Большинство физических параметров звезд не измеряется, а рассчитывается теоретически с помощью компьютеров. Исходными данными для таких вычислений служат лишь некоторые общие характеристики звезды, например ее масса, радиус, а также физические условия, господствующие на ее поверхности: температура, протяженность и плотность атмосферы и тому подобное. Химический состав звезды (в частности, Солнца) определяется спектральным путем. И вот на основании этих данных астрофизик-теоретик создает математическую модель Солнца. Если такая модель соответствует результатам наблюдений, то ее можно считать достаточно хорошим приближением к действительности. А мы, опираясь на такую модель, постараемся представить себе всю экзотику.

    Центральная часть Солнца называется его ядром. Вещество внутри солнечного ядра чрезвычайно сжато. Его радиус равен приблизительно 1/4 радиуса Солнца, а объем составляет 1/45 часть (немногим более 2%) от полного объема Солнца. Тем не менее, в ядре светила упакована почти половина солнечной массы. Это стало возможно благодаря очень высокой степени ионизации солнечного вещества. Условия там точно такие, какие нужны для работы термоядерного реактора. Ядро представляет собой управляемую силовую станцию.
    Переместившись из центра Солнца примерно на 1/4 его радиуса, мы вступаем зону переноса энергии излучением. Эту самую протяженную область Солнца можно представить себе наподобие стенок ядерного котла, через которые солнечная энергия медленно просачивается наружу. Но чем ближе к поверхности Солнца, тем меньше температура и давление. В результате возникает вихревое перемешивание вещества и перенос энергии совершается преимущественно самим веществом. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а под поверхностный слой Солнца, где она происходит, конвективной зоной. Считается, что ее роль в физике солнечных процессов исключительно велика. Ведь именно здесь зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.
    Наконец мы у видимой поверхности Солнца. Поскольку наше Солнце – звезда, раскаленный плазменный шар, у него, в отличие от Земли, Луны и им подобных планет, не может быть настоящей поверхности, понимаемой в полном смысле этого слова. И если мы говорим о поверхности Солнца, то это понятие условное. Видимая светящаяся поверхность Солнца, расположенная непосредственно над конвективной зоной, называется фотосферой, что в переводе с греческого означает «сфера света».

Строение Солнца - рядовой звезды Вселенной

1 - Протуберанец;     2 - Видимая поверхность Солнца. Плотность меньше - 1/1000000 г/см куб, температура 6000 К, давление 1/6 атмосферы;     3 - Конвективная зона. По мере приближения к поверхности Солнца температура быстро уменьшается. В результате происходит конвекция - перемешивание вещества и перенос энергии к поверхности светила самим веществом;     4 - Зона переноса энергии излучением. Она представляет собой как бы стенки ядерного котла, через которые энергия медленно просачивается наружу;     5 - Ядро Солнца - естественный термоядерный реактор, где происходит выделение энергии за счет превращения водорода в гелий. В центре ядра: плотность - 160 г/см куб, температура - 15 млн К, давление - 340 млрд атмосфер, т.е. условия точно такие, какие нужны для работы ядерного реактора;     6 - Фотосфера - из нее исходит большая часть излучаемой Солнцем энергии в видимой области спектра;     7 - Хромосфера - плотность и давление с высотой убывают, а температура возрастает;     8 - Корона - самый верхний слой атмосферы Солнца - состоит из чрезвчайно разреженной плазмы. Она постоянно расширяется в окружающее пространство и переходит в солнечный ветер. Во внутренней короне 1 млн К и выше.

