Плюс, природно, такий же вихід енергії, без малого 27 МеВ. Що до вуглецю-12, то він в цьому циклі взагалі не витрачається, зникає в першій реакції і знову з’являється в останній. Це не паливо, а каталізатор.

Реакції CNO-циклу всередині Сонця йдуть досить мляво і забезпечують лише півтора відсотка загального виходу енергії. Однак забувати їх не варто хоча б тому, що інакше розрахункова потужність потоку сонячних нейтрино буде заниженою. Загадки нейтринного випромінювання Сонця дуже цікаві, але це цілком самостійна тема, яка не вкладається в рамки даної статті.

Ядро зовсім молодого Сонця на 72% складалося з водню. Модельні розрахунки показали, що зараз на його частку припадає лише 35% маси центральної зони ядра і 65% — периферійної. Нічого не поробиш, вигоряє навіть ядерне паливо. Втім, його вистачить ще мільярдів на п’ять років. Процеси в термоядерній топці Сонця іноді порівнюють з вибухом водневої бомби, але схожість тут досить умовна. Десятки кілограмів начинки потужних ядерних бомб мають потужність у мегатонни і десятки мегатонн тротилового еквівалента. А ось сонячне ядро при всій його гігантській масі виробляє всього близько ста мільярдів мегатонн в секунду. Неважко порахувати, що середня потужність енерговиділення становить шість мікроват на кілограм — людське тіло виробляє тепло в 200 000 разів активніше. Сонячний термояд не «вибухає», а повільно-повільно «тліє» — до великого нашого щастя.

Променисте перенесення

Зовнішня межа ядра знаходиться приблизно в 150 000 км від центру Сонця (0,2 радіуса). У цій зоні температура знижується до 9 млн градусів. При подальшому охолодженні реакції протон-протонного циклу припиняються — у протонів бракує кінетичної енергії для подолання електростатичного відштовхування і злиття в ядро дейтерію. Реакції CNO-циклу там теж не йдуть, оскільки їх температурний поріг навіть вище. Тому на межі ядра сонячний термояд сходить нанівець.

Ядро оточене потужним сферичним шаром, який закінчується на вертикальній позначці в 0,7 сонячного радіусу. Це найкраща зона (англ. radiative zone). Вона заповнена воднево-гелієвою плазмою, щільність якої в міру руху від внутрішньої межі зони до зовнішньої скорочується в сотню разів, від 20 до 0,2 г/см³. Хоча зовнішні плазмові шари холодніші за внутрішні, температурний градієнт там не настільки великий, щоб виникли вертикальні потоки речовини, що забирають тепло від нижніх шарів до верхніх (такий механізм теплопереноса називається конвекцією). У надядерному шарі ніякої конвекції немає і бути не може. Енергія, що виділяється в ядрі, проходить крізь нього у вигляді квантів електромагнітного випромінювання.

Сонце обертається навколо своєї осі, проте не як єдине ціле. На малюнку — комп’ютерна модель, складена на основі даних доплерівського виміру швидкості обертання окремих ділянок Сонця, зібраних космічною обсерваторією SOHO (Solar Heliospheric Observatory). Колір позначає швидкість обертання (у порядку збиття: червоний, жовтий, зелений, синій). Ділянки гарячої плазми, що переміщуються з різними швидкостями, утворюють «стрічки», на межах яких виникають обурення локальних магнітних полів, в результаті чого саме тут найчастіше і виникають сонячні плями. Зображення «Популярна механіка»

Як це відбувається? Народжені в центрі ядра гамма-кванти розсіюються в його речовині, поступово втрачаючи енергію. До межі ядра вони добираються у вигляді м’якого рентгену (довжина хвилі порядку одного нанометра і енергія 400-1300 еВ). Тамтешня плазма для них майже непрозора, фотони можуть подолати в ній відстань всього лише в частці сантиметра. При зіткненні з іонами водню і гелію кванти віддають їм свою енергію, яка частково йде на підтримку кінетичної енергії частинок на колишньому рівні, а частково перевипромінюється у вигляді нових квантів більшої довжини. Тож фотони поступово дифундують через плазму, гинучи і народжуючись знову. Блукаючі кванти легше йдуть вгору (де речовина менш щільна), ніж вниз, і тому промениста енергія перетікає з глибин зони до її зовнішнього кордону.

