Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце

Передвинувшись на 1/4 радиуса Солнца, мы покидаем ядро и вступаем в конвективную зону, которая простирается вплоть до видимой поверхности Солнца. В этой зоне сосредоточена остальная половина массы Солнца. Здесь не происходит образования энергии, так как температура и давление вещества падают ниже значений, необходимых для работы ядерного реактора. Чем ближе мы к поверхности, тем меньше температура и давление. Другими словами, мы движемся вдоль направления градиента температуры и плотности. На расстоянии в 0,1 солнечного радиуса под поверхностью Солнца температура приблизительно равна 600 000 К, а давление составляет всего 1 млн. атмосфер. Внутри конвективной зоны имеют место крупномасштабные движения вещества, в результате которых энергия переносится от ядра к поверхности.

На видимой поверхности Солнца, которую астрономы называют фотосферой, взгляд может проникнуть на довольно большое расстояние. Внутри Солнце совершенно непрозрачно (в противном случае мы могли бы видеть сквозь него). Поэтому наш воображаемый путешественник в центре Солнца может видеть всего лишь на расстоянии в 1 см от него в любую сторону. Фотосфера представляет собой переходный слой, в котором вещество охлаждается настолько, что становится прозрачным. Свет может покидать эту поверхность без особенных помех, и поэтому мы эту поверхность видим. Другой важный факт, который нужно отметить, состоит в том, что желтый диск Солнца имеет очень резкий край, а ведь от шара светящегося газа мы могли бы ожидать неясных очертаний. Резкость края связана с очень быстрым внезапным переходом от почти полной непрозрачности к высокой прозрачности. Видимый нами белый свет Солнца приходит главным образом от слоя, в котором имеет место такое резкое изменение параметров. Толщина этого слоя около 500 км— меньше 0,1 % радиуса Солнца, поэтому край Солнца так резок. Сейчас нам становится понятнее явление потемнения к краю: ведь луч зрения, идущий к центру диска, проходит на 500 км глубже, и поэтому достигает более горячих и ярких слоев, чем луч зрения, направленный к краю диска.

На поверхности Солнца температура падает до примерно 6000 К, давление до 1/6 атмосферы, а плотность совсем до малой величины — она становится меньше, чем одна миллионная доля плотности обычной воды.

Двинемся дальше сквозь слои внешней атмосферы Солнца, напоминающие луковичную шелуху. Над желто-белой фотосферой лежит относительно холодная область, называемая хромосферой. Она видна в течение нескольких секунд во время солнечного затмения как розовое кольцо вокруг диска Солнца. Между фотосферой и хромосферой нет определенной четкой границы. Если температура снизилась до примерно 4500 °К, то можно считать, что это уже хромосфера. Затем температура поднимается с высотой, достигая 10 000°К в верхней хромосфере, а дальше резко возрастает до 1 млн. градусов на границе с короной, на высоте в несколько тысяч километров над фотосферой. Между тем плотность падает до 10^-16 г/см³ (в 1 см³ содержится при этом 10 млн. атомов водорода).

Самый верхний слой атмосферы Солнца — корона, протягивающаяся по крайней мере на 10 солнечных радиусов. Внутри короны всюду температура составляет 10⁶ К и выше. Вещество короны в видимом свете почти полностью прозрачно, и поэтому свет самой короны очень слаб. Из-за этого корону можно увидеть только во время полных солнечных затмений.

Корона является мощным источником рентгеновского излучения. При температуре около 10⁶ К только тяжелые атомы, такие, как атомы железа, способны еще удерживать на орбитах часть своих электронов (да и то не больше одного или двух). Такие «ободранные» тяжелые атомы дают эмиссионные линии в рентгеновской области спектра. Атомы, способные снова захватить электроны на орбиту, также излучают рентген. Рентгеновское излучение возникает и при взаимодействии таких атомов друг с другом.

Выше короны наши воображаемые путешественники попадают в область солнечного ветра. Этот ветер образуется короной. И действительно, самая верхушка короны, удаленная на миллионы километров от поверхности Солнца, улетает в космическое пространство. Силы солнечной гравитации не хватает, чтобы удержать частицы на таком расстоянии.

Поэтому они испаряются в пространство и образуют ветер, состоящий из частиц. Начальная скорость ветра около 4000 км/с. Постепенно его скорость падает и позади нашей планеты равна 400 км/с. Не бойтесь, ветер, имеющий такую высокую скорость, не страшен, так как плотность его мала: в объеме чайной чашки будут находиться всего около 1000 частиц. В течение года Солнце из-за солнечного ветра теряет 200 миллионов миллионов тонн (200×10¹⁸ г), или З×10⁶ тонн в 1 сек. Величина несколько меняется в зависимости от состояния активности Солнца.