Солнце и звёзды

Звзды. Что такое звезда. Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звзды указывали путь финикийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги, другим серебряные гвозди, вбитые в хрустальный

купол небес, третьим отверстия, через которые струится небесный свет. Постоянство и непознаваемость звзд наши предки считали непременным условием существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди разгадают природу звзд, наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих псов догонит Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было осознавать, что в этом невечном

и изменчивом мире остатся что-то неподвластное времени. Не удивительно, что любые изменения в мире звзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда Полынь будет знаком конца света. В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звздам жизни отдельных людей и целых государств,

хотя и предупреждали при этом, что роль звзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звзды советуют, а не предсказывают, говорили они. Но шло время, и люди стали вс чаще смотреть на звзды с другой, менее романтической точки зрения, звзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы, а изобретение новых астрономических приборов позволило ответить на вопрос что такое звезда

. В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звздах как о раскалнных газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звздах могут синтезироваться и более тяжлые химические элементы. По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется е начальной массой и химическим

составом. В телах массой меньше, чем 7-8 сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звзд не превосходит 2-3 тыс. градусов.

В звздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звзды могут взорваться как сверхновые Что касается химического состава звзд, то на них не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента.

Единственный элемент гелий был открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Наиболее обильным элементом в звздах является водород, приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. После водорода и гелия на звздах наиболее распространены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли кислород, углерод, азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет е магнитное поле.

С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности пятна, вспышки, факелы. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звздных остатках белых карликах и особенно нейтронных звздах. Если рассматривать звзды как природные объекты, то естественный путь к их познанию лежит через измерение и сопоставление свойств. Снятие мерки со звзд. Блеск. Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба это различная яркость блеск звзд.

Видимый блеск звзд оценивается в звздных величинах. Исторически сложившаяся система звздных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звздам, а 6-ю самым слабым. Впоследствии это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звздную величину означает, что звезда ярче другой в 2.512 раза.

Для более точных измерений шкала оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звздные величины обозначают индексом m, который ставится вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3 . Видимый блеск легко измеримая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды светимость, надо знать расстояние до не. Расстояние до звзд. Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически.

Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка базиса, а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалнным предметом. Этот метод называется триангуляцией. Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг

Солнца, и если он произведт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает е с разных точек земной орбиты а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится она немного сместится на фоне более далких звзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с не был виден средний радиус земной орбиты,

перпендикулярный направлению на звезду. С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1 . Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до не простой формулой r 1П, где r расстояние в парсеках, П годичный параллакс в секундах. Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звзд.

Светимость. Когда были измерены расстояния до ярких звзд, стало очевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца L 410 Вт принять за единицу, то мощность излучения Сириуса составит 221 L , Веги 50 L и т.д. Это, однако, не означает, что Солнце очень бледно выглядит по сравнению с остальными звздами, известны звзды, излучающие света в десятки

тысяч раз меньше. Цвет и температура. Одна из легко измеримых звздных характеристик цвет, который всегда указывает на е температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой один кельвин 1К. Самые горячие звзды всегда голубого и белого цвета, менее горячие желтоватого, холодные красноватого. Но даже наиболее холодные звзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов горячее любого расплавленного металла. Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цвет звезды.

Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические примники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра. Спектральная классификация звзд. Более полную информацию о природе излучения звзд дат спектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства дифракционной рештки раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра.

Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить е температуру точнее, чем по цвету. Многочисленные тмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ

состоит звезда. В начале ХХ в. была разработана спектральная классификация звзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами О, В, А, F, G, К, М, они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура и изменяется цвет звзд от голубого к красному. Звзды, относящиеся к классам О, В, и А, называются горячими или ранними,

F и G - солнечными, К и М холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделн ещ на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы. Размеры звзд. Звзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звзд, по очереди перекрывая идущий

от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет е не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии е Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить е истинные размеры. Но лишь небольшая часть звзд на небе расположена так удачно, что может покрываться

Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды R определяют теоретически, исходя из оценок е полной светимости L и температуры T. По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине

R T . Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получают удобную для вычисления формулу Масса звезды. Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в е центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности е жизненного пути. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения.

