3. Радіаційний і світловий режими

3.1. Загальні відомості про Сонце і процеси на ньому

Сонце як джерело енергії для Землі. Сонце є винятково важливим джерелом енергії для процесів, які відбуваються на поверхні Землі та в її атмосфері. Встановлено, що від зірок і планет Земля отримує в 30 млн. разів менше тепла, ніж від Сонця. Потік енергії, що надходить на поверхню Землі з її надр, значно більший, але й він приблизно у 5 тис. разів поступається випромінюваній Сонцем енергії.

Упродовж року на кожний квадратний кілометр земної поверхні в середньому надходить більш як 10¹⁶ Дж тепла. Щоб отримати таку ж кількість тепла штучним шляхом, потрібно спалити понад 400 тис. т кам’яного вугілля. Незважаючи на колосальне зростання продуктивних сил, світове виробництво електроенергії на кілька порядків поступається надходженню тепла від Сонця.

Сонце як зірка. Основними характеристиками Сонця є радіус, маса, світність і спектральний клас. Через виняткову близькість до Землі його властивості вивчено значно краще, ніж будь-якої іншої зірки.

Сонце представляє собою величезну розжарену газову кулю радіусом 696,0±0,1 тис. км. Радіус Сонця в 109 разів перевищує радіус Землі. Кутовий діаметр сонячного диска, видимого із Землі, становить 32′.

Видимий край сонячного диску тільки умовно можна вважати його поверхнею. Умовність цього поняття очевидна, оскільки у газової кулі не може бути межі (поверхні), яка б відділяла області з різними агрегатними станами. Різкість видимого краю Сонця зумовлена досягненням тут температурного мінімуму (ефективна температура 5 780±10 K) і найбільшої непрозорості газів.

Кожен квадратний метр умовної поверхні Сонця випромінює близько 63,1 МВт. Загальна кількість енергії, що випромінюється Сонцем в усіх напрямках за одиницю часу, тобто його болометрична світність, дорівнює (3,86±0,003)·10²⁶ Вт.

Маса Сонця становить (1,991±0,002)·10³⁰ кг, або 99,866 % маси Сонячної системи. Середня густина його речовини – 1,409 г/см³, що тільки трохи перевищує густину води. За винятком тонкого шару над умовною поверхнею Сонця, де речовина частково може перебувати у молекулярному стані, в інших шарах вона перебуває в атомарному і сильно іонізованому стані. Зі зрозумілих причин деякі властивості сонячної речовини досліджено не достатньо добре. Температура, густина, прозорість, ступінь іонізованості та інші властивості сонячної речовини з глибиною змінюються.

Панівним елементом на Сонці є водень, на частку якого припадає близько 70 % усієї маси Сонця (водень – найлегший елемент). Наступним за поширеністю елементом є гелій – близько 28 % маси Сонця. Решта хімічних елементів (азот, вуглець, кисень, магній, натрій, кальцій, залізо та ін. – загалом більш як 80 найменувань) становлять не більше 2 % маси Сонця, що наразі не так уже й мало. Підвищений вміст елементів, важчих за гелій, вказує на те, що Сонце є зіркою другого покоління, яка утворилася з речовини, частково переробленої у надрах зірок попередньої генерації.

Сонце – рядова зірка в периферійній частині нашої Галактики, яка повільно обертається навколо її центра з періодом близько 200 млн. років і не належить до жодного зоряного скупчення або асоціації. Воно відноситься до групи так званих жовтих карликів, які з-поміж решти зірок головної послідовності ні масою, ні розмірами чи якимись іншими характеристиками не виділяються. Таким зіркам властивий довгий період відносної стійкості. Згідно із сучасними уявленнями (Г.Н. Белозерский, 2001), вік Сонця становить ~4,6±0,1 млрд. років. Вважають, що усталений характер фізичних процесів у надрах нашого Сонця не порушуватиметься ще принаймні 5–10 млрд. років.