Строение Солнца - рядовой звезды Вселенной

    Фотосфера – это 300-километровый слой. Именно отсюда приходит к нам солнечное излучение. И когда мы смотрим на Солнце с Земли, то фотосфера является как раз тем слоем, который пронизывает наше зрение. Излучение же из более глубоких слоев к нам уже не доходит, и увидеть их невозможно. Температура в фотосфере растет с глубиной и в среднем оценивается в 5800 К. Из фотосферы исходит основная часть оптического излучения Солнца. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности воздуха, которым мы дышим, а температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии.
    Астрофизики за поверхность великого светила принимают основание фотосферы. Саму же фотосферу они считают самым нижним слоем солнечной атмосферы. Над ним расположено еще два слоя, которые образуют внешние слои солнечной атмосферы, - хромосфера и корона. И хотя резких границ между этими тремя слоями не существует, познакомимся с их главными отличительными признаками. Желто-белый свет фотосферы обладает непрерывным спектром, то есть имеет вид сплошной радужной полоски с постепенным переходом цветов от красного к фиолетовому. Но в нижних слоях разреженной хромосферы, в области так называемого температурного минимума, где температура опускается до 4200 К, солнечный свет испытывает поглощение, благодаря которому в спектре Солнца образуются узкие линии поглощения. Их называют фраунгоферовыми линиями, по имени немецкого оптика Йозефа Фраунгофера, который в 1816 году тщательно измерил длины волн 754 линий.
    На сегодняшний день в спектре Солнца зарегистрировано свыше 26 тыс темных линий различной интенсивности, возникающих из-за поглощения света «холодными атомами». И поскольку каждый химический элемент имеет свой характерный набор линий поглощения, это дает возможность определить его присутствие во внешних слоях солнечной атмосферы. Химический состав атмосферы Солнца подобен составу большинства звезд, образовавшихся в течение нескольких последних миллиардов лет (их называют звездами второго поколения). По сравнению со старыми небесными светилами (звездами первого поколения) они содержат в десятки раз больше тяжелых элементов, то есть элементов, которые тяжелее гелия. Астрофизики считают, что тяжелые элементы впервые появились в результате ядерных реакций, протекавших при взрывах звезд, а возможно, даже во время взрывов галактик. В период образования Солнца межзвездная среда уже была достаточно хорошо обогащена тяжелыми элементами (само Солнце еще не производит элементы тяжелее гелия). Но наша Земля и другие планеты конденсировались, видимо, из того же газопылевого облака, что и Солнце. Поэтому не исключено, что, изучая химический состав нашего древнего светила, мы изучаем также состав первичного протопланетного вещества.
    Поскольку температура в солнечной атмосфере меняется с высотой, на разных уровнях линии поглощения создаются атомами различных химических элементов. Это позволяет изучать различные атмосферные слои великого светила и определять их протяженность. Над фотосферой расположен более разреженный слой атмосферы Солнца, который называется хромосферой, что означает «окрашенная сфера». Ее яркость во много раз меньше яркости фотосферы, поэтому хромосфера бывает видна только в короткие минуты полных солнечных затмений, как розовое кольцо вокруг темного диска Луны. Красноватый цвет хромосфере придает излучение водорода. У этого газа наиболее интенсивная спектральная линия находится в красной области спектра, а водорода в хромосфере особенного много.
    По спектрам, полученным во время солнечных затмений, видно, что красная линия водорода исчезает на высоте примерно 12 тыс. км над фотосферой, а линии ионизированного кальция перестают быть видимыми на высоте 14 тыс. км. Вот эта высота и рассматривается как верхняя граница хромосферы. По мере подъема растет температура, достигая в верхних слоях 50 000 К. С возрастанием температуры усиливается ионизация водорода, а затем и гелия.
    Повышение температуры в хромосфере вполне объяснимо. Как известно, плотность солнечной атмосферы быстро убывает с высотой, а разреженная среда излучает энергии меньше, чем плотная. Поэтому поступающая от Солнца энергия разогревает верхнюю хромосферу и лежащую над ней корону. В настоящее время гелиофизики с помощью специальных приборов. Наблюдают хромосферу не только во время солнечных затмений, но и в любой ясный день. Во время полных солнечных затмений можно увидеть самую внешнюю оболочку солнечной атмосферы – корону – сияние, простирающееся вокруг затмившегося Солнца. Общая яркость короны составляет примерно одну миллионную долю света Солнца или половину света полной Луны.
    Солнечная корона представляет собой сильно разреженную плазму с температурой, близкой к 2 млн. К. Плотность коронального вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В подобных условиях атомы химических элементов не могут находиться в нейтральном состоянии: их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют практически все свои электроны и многократно ионизируются. Вот поэтому солнечная корона состоит в основном из протонов, ядер гелия и электронов.
    Исключительно высокая температура короны приводит к тому, что ее вещество становиться мощным источником ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Для наблюдений в этих диапазонах электромагнитного спектра используются, как известно специальные ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, установленные на космических аппаратах и орбитальных космических станциях. С помощью радиометодов (солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны) корональные лучи просматриваются до расстояния в 30 солнечных радиусов от края солнечного диска. С удалением от Солнца плотность короны очень медленно уменьшается, и самый верхний ее слой вытекает в космическое пространство. Так образуется солнечный ветер.
    Только за счет улетучивания карпускул масса Солнца ежесекундно уменьшается не менее чем на 400 тыс. т. Солнечный ветер обдувает все пространство нашей планетной системы. Его начальная скорость достигает более 1000 км/с, но потом она медленно уменьшается. У орбиты Земли средняя скорость ветра около 400 км/с. Он сметает на своем пути все газы, выделяемые планетами и кометами, мельчайшие метеоритные пылинки и даже частицы галактических космических лучей малых энергий, унося весь этот «мусор» к окраинам планетной системы. Образно говоря, мы как бы купаемся в кроне светила… (Масса Солнца составляет 2*10+27 т. За счет термоядерного синтеза и солнечного ветра в течении года она уменьшается на 150-200 триллионов т. 1% своей массы Солнце потеряет за 100 млрд. лет)