Массы звзд заключены в пределах от нескольких десятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звзды различаются всего в несколько сот раз гораздо меньше, чем по размерам в сотни тысяч раз или по светимости более миллиарда раз. Как устроена звезда и как она живт. Звзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звзды, а старые умирают.

Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени е внешние параметры размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звзд их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды Солнца мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам расчтам, компьютерному моделированию.

Звзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции образуется звезда. Чтобы получить представление о структуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задавая некоторое соотношение водорода, гелия и более тяжлых элементов и зная массу звезды, вычисляют

е светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока для определнной смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут. Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинства звзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98 массы. Строение звзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в е недрах происходит интенсивное перемешивание вещества конвекция, подобно кипящей

воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую е часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объм уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура е поверхности падает. Горячая звезда голубой гигант постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от е массы. Звзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звзды медленно сжимаются и за счт энергии сжатия могут существовать ещ

очень длительное время. Солнце и подобные ему звзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чтко отделнное от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся

оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет. Звздные пары. Некоторые звзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом это двойные и кратные системы звзд. Любая звздная пара это сстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звзд сформировались из сгустков межзвездного газа и пыли.

Если газовое облако спокойно и безветренно , то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на себя, оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако вращается и при этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуют прямому сжатию звезды, и образуется двойной газоворот . Так рождается звздная двойня. Новорожденная пара звзд, наджно связанная силами притяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницами может быть очень разным.

Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20 тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца время обращения этих звзд их год составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звзды кружатся совсем рядом, завершая год за считанные минуты. Похожи как близнецы это выражение часто совсем не подходит для двойных и кратных звзд. Нередко напарницы различны не только по цвету а значит и по температуре, но и по размерам.

Так, вокруг ярко-красного исполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружит ослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Но самое любопытное то, что красный гигант это стадия звздной старости, а голубая звезда ещ молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В сстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса.

Антарес А в 18 раз массивнее Солнца, а Антарес В в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись, включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздо интенсивнее, потому что температура и давление в е ядре-топке выше, чем у сестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А уже практически отгорела, и скоро наступит е конец она превратится в нейтронную звезду или

даже в чрную дыру. А вот Антарес В, который расходует сво ядерное топливо скупее, будет светить ещ сотни тысяч лет. В Галактике много таких пар, где одна из звзд уже состарилась, а другая ещ полна сил. Переменные звзды. Иногда на небе появляются новые звзды они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звзды, звзды блеск которых меняется.

До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звзд включают все звзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звзд. Переменные звзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются

на несколько больших групп. Одна из них пульсирующие звзды, яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды красные гиганты, меняющие блеск на несколько звздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет. Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звзды пример сложных процессов в двойных звздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры.

В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слов менее плотной из звзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды. Особая группа переменных самые молодые звзды, сравнительно недавно по космическим масштабам сформировавшиеся в областях концентрации межзвздного газа.

Их называют орионовыми переменными. Эти звзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси. Переменные звзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звзды. Однако найдено немало звзд, переменность которых объясняется чисто

геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тмной стороной. У Солнца пятна маленькие.

Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна Солнце слишком яркое. Однако специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать пятнистой переменной звездой. Взрывающиеся звзды. Тот, кто внимательно следит за звздами из ночи в ночь, имеет шанс обнаружить новую

звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружнным глазом, исчезает. Ещ более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно даже днм. Новые звзды. Все новые звзды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая белый карлик.

Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер.

Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды. Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звзд. Сверхновые звзды. Сверхновые звзды одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая это настоящий взрыв звезды, когда большая часть е массы а иногда и вся разлетается

со скоростью до 10 тыс. км. сек а остаток сжимается коллапсирует в сверхплотную нейтронную звезду или в чрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звзд. Они являются финалом жизни звзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учта всех протекающих при этом физических процессов.

