Малые тела Солнечной системы

 

 

Общие сведения о Солнце:

Масса 2∙1030 кг Радиус 696 000 км Средняя плотность 1 400 кг/м3 Среднее расстояние от Земли 149,6 млн. км Период вращения 25,380 суток Светимость 3,86∙1026 Вт Видимая звездная величина –26,75m Спектральный класс G2 V Эффективная температура поверхности 5 780 К Возраст около 5 млрд. лет

Рисунок 25  Радиус Солнца в 109 раз больше радиуса Земли.

Размеры Солнца очень велики. Так, радиус Солнца в 109 раз, а масса – в 330 000 раз больше радиуса и массы Земли. А вот средняя плотность нашего светила невелика – всего в 1,4 раза больше плотности воды.

Впервые вращение Солнца наблюдал Галилей по движению пятен по поверхности. Различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Так точки на экваторе имеют период около 25 суток, на широте 40° период вращения равен 27 суток, а вблизи полюсов – 30 суток. Это доказывает, что Солнце вращается не как твердое тело, скорость вращения точек на поверхности Солнца уменьшается от экватора к полюсам.

Полное количество энергии, излучаемой Солнцем, составляет L  = 3,86∙1033 эрг/с = 3,86∙1026 Вт. Это соответствует 6,5 кВт с каждого квадратного сантиметра его поверхности! Лишь одну двухмиллиардную часть этой энергии получает Земля.

 

Модель. Вращение Солнца.

 

Положение Солнца в Галактике

Солнце расположено в плоскости Галактики и удалено от ее центра на 8 кпк и от плоскости Галактики примерно на 25 пк. В области Галактики, где расположено наше Солнце, звездная плотность составляет 0,12 звезд на пк3.

Модель. Положение Солнца в Галактике.

 

Первый, кто заметил, что в направлении созвездия Геркулеса звезды как бы расходятся в разные стороны, а с противоположной стороны – как бы сдвигаются, был Вильям Гершель. Он объяснил это движением Солнца в пространстве.

Солнце (и Солнечная система) движется со скоростью 20 км/с в направлении к границе созвездий Лиры и Геркулеса. Это объясняется местным движением внутри ближайших звезд. Эта точка называется апексом движения Солнца, ее координаты α ≈ 18h, δ ≈ +30°. Точка на небесной сфере, противоположная апексу, называется антиапекс. В этой точке пересекаются направления собственных скоростей ближайших к Солнцу звезд. Движения ближайших к Солнцу звезд происходят с небольшой скоростью, это не мешает им участвовать в обращении вокруг галактического центра.

Солнечная система участвует во вращении вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с. Это движение происходит в направлении созвездия Лебедя. Период обращения Солнца вокруг галактического центра около 220 млн. лет.

Под поверхностью

Солнце – раскаленный газовый шар, температура в центре которого очень высока, настолько, что там могут происходить ядерные реакции. В центре Солнца температура достигает 15 миллионов градусов, а давление в 200 миллиардов раз выше, чем у поверхности Земли. Газ сжат здесь до плотности около 1,5∙105 кг/м3 (тяжелее железа).

Рисунок 26 Зависимость температуры, давления и плотности Солнца от расстояния до центра. Радиус Солнца приблизительно равен 696 000 км.

Солнце – сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Плотность и давление быстро нарастают вглубь; рост давления объясняется весом всех вышележащих слоев. В каждой внутренней точке Солнца выполняется условие гидростатического равновесия. Это означает, что давление на любом расстоянии от центра уравновешивается гравитационным притяжением.

Солнце – сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Плотность и давление быстро нарастают вглубь; рост давления объясняется весом всех вышележащих слоев. В каждой внутренней точке Солнца выполняется условие гидростатического равновесия. Это означает, что давление на любом расстоянии от центра уравновешивается гравитационным притяжением.

В центральной области с радиусом примерно в треть солнечного – ядре – происходят ядерные реакции. Затем через зону лучистого переноса энергия излучением переносится из внутренних областей Солнца к поверхности. И фотоны, и нейтрино рождаются в зоне ядерных реакций в центре Солнца. Но если нейтрино очень слабо взаимодействуют с веществом и мгновенно свободно покидают Солнце, то фотоны многократно поглощаются и рассеиваются до тех пор, пока не достигнут внешних, более прозрачных слоев атмосферы Солнца, которую называют фотосферой. Пока температура высока – больше 2 миллионов градусов, – энергия переносится лучистой теплопроводностью, то есть фотонами. Зона непрозрачности, обусловленная рассеянием фотонов на электронах, простирается примерно до расстояния 2/3R радиуса Солнца. При понижении температуры непрозрачность сильно возрастает, и диффузия фотонов длится около миллиона лет.

Примерно с расстоянии 2/3R находится конвективная зона. В этих слоях непрозрачность вещества становится настолько большой, что возникают крупномасштабные конвективные движения. Здесь начинается конвекция, то есть перемешивание горячих и холодных слоев вещества. Аналогичный процесс происходит в кипящей воде. Время подъема конвективной ячейки сравнительно невелико – несколько десятков лет.

Рисунок 27 Внутреннее строение Солнца.

 

Исследование глубинных слоев Солнца в последнее время продвинулось вперед за счет гелиосейсмологии.

Гелиосейсмология

Гелиосейсмология – наука, которая изучает колебания Солнца.

В шестидесятых годах XX века астрономы обнаружили, что верхний слой солнечной атмосферы раз в пять минут поднимается и опускается. Благодаря этим «солнцетрясениям» астрофизики научились прослушивать Солнце, как врач слушает удары сердца человека.

В солнечной атмосфере распространяются акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе. В верхних слоях солнечной атмосферы волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают солнечному веществу часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы – хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4500 K оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет.

Всякая солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 минут.

Но самое интересное – регистрация скорости колебания солнечной поверхности. Эти скорости очень малы – десятки сантиметров в секунду, но спектральными приборами (используя эффект Доплера) измеряется изменение скорости во времени, а не само значение скорости. Удалось построить зависимость скорости от глубины, что привело к уточнению внутреннего строения Солнца.

Рисунок 28  Различные слои Солнца вращаются с разной скоростью.

 

Стало ясно, что внутренние части Солнца вращаются быстрее; особенно быстро вращается ядро. Именно особенности такого вращения могут приводить к возникновению магнитного поля Солнца. Одна из нерешенных пока проблем – причины самих колебаний. Возможно, одной из причин может быть грануляция: выходящие на поверхность потоки плазмы вызывают разбегающиеся во все стороны волны. Однако, эта модель не может удовлетворительно ответить на все вопросы: в частности, почему волны столь устойчивы, что могут обежать все Солнце, не затухая.

 
Фотосфера

Наблюдаемое излучение Солнца возникает в его тонком внешнем слое, который называется фотосферой. Толщина этого слоя 0,001R  = 700 км.

В фотосфере образуется видимое излучение Солнца, имеющее непрерывный спектр. Плотность вещества на нижней границе фотосферы 5∙10–7 г/см3, тогда как на верхней границе она в тысячу раз меньше (атмосфера Земли у поверхности более плотна).

«Видимая» поверхность Солнца определяется той глубиной в атмосфере, ниже которой она практически непрозрачна. За эту поверхность условно принимают уровень, на котором при наблюдении сверху оптическая толщина на длине волны λ = 500 нм достигает единицы. Он него отсчитывают высоту h в атмосфере.

Видимый нами свет излучается отрицательными ионами водорода. Они же его и поглощают, поэтому с глубиной фотосфера быстро теряет прозрачность. Вот почему видимый край Солнца кажется нам очень резким.

Рисунок 29 Солнце – газовый шар, не имеющий четких границ. Однако мы видим его резко очерченным потому, что практически все излучение Солнца исходит из фотосферы.

Рисунок 30  Грануляция на Солнце. Фотография сделана в узком диапазоне спектра.

 

На поверхности Солнца можно разглядеть много деталей. Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек, пузырьков. Эти зернышки называются гранулами. Размеры гранул невелики, 1000–2000 км (около 1" дуги), расстояние между ними – 300–600 км. На Солнце наблюдается одновременно около миллиона гранул. Каждая гранула существует несколько минут. Гранулы окружены темными промежутками, как бы сотами. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них – опускается. Грануляция – проявление конвекции в более глубоких слоях Солнца.

Гранулы создают общий фон, на котором можно наблюдать несравненно более масштабные образования, такие, как протуберанцы, факелы, солнечные пятна и др.

Рисунок 31  Строение внешних слоев Солнца.

 

 

 

 

Хромосфера

Рисунок 32  Хромосферу Солнца, обнаруженную во время полных солнечных затмений, теперь астрономы наблюдают каждый день в современные телескопы.

Хромосфера Солнца видна только в моменты полных солнечных затмений. Луна полностью закрывает фотосферу, и хромосфера вспыхивает, как небольшое кольцо ярко-красного цвета, окруженное жемчужно-белой короной. Хромосфера получила свое название именно из-за этого явления (греч. «окрашенная сфера»).

Хромосфера Солнца видна только в моменты полных солнечных затмений. Луна полностью закрывает фотосферу, и хромосфера вспыхивает, как небольшое кольцо ярко-красного цвета, окруженное жемчужно-белой короной. Хромосфера получила свое название именно из-за этого явления (греч. «окрашенная сфера»).

Размеры хромосферы 10–15 тысяч километров, а плотность вещества в сотни тысяч раз меньше, чем в фотосфере. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов. Рост температуры объясняется воздействием магнитных полей и волн, проникающих в хромосферу из зоны конвективных движений. Здесь нагрев происходит, как в микроволновой печи, только гигантских размеров.

На краю хромосферы наблюдаются выступающие язычки пламени – хромосферные спикулы, представляющие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Температура этих струй выше, чем температура фотосферы.

 

Рисунок 33 Спикулы в хромосфере. Фотография сделана с использованием фильтра.

 

Во время полного солнечного затмения можно получить спектр хромосферы, который называется спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода бальмеровской серии, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения.

 

 

 

 

 

 

 

 

Солнечная корона

Рисунок 34 Солнечная корона во время полного затмения в Боливии в 1994 году.

Самая внешняя, самая разреженная и самая горячая часть солнечной атмосферы – корона. Она прослеживается от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов. Несмотря на сильное гравитационное поле Солнца, это возможно благодаря огромным скоростям движения частиц, составляющих корону. Корона имеет температуру около миллиона градусов и состоит из высокоионизированного газа. Возможно, причиной такой высокой температуры являются поверхностные выбросы солнечного вещества в виде петель и арок. Миллионы колоссальных фонтанов переносят в корону вещество, нагретое в глубинных слоях Солнца.