    Солнце – единственная из всех звезд, которую мы видим не как сверкающую точку, а как сияющий диск. Благодаря этому астрономы имеют возможность изучать различные детали на его поверхности. Что же такое солнечное пятно? Пятна на Солнце – далеко не устойчивые образования. Они возникают, развиваются и исчезают, а взамен исчезнувших появляются новые. Изредка образуются пятна-исполины. Так, в апреле 1947 года на Солнце наблюдалось сложное пятно: его площадь превышала площадь поверхности земного шара в 350 раз! Оно было хорошо видно невооруженным глазом. Такие большие пятна на Солнце замечались еще в древности. В Никоновской летописи за 1365 год можно найти упоминание о том, как наши предки на Руси видели на Солнце сквозь дым лесных пожарищ «темные пятна, аки гвозди».
    Появляясь на восточном краю Солнца, перемещаясь по его диску слева направо и исчезая за западным краем дневного светила, солнечные пятна дают прекрасную возможность не только убедиться во вращении Солнца вокруг оси, но и определить период этого вращения (более точно он определяется по доплеровскому смещению спектральных линий). Измерения показали: период вращения Солнца на экваторе составляет 25,38 суток (по отношению к Земле – 27,3 суток), в средних широтах – 27 суток и у полюсов около 35 суток. Таким образом, на экваторе Солнце вращается быстрее, чем у полюсов. Зональное вращение светила указывает на его газообразное состояние.
    Центральная часть большого пятна в телескоп выглядит совсем черной. Но пятна только кажутся темными, поскольку мы наблюдаем их на фоне яркой фотосферы. Если бы пятно можно было бы рассмотреть отдельно, то мы бы увидели, что оно светится сильнее, чем электрическая дуга, так как его температура около 4500 К, то есть на 1500 К меньше температуры фотосферы. Солнечное пятно средних размеров на фоне ночного неба казалось бы таким же ярким, как Луна в фазе ночного неба казалась бы таким же ярким, как Луна в фазе полнолуния.
    Обычно темное ядро большого пятна бывает окружено серой полутенью, состоящей из светлых радиальных волокон, расположенных на темном фоне. Вся эта структура хорошо видна даже в небольшой телескоп. Еще в 1774 году шотландский астроном Александр Вилсон, наблюдая пятна у края солнечного диска, сделал вывод, что большие пятна являются углублениями в фотосфере. В дальнейшем расчеты показали, что «дно» пятна лежит ниже уровня фотосферы в среднем на 700 км. Словом, пятна – гигантские воронки в фотосфере.
    Вокруг пятен в лучах водорода отчетливо видно вихревое строение хромосферы. Эта вихревая структура указывает на существование бурных движений газа вокруг пятна. Такой же рисунок создают железные опилки. Подобное сходство заставило американского астронома Джорджа Хейла (1868-1938) заподозрить, что солнечные пятна – огромные магниты. Хейлу было известно, что спектральные линии расщепляются, если излучающий газ находится в магнитном поле (так называемое зеемановское расщепление). И когда астроном сравнил величину расщепления, наблюдавшегося в спектре солнечных пятен, с результатами лабораторных опытов с газом в магнитном поле, то обнаружил, что магнитные поля пятен в тысячи раз превышают индукцию земного магнитного поля. Напряженность магнитного поля у поверхности Земли около 0,5 эрстеда. А в солнечных пятнах она всегда больше 1500 эрстед – иногда достигает 5000 эрстед!
    Открытие магнитной природы солнечных пятен – одно из важнейших открытий в астрофизике начала ХХ века. Впервые было установлено, что магнитными свойствами обладает не только наша Земля, но и другие небесные тела. Солнце в этом отношении вышло на первый план. Только наша планета имеет постоянное дипольное магнитное поле с двумя полюсами, а магнитное поле Солнца отличается сложной структурой, и мало того, оно «переворачивается», то есть изменяет свой знак, или полярность. И хотя солнечные пятна являются весьма сильными магнитами, общее магнитное поле Солнца редко превышает 1 эрстед, что в несколько раз больше среднего поля Земли.
    Сильное магнитное поле пятен как раз и есть причина их низкой температуры. Ведь поле создает изолирующий слой под пятном и благодаря этому резко замедляет процесс конвекции – уменьшает приток энергии из глубин светила. Большие пятна предпочитают появляться парами. Каждая такая пара располагается почти параллельно солнечному экватору. Ведущее, или головное, пятно движется обычно немного быстрее, чем замыкающее пятно. Поэтому в течение первых нескольких дней пятна удаляются друг от друга. Одновременно размер пятен увеличивается. Часто в промежутке между двумя основными пятнами появляется «цепочка» маленьких пятен. После того как это произойдет, хвостовое пятно может претерпеть быстрый распад и исчезнуть. Остается только ведущее пятно, которое уменьшается медленнее и живет в среднем в 4 раза дольше своего компаньона. Подобный процесс развития характерен почти для каждой большой группы солнечных пятен. Большинство пятен живет всего несколько дней (даже часов), а другие наблюдаются несколько месяцев. Пятна, поперечник которых достигает 40-50 тыс. км, можно увидеть через светофильтр (густое закопченное стекло) невооруженным глазом.