Необычные объекты нейтронные звзды и чрные дыры. После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается.

При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара нейтронной звезды чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов она может превысить 10 млн. т. см. куб.

Что произойдт, если масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса Чрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется вс сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть е притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чрную дыру, называется гравитационным

радиусом. Для массивных звзд он составляет несколько десятков километров. Отличить чрную дыру от нейтронной звезды если излучение последней не наблюдается очень трудно. Поэтому о существовании чрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел серьзный аргумент в пользу их существования. Белые карлики. В современной теории звздой эволюции белые карлики рассматриваются как конечный этап

эволюции звзд средней и малой массы меньше 3-4 масс Солнца. После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, е ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве.

На месте бывшего красного гиганта остатся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки. Звезда по имени Солнце. Что видно на Солнце. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении

Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце газовый шар, не имеющий чткой границы, плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным Дело в том, что практически вс видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя фотосферы. Именно этот тонкий светящийся слой и создат у наблюдателя иллюзию того, что

Солнце имеет поверхность. Грануляция. На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться, на нм обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых зрнышек называемых гранулами и тмных промежутков между ними. Размеры гранул невелики по солнечным масштабам до 1000-2000 км. в поперечнике межгранульные дорожки

более узкие, примерно 300-600 км. в ширину. Картина грануляции не является застывшей одни гранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живт не более 10 мин. Грануляция создат общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты солнечные пятна и факелы. Пятна. Солнечные пятна это тмные образования на диске Солнца. По величине пятна бывают очень разными от малых, диаметром примерно 1000-2000 км до гигантских,

значительно превосходящих размеры нашей планеты. Установлено, что пятна это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тмными.

Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен. Живут группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трх оборотов Солнца период вращения Солнца составляет 27 суток. Факелы. Практически все пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру.

Величина каждой ячейки -около 30 тыс. км. Факелы живут ещ дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах. Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет. Внутреннее строение Солнца. Наше Солнце это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают

сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объм Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слов вещество внутри Солнца сжато, причм чем глубже, тем сильнее.

Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лгких химических элементов в атомы более тяжлых. В недрах Солнца из четырх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса

Солнца. Однако в его объме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет ведь, переизлучаясь, кванты вс время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперд. Так что если бы печка внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На свом пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передатся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на

Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают сво тепло окружающей среде, а охлажднный солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца фотосферы, где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда вс же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слов.

Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции. Солнечная атмосфера. Звзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой. Фотосфера. Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой.

Поскольку их толщина составляет не более одной трхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы вся она кажется усыпанной

мелкими яркими зрнышками гранулами, разделнными сетью узких тмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы.

В конечном счте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы хромосферу и корону. Хромосфера. Хромосфера греч. сфера света названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чрного диска

Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков спикул, придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжнность хромосферы 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в не

из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слов солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно

наблюдать причудливой формы фонтаны , облака , воронки , кусты , арки и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных

областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Корона. В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца корона обладает огромной протяжнностью она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее,

чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности.

Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам оказывается, она простирается далеко от

Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы солнечного ветра. Фактически мы живм окружнные солнечной короной, хотя и защищнные от е проникающей радиации наджным барьером в виде земного магнитного поля. Список используемой литературы Дагаев М. Н. Наблюдение звздного неба М Наука, 1993 г. Данлоп С. Азбука звздного неба пер. с англ. М Мир,

1986 г. Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии М Наука, 1991г. Зигель Ф. Ю. Сокровища звздного неба М Наука, 1996 г. Оглавление Звзды Что такое звезда 1 Снятие мерки со звзд 2 Как устроена звезда и как она живт 5 Звздные пары 6 Переменные звзды 7 Взрывающиеся звзды 9

Необычные объекты нейтронные звзды и чрные дыры 9 Белые карлики 10 Звезда по имени Солнце Что видно на Солнце 11 Внутреннее строение Солнца 12 Солнечная атмосфера 13 Список используемой литературы 16