§ 2. Солнечная постоянная и ее измерение

Для многих задач астрофизики и геофизики важно знать точную величину мощности солнечного излучения. Поток излучения от Солнца принято характеризовать так называемой солнечной постоянной, под которой понимают полное количество солнечной энергии, проходящей за 1с через перпендикулярную к лучам площадку в 1 м², расположенную на среднем расстоянии Земли от Солнца. Значение солнечной постоянной в настоящее время известно с точностью до 1% с=1360Вт/м².

Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е., получим полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т. е. его интегральную светимость, равную 3,8 10²⁶ Дж/с. Единица поверхности Солнца (1м²) излучает 6,28 10⁷ Вт.

У поверхности Земли поток солнечного излучения уменьшается из-за поглощения и рассеяния в земной атмосфере и среднем составляет 800—900 Вт/м².

Определяемая полным потоком ( =  T⁴) илучения эффективная температура Солнца оказалась равной 5770 К, в то время как положение максимума излучения в спектре Солнца соответствует температуре, определенной по закону Вина, около 6750 К.

Температура солнечного вещества меняется с глубиной.

Из этого следует, что большая часть солнечного вещества должна быть весьма сильно ионизована. Уже при температуре 5—6 тысяч кельвинов ионизуются атомы многих металлов, а при температуре выше 10—15 тысяч кельвинов ионизуется наиболее обильный на Солнце элемент—водород. Следовательно, солнечное вещество представляет собой плазму, т. е. газ, большинство атомов которого ионизовано. Лишь в тонком слое вблизи видимого края ионизация слабая и преобладает нейтральный водород.

§ 3. Внутренне строение и атмосфера Солнца

Одновременно с ростом температуры в более глубоких слоях Солнца должно возрастать давление, определяемое весом всех вышележащих слоев. Следовательно, плотность также будет увеличиваться.

ТАБЛИЦА Модель внутреннего строения Солнца

Расстояние от центра, R/Rc	Температура Т(К)	Давление Р (Па)	Плотность r(г/см3)
0 0,2 0,5 0,8 0,98	1,5 107 107 3,4 106 1,3 106 105	2,2 1016 4,6-1015 6,1 1013 6,2 1011 109	150 36 1,3 0,035 0,001

В недрах Солнца температура превышает 10 миллионов кельвинов, а давление сотни миллиардов атмосфер (1 атм=1,013 10⁵Па). В этих условиях отдельные атомы движутся с огромными скоростями, достигающими например для водорода, сотен километров в секунду. При этом плотность вещества очень велика и часто происходят атомные столкновения. Некоторые из таких столкновений приводят к тесным сближениям атомных ядер, необходимым для возникновения ядерных реакций.

Н

аиболее существенной в недрах Солнца является протон -протонная реакция (рис )

Н¹+Н¹®D²+e⁺+n

D²+H¹®He³+g

He³+ He³® He⁴+2H¹

Ядерные реакции являются источником энергии, излучаемой Солнцем в мировое пространство.

Помимо выделения во время ядерных реакций энергии (как в виде g квантов, так и в виде непосредственного увеличения кинетической энергии возникающих частиц), большую роль играет образование нейтрино. Нейтрино - частицы с ничтожно малой массой покоя, почти не взаимодействующие с веществом, Поэтому они свободно проникают через все Солнце и со скоростью света распространяются в межпланетном пространстве, Регистрируя поток солнечных нейтрино на Земле, который должен составлять 10¹⁰—10¹¹ частиц через 1 см² за секунду, можно получить важные экспериментальные данные об условиях в недрах Солнца и звезд. Мы рассмотрели область которая называется зоной ядерных реакций.

На расстоянии от центра больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 миллионов К, а давление ниже 10 миллиардов атмосфер. В этих условиях ядерные реакции происходить совсем не могут. Эти слои только передают наружу излучение, выделившееся на большей глубине в виде гамма- квантов, которые поглощаются и переизлучаются отдельными атомами. Вместо каждого поглощенного кванта большой энергии атомы излучают несколько квантов меньших энергий. Происходит это по следующей причине. Поглощая, атом ионизуется или сильно возбуждается и приобретает способность излучать. Однако возвращение электрона на исходный энергетический уровень происходит не сразу, а через промежуточные состояния, при переходах между которыми выделяются кванты меньших энергий. Поэтому вместо гамма- лучей излучаются рентгеновские, вместо рентгеновских- ультрафиолетовые, которые в свою очередь уже в наружных слоях дробятся на кванты видимых и тепловых лучей, окончательно излучаемых Солнцем.

Та часть Солнца, в которой происходит процесс переноса энергии путем переизлучения, называется зоной лучистого равновесия.

Она занимает область примерно от 0,3 до 0,7 R_с от центра Солнца. Выше этого уровня в переносе энергии начинает принимать участие само вещество, на протяжении около 0,3 его радиуса, образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией.

Самые внешние слои Солнца, излучение которых можно наблюдать, называются солнечной атмосферой; в основном она состоит из трех слоев, фотосфера, хромосфера и корона.

Фотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его «поверхности».

Фотосфера - тонкий слой газа протяженностью в несколько сотен километров, весьма непрозрачный, с концентрацией частиц около 10¹⁶ - 10¹⁷ в 1 см³, температурой 5 - 6 тысяч кельвинов и давлением около 0,1 атмосферы.

(Для сравнения, при обычных условиях в 1 см³ воздуха находится около 2,7 10¹⁹ молекул.)

В этих условиях все химические элементы с небольшими потенциалами ионизации (в несколько вольт, например, Na, К, Ca) ионизуются. Остальные элементы, в том числе водород, остаются преимущественно в нейтральном состоянии.

Грануляции

Наблюдения фотосферы, выполненные во время хороших атмосферных условий, позволяют обнаружить тонкую ее структуру, напоминающую рассыпанные рисовые зерна. Светлые округлые образования называются гранулами а вся структура - грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1^// дуги, что соответствует на Солнце менее 700 км. Каждая отдельная гранула «существует» в среднем 5 - 10 минут, после чего она распадается, а на ее месте возникают новые.

Гранулы окружены темными промежутками. Спектральные линии в гранулах и в промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах - вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1 - 2 км/с.

Грануляция - наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). В самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Таким образом, фотосфера снизу постоянно как бы «бомбардируется» конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом, соответствующим частоте собственных колебаний (фотосферы (около 5 минут). Эти колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей природе близкие к звуковым волнам в воздухе, эти волны играют важную роль для более высоких слоев солнечной атмосферы.