Будова Сонця. Основні відомості про Сонце, стан і будову його речовини, а також про процеси, які відбуваються у надрах цієї найближчої до нас зірки отримано шляхом точних вимірювань розподілу енергії та інших характеристик спектру його випромінювання. Спектри віддалених об’єктів у багатьох випадках є єдиним джерелом інформації про те, що з ними відбувається. Спектральними приладами реєструється не тільки випромінювання атомів та йонів, які перебувають у збудженому стані, але й поглинання незбуджених частинок. Таким чином, спектроскопічні дослідження є універсальним методом дослідження мікросвіту, земних об’єктів та Всесвіту.

Єдиним безпосереднім джерелом інформації про стан і процеси у центральних областях Сонця є нейтрино, спостереження яких є виключно складним експериментальним завданням. Тому в основі сучасних уявлень про Сонце лежать складні теоретичні обчислення і математичні моделі. Внутрішня будова Сонця зазвичай визначається у припущенні, що Сонце є сферично симетричним тілом і перебуває у рівновазі. Модель його внутрішньої будови ґрунтується на рівняннях перенесення енергії і стану ідеального газу, законах випромінювання і збереження енергії, умовах гідростатичної, променистої і конвективної рівноваги. Найвідомішою є стандартна модель, в рамках якої усі фізичні параметри Сонця залежать від відстані до його центра. Правомірність такого підходу підтверджується даними геліосейсмології – науки, яка досліджує будову і процеси на Сонці за короткочасними варіаціями випромінювання та особливостями власних коливних рухів Сонця.

Джерелом енергії, випромінюваної Сонцем у міжпланетний простір, є термоядерні реакції, які відбуваються у його надрах. Головним чином це реакції перетворення атомів водню в гелій – так званий водневий цикл. У центральній частині Сонця реалізуються й реакції вуглецевого циклу, на частку яких припадає до 30 % енерговиділення в самому центрі Сонця і тільки 1–2 % – по усьому ядру. Вивільнена у надрах Сонця енергія передається назовні шляхом випромінювання, а в нестабільних зовнішніх шарах ще й унаслідок конвекції.

Основними складовими частинами Сонця є ядро, промениста зона, конвективна зона та атмосфера. Завдяки прецизійним спектрометричним вимірюванням коливань потоку випромінювання, а також періодичних зміщень спектральних ліній було відтворено розподіл деяких властивостей речовини в різних областях Сонця (табл. 3.1).

Таблиця 3.1

Модель внутрішньої будови Сонця

Відстань від центра,	Температура , K	Тиск , Па	Густина , г/см3
Ядро енерговиділення
0	1,55·107	2,3·1016	149
0,1	1,31·107	1,3·1016	87,4
0,2	9,42·106	4,4·1015	35,3
Промениста зона
0,3	6,81·106	1,1·1015	12,1
0,4	5,14·106	2,7·1014	3,94
0,5	3,98·106	7,0·1013	1,32
0,6	3,13·106	2,1·1013	0,50
Конвективна зона
0,7	2,34·106	6,4·1012	0,20
0,8	1,38·106	1,6·1012	0,09
0,9	6,02·105	2,0·1011	0,02
0,98	9,96·104	1,7·109	0,001
Фотосфера
1,00	4,56·103	1,2·104	0,74·10‑7

Своєрідність фізичних характеристик кожної із цих областей визначається поведінкою потоку енергії, яка передається назовні.

Радіус ядра становить близько чверті радіуса Сонця. В ядрі зосереджено приблизно половину маси Сонця. Температура у його центрі перевищує 15 млн. градусів. При таких температурах атоми рухаються з величезними швидкостями, які для протонів досягають сотень кілометрів за секунду. Оскільки густина речовини в ядрі також дуже велика (див. табл. 3.1), то значно прискорюється й взаємодія частинок з фотонами і між собою. Унаслідок цих процесів зовнішні електронні оболонки атомів цілковито руйнуються, а відтак їх розміри зменшуються від звичайних (порядку 10^‑10 м) до ядерних (порядку 10^‑15 м). Тож, незважаючи на колосальну густину, властивості сильно іонізованого газу не відрізняються від властивостей ідеального газу.

