Путешествие в глубь Солнца

Древние представляли себе Солнце небесным телом, состоящим из чистого света и огня. Поэтому-то и спорили последователи Аристотеля, обрушиваясь всеми дозволенными и недозволенными способами на тех, кто видел пятна на сверкающей сфере. С тех пор представления о Солнце претерпели множество изменений. Одни астрономы считали наше светило жидким, расплавленным, другие — твердым, но покрытым океаном клокочущего огня. Были и вовсе удивительные мнения. Вильям Гершель предположил, что солнечный шар холоден, как Земля и остальные планеты, и даже населен живыми существами. Плотный слой облаков защищает их от жгучих лучей огненного океана, окружающего это небесное тело...

Лишь после введения в практику астрономии спектрального анализа (1859—1862 годы) исследователи стали приходить к единому мнению по поводу нашего светила.

Кирхгоф считал Солнце раскаленным шаром очень высокой температуры, который окружен менее горячей газовой атмосферой. Но, чтобы окончательно ответить на вопрос о том, что такое Солнце, следовало прежде всего теоретически построить устойчивую модель. В этой области с начала нашего столетия работали многие выдающиеся математики, астрономы и физики.

Корона Солнца во время солнечного затмения

По современным воззрениям Солнце — раскаленный газовый шар. Границы Солнца указать трудно, потому что, как и у всякой звезды, внешние слои нашего светила представляются чрезвычайно разреженными. Температура поверхности Солнца сравнительно невелика, порядка 6000°C. Если бы нам удалось нырнуть в глубь клокочущей огненной материи с градусником в руках, мы обнаружили бы, что с глубиной температура и давление возрастают. В центре жара поднимается до тринадцати — пятнадцати миллионов градусов! Давление же — до 150—200 миллионов атмосфер. В таких условиях один кубический сантиметр солнечного вещества весил бы на Земле около ста граммов — больше, чем кубик из свинца или платины такого же объема. И все-таки в недрах Солнца — газ.

Высокая температура «разбивает» молекулы газа на атомы, а атомы — на заряженные частицы — ионы. (Этот процесс, как мы помним, называется ионизацией.) А газ, состоящий из заряженных частиц, обладает физическими свойствами, настолько отличающимися от обычного газа, что его принято рассматривать как особое состояние вещества, именуемое плазмой.

Каждую минуту Солнце теряет на излучение около двухсот миллионов тонн массы. Товарные поезда всей европейской части нашего континента не смогли бы свезти этот груз за раз. А ведь так продолжается миллиарды лет. Однако беспокоиться о том, что все наше светило полностью «выгорит», не приходится, поскольку общая масса Солнца примерно 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 тонн. И за все время своего существования оно потеряло на излучение едва ли несколько сотых долей процента своего состава.

Видимую поверхность Солнца называют фотосферой. Это очень условная граница, глубже которой не проникает взор наблюдателя. Фотосфера Солнца окружена раскаленной, светящейся и весьма разреженной атмосферой. Условно ее делят на три части, между которыми тем более нет резких границ: 1. Обращающий слой. 2. Хромосфера. 3. Корона.

Если мы из межпланетной среды начнем приближаться к Солнцу, то даже не заметим момента, когда вторгнемся в пределы солнечной короны. Ослепительное серебристо-жемчужное сияние вокруг диска кажется в годы солнечной активности «растрепанным». Множество языков, с давних времен получивших названия лучей, перьев, опахал, арок и т. д., окружают диск. В годы спокойного Солнца корона сжата у полюсов и вытянута в направлении экватора.

Но представим себе, что, пронизав серебристо-жемчужную солнечную корону, оранжевое кольцо хромосферы, простирающееся на 7—8 тысяч километров, мы попадаем в область фотосферы, являющейся главным источником света Солнца. Нам осталось еще сто — триста километров знакомого пути. Глубже — полная неизвестность. Фотосфера весьма непрозрачна, потому мы и видим край Солнца очерченным так резко.

