Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Под действием гравитации С., как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой темп-ры и плотности внутр. слоёв С. В центре С. темп-ра T а » 1,6-IO7 К, плотность (W 160 г/см3. Столь высокая темп-ра в центр, областях С. может поддерживаться длительно только ядернымн реакциями синтеза гелня из водорода. Этн реакции и являются осн. источником энергии С.
Прн темп-рах, характерных для центра С., осн. энергия излучения приходится.на рентг. диапазон. Из центр, области С. до его поверхности эл.-магн, излучение из-за многократного поглощения н переизлучения доходит за время ~1 млн. лет, при этом спектр существенно изменяется (путь, приблизительно в 200 раз больший,— от С. до Землн — свет проходит за время да 8 мнн).
В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерных реакций в центре С., доходят до нас практически ие поглощаясь. Методы нейтринной астрономии подтверждают наши преставления о ядерных реанциях в центр, областях С.
В недрах С. атомы (в осн. это атомы водорода) находятся в ионнзов. состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано гл. обр. с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов (с их фотононнзацией). Однако таких элементов в недрах С. мало. Движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощение в иони-зов. газе центр, области С. всё же относительно мало. По мере удаления от центра С. темп-ра н плотность газа падают, нна расстояниях, больших 0,7— 0,8 Rq, уже могут существовать нейтральные атомы (в более глубоких слоях — атомы гелия, ближе к поверхности С.— атомы водорода). С появлением нейтральных атомов (особенно многочнсл. атомов водорода) резко возрастает поглощение, связанное с нх фотоиокизацней. Перенос эиергнн кзлученкем сильно затрудняется. Включается др. механизм переноса энергии — развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным (см. Конвективная неустойчивость). Протяжённость по высоте солнечной конвективной зоны « 200 тыс. км (« 0,3 Rq). Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы — порядка 1 м/с, в тонком верх, слое они достигают
2 км/с.
Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С, к внеш. наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое -Г- фотосфере, имеющей толщину (1/2000) Rq » 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически св'ободно пропускают непрерывное оптнч. излучение фотосферы (близкое к излучению абсолютно чёрного тела с темп-рой ок. 6000 К). Верх, часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих набранных частотах рассеивается или поглощаетси обращающим слоем, н в спектре появляются лннни поглощения, к-рые иногда называют фраунгоферовыми линиями. Практнчесин вся энергия излучения Солнца заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 А до 0,5 см.
В радиодиапазоне и КВ-областн спектра излучение существенно отличается от фотосферного. В радио диа-па зоне оно остаётся непрерывным, однако его яркост-ная температура начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне « 6000 К, прн ^ - 1 см й
& 10000 К и монотонно возрастает до 10е в диапазоне от
3 до 100 см. Это объясняется тем, что внешние разреженные части солнечной атмосферы — хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оназываются непрозрачными в радио диапазоне н с увеличением длины радиоволн излучение поступает и нам от всё более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значит, нэмененни, как медленные, такн более быстрые (всплесии). Последние связаны с нетепловымн плазменными процессами.
солнце
При темп-рах — IO4 К (хромосфера) и 10е К (корона), « также в переходном слое с промежуточными темп-рамн появляются ноны разл. элементов. Соответствующие этим нонам эмиссионные линии довольно многочисленны в КВ-частн спектра (Я, < 1800 А). Спектр в этой области состоит из отд. эмиссионных линий, самые яркие нз к-рых — линия водорода Le (1216 А) н линия нейтрального (584 Л) и ионизованного (304 А) гелия. Излучение в этих линиях выходнт нз области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- н рентг. областях снльио зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в неск. раз в течение 11-летиего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце.
Физ. характеристики разл. слоёв приведены иа рис. 1 (условно выделена ниш. хромосфера толщиной 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верх, атмосферы С. (хромосферы н короны) может быть обусловлен механич. энергией, переносимой волнами, возни-иающими в верх, части конвективной зоны, н