Енергія, яка генерується у цій області унаслідок термоядерних реакцій, виноситься назовні шляхом випромінювання. Через високу густину середовища випромінювання багатократно поглинається і перевипромінюється. Середня довжина пробігу квантів жорсткого електромагнітного випромінювання, які утворюються тут під час ядерних реакцій, близька до 1 см, а тому вони досягають поверхні Сонця із затримкою у мільйони років. Крім того, гамма-кванти у процесі численних актів взаємодії з речовиною перетворюються у фотони менших енергій, характерних для випромінювання видимої поверхні Сонця.

Вище ядра розташована зона променистої рівноваги, в якій виділення енергії унаслідок ядерних реакцій неістотне й на передній план виходить її перенесення шляхом послідовного поглинання і перевипромінювання. Ця зона займає область приблизно від 0,3 до 0,7 радіуса Сонця.

З наближенням до поверхні Сонця густина його речовини зменшується. Знижується й температура, завдяки чому поступово зростає ймовірність захоплення електронів атомами. Одночасно зі зниженням температури зростає й вертикальний градієнт температури. Ефективність радіаційного передавання енергії знижується, а конвективного – навпаки, зростає. З огляду на характер перенесення енергії, цю частину Сонця називають конвективною зоною. Швидкість піднімання гарячих мас газу та опускання відносно холодних мас у межах конвективної зони сягає 1–2 км/с.

З наближенням до поверхні теплові фотони усе частіше перепоглинаються газом, який виявляється непрозорим для них. Непрозорість у верхній конвективній зоні переважно зумовлена поглинанням фотонів негативно зарядженими іонами водню. Всередині конвективної зони виникають крупномасштабні рухи речовини, унаслідок яких вона переноситься до поверхні. Породжені конвекцією потужні низькочастотні механічні коливання досягають верхніх шарів атмосфери Сонця. Механічну енергію угору переносять й гравітаційні хвилі, які генеруються у нижній частині сонячної атмосфери чарунками конвекції. Звукові і гравітаційні хвилі коливаються з періодом ~5 хв., почергово то піднімаючи, то опускаючи плазму сонячної атмосфери на відстань до 50 км.

Зовнішні шари Сонця, випромінювання яких доступне безпосередньому спостереженню із Землі, називаються сонячною атмосферою. В її межах радіаційний механізм передавання енергії знову стає визначальним.

Сонячна атмосфера складається з трьох шарів (знизу догори): фотосфери, хромосфери і сонячної корони.

Фотосфера – шар газу завтовшки у декілька сотень кілометрів, в якому створюється видиме випромінювання Сонця. Температура фотосфери знижується до 5–7 тис. градусів, завдяки чому в іонізованому стані залишаються тільки атоми з невеликими потенціалами іонізації (наприклад, Na, K, Ca), але водень перебуває уже переважно у нейтральному стані. Власне кажучи, фотосфера є єдиним на Сонці шаром, де водень нейтральний. Густина і тиск газу у фотосфері дещо поступається відповідним характеристикам земної атмосфери. Завдяки значній непрозорості газу, яскравість цього шару з висотою настільки швидко спадає, що створює для земного спостерігача враження винятково різкого краю сонячного диска. Саме тому при спостереженні у білому світлі фотосфера постає перед нами у вигляді видимої поверхні Сонця.

