От ядра до короны: какая температура у Солнца?

Космос

#какаятемператураусолнца #космос #научно-популярное #физика #астрономия

Солнце – источник тепла, света и энергии, без которого жизнь на Земле была бы невозможной. Надо сказать, что нам, определённо, повезло со звездой. Так, если бы планетарная система сформировалась вблизи бело-голубого гиганта, температура одной только поверхности которого может составлять от 20 000 С до 30 000 С, то жизнь вряд ли бы успела зародиться, ведь продолжительность существования такой звезды очень небольшая – всего около 10 – 12 миллионов лет. Светимость подобных звёзд превышает солнечную в тысячи и десятки тысяч раз. Смогли бы вообще какие-нибудь организмы выжить рядом с такой звездой?.. Красные карлики, например, - холодные звёзды, температура поверхности которых в два раза ниже солнечной – около 2 800 С до 3 500 С. Эти карлики порой чем-то напоминают маленьких злобных собачек: они очень агрессивные, на них постоянно происходят вспышки, намного мощнее солнечных, да и «терроризируют» они своё окружающее пространство значительно чаще, чем наше центральное светило. Жизнь рядом с красным карликом вообще трудно себе представить: чтобы на планете было тепло, к нему нужно подобраться ближе, а близость опасна из-за высокого уровня радиации и вышеописанных вспышек, от которых могли бы защитить только мощное магнитное поле и плотная атмосфера, причём, она должна быть не сдута их звёздным ветром. А Солнце – это мирная и спокойная звезда, относящаяся к классу жёлтых карликов, не очень горячая и не очень холодная. Посмотрим же, что это за «печка» в деталях!

Строение Солнца

На 90 % Солнце состоит из водорода, на 8 % - из гелия, и остальная часть приходится на металлы. Центральная часть Солнца – это ядро, его «сердце». Его радиус составляет примерно 150 000 — 175 000 км (то есть это 20—25 % от радиуса всего Солнца), и именно здесь и протекают термоядерные реакции. Атомы водорода в этой области сжимаются, и сливаются вместе для получения гелия в процессе, называемом ядерным синтезом. Ядерный синтез вырабатывает огромное количество энергии, которая пробирается к поверхности Солнца и затем доходит до Земли. Энергия, которая вырабатывается в ядре, поступает затем в зону лучистого переноса.

Давление в ядре просто невообразимое. Плотность вещества составляет 150 000 кг/м³, то есть, представляете себе такой тяжёлый «кубик»? Ядро Солнца – самое жаркое место в Солнечной системе, и его температура составляет около 15 700 000 С.

Следующая зона, как было сказано выше, - зона лучистого переноса. Она находится над ядром и простирается примерно на 300 000 км. Это самый трудный участок на пути у фотонов – частичек (квантов) света. Энергия, родившаяся в ядре, должна пройти сквозь это «испытание»: в этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. То есть, фотон может в этом океане плазмы блуждать, как корабль, потерянный в морской пучине, несколько раз сбиваться с курса и проходить свой путь заново, но уже другими «дорогами». Поэтому многократно переизлучённый фотон может потратить на свой путь здесь от 10 000 до 170 000 лет (иногда встречающаяся цифра в миллионы лет считается завышенной). Ближе к ядру (на глубине) температура достигает 7 миллионов градусов С, а ближе к её поверхности падает до 2 миллионов С. Плотность в зоне лучистого переноса не такая высокая – она варьируется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) г/см³.

Выбравшись из зоны лучистого переноса, фотоны попадают в другую – конвективную зону, средняя толщина которой составляет около 200 000 км. Здесь плотность вещества уже значительно меньше, и её уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества – то есть конвективная зона представляет собой нечто вроде долины мощных торнадо, и здесь тоже энергии приходится ещё какое-то время «поблуждать», чтобы вырваться, наконец, в фотосферу – на поверхность звезды. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, становится более тяжёлым и погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса, таким образом, «подогревается», становится более лёгким и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, отсюда и название слоя, где происходит этот процесс, – конвективная зона. По мере приближения к фотосфере температура падает в среднем до 5 500 С, а плотность газа снижается до 1/1000 плотности земного воздуха. Здесь уже фотон довольно быстро пробирается к поверхности.

Трудно представить, что там внутри...

И вот, наконец, фотосфера – это излучающий слой, образующий видимую поверхность Солнца. Толщина фотосферы колеблется от 100 до 400 км. Здесь температура в среднем составляет 5 500 – 6 000 С. Но это ещё не всё! У Солнца есть атмосфера, тоже включающая несколько слоёв.

Фотография фотосферы

Нижний слой атмосферы – хромосфера. Её толщина - от 3 000 до 5 000 км. Она расположена прямо над фотосферой. Хромосфера обычно не видна, если нет полного затмения, в течение которого ее красноватый свет окружает лунный диск. Слой обычно не наблюдается без специального оборудования из-за яркости фотосферы. Средняя температура хромосферы составляет около 4 320 С.

И последняя внешняя оболочка Солнца – корона. Она состоит из протурберанцев (плотных сгустков относительно холодного (по сравнению с солнечной короной) вещества, которые поднимаются и удерживаются над поверхностью Солнца магнитным полем), и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 до 2 млн С, а максимальная, в отдельных участках, — от 8 до 20 млн С. Её, как и хромосферу, хорошо видно в моменты затмения. Когда она остывает, теряя как радиацию, так и тепло, вещество сдувается в виде солнечного ветра. Почему температура короны выше, чем в фотосфере и хромосфере – до сих пор неизвестно.

Протурберанцы на Солнце

https://futurita.ru/kosmos/kosmos_2332.html

Источник: https://futurita.ru/kosmos/kosmos_2332.html