Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса
Шрифт:
Перенос энергии
Гамма-кванты, которые высвобождаются в ходе термоядерных реакций, проходящих на Солнце, в конечном счете нагревают остальную его часть и заставляют солнечную поверхность ярко светить и излучать энергию в космическое пространство. Построив модель передачи этой энергии, гелиофизики установили наличие ряда особых зон с уникальными физическими свойствами (рис. 5.4). Эти зоны состоят из заряженных «ионов» водорода и гелия, у которых внешние электроны были сорваны с орбит, а также из свободных электронов. Вместе они составляют так называемую плазму. В зону лучистого переноса входят те слои, где энергия передается посредством взаимодействий между фотонами и атомами, из которых состоит газ. В каждом последующем слое нагревается все больше атомов, и они испускают все больше фотонов, а энергия каждого повторно излученного фотона уменьшается. В итоге во все более высоких слоях внутренней области Солнца происходит понижающее преобразование гамма-квантов в рентгеновские фотоны, обладающие более низкой энергией, и в фотоны ультрафиолетового излучения. Можно сравнить этот процесс с тем, как перекупщики конвертируют одну стодолларовую банкноту в сумму чуть меньше 10 000 центов и забирают свою «справедливую долю». Отдельные взаимодействия между фотонами и веществом случайны, и, если попытаться усмотреть в них хоть какую-то последовательность, она будет напоминать «прогулку пьяницы». Впрочем, мы все же можем проследить медленное движение к внешним областям, которое следует за радиальным градиентом понижающейся температуры Солнца. В целом на то, чтобы энергия, заключенная в исходных гамма-квантах, прошла через зону лучистого переноса, требуется около миллиона лет.
Рис. 5.4. Внутреннее строение Солнца: теоретические модели, основанные на радиальных профилях внутренней температуры и плотности Солнца, выявили различные зоны, обладающие особыми физическими свойствами. Если перечислять от внутренних областей к внешним, то это зона термоядерных реакций (ядро), зона лучистого переноса и конвективная зона. Попытки установить глубину последней ограничены гелиосейсмическими измерениями, с помощью которых на поверхности вздымающегося Солнца можно зафиксировать и проанализировать предпочтительные колебания и соответствующие длины волн. За пределами видимой поверхности (или фотосферы) солнечную плазму разграничивают хромосфера, переходная область и корона. При этом температура постоянно растет, а плотность уменьшается.
Примерно по прошествии двух третей пути от центра Солнца к его внешним областям зона лучистого переноса сменяется конвективной зоной, где энергия передается наружу за счет объемного кипения газообразного вещества. Фотосфера — это видимая поверхность, откуда исходит большинство фотонов, которые мы можем зрительно воспринимать. Непосредственно над ней располагается хромосфера — более горячий и разреженный слой. Ее рубиново-красное излучение (от ионизированного водорода) видно всегда, когда Луна затмевает яркую фотосферу. Прозрачную корону можно считать внешней атмосферой Солнца, поскольку она простирается далеко за пределы Земли и даже проникает во внешнюю Солнечную систему. Корона более разрежена, чем любой вакуум, который можно создать в лаборатории. Но все же, вопреки ожиданиям, основанным на классических законах термодинамики, это не низкотемпературная окраина Солнца. И более того, астрономы обнаружили, что корона даже горячее, чем самые сокровенные области солнечного ядра!
Пока неясно, как корона может быть настолько раскаленной, при этом находясь так далеко от основного источника солнечной энергии. Недавние исследования, проведенные с помощью наземных телескопов и космических солнечных обсерваторий, показывают, что магнитные поля, пронизывающие фотосферу, хромосферу и солнечную корону, содержат огромное количество энергии. Как полагают астрономы, именно эта магнитная энергия каким-то образом ответственна за повышение температуры короны.
Солнечная активность
Солнце — это умеренно переменная звезда. На его поверхности есть пятна, число которых время от времени начинает возрастать от минимума, при котором их почти не видно, до тревожащего максимума, на достижение которого уходит 5,5 года, а затем снова снижается до «спокойного» минимума — и так завершается 11-летний цикл, за которым мы следили в телескопы сотни лет. Даже те, кто жил до Рождества Христова и наблюдал за Солнцем невооруженным глазом, отмечали большие пятна и их постепенные изменения. Эти астрономы, еще до появления телескопов проводившие свои исследования в Китае, на Аравийском полуострове и в Европе, полагались на туманные атмосферные условия, которые достаточно затемняли Солнце и делали наблюдение за ним хотя бы минимально «безопасным».