Оскільки в зоні променистого перенесення речовина нерухома, вона обертається навколо сонячної осі як єдине ціле. Але лише до пори до часу. Під час переміщення до поверхні Сонця фотони проходять все більш довгі дистанції між зіткненнями з іонами. Це означає, що різниця в кінетичній енергії випромінюючих і поглинаючих частинок весь час зростає, адже сонячна матерія на Більших глибинах гарячіша, ніж на менших. В результаті плазма дестабілізується і в ній виникають умови для фізичного переміщення речовини. Зона променистого перенесення переходить у конвективну зону.

Зона конвекції

Вона починається на глибині 0,3 радіуса і простягається аж до поверхні Сонця (вірніше, його атмосфери). Її підошва нагріта до 2 млн градусів, тоді як температура зовнішнього кордону не досягає і 6000 ° C. Від променевої зони її відділяє тонкий проміжний шар — тахоклін. У ньому відбуваються цікаві, але поки не надто вивчені речі. У всякому разі є підстави вважати, що потоки плазми, які рухаються в тахокліні, вносять основний внесок у формування сонячного магнітного поля. Неважко вирахувати, що зона конвекції займає близько двох третин обсягу Сонця. Однак маса її дуже невелика — всього два відсотки сонячної. Це і природно, адже сонячна речовина в міру видалення від центру невідворотно розріжається. Біля нижньої межі зони щільність плазми дорівнює 0,2 щільності води, а при виході в атмосферу вона зменшується до 0,0001 щільності земного повітря над рівнем моря.

Сонячна грануля

Поверхня Сонця (фотосфера) навіть у спокійному стані при спостереженні в телескоп (природно, захищений спеціальним фільтром) виглядає як набір зерен або бджолині соти. Така структура називається сонячною грануляцією. Вона утворюється завдяки конвекції, тобто тепловій циркуляції потоків газу: гарячий газ «спливає», а холодний — опускається вниз на кордонах гранул, які видно як темні області. Типовий розмір гранул — близько 1000 км. Зображення «Популярна механіка»

Речовина в конвективній зоні переміщується досить заплутаним чином. Від її підошви сходять потужні, але повільні потоки гарячої плазми (поперечником в сотню тисяч кілометрів), швидкість яких не перевищує декількох сантиметрів в секунду. Назустріч їм опускаються не настільки могутні струмені менш нагрітої плазми, швидкість яких вимірюється вже метрами в секунду. На глибині в кілька тисяч кілометрів висхідна високотемпáна плазма розділяється на гігантські осередки. Найбільші з них мають лінійні розміри близько 30-35 тисяч кілометрів — їх називають супергранулами. Ближче до поверхні утворюються мезогранули з характерним розміром в 5000 км, а ще ближче — в 3-4 рази менші гранули. Супергранули живуть близько доби, гранули — зазвичай не більше чверті години. Коли ці продукти колективного руху плазми добираються до сонячної поверхні, їх легко побачити в телескоп зі спеціальним фільтром.

Атмосфера

Вона влаштована досить складно. Все сонячне світло йде в космос з її нижнього рівня, який називають фотосферою. Основним джерелом світла служить нижній шар фотосфери товщиною в 150 км. Товщина всієї фотосфери становить близько 500 км. Вздовж цієї вертикалі температура плазми знижується від 6400 до 4400 К.

У фотосфері постійно виникають області зниженої (до 3700 К) температури, які світяться слабше і виявляються у вигляді темних плям. Кількість сонячних плям змінюється з періодом в 11 років, але вони ніколи не покривають більше 0,5% площі сонячного диска.

Над фотосферою розташований хромосферний шар, а ще вище — сонячна корона. Про існування корони відомо з незапам’ятних часів, оскільки вона чудово видна під час повних сонячних затемнень. Хромосферу ж відкрили порівняно недавно, лише в середині XIX століття. 18 липня 1851 року сотні астрономів, які зібралися в Скандинавії та навколишніх країнах, спостерігали, як Місяць закриває сонячний диск. За кілька секунд до появи корони і перед самим кінцем повної фази затемнення вчені помітили біля краю диска червоний півмісяць, що світиться. Під час затемнення 1860 року вдалося не тільки краще розглянути такі спалахи, а й отримати їх спектрограми. Через дев «ять років англійський астроном Норман Локьєр назвав цю зону хромосферою.

