Что произойдёт в будущем с нашим Солнцем?

Что же будет дальше? Что произойдёт, когда всё больше водорода будет выгорать, и в центре Солнца будет накапливаться гелий? Модельные расчёты показывают, прежде всего, что в ближайшие 5 миллиардов лет практически ничего не изменится. Солнце будет медленно перемещаться вверх по своему пути развития. Светимость Солнца при этом будет постепенно повышаться, а температура на его поверхности станет в начале чуть выше, а затем начнёт медленно снижаться, но все эти изменения будут невелики

Через 10 миллиардов лет после начала горения водорода светимость Солнца будет всего в два раза выше нынешней. К этому времени человечество (если оно ещё будет существовать на Земле) уже давно начнёт испытывать климатические трудности. Однако потом станет ещё хуже. А пока диаметр Солнца всего в 2 раза превышает нынешний

Между тем, в недрах Солнца к этому времени в недрах Солнца уже произойдут существенные изменения. В центре весь водород уже будет исчерпан. Центральная область уже целиком заполнена гелием. В центре не происходит ядерных реакций, поскольку весь водород уже выгорел, а для превращения гелия в углерод температура слишком мала. Только на поверхности этого гелиевого шара, там, где гелий граничит со слоем, богатым водородом, ещё происходит сгорание водорода. Постепенно выгорает и этот водород, а радиус гелиевой сферы в центре Солнца увеличивается. Если в начале у нашего Солнца было ядро, где происходили ядерные реакции превращения водорода в гелий, то теперь горение водорода происходит в тонкой сферической оболочке, которая постепенно расширяется и перемещается во внешние области, всё ещё богатые водородом. С течением времени диаметр гелиевого шара в центре Солнца становится всё больше. Солнечный шар становится всё больше и одновременно холоднее. Через 13 миллиардов лет размеры Солнца станут примерно в 100раз больше, чем сегодня, а светимость увеличится в 2000 раз. В тоже время температура поверхности снизится. Она будет составлять всего 4000 градусов, т. е. на 1800 градусов меньше, чем теперь

Но нас это уже не спасёт. К тому времени океаны на Земле давно уже испарятся, а под палящими лучами Солнца будет плавиться даже свинец. Земля превратится в горячую печь, на которой уже не сможет существовать жизнь. Над безжизненной поверхностью

Земли будет светить гигантский солнечный шар с размером в полнеба. Было бы, конечно, интересно узнать, на сколько верны эти предсказания компьютерной модели

Наши наблюдения не плохо описывают основные свойства нынешнего Солнца. Но можно ли сделать из этого вывод, что модель так же хорошо предсказывает и печальные для людей последствия его развития?

Солнце – рядовая звезда нашей Галактики. Это единственная звезда столь близкая к Земле, что на ней видны отдельные детали её поверхности. Изучая их, мы можем глубже понять природу других звёзд, находящихся на значительно больших расстояниях

Среднее расстояние от Земли до Солнца составляет 149.6 миллионов км. Так как Земля обращается вокруг Солнца по эллиптической орбите, то в январе она ближе к нему на 2.5 миллиона км, а в июле – настолько же дальше. Радиус Солнца R = 696 000 км , масса m = 1.99 10 г, средняя плотность p = 1,41 г/см. Полное количество энергии излучаемой, Солнцем, составляет L = 3.86 10 эрг/сек или L = 3.86 10 Вт. Но Земля получает лишь 5 10 долю всей излучаемой Солнцем энергии. Эффективная температура Солнца Тэф = 5806 К , его спектральный класс G 2

Солнце вращается не как твёрдое тело, его угловая скорость по мере удаления от экватора уменьшается. Такое вращение получило название дифференциального или зонального вращения. По наблюдениям многих тысяч пятен установлено, что w = 14.4 – 2.7 sin b ,где – угловое расстояние от экватора, гелиографическая широта период вращения Солнца изменяется от 25 суток на экваторе до 30 суток вблизи полюсов. Линейная скорость вращения на экваторе близка к 2 км/ с