Но вот пройдена и фотосфера. Мы вступаем в мир формул, длинных математических расчетов и остроумных гипотез. Дальше нас ведет за собой теория.

Путешествие в глубь Солнца

Прежде всего, с ростом глубины должно повышаться и давление. Солнце — газовый шар, состоящий практически из бесчисленного количества частиц (количество частиц, составляющих Солнце, выражается единицей с 56 нулями: 10⁵⁶!). И все эти частицы, подчиняясь закону всемирного тяготения, притягиваются друг к другу. Почему же разреженный газовый шар не съеживается, не «спадает» к центру, а держится в равновесии? Причина заключается в силе, противодействующей тяготению, — силе газовой упругости. Когда обе силы уравновешивают друг друга, газовый шар находится в равновесии.

Колоссальное давление в центре Солнца уравновешивается либо при столь же огромных температурах газовой упругостью, либо величайшей плотностью «упаковки» частиц.

Однако плотность «упаковки» в центрах «нормальных» звезд сравнительно невелика. Помните: кубический сантиметр солнечного вещества из центральной части светила весил всего граммов сто... Значит, упругость газа, необходимая для обеспечения равновесия звезды, должна создаваться высокой температурой. Поддерживать равновесие газового шара помогает и лучистое давление, которое также противодействует гравитационному сжатию. Однако, по сравнению с газовым давлением, его роль в звездах с массой, примерно равной солнечной, невелика.

Вы, наверное, заметили очень большую разницу температур в центре Солнца и на его поверхности. Как же распределяется эта температура внутри звезды? Как она переносится из центра к поверхности? Этот вопрос очень важен для того, чтобы представить себе внутреннее строение Солнца, а следовательно, и внутреннее строение других звезд.

В современной физике известны три способа переноса тепла: теплопроводность, конвекция и лучистый перенос.

По собственному опыту мы знаем, что теплопроводность газа очень невелика. (Потому-то пушистый шерстяной свитер гораздо теплее толстой и плотной брезентовой куртки.) Значит, первый способ переноса тепла, если и не отпадает полностью, то играет не основную роль. Конвекция означает, что более горячие слои перемешиваются с менее горячими. При помощи конвекции охлаждаем мы чай, помешивая его ложечкой в стакане. Теплый воздух, нагретый у отопительной батареи, становится легче холодного и поднимается вверх, уступая свое место слоям, которые еще не успели нагреться. В газовом, вернее плазменном, шаре Солнца перемешивание масс вещества происходит довольно интенсивно, напоминая кипение чайника на плите. Так что конвекция — вполне реальный и имеющий большое значение способ переноса тепла из недр Солнца к поверхности.

Третьим видом переноса тепла является излучение. Представьте себе, что вы в поле холодным днем разложили костер. Ветер относит пламя в сторону. Теплый воздух летит прочь, а лицу все равно жарко. От света жарко, от яркого огня, от углей раскаленных. Это лучи света несут энергию, попадают на кожу лица, рук и заставляют быстрее колебаться молекулы... Вот что такое лучистый перенос. Напомним, что именно благодаря ему мы пользуемся теплом нашего светила и вообще живем на Земле. Внутри звезды лучистая энергия рассеивается свободными электронами или поглощается атомами и тотчас же переизлучается ими дальше. Так, со ступеньки на ступеньку, тепло из внутренних областей раскаленного плазменного шара поднимается на его поверхность и рассеивается в окружающую среду.

А теперь, пожалуй, стоит на минуту остановиться. В общих чертах мы представили себе строение Солнца. А значит, и строение целого ряда «нормальных» звезд одного с нашим светилом племени. Возникает новый вопрос: что является топливом? Какие реакции создают столь огромные потоки энергии, что их хватает на обогрев планет, удаленных на миллионы километров? Короче говоря, пришло время узнать: почему Солнце светит?