У видимих променях фотосфера випромінює понад 90 % електромагнітної радіації Сонця. Випромінювання фотосфери створює неперервний спектр Сонця, близький до спектра випромінювання абсолютно чорного тіла ¹³. На це випромінювання накладається більш як 20 тис. вузьких ліній поглинання, які називаються ще фраунгоферовими лініями, названими так на честь німецького фізика, який описав їх у 1814 р. Характер (форма, глибина, ширина) ліній поглинання дозволяє судити про температуру на різних глибинах в атмосфері Сонця, а також про відносне число поглинаючих і розсіюючих світло атомів різних хімічних елементів у ній, тобто про хімічний склад зовнішніх шарів Сонця.

Посилення напруженості магнітного поля Сонця спричиняє утворення у фотосфері факелів у вигляді волокон різної форми, яскравіших, ніж фотосфера, а також сонячних плям – областей відносного потемніння з температурою ~4 500 K на тлі середовища з температурою ~6 000 K. Сонячні плями є областями екстремально сильних магнітних полів в районі сонячної фотосфери. Вони складаються з темного центрального ядра – тіні, а також дещо світлішої області – напівтіні, яка його облямовує. Сонячні плями з’являються групами в зоні від 5 до 25° і не піднімаються вище 45° геліографічної широти. Вони існують у фотосфері Сонця від декількох годин до декількох місяців, а їх розміри коливаються у межах від декількох сотень до десятків і навіть сотень тисяч кілометрів. При малій висоті Сонця найбільші з них можна бачити неозброєним оком.

Яскраві плями більш чи менш округлої форми розміром ~1 тис. км називаються гранулами. Припускають, що в центрі гранули б'є фонтан гарячого газу. Досягнувши максимальної висоти, він охолоджується, темнішає й опускається вниз. Час життя гранул коливається у межах від 5 до 20 хв. На відміну від інших утворень, грануляція на поверхні Сонця однакова на усіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. На межі фотосфери існують і більш крупномасштабні рухи – супергрануляція – скупчення гранул, які досягають 30 тис. км.

Хромосфера – прозорий газовий шар, який простягається до висоти 14 тис. км. У незбуреному стані товщина хромосфери становить близько 1,5–2,0 тис. км. На нижній межі хромосфери температура становить ~4 200 K. З висотою вона спочатку повільно, а потім у перехідній зоні до корони швидко зростає приблизно до 1 млн. градусів. Таке нагрівання пояснюється поглинанням у верхній хромосфері і розташованій вище короні енергії хвиль, генерованих у конвективній зоні Сонця.

У спектрі випромінювання хромосфери переважає червона лінія іонізованого водню , яка найчастіше збуджується при хромосферних температурах. З нею пов'язаний яскравий, але короткий рожевий спалах, який можна спостерігати на краю сонячного диска за мить до повного сонячного затемнення.

З висотою густина іонізованого газу у хромосфері різко зменшується. У ньому спостерігаються хромосферні спалахи і викиди тривалістю у декілька хвилин. Вважають, що температура у цей час значно перевищує середню, посилюється радіо- та ультрафіолетове випромінювання, яке впливає на атмосферу і магнітне поле Землі. На краю сонячного диска спостерігаються протуберанці – хмари зі світних розжарених газів у вигляді струменів, фонтанів та ін. структур, які простягаються на сотні тисяч кілометрів угору.

З допомогою вузькосмужних світлофільтрів у хромосфері було виявлено так звану хромосферну сітку, яка повторює обриси глибоко розташованих конвективних чарунків, а також супергрануляцію й складається з окремих вузликів: дрібних з діаметром 1 тис. км і крупних з діаметром 2–8 тис. км. Сітка співпадає з областями підсиленого магнітного поля й безперервно змінюється. Характерний час її існування близько 1 доби.

Сонячна корона – найвищі і найбільш розріджені шари сонячної атмосфери, які простягаються до висоти у декілька радіусів Сонця від його видимого краю й плавно переходять у міжпланетне середовище. Корона має температуру 1–2 млн. градусів. Така висока температура підтримується за рахунок енергії, яка виділяється при дисипації ¹⁴ звукових і магнітогідродинамічних хвиль, які збуджуються конвекцією у фотосфері.

