Солнце

Слияние четырех  протонов в одну a-частицу сопровождается общим выделением энергии 26,732 МэВ, соответствующей  дефекту массы при превращении  двух протонов в два нейтрона. Около 0,5 МэВ из этой энергии уносится двумя  нейтрино, свободно покидающими Солнце, а остальная часть переходит  в g-кванты и тепловую энергию газа. Источником этой энергии является энергия  связи ядра 4He, соответствующая дефекту  массы, равному 0,73% массы четырех  свободных протонов. На Солнце возможны и другие варианты водородной термоядерной реакции. Энергетически они менее  существенны, хотя очень важны для  экспериментальной проверки теории внутреннего строения Солнца, поскольку  с ними связано образование еще  нескольких нейтрино, причем более  энергичных и легче регистрируемых. Реакции углеродного цикла являются основным источником энергии более  горячих звезд, а на Солнце они  обеспечивают не более 1–2 % его светимости. Они происходят только в самом  центре Солнца, где температура и  плотность достигают наибольших значений. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счет углеродного цикла быстро прекращается и вплоть до расстояния 0,2–0,3 радиуса  от центра существенной остается только протон-протонная цепочка реакций. На расстоянии от центра r > 0,3 радиуса  Солнца температура становится меньше 5·106 К, существенно падает и плотность. В результате этого ядерные реакции  практически здесь не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине, поглощаемое  и переизлучаемое вышележащими слоями. По мере удаления от центра общий поток  излучения распределяется на большую  площадь, пропорциональную квадрату радиуса (r 2), поэтому поток на единицу  площади убывает. Согласно закону Стефана-Больцмана, полный поток излучения Е с  единицы площади пропорционален четвертой степени температуры  Т (Е = sТ4, s – постоянная Стефана-Больцмана). В лучистой зоне Солнца, где источников энергии уже нет, произведение 4pr2sТ4 – постоянно и равно светимости Солнца L. Поэтому в средних слоях  Солнца температура обратно пропорциональна  корню квадратному из расстояния до центра. 
 
 

Глава IV - Солнечные нейтрино. 

      Помимо энергии, выделяющейся во время термоядерных реакций в виде g-квантов и кинетической энергии взаимодействующих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых должен буквально пронизывать всю Землю. Нейтрино – частицы, чрезвычайно слабо взаимодействующие с веществом, поэтому они свободно выходят из недр Солнца и со скоростью, очень близкой к световой, распространяются в космическом пространстве, почти не поглощаясь веществом на их пути. Возникновение на Солнце каждой a-частицы связано с выделением энергии 26,7 МэВ, поддерживающей наблюдаемую светимость Солнца. Каждый такой акт сопровождается излучением двух нейтрино. Отсюда можно подсчитать, что полная нейтринная «светимость» Солнца, независимо от деталей термоядерных процессов, около 2·1038 нейтрино за 1 секунду, а поток солнечных нейтрино у Земли составляет 1011 нейтрино за секунду через площадку в 1 см2. Важно, что нейтрино от разных реакций обладают неодинаковыми энергиями. Скорости отдельных ядерных реакций и, тем самым, величина соответствующих потоков нейтрино с определенными значениями энергии сильно зависят от температуры и параметров химического состава и, в первую очередь, от количества атомов гелия. Поэтому, регистрируя потоки солнечных нейтрино различных энергий, в принципе, можно получить и оценить условия в недрах Солнца. В настоящее время в различных лабораториях мира проводятся сложные эксперименты по регистрации солнечных нейтрино. Они основаны на относительно большой вероятности захвата нейтрино некоторыми атомными ядрами (Cl, Ga, Li, Br, I и т.д.), а также на регистрации специального вида излучения (называемого черенковским), возникающего при рассеянии нейтрино на электронах молекул воды. В конце 20 в. наиболее успешными оказались три эксперимента.  

Хлор-аргонный эксперимент  был предложен Бруно Понтекорво в 1946 и впервые осуществлен в 1967 Раймондом Дэвисом в Южной  Дакоте (США). Он основан на реакции  поглощения нейтрино изотопом хлора  с атомным весом 37. Рабочим веществом  в этом процессе является богатