Строение Солнца

Солнце — шар раскалённой плазмы, на три четверти по массе состоящий из водорода и на четверть из гелия. Его энергия рождается в самом центре, в ядре, затем медленно пробирается через три внутренних слоя и уходит в космос с внешней поверхности. Всего у Солнца шесть областей: три внутренние — ядро, лучистая зона и конвективная зона — и три внешние, которые образуют его атмосферу: фотосфера, хромосфера и корона.

Ядро

Ядро занимает около четверти радиуса Солнца. Температура в центре — примерно 15 миллионов кельвинов, плотность — около 150 г/см³, то есть в 13 раз выше, чем у свинца. Здесь из водорода образуется гелий: каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 миллионов тонн водорода, около четырёх миллионов тонн вещества при этом превращается в энергию. Ядерный синтез поддерживает Солнце горячим, а вес внешних слоёв не даёт ему разлететься: две силы уравновешивают друг друга.

Как работает солнечная «печь»

Протоны в ядре движутся очень быстро, но сталкиваться им мешает электрическое отталкивание. Слиться протонам помогает квантовый эффект — туннелирование: ядра как бы «просачиваются» сквозь барьер. В основной цепочке, протон-протонной, четыре протона в несколько шагов превращаются в ядро гелия, при этом излучаются энергия, позитроны и нейтрино. Около 99 % солнечной энергии даёт именно она, остальное — реакции углеродного цикла, где углерод служит катализатором. Нейтрино почти не взаимодействуют с веществом и вылетают из Солнца за секунды, поэтому по ним учёные видят процессы прямо в ядре («Нейтрино», «Термоядерный синтез в звёздах»).

Лучистая зона

Над ядром, примерно до 70 % радиуса, лежит лучистая зона. Вещество здесь вращается почти как твёрдое тело, а энергия переносится излучением: фотон поглощается и переизлучается ионами снова и снова, при этом смещаясь в сторону длинных волн. Путь одного фотона через эту зону занимает, по разным оценкам, от десятков тысяч до сотен тысяч лет — от центра до поверхности энергия добирается во много раз дольше, чем потом от Солнца до Земли.

Между лучистой и конвективной зонами лежит тонкий переходный слой — тахоклин. Выше него Солнце вращается неравномерно: экватор быстрее, полюса медленнее, а ниже оно вращается почти как твёрдое тело. Считается, что именно в этом слое магнитное поле усиливается и рождается 11-летний цикл активности.

Конвективная зона

В верхней трети радиуса газ уже слишком непрозрачен для излучения, и энергию выносит само вещество: горячая плазма поднимается вверх, остывает у поверхности и опускается обратно, как в кипящей кастрюле. Верхушки таких восходящих потоков видны в телескоп как гранулы — яркие ячейки размером около тысячи километров, живущие примерно десять минут. Вместе они придают поверхности Солнца зернистый вид. Горячий газ поднимается в центре гранулы со скоростью около километра в секунду и опускается по её тёмным краям; сама фотосфера непрозрачна прежде всего из-за отрицательных ионов водорода — атомов, захвативших лишний электрон.

Размеры слоёв

• Ядро — до 0,25 радиуса Солнца.
• Лучистая зона — от 0,25 до 0,7 радиуса.
• Конвективная зона — от 0,7 радиуса до поверхности.
• Фотосфера — слой толщиной несколько сотен километров.
• Хромосфера — слой в несколько тысяч километров над ней.
• Корона — тянется на миллионы километров.

Как заглянуть внутрь

Увидеть недра Солнца нельзя: свет оттуда идёт слишком долго. Поэтому учёные используют два косвенных способа. Первый — гелиосейсмология: поверхность Солнца всё время колеблется с периодом около пяти минут, как колокол, и по этим колебаниям восстанавливают температуру и скорость вращения в глубине, примерно как земные сейсмологи изучают недра по землетрясениям. Второй — нейтрино. Потоки нейтрино, измеренные с 1960-х годов, оказались втрое меньше расчётных; эту «проблему солнечных нейтрино» решили в начале 2000-х, когда выяснилось, что по пути от Солнца нейтрино превращаются из одного типа в другой.

Атмосфера

Фотосфера — тонкий слой толщиной в несколько сотен километров, из которого уходит свет. Это и есть видимая поверхность Солнца, её температура около 5500 °C. Выше лежит хромосфера: при полном затмении её видно как узкое розовое кольцо у края чёрного диска. Над ней простирается корона — разреженная плазма, которая тянется на миллионы километров и переходит в солнечный ветер. Корона горячее, чем поверхность, — миллионы кельвинов, и как именно она нагревается, учёные до сих пор выясняют, в том числе с помощью солнечных зондов. Тёмные солнечные пятна — места, где сильное магнитное поле тормозит перенос тепла.

Корону обычно скрывает яркий диск Солнца, и в видимом свете вне затмения её наблюдают в коронограф — прибор, который закрывает диск (его придумал Бернар Лио в 1930-х годах). Поэтому полные солнечные затмения особенно ценны для астрономов («Затмения 2026–2027»).

Сколько Солнцу осталось

Солнцу около 4,6 млрд лет. Водорода в ядре хватит ещё примерно на 5 млрд лет, после чего оно раздуется в красного гиганта («Эволюция звёзд»).