    Во время полного солнечного затмения во внутренних слоях короны можно увидеть гигантские языки пламени, как бы вырывающихся их хромосферы. Это – протуберанцы. Некоторые из них похожи на огромные дуги-арки, возвышающиеся над Солнцем, другие напоминают огненные фонтаны. И хотя они проникают далеко в корону, газ протуберанцев подобен газу хромосферы: его свет состоит главным образом из излучений водорода, а в спектре водорода особенно интенсивна красная линия. Благодаря этому протуберанцы, так же как и хромосфера, имеют характерный красный цвет. В летописи истории Древней Руси первый протуберанец отмечен 1185 годом. Он наблюдался во время полного солнечного затмения, которое произошло во время похода князя Игоря на половцев.
    Протуберанцы представляют собой очень большие и сложные по форме облака газа (плазмы) в короне Солнца. Средняя температура спокойных протуберанцев около 10 000 К. Такие протуберанцы конденсируются в нижних слоях солнечной короны и могут подолгу красоваться над хромосферой, медленно изменяя свой след. Оказалось, что в жизни протуберанцев, как в жизни солнечных пятен, очень важную роль играет магнитное поле. Оно удерживает вещество протуберанца в короне, определяет его форму. Спокойный протуберанец как бы висит на вершине арок магнитных силовых линий, прогнувшихся под его тяжестью. Ионизованная плазма протуберанца медленно стекает вдоль магнитных силовых линий в хромосферу, и каким-то образом протуберанец пополняется новым веществом, так как без подвода новых порций газа он не смог бы долго существовать.