Наблюдаемое излучение Солнца возникает в его тонком внешнем слое, который называется фотосферой. Толщина этого слоя не превышает 0.001 радиуса Солнца, т. е. около 700 км . Плотность вещества на нижней границе фотосферы составляет 5 10 г/см, тогда как на верхней границе она в тысячу раз меньше. Уровень с плотностью p = 10 г/см и температурой Т =4600 К условно называют «поверхностью» Солнца. Плотность в фотосфере Солнца с высотой уменьшается непрерывно. И всё же наблюдателю бросается в глаза резкая граница Солнца, чёткий край солнечного диска. Дело в том, что при изучении края диска Солнца наблюдатель принимает излучение, образующиеся в столбике газа, ориентированном вдоль луча зрения. В каждый элементарный объём столбика, излучение поступает из более глубоких слоёв. Здесь оно поглощается и переизлучается во всех направлениях и частично в направлении наблюдателя. Очевидно, что чем дальше от центра Солнца, тем меньше число квантов будет «переадресовано» по направлению к наблюдателю. Расчёты показывают, что изменение интенсивности от I = 0 до максимального значения происходит в слое толщиной около 300 км . С Земли этот слой виден всего под углом 0”,4. Он и воспринимается наблюдателем как резкий край солнечного диска

В моменты солнечных затмений вокруг Солнца хорошо видно небольшое кольцо ярко–красного цвета–хромосфера , окружённая серебристо-белой короной. Обычно спектры хромосферы и получают во время полных солнечных затмений. Отдельные детали её внутренней структуры изучают при помощи хромосферных телескопов с интерференционно – поляризационными фильтрами

Протяжённость хромосферы составляет около 10 000 км . Было найдено, что плотность в ней изменяется с высотой медленнее, чем в фотосфере. Подтверждение сказоному является присутствие в спектре хромосферы линий ионизированного гелия

В то же время в спектре хромосферы видны также линии бальмеровской серии водорода, которые могут образовываться лишь в случаях низкой температуры излучающего газа

Эти противоречивые данные можно согласовать, если в хромосфере одновременно присутствуют и холодные, и горячие элементы газа. Поэтому модель хромосферы выглядит следующим образом. В нижней её части температура равна 4500 – 4800 К. на высоте около 2000 км появляются горячие струи – спикулы , температура которых достигает 50 000 К и которые окружены более холодным газом с температурой 20 000 К (рис.4.). Высота отдельной спикулы достигает нескольких тысяч километров, толщина – около одной тысячи километров. Со скоростями порядка 20 км/ сек спикулы движутся вверх и растворяются в короне

У основания короны плотность равна 10 г/см (соответствующая концентрация частиц N = 10 см ), а температура очень резко возрастает до 100 000 К. на высоте h = 70 000 км Т = 2 млн. градусов.

Все проявления солнечной активности теснейшим образом с наличием у Солнца магнитного поля. Появление магнитных областей на Солнце и их эволюция сильно воздействуют на все рассмотренные нами выше физические процессы в верхних слоях солнечной атмосферы

Рождение магнитной области, как правило, начинается с появлением сильного, магнитного поля в атмосфере, и эта область фотосферы становится ярче – появляется факел. Возрастание яркости свечения имеет и в хромосфере, где наблюдается флоккул, а в короне в этом месте образуется плотное и горячие облако плазмы – нормальная конденсация

Нарастание магнитного поля (на уровне фотосферы) в области свечения факела сначала наблюдается как появление тёмных пор, которые затем, сливаясь и разрастаясь, образуют резко очертаное тёмное пятно, окружённое более светлой каймой – полутенью. Размеры пятен обычно лежат в пределах 10 – 15 тыс. км, а напряжённость магнитного поля составляет 80 – 120 А /м (в факелах напряжённость поля достигает нескольких тысяч ампер на метр). Обычно пятна возникают не в одиночку, а целыми группами. Иногда группа состоит из пятен с магнитным полем одной полярности (униполярная группа), чаще всего в активной области наблюдаются группы пятен с полем обеих полярностей – биполярные группы. Пятна увлекаются вращением Солнца, но имеют не большие и собственные движения. Температура плазмы в пятне ниже фотосферной на 1500 – 2000 К , поэтому они и выглядят тёмными на фоне фотосферы

Резкое понижение температуры в области пятна связано с тем, что конвективные движения здесь подавляются сильными магнитными полями. Из-за высокой проводимости плазмы магнитные силовые линии как бы «вморожены» в вещество и следуют за ним при всех его движениях. Так происходит пока магнитное поле слабое. Однако магнитные поля с напряжённостью свыше 10 тыс. А/ м уже оказывают сопротивление и способны ограничить движение солнечной плазмы. Поэтому – то перенос тепловой энергии конвекцией в этом случае резко уменьшается и газ охлаждается над остановленными ячейками супергрануляции

