kse_lecture_3_2011_zao
.pdf
Еще Галилей наблюдал вращение Солнца по движению пятен на его поверхности. Различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами – от 25 суток на экваторе до 30 суток вблизи полюсов. Это доказывает, что Солнце вращается не как твердое тело, скорость вращения точек на поверхности Солнца уменьшается от экватора к полюсам.
Солнце излучает весьма широкий спектр электромагнитных волн – начиная с радиоволн и заканчивая рентгеновским излучением. При этом большая часть энергии выделяется в инфракрасном и оптическом диапазонах, а максимум интенсивности приходится на область длин волн 430–500 нм. Исследования спектра излучения Солнца позволили установить его химический состав. Примерно на ¾ Солнце состоит из водорода и на ¼ из гелия. На другие элементы приходится менее 1% его массы. Тем не менее, их роль в формировании солнечного спектра является весьма заметной, поскольку именно за счет примесей в нем появляются как линии поглощения, так и линии эмиссии.
Природа источников энергии Солнца долгое время оставалась под вопросом. Рассматривались разные теории, в том числе, о разогреве за счет сжатия под действием собственного тяготения (Кельвин и Гельмгольц) и радиоактивного разогрева (Джинс). В 1935 году Ханс Бете выдвинул гипотезу (Нобелевская премия 1967 года), что источником солнечной энергии может быть термоядерная реакция превращения водорода в гелий.
В центральных возможной цепочка протон-протонных взаимодействий, в результате которых образуются ядра гелия. Причиной выделения энергии служит так называемый дефект массы, возникающий при слиянии нескольких частиц в одну – ее масса оказывается меньше суммы масс исходных частиц. Согласно теории относительности появление этого дефекта должно быть скомпенсировано путем выделения эквивалентного количества энергии (1,442 МэВ) в виде квантов γ-излучения. Некоторую часть энергии также уносят нейтрино.
Внешние, наблюдаемые слои Солнца называются его атмосферой. Именно их излучение непосредственно достигает наблюдателя.
Солнечная атмосфера, в свою очередь, также состоит из трех основных слоев – фотосферы, хромосферы и короны.
Почти вся излучаемая Солнцем энергия исходит из фотосферы, из-за чего ее температура постепенно уменьшается с 8000К до 4500K. С увеличением высоты температура снова начинает расти, и начинается следующая часть атмосферы – хромосфера.
Там, где температура увеличивается почти до 106 К, хромосфера переходит в солнечную корону – горячую плазму, расширяющуюся в межпланетное пространство в виде так называемого солнечного ветра.
Магнитное поле Солнца впервые было обнаружено в 1908 г. Дж. Хейлом, изучавшим особенности спектральных линий в солнечных пятнах. Именно в пятнах напряжённость магнитного поля Солнца может достигать своего максимума порядка 4000 Э. Поле в пятнах есть проявление общего магнитного поля Солнца, силовые линии которого имеют различное направление в Северном и Южном полушариях Солнца. В целом крупномасштабное магнитное поле Солнца выглядит достаточно сложным.
Магнитное поле Солнца не остается постоянным. Фактически все проявления солнечной активности – пятна, вспышки, протуберанцы
– связаны с его циклическими изменениями. Крупномасштабное поле квазипериодически изменяется с периодом приблизительно 22 года (Солнечный цикл активности). При этом каждые 11 лет происходит смена общего направления (полярности) крупномасштабного поля, сопровождающееся изменением числа и размера пятен. Мелкомасштабные магнитные поля Солнца изменяются нерегулярно.
Звезды
Изучение спектров звезд и сравнение их со спектром Солнца позволили сделать вывод, что Солнце - обычная звезда, только самая близкая к нам. О строении звезд и процессах, протекающих в них, пока можно судить только по результатам расчётов и их сопоставлению с данными наблюдений.
В 1911–24 гг. астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для большинства звезд существует прямая связь между их светимостью и массой, и получили диаграмму массасветимость. В соответствии с ней среди звезд выделяют звездыгиганты и звезды-карлики.