Світіння корони у неперервному спектрі зумовлено розсіюванням світла фотосфери на електронах. Спостерігаються сильні заборонені лінії високоіонізованих важких елементів. Їх виникнення у спектрі корони свідчить про надзвичайну розрідженість її речовини. Через вкрай низьку густину світність корони у видимому світлі на 6 порядків поступається світності фотосфери. Основне випромінювання корони припадає на рентгенівський діапазон, в якому фотосфера і хромосфера майже не випромінюють.

Корона перебуває у стані нестійкої рівноваги і безперервно розширюється. На відстані у декілька десятків сонячних радіусів швидкість її розширення стабілізується. Із сонячної корони постійно відбувається радіальне витікання плазми із швидкостями 300–400 км/с – сонячний вітер. Крім того, тут можуть спостерігатися й так звані корональні викиди мас.

Магнітне поле Сонця і сонячна активність. В атмосфері Сонця безперервно відбуваються бурхливі рухи газових мас, унаслідок чого на його поверхні спостерігаються значні неоднорідності.

Увесь комплекс різноманітних нестаціонарних явищ, які відбуваються у сонячній атмосфері, називають сонячною активністю. На відміну від процесів у спокійному Сонці, явища сонячної активності відбуваються в локалізованих областях сонячної атмосфери упродовж відносно коротких проміжків часу. Найважливішими з них є плями, факели та протуберанці. Сонячна активність проявляється також у формуванні збурених областей у сонячній короні, спорадичному (тобто поодинокому, випадковому) радіовипромінюванні Сонця, тимчасовому збільшенні випромінювання в ультрафіолетовій і рентгенівській областях спектра тощо. Зі зміною сонячної активності змінюється й загальна інтенсивність випромінювання Сонця. За даними супутникових спостережень, її відносні коливання не перевищують 0,3 %. При цьому самі причини коливання сонячної активності усе ще залишаються нерозгаданими. В останні десятиріччя вдалося з'ясувати, що різноманітність проявів сонячної активності зумовлена взаємодією магнітного поля, конвекції, меридіональної циркуляції і диференціального обертання Сонця (Э.В. Кононович, В.И. Мороз, 2004).

Великий вплив на рухи речовини у сонячній атмосфері має магнітне поле. Полюси загального магнітного поля Сонця розташовані поблизу полюсів обертання. Саме поле характеризується складною структурою і безперервно змінюється. Приблизно кожні 11 років воно змінює свою полярність на протилежну, а упродовж наступних 11 років повертається практично до попереднього стану. 22-річний цикл Хейла є одним з проявів майже регулярних циклічних змін на Сонці.

Вимірювання вказують на множинність хаотично розподілених по поверхні Сонця ділянок з напруженістю магнітного поля понад 1 теслу. Полярності магнітних полів цих ділянок можуть відрізнятися, і їх усереднення дає напруженість загального магнітного поля ~10^‑4 Тл, що перевищує середнє поле Землі. Найвищі напруженості магнітного поля ~1 Тл спостерігаються в сонячних плямах та в інших областях бурхливої активності.

Завдяки високій електропровідності іонізованого газу при його переміщенні перпендикулярно до силових ліній магнітного поля Сонця індукуються струм і вторинне магнітне поле, яке перешкоджає зміні форми силових ліній у системі координат, пов’язаній з відповідним елементом плазми. Однак сонячна речовина може рухатися так тільки з невеликою відносною швидкістю. Зовні ситуація виглядає так, наче магнітне поле "вмерзло" у плазму. Така вмороженість магнітного поля фактично відображає збереження магнітного моменту.

Оскільки силові лінії магнітного поля не втрачають зв’язку із Сонцем, то унаслідок розширення корони та обертання Сонця навколо осі вони розтягуються й закручуються у спіралі Архімеда. У межах Сонячної системи у площині екліптики потік сонячної плазми створює секторну структуру міжпланетного магнітного поля. Число секторів такого поля не є сталим, найчастіше їх чотири. У кожному секторі силові лінії магнітного поля спрямовані переважно в одному з двох напрямків: до Сонця або від нього.

Під час хромосферних спалахів на Сонці формуються потужні корпускулярні потоки електронів, протонів та інших елементарних частинок різних енергій. Потік корпускул великих енергій називається сонячними космічними променями, а малих енергій – сонячним вітром.

При хромосферних спалахах різко зростає потужність корпускулярного і жорсткого електромагнітного випромінювання Сонця, яке може тривати від декількох хвилин до декількох годин. При цьому швидкість руху корпускул може досягати 1 000 км/с. Такий потік корпускул через декілька діб може досягати Землі, спричиняючи магнітні збурення, полярні сяйва та інші геофізичні явища.

Оскільки Сонце складається з газу, то воно не обертається як жорстке тіло. Екваторіальні області обертаються швидше за інші. Якщо повний оберт на екваторі маси газу здійснюють приблизно за 27 діб, то на полюсах цей процес триває на 5 діб довше.

Активність Сонця прийнято характеризувати числом Вольфа, або, по-іншому, відносним цюріхським числом сонячних плям:

,

(3.1)

де  – емпірична стала, яка визначається умовами спостережень на даній астрономічній обсерваторії (зазвичай ),  – кількість окремих плям на Сонці, а  – кількість груп плям. Міжнародним координатором такого роду спостережень є Королівська обсерваторія Бельгії.

Числа Вольфа регулярно визначаються з 1749 р. Динаміку середніх річних значень числа Вольфа від початку XX ст. до 2008 р. включно показано на рис. 3.1.

Рис. 3.1. Динаміка числа сонячних плям Р. Вольфа, 1901–2008 рр.

З рисунка видно, що з початку 2000-х років активність Сонця йшла на спад і в 2008 р. досягла свого мінімуму.

Максимуми і мінімуми чисел Вольфа приблизно кожні 11 років повторюються (див. рис. 3.1). Одинадцятирічний цикл є найважливішим циклом сонячної активності. Така циклічність притаманна не тільки кількості і площі сонячних плям, але й частці поверхні Сонця, зайнятій факелами і флокулами, частоті виникнення спалахів, кількості протуберанців, а також формі корони і потужності сонячного вітру.

Розгляд динаміки чисел Вольфа упродовж усього періоду інструментальних спостережень показує, що проміжки часу між окремими послідовними максимумами можуть коливатися у межах від 7 до 17 років. Цикли сонячної активності можуть суттєво відрізнятися й за своєю амплітудою. Зокрема, добре простежується відмінність парних і непарних циклів (їх нумерація ведеться від першого циклу, максимум якого припав на 1761 р.). "Подвійний" цикл чисел Вольфа з періодом у 22 роки відповідає циклу Хейла, упродовж якого змінюється полярність не тільки загального геліомагнітного поля, але й магнітних полів активних областей на поверхні Сонця.

Поряд з 11-річним і кратним йому 22-річним циклами, виділяється також слабко виражений "віковий" – 80–90‑річний цикл сонячної активності. Накладання цих циклів зумовлює неперіодичну мінливість сонячної активності, яка позначається на перебігу багатьох земних процесів і стані біоти зокрема. Деякі дослідження вказують також на існування ще довших (понадвікових) коливань активності Сонця (Ю.И. Витинский, 1973). Хоча період інструментальних спостережень надто короткий для надійного виявлення коливань сонячної активності такої тривалості, учені не виключають того, що вони можуть зумовлювати помітні зміни клімату Землі. Незважаючи на досить тривалу історію дослідження, далекими від свого остаточного розв'язання залишаються й деякі інші питання сонячно-земних зв'язків.