Сегодня мы уже понимаем, что солнечные пятна очерчивают границы относительно прохладных областей Солнца, магнитные поля которых в тысячи раз интенсивнее, чем у окружающей среды. По мере того как солнечных пятен становится все больше, они связывают общее магнитное поле Солнца в узлы нестабильной магнитной энергии. В конце концов магнитные поля, расположенные над солнечными пятнами, вновь соединяются и перестраиваются до более низких энергетических состояний, и при этом в космическое пространство в виде вспышек выбрасываются залпы заряженных частиц и рентгеновских фотонов. Иногда они уносят прочь от Солнца огромное количество вещества. Эти «корональ- ные выбросы массы» мчатся со скоростью 500 км/с, и если они направлены в сторону Земли, то по прошествии нескольких дней они взрывают нашу магнитосферу (рис. 5.5). Возникающие при этом полярные сияния могут быть поразительно прекрасны, а вот выход из строя силовых трансформаторов, телекоммуникационных спутников и других электронных технологий — это не столь приятные последствия солнечного «гнева». Можно лишь пожалеть того бедного астронавта, которому пришлось бы во время коронального выброса масс оказаться на Луне или отправиться на Марс или какой-нибудь относительно близкий астероид. Без оберегающей магнитосферы Земли этот бесстрашный путешественник подпал бы под сильнейшее излучение. Эта уязвимость — одна из ключевых проблем для долгосрочного исследования внутренних областей Солнечной системы.
Рис. 5.5. Считается, что горячая солнечная корона получает энергию за счет внезапной перестройки магнитных полей. Слева солнечная вспышка, снятая в рентгеновском диапазоне, становится ярче, что отмечает особенно интенсивное высвобождение магнитной энергии. Справа эруптивный протуберанец вызывает огромный корональный выброс массы. (Материалы любезно предоставлены Обсерваторией солнечной динамики NASA.)
Солнце меняется и в других, более длительных временных масштабах. Его магнитное поле меняет знак раз в 11 лет, возвращаясь к первоначальной конфигурации каждые 22 года. Скорее всего, 22-летний цикл магнитного поля и 11-летний цикл солнечных пятен имеют причинно-следственную связь. Как гласит теоретическая модель, благосклонно воспринимаемая учеными, каждый максимум активности солнечных пятен сводит на нет общее магнитное поле. Затем появляется новое глобальное магнитное поле, ориентированное в противоположном направлении, а вслед за этим солнечных пятен становится меньше. В дальнейшем это обращение магнитного поля повторяется, как только активность солнечных пятен достигает нового максимума. В основе всей магнитной активности лежат сдвиговые течения проводящей плазмы, протекающие глубоко внутри Солнца. Относительные движения плазменных сгустков и последствия этих движений определяют конфигурацию магнитных полей, возникающих на солнечной поверхности. Астрофизики окрестили сдвиговые течения «солнечным динамо» и полагают, что подобные силы действуют в недрах большинства солнцеподобных звезд, где конвективные внешние слои являются нормой.
В масштабах столетий максимальное количество солнечных пятен может увеличиваться и уменьшаться. Особенно спокойный период продолжался с 1645 по 1715 год. Он назывался минимумом Маундера и ассоциировался с особенно холодной погодой в Европе и Северной Америке. Измерения различных показателей, свидетельствующих о температуре, скажем, толщины древесных колец и обилия углерода-14 в растениях, подтвердили что она снижалась по всему миру не только в годы минимума Маундера,
но и на протяжении других глобальных похолоданий, имевших место за последние 2000 лет и ассоциируемых с минимальным проявлением солнечных пятен. Могут ли эти колебания солнечной активности в такой степени влиять на климат Земли, остается спорным. Однако мы знаем, что высокая активность нашей звезды до сих пор крайне губительна для многих наших технологий. И неизвестно, как еще захочет «пошалить» Солнце в ближайшие годы, века и тысячелетия.
6. Звезды и планеты вне владений Солнца
Блаженны кроткие, ибо они наследуют землю.
Евангелие от Матфея, 5:5
За пределами Солнечной системы находится бесчисленное множество других систем из звезд, планет и «мусора», странствующих по диску Млечного Пути в орбитальной синхронности с гравитацией нашей Галактики. Больше всего мы знаем о ближайших к нам звездных системах, поскольку можем с уверенностью определить надежные расстояния до их звезд-хозяек. Мы уже говорили о том, что эти системы, расположенные в пределах примерно 100 световых лет от нашей звезды, составляют так называемые окрестности Солнца. Как оказалось, в них преобладают тусклые звезды с малой массой, и еще в них невероятно много планет.
Звездный рог изобилия
Как мы уже видели на рис. 3.9, в число звезд, составляющих внутреннюю область окрестностей Солнца, входят само Солнце (это очевидно), ? Центавра А и В, Процион и Сириус. В цветах этих местных звезд уже заметно разнообразие. Затем идут не столь узнаваемые светила — остаток из тридцати трех звезд, изображенных на упомянутом рисунке. Возможно, вы с ними не знакомы по очень простой причине: они намного тусклее, чем яркая четверка.
Кроме того, большую часть этих звезд без телескопа не увидеть, поскольку они занимают тот же локальный участок пространства, что и первые четыре, да и по природе своей светят не столь сильно. Значительные перемены в светимости и цвете звезд характерны для всех окрестностей Солнца. Нам это известно, поскольку астрономы смогли достоверно определить расстояния до большинства этих звезд, произвести количественные оценки их цветов и установить их спектральные классы.
Расстояния до звезд