Солнце
Описание
Солнце - центральная звезда, доминирующая в Солнечной системе. И хотя она имеет огромное значение для нашей планетарной системы, во вселенском масштабе у этого светила средние физические характеристики, сравнимые со звездой-карликом. Солнце - это огромный шар из плазмы (то есть ионизированного газа), состоящий в основном из водорода и гелия.



Структура Солнца, известная как по наблюдениям, так и в результате построения теоретических моделей, слоистая. В центре находится ядро, в котором происходят цепные термоядерные реакции. Вокруг ядра расположены зоны циркулярной конвекции и радиационного переноса. Самая внешняя зона - это фотосфера, хромосфера и корона.



Хотя ядро нельзя увидеть непосредственно, физические условия в его недрах известны достаточно точно. Внутри ядра держится температура 15.000.000 оК и плотность почти 100 г/см3. Такие условия позволяют происходить ядерным реакциям, преобразующим водород в гелий в ходе процесса, известного как реакция "протон - протон". Во время этой реакции высвобождается большое количество энергии. При образовании одного ядра гелия выделяется около 600 млрд. калорий.



Энергия, образующаяся во время ядерных реакций, позволяет Солнцу самоподдерживаться и не коллапсировать под влиянием гравитации собственной массы. Наша звезда находится в равновесии между двумя этими силами приблизительно 4,5 млрд. лет, и предполагается, что водород, содержащийся в ядре, обеспечит его стабильность еще на достаточно длительное время.



Единственные частицы, производимые во время ядерных реакций на Солнце, которым удается не взаимодействовать с материей, - это нейтрино, которые несут информацию "из первых рук" из недр нашей звезды.



В ходе ядерных реакций, происходящих в самой середине Солнца, возникает большое количество гамма-лучей. Они стремятся выйти за пределы звезды, "оголив" ядро. Но существование верхнего слоя останавливает их бегство во внешнее пространство. Таким образом, гамма-лучи многократно вступают во взаимодействие со встречающейся на их пути материей и повторно излучаются дальше. Слой Солнца, в котором происходят эти феномены, называется зоной излуельного переноса, поскольку фотоны здесь множатся из-за "излучения", одного из трех возможных способов распространения, а именно - электромагнитного излучения (два других: конвекция и проводимость).



Процессы абсорбции и повторного излучения настолько интенсивны, что выделяемой в виде гамма-излучения энергии, для того чтобы вырваться на поверхность, требуются миллионы лет. Это означает, что доходящий до нас сегодня свет Солнца родился от жара, возникшего в его недрах миллионы лет назад.



В ходе процессов столкновения гамма-фотоны теряют энергию. В некоторой точке их энергия, поначалу очень высокая, становится равна термической энергии солнечной материи. С этого момента доминирующим становится процесс конвекции. В отличие от зоны радиационного переноса, где энергия переносится гамма-лучами, в конвективной зоне излучение и материя имеют одинаковую температуру, и большую часть энергии здесь переносит материя.



Верхняя граница конвективной зоны выглядит в виде мелких гранул, видоизменяющихся на протяжении нескольких минут, так называемых рисовых зерен, видимых на солнечной поверхности даже через телескоп с достаточно скромными возможностями.