В магнитном поле пятен возможен лишь один вид конвективных движений – «скольжение» газа вдоль силовых линий (вверх, вниз). Это объясняет, почему перенос энергии в пятнах всё же больше, чем, если бы существовал лишь один перенос энергии излучением

Очень интересными структурными образованьями в атмосфере Солнца являются протуберанцы. Они представляют собой массы сравнительно холодного газа, часто весьма причудливых форм, поднимающиеся над хромосферой и окружённые горячей корональной плазмой. На краю Солнца их можно наблюдать в спектральной линии водорода Н как светлые облака, а в проекции на солнечный диск – как тёмные волокна (поскольку протуберанец излучает меньше энергии, чем поглощает)

Образование протуберанцев тесно связано со структурой магнитных полей биполярных активных областях , так, как обычно протуберанцы «предпочитают» располагаться вдоль границы раздела полярности поля в таких областях. Масса газа, сосредоточенная в одном протуберанце, очень велика – она лишь в 10 раз меньше массы всей солнечной короны, а его температура в 100 – 500 раз ниже корональной

Согласно современным представлениям образующийся «зародыш» будущего протуберанца «высасывает» вещество из хромосферы. Физика процесса здесь следующая. В магнитной структуре типа «примятой арки» (т.е. с впадиной на вершине), которая может образоваться на границе раздела полярности поля в активной области, нагрев плазмы происходит снизу ( альвеновскими волнами). Интенсивность нагрева газа на боковых сторонах «арки» выше, чем на её вершине. Это уменьшение нагрева на вершине приводит к охлаждению газа, и под действием силы тяжести он опускается в «яму» магнитного поля и уплотняется. На его место поднимается нагретый газ с боковых поверхностей «арки» и так же накапливается в «яме», причём при увеличении его плотности растут потери энергии на излучение, т.е. газ быстро охлаждается.

Естественно, что по мере наполнения холодного газа в «яме» магнитного поля её глубина растёт, т.к. магнитные силовые линии прогибаются под тяжестью протуберанца. Поскольку теплопроводность поперёк силовых линий поля не велика, магнитное поле, окружающее родившийся протуберанец, защищает его от нагрева горячей коронольной плазмой. Так действует этот «сифон», примерно за сутки накапливающий массу протуберанца.

Наиболее мощным проявлением солнечной активности являются вспышки, во время которых за очень короткий промежуток времени (до 1000 с) выделяется очень большое количество энергии эквивалентное выделяемому при взрыве нескольких десятков миллионов (а в редких случаях и сотни миллионов) водородных бомб

В годы максимальной активности может быть около 10 вспышек в сутки, в минимуме на протяжении многих месяцев их может не быть ни одной

Чаще всего вспышки возникают в так называемых нейтральных областях между пятнами, имеющими противоположную полярность. Размеры области, охваченной вспышкой, меньше 1000км. Процесс развития не большой вспышки продолжается 5-10 мин. Самых мощных – несколько часов. Обычно вспышки начинаются с внезапного выделения энергии в верхней хромосфере или нижней короне, причём за 1–2мин, а для очень больших вспышек за 10 – 60 мин. количество освобождённой энергии достигает 10 – 10 Дж

Основные эффекты, проявляющиеся при вспышке, – это нагрев большого объёма солнечной плазмы до очень высокой температуры (до 100 млн. К) и ускорение значительного числа частиц до релятивистских энергий (генерация солнечных космических лучей). Проявление вторичных эффектов при вспышке связанно с распространением нагретого газа и ускоренных частиц вдоль силовых линий магнитного поля в хромосферу, что вызывает интенсивное излучение в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. Кроме того, горячий газ испускает тепловое рентгеновское излучение, а энергичные электроны, тормозясь в плотной плазме хромосферы, дают рентгеновское излучение с нетепловым спектром (в котором интенсивность излучения изменяется с частотой по степенному закону)

Наконец, в солнечной атмосфере от области энерговыделения вспышки распространяются ударные волны, скорости которых лежат в пределах 0.5 – 1 млн. м/с. Ударные волны могут воздействовать на протуберанцы, активизируя их и иногда приводя к полному разрушению и выбрасывания вещества протуберанца высоко в корону

За последние годы удалось установить, что вспышки почти неизбежно возникают в активной области, когда из–под фотосферы начинает «всплывать» область с магнитным полем, имеющим противоположную полярность по отношению к существующему в «старой» области. Иногда это связано с появлением нескольких небольших пятен (сателлитов), имеющих поле другого направления, в непосредственной окрестности больших пятен (даже в области их полутени) развитой активной области. Очевидно, что нарастающее магнитное поле определённого направления, вторгаясь в область, «занятою» полем другого направления, будет приводить к быстрому росту градиентов поля в этой области

Исследования ультрафиолетового и рентгеновского (нетеплового) излучения вспышек, проведённые в последние годы с помощью ракет и спутников, позволили установить, что это излучение отчётливо разделяется на две компоненты – медленно изменяющуюся и импульсивную. ”Медленная” компонента обычно с начала слабо, а затем всё быстрее возрастает и после достижения максимума постепенно спадает. Импульсивная компонента появляется в момент быстрого роста медленно меняющейся и состоит обычно из одного или нескольких отдельных всплесков

Таким образом, излучение вспышки практически во всех диапазонах спектра состоит из множества различных всплесков различной продолжительности, а, следовательно, характер изменения теплового рентгеновского излучения и эмиссии в линии Н не может быть объяснён медленным нагревом и постепенным охлаждением всей области, занимаемой вспышкой. Это заставляет предположить тонкую структуру области вспышки, где процессы ускорения и нагрева частиц происходят в отдельных, сравнительно не больших объёмах плазмы с магнитным полем. Появление же всплесков рентгеновского излучения может быть связано с лучами быстрых частиц, имеющих степенное распределение по энергиям

Коротко об основных характеристиках быстрых частиц, генерируемых вспышками можно, сказать следующее. Обычные вспышки дают электроны с энергиями 3 – 10 кэВ с тепловым спектром, с их помощью можно объяснить тепловое рентгеновское излучение высокотемпературной плазмы вспышки. Более мощные вспышки порождают не ”тепловые” электроны с энергиями 20 –100 кэВ, иногда до 500 кэВ. При вспышках с ещё большей энергетикой появляются протоны с энергиями 10 – 100 мэВ и релятивистские электроны. Наконец, наиболее мощные вспышки способны приводить к появлению солнечных космических лучей с максимальной энергией частиц, достигающей 1 – 10 ГэВ

И так, наблюдается картина изучения вспышки в линии Н , в оптическом, а так же в ультрафиолетовом, гамма и рентгеновском диапазонах создаётся или непосредственно самими быстрыми частицами, или же в результате нагрева хромосферы частицами высоких энергий. Эта совокупность наблюдательных данных должна являться моделью для построения моделей вспышек.

В видимом свете Солнце абсолютно доминирует над всеми другими небесными светилами, его блеск в 10 раз больше блеска Сириуса. В радио- и рентгеновских диапазонах оно выглядит значительно скромнее. Если говорить точнее, то в радиодиапазоне на небе наблюдается не одно, а несколько примерно одинаковых ”солнц”. Ведь по мощности радиоизлучения наше Солнце одинаково с радиоисточником Кассеопея А , тогда как яркость источника Лебедь А всего в 1.6 раза, а источник Стрелец А – в 5 раз меньше. Кроме того, на небе имеются ещё 10 радиоисточников, которые слабее Солнца всего в 10 раз. Аналогичная картина наблюдается и в рентгеновском диапазоне. Первые попытки обнаружить солнечное радиоизлучение были предприняты ещё в 1900 г ., однако оно было отмечено (к тому же случайно) военными радиолокационными станциями только в 1940 и 1942 гг

Если бы Солнце излучало как тепловой источник, имеющий температуру 6000 К , то в радиодиапазоне распределение энергии в зависимости от длинны волны подчинялось бы формуле Рэлея – Джинса. На самом деле это будет так лишь для волн чья длинна меньше 1 см . Интенсивность излучения спокойного Солнца на длине волны равной 1 м . Соответствует температура порядка 200 000 К , а при длине волны равной 10 м . – температура около одного миллиона градусов. В период высокой солнечной активности для этих длин волн интенсивность излучения достигает температуры соответственно 10 К и 10 К

На фоне усиленного радиоизлучения на метровых волнах (шумовые бури наблюдающиеся в течени и нескольких часов и даже дней) время от времени выделяются всплески длительностью около секунды. Это всплески 1 типа

Всплески 2 типа начинаются примерно через 10 мин. после сильной вспышки и продолжается 5 – 30 мин. Здесь в каждый данный момент времени излучение сосредоточенно в двух частотных интервалах (на первой и второй гормон илах )п ричём в процессе развития явления происходит дрейф по частоте – уменьшение её в 2 –8 раз за время 10 – 15 мин

Всплески 3 типа – самое обычное проявление радиоизлучения активного Солнца. Возникают они непосредственно в момент вспышки на частотах около 600 Мгц (длина волны около 50 см ). На протяжении около 10 сек. происходит быстрый дрейф в частоте и затухание явления

Всплесками 4 типа широкодиапазонное и непрерывное (продолжающееся несколько часов) радиоизлучение, следующее обычно за всплесками 2 типа

Всплесками 5 типа названо широкодиапазонное непрерывное излучение, следующее за всплесками 3 типа и продолжающееся несколько минут

Примерно через две мин. после начала оптической вспышки начинается рентгеновская вспышка. В это время поток рентгеновского излучения от активной области Солнца увеличивается на 3 – 4 порядка. Установлено, что поток излучения в отдельных рентгеновских диапазонах начинает несколько увеличиваться уже за несколько часов до начала вспышки. Это даёт возможность с большей степенью вероятности предсказать момент её появления

Сопоставление снимков вспышки, полученных в рентгеновских лучах и в лини Н приводит к выводу, что размеры области, охваченной рентгеновской вспышкой, меньше, чем оптической. Температура газа, излучающегося в рентгеновском диапазоне 20-40 миллионов градусов.

” Корональные дыры”

Уже давно известно, что в короне Солнца существуют области с низкой плотностью. Они отчётливо заметны на некоторых фотографиях короны, полученных во время солнечных затмений. Эти области называются ” коронольными дырами”. Области где практически отсутствует излучения короны. Особенно хорошо ” корональные дыры” проявляются на гелиограммах , полученных в мягком рентгеновском диапазоне: в эти случаях на диске Солнца ”дыры” наблюдаются как проекции на диск почти чёрных областей

” Корональные дыры”, по–видимому, характеризуются не только понижением плотности, но и резким изменением других параметров в областях короны

Площадь занимаемая типичной ”дырой”, составляет 1 – 5 % площади солнечного диска. Изменение площади занятой ”дырой”, происходит со средней скоростью 20 000 км /с (около 0.1% площади солнечного диска за 1 день). ” Корональные дыры” как и другие солнечные детали, вращаются вместе с Солнцем, делая на экваторе видимый оборот за 27 суток. Однако вращение ”дыр” имеет некоторую особенность, которая отличает их от других деталей – характерное для Солнца дифференциальное вращение (увеличение периода обращения с приближением к гелиографическим полюсам) для ”дыр” практически отсутствует, а при переходе от экватора к полюсам период меняется всего на 3% (изменение для обычных образований на Солнце около 20%)

Изменение температуры с высотой в области ”дыр” происходит в 5 раз быстрее, а изменение газового давления – в 2-3 раза медленнее, чем в окружающих её ”обычных” областях солнечной атмосферы. Вследствие этого поток тепла из короны в нижележащие слои в ” корональных дырах” примерно в 10 раз меньше. Следует отметить, что вместе с усилением солнечного ветра последние обстоятельство приводит к существенной ”утечки” энергии из области ”дыр”

Особое внимание привлекает устойчивость ” корональных дыр” (до 0.5 года) и их почти ”твёрдотельное” вращение. Возможно, эти факты отражают особенности происхождения крупномасштабных солнечных магнитных полей, которые не смотря на дифференциальный характер вращения поверхностных слоёв Солнца, вращаются с постоянной скоростью вместе с более глубокими слоями , где образуются эти пол

Список используемой литературы:

1. Никольский Г.М. Не видимое Солнце. М., ”Знание”, 1980

2. Томозов В.Н. и Цитович В.Н. Взрывные процессы на Солнце. М., ”Знание”, 1979

3. Кипенхан Р. 100 миллионов солнц: рождение, жизнь и смерть звёзд. М., Мир, 1990

4. Климишин М.А. Астрономия наших дней. М., ”Наука”, 1976

5. Астрономия: учеб . п особие для студентов физ. – мат. А 91 фак . пед . ин-тов . М.,

Просвещение, 1983

6. Мухин И.М. Мир астрономии: Рассказы о Вселенной, звёздах и галактиках. М., Мол

Гвардия, 1987

(function(){