Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце

Первый шаг в процессе освобождения солнечной энергии состоит в объединении двух протонов для образования дейтрона. В солнечных условиях это событие имеет малую вероятность, однако оно происходит достаточно часто для того, чтобы поддерживать излучение Солнца. Если бы не было стабилизирующих факторов, несомненно, появилась бы взрывная ситуация. Сразу же после начала взрыва температура и давление в центре Солнца резко бы возросли. Подъем температуры привел бы к росту скорости протонов, к увеличению частоты столкновений и слияний и, следовательно, к увеличению скорости выделения энергии. Короче говоря, произошел бы взрыв, похожий на взрыв бомбы. Этот процесс на самом деле имеет место в конце жизни звезд, более массивных, чем Солнце.

Сейчас мы достигли той стадии, на которой я хочу более тщательно рассмотреть способы переноса энергии от центра Солнца к его поверхности. В элементарной физике рассматриваются три возможных механизма переноса энергии: теплопроводность, конвекция и излучение. Первый процесс важен только в твердых телах и не играет существенной роли для звезд и Солнца. Конвекция представляет собой перенос тепла путем движений масс нагретого вещества, в то время как излучение непосредственно переносит энергию со скоростью света посредством электромагнитных волн (радиоволны, свет, рентгеновские лучи и т. д.).

Фотоны, освобождающиеся при ядерных реакциях в центре Солнца, являются высокоэнергичными гамма-лучами. Они прокладывают себе путь вперед через бесчисленные столкновения с электронами и ядрами. Этот столкновительный процесс увеличивает число фотонов и одновременно уменьшает их среднюю энергию при диффузии из ядра: сначала возникает рентген и крайний ультрафиолет, затем ультрафиолет и, наконец, видимый свет. На протяжении сотен тысяч километров излучение является основным способом переноса энергии на Солнце. Конвекция начинает преобладать только на подступах к фотосфере. То, что конвекция отсутствует внутри или вблизи ядра, имеет весьма важные последствия: конечные продукты ядерного сгорания не перемешиваются с веществом самых верхних слоев Солнца. Поэтому солнечная атмосфера, которую мы можем наблюдать непосредственно, не загрязнена отходами ядерных реакций, происходящих в центре Солнца, а имеет все еще такой же состав, как и молодое Солнце 5 млрд. лет тому назад. Это дает нам важный источник информации о химическом составе Солнца на ранних стадиях его развития.

Когда фотоны приближаются к последней части пути путешествия к поверхности Солнца, в недрах Солнца наступают важные перемены. Давление, температура и плотность уменьшаются от ядра к фотосфере. При приближении к фотосфере они изменяются так сильно, что возникает конвекция. Совершая наше воображаемое путешествие от ядра, мы, наконец, встречаемся с атомными ядрами, температура, а следовательно, и тепловая скорость которых уменьшились настолько, что они оказались способными частично заполнить свои орбиты электронами. Такие только частично заполненные атомы называются ионами. Эти ионы оказывают сильное влияние на перенос излучения, спектр которого между тем переместился из области гамма-лучей в ультрафиолетовую область. Ультрафиолетовые фотоны легко могут быть поглощены солнечными ионами (высокоэнергичные гамма-лучи, если бы они все еще существовали, просто разбили бы ионы на части). Внезапно фотоны начинают поглощаться основной массой солнечного вещества, а не перебрасываться, как раньше, от одного ядра к другому. Другими словами, в этой области Солнца вещество становится полностью непрозрачным. Энергия оказалась захваченной веществом.

Вещество в ответ на такой приток энергии начинает яростно бурлить. Ситуация становится локально неустойчивой; непрозрачное вещество, не пропускающее излучения, стремится подняться к более холодным слоям атмосферы Солнца, что приводит к возникновению турбулентной конвекции. Конвекция является очень эффективным способом переноса энергии внутри звезд, и поэтому наши фотоны последнюю часть пути к фотосфере проходят очень быстро. Конвективная зона возникает на глубине около 150 000 км и тянется до фотосферы. Как уже отмечалось, фотосфера — переходная область, в которой Солнце становится чрезвычайно прозрачным в видимой области спектра. В форме видимого излучения большая часть энергии покидает Солнце.

Теоретики полагают, что конвективная зона состоит, по-видимому, из трех слоев конвективных ячеек. Глубже всего образуются гигантские ячейки диаметром в 150 000 км каждая. Выше расположен промежуточный слой ячеек, несущих энергию к бурлящей фотосфере. Еще выше лежит слой малых ячеек диаметром в несколько тысяч км и толщиной около 1500 км, достигающий поверхности. Верхушки этого слоя и представляют собой видимую поверхность Солнца. Наконец-то фотоны могут беспрепятственно (или почти беспрепятственно) начать свое путешествие в космическое пространство, которое для большинства из них длится целую вечность. Только одна миллиардная (10^-9) часть этих фотонов придет на Землю.