Сонячна коронаФотографія

сонячної корони (у синтетичних кольорах, у центрі синьої з рожевою плямою — Місяць), зроблена під час повного сонячного затемнення 26 лютого 1998 року. Корона — це зовнішня частина сонячної атмосфери, що складається з розрідженого водню, розігрітого до температури близько мільйона градусів Цельсія. Зображення «Популярна механіка»

Щільність хромосфери вкрай мала навіть порівняно з фотосферою, всього 10-100 млрд частинок на 1 см³. Зате нагріта вона сильніша — до 20 000 ° C. У хромосфері постійно спостерігаються темні витягнуті структури — хромосферні волокна (їх різновид — всім відомі протуберанці). Вони являють собою згустки більш щільної і холодної плазми, піднятої з фотосфери петлями магнітного поля. Видно і ділянки підвищеної яскравості — флоккули. І нарешті, в хромосфері постійно з’являються і через кілька хвилин зникають продовжуваті плазмові структури — спікули. Це свого роду шляхопроводи, якими матерія перетікає з фотосфери в корону.

Корона — найгарячіша частина атмосфери, її температура сягає декількох мільйонів градусів. Цей нагрів можна пояснити за допомогою декількох моделей, що базуються на принципах магнітної гідродинаміки. На жаль, всі ці процеси дуже складні і вивчені досить слабо. Корона також насичена різноманітними структурами — дірами, петлями, стримерами.

Сонячні проблеми

Незважаючи на те що Сонце — це найбільший і найпомітніший об’єкт земного неба, невирішених проблем у фізиці нашого світила вистачає. «Ми знаємо, що магнетизм Сонця надзвичайно сильно впливає на динаміку його атмосфери — наприклад, породжує сонячні плями. Але як він виникає і як поширюється в плазмі, ще не з’ясовано, — відповідає на запитання «ПМ» директор американської Національної сонячної обсерваторії Стівен Кейл. — На друге місце я б поставив розшифровку механізму виникнення сонячних спалахів. Це короткочасні, але вкрай потужні викиди швидких електронів і протонів, що поєднуються з генерацією таких же потужних потоків електромагнітного випромінювання різних довжин хвиль. Про спалахи зібрана велика інформація, проте розумних моделей їх виникнення поки немає. Нарешті, треба б зрозуміти, якими способами фотосфера підживлює енергією корону і розігріває її до температур, які на три порядку перевищують її власну температуру. А для цього насамперед необхідно як слід визначити параметри магнітних полів всередині корони, оскільки ці величини відомі далеко не повною мірою «.

Сонячні плями

Тривимірна модель сонячної плями, побудована на основі даних космічної обсерваторії SOHO. Верхня площина — це поверхня Сонця, нижня площина проходить на глибині 22 000 км. Вертикальна площина перерізу продовжена до 24 000 км. Кольорами позначені області з різною швидкістю звуку (у міру вбивання — від червоної до синьої і чорної). Зображення: «Популярна механіка»

Плями — це місця виходу в сонячну атмосферу сильних (у тисячі разів перевищують земне) магнітних полів. Це ділянки зі зниженою (приблизно до 3700 К) температурою на поверхні Сонця, тому на тлі гарячої (5700 К) фотосфери плями видно як темні області. Час їхнього життя — від декількох днів до тижнів. Плями найчастіше виникають «парними групами», магнітні поля однієї групи має північну полярність, іншої — південну. У найтемнішій частині плями — тіні — поле максимально і спрямоване майже вертикально, навколо — в напівтіні — поле менш сильне, лінії його більш «пологі». Часто плями оточені більш гарячими активними областями — факелами. Кількість плям на Сонці змінюється з періодом в 11 років; чим їх більше, тим більша активність Сонця: саме плями є областями потужних сонячних спалахів.

«Дослідженню сонячного магнетизму допоможуть два телескопи з півтораметровою апертурою, які споруджують зараз у Каліфорнії і на Канарах, — продовжує Кейл. — Ми сподіваємося також, що наступного року почнеться будівництво ще більш досконалого чотириметрового телескопа для сонячних досліджень. Ми з нетерпінням очікуємо і запуску Solar Dynamics Observatory — важкого супутника, оснащеного приладами для всебічного вивчення сонячної атмосфери. Цей старт планують на кінець нинішнього або початок майбутнього року «.