Огненные фонтаны - протуберанцы на Солнце

Строение Солнца - рядовой звезды Вселенной

    Кроме спокойных протуберанцев, наблюдаются еще эруптивные протуберанцы, по виду напоминающие огромные фонтаны. Движение сгустков вещества в них происходит очень быстро, и так же быстро изменяются его очертания. Время развития такого протуберанца – от нескольких минут до получаса. Протуберанцы фотографируют во время полной фазы солнечного затмения на краю Солнца, когда они четко вырисовываются на фоне темного неба. Но их можно видеть и в проекции на солнечный диск. В этом случае вещество протуберанцев поглощает идущее снизу излучение, и поэтому на спектрогелиограммах Солнца они видны как длинные темные волокна. Спокойные протуберанцы встречаются в любых местах солнечной поверхности, а эруптивные зарождаются вблизи солнечных пятен - вдоль границы раздела полярности магнитных полей.
    Одним из самых больших протуберанцев, когда-либо наблюдавшихся, был протуберанец 4 июня 1946 года. Поначалу он имел вид гигантской пульсирующей арки, протянувшейся на 700 тыс. км, что равно половине диаметра Солнца. Затем, прямо на глазах у изумленных астрономов, он стремительно взметнулся над хромосферой и достиг рекордной высоты – 1700000 км! Это в 4,4 раза больше расстояния от Земли до Луны! Взрывные протуберанцы извергаются с громадными скоростями, составляющими сотни километров в секунду. У одного из них она достигала, например, 720 км/с, что намного превышает значение критической скорости у солнечной поверхности (617,7 км/с). Поэтому при достижении такой большой скорости протуберанец быстро взлетает над хромосферой, а его вещество рассеивается в космическом пространстве. Но столь быстрые протуберанцы наблюдаются очень редко. Чаще всего скорость бывает недостаточной для отрыва протуберанца от Солнца, и тогда его газы оседают и стекают.
    В настоящее время астрономы имеют возможность наблюдать протуберанцы вне солнечных затмений. Для этого служит специальный телескоп – внезатменный коронограф, изобретенный в 1931 году французским астроном Бернаром Лио (1897-1952). В этом инструменте яркое Солнце затмевается искусственной «луной» - металлическим диском, и благодаря этому бывают видны розово-красные протуберанцы. С помощью коронографа астрономы фотографируют протуберанцы в лучах яркой красной водородной линии, а также наблюдают Солнечную корону. Успех таких наблюдений во многом зависит от степени прозрачности земной атмосферы, поэтому коронографы устанавливают, как правило, в высокогорных астрономических обсерваториях. Крупнейший в мире отечественный внезатменный коронограф с объективом диаметром 53 см находится на Горной астрономической станции в 23 км от Кисловодска. Она построена в послевоенные годы как южный филиал Пулковской обсерватории специально для наблюдений Солнца. И вот уже на протяжении половины столетия на Кисловодской Горной станции каждый благоприятный день ведутся детальные исследования солнечной короны, протуберанцев и хромосферы.

---

Что такое солнечные вспышки?     1 сентября 1859 года два английских астронома - Ричард Кэррингтон и Ш. Ходжсон, независимо друг от друга наблюдая Солнце в белом свете, увидели, как нечто подобно молнии сверкнуло вдруг среди одной группы солнечных пятен. Это было первое наблюдение нового, еще неизвестного явления на Солнце; в дальнейшем оно получило название солнечной вспышки. Что же такое солнечная вспышка? Если сказать коротко, это сильнейший взрыв на Солнце, в результате которого быстро высвобождается колоссальное количество энергии, накопившейся в ограниченном объеме солнечной атмосферы.     Чаще всего вспышки возникают в нейтральных областях, расположенных между большими пятнами противоположной полярности. Обычно развитие вспышки начинается с внезапного увеличения яркости факельной площади - области более яркой, а значит и более горячей фотосферы. Затем происходит катастрофический взрыв, во время которого солнечная плазма разогревается до 40-100 млн К. Это проявляется в многократном усилении коротковолнового излучения Солнца (ультрафиолетового и рентгеновского), а также в усилении «радиоголоса» дневного светила и в выбросе ускоренных солнечных корпускул. А в некоторых наиболее мощных вспышках генерируется даже солнечные космические лучи, протоны которых достигают скорости, равной половине скорости света. Такие частицы обладают смертоносной энергией. Они способны почти беспрепятственно проникать в космический корабль и разрушать клетки живого организма. Поэтому солнечные космические лучи могут представлять опасность для экипажа, застигнутого во время полета внезапной вспышкой.     Таким образом, солнечные вспышки излучают радиацию в виде электромагнитных волн и в виде частиц вещества. Усиление электромагнитного излучения происходит в широком диапазоне длин волн - от жестких рентгеновских лучей и гамма-квантов до километровых радиоволн. При этом общий поток видимого излучения остается всегда постоянным с точностью до долей процента. Слабые вспышки на Солнце бывают практически всегда, а большие - раз в несколько месяцев. Зато в годы максимума солнечной активности большие солнечные вспышки происходят по несколько раз в месяц. Обычно небольшая вспышка длится 5-10 минут; самые мощные - несколько часов. За это время в околосолнечное пространство выбрасывается облако плазмы массой до 10 млрд т и выделяется энергия, эквивалентная взрыву десятков, а то и сотен миллионов водородных бомб! Однако мощность даже самых больших вспышек не превышает сотых долей процента от мощности полного излучения Солнца. Поэтому при вспышке не происходит заметного увеличения светимости нашего дневного светила.     Во время полета первого экипажа на американской орбитальной станции «Скайлэб» (май-июнь 1973 года) удалось сфотографировать вспышку в свете паров железа при температуре 17 млн К, что должно быть горячее, чем в центре солнечного термоядерного реактора. А в последние годы от нескольких вспышек были зарегистрированы импульсы гамма-излучения.     Своим происхождением такие импульсы обязаны, вероятно, аннигиляции электронно-позитронных пар. Позитрон, как известно, - это античастица электрона. Он имеет ту же массу, что и электрон, но наделен противоположным электрическим зарядом. Когда электрон и позитрон сталкиваются, что может происходить при солнечных вспышках, они тотчас же уничтожаются, превращаясь в два фотона гамма-излучения.     Как и всякое нагретое тело, Солнце непрерывно испускает радиоволны. Тепловое радиоизлучение спокойного Солнца, когда на нем нет пятен и вспышек, постоянно и на миллиметровых и сантиметровых волнах исходит из хромосферы, а на метровых - из короны. Но стоит только появиться большим пятнам, произойти вспышке, как на фоне спокойного радиоизлучения возникают сильные радио всплески… И тогда радиоизлучение Солнца скачкообразно возрастает в тысячи раз, а то и в миллионы раз!     Физические процессы, приводящие к возникновению солнечных вспышек, очень сложны и еще мало изучены. Однако сам факт появления солнечных вспышек почти исключительно в больших группах пятен свидетельствует о родственных связях вспышек с сильными магнитными полями на Солнце. И вспышка - это, по-видимому, не что иное, как грандиознейший взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы под давлением сильного магнитного поля. Именно энергия магнитных полей, каким-то образом освобождаясь, порождает солнечную вспышку. Излучения солнечных вспышек нередко достигают нашей планеты, оказывая сильное воздействие на верхние слои земной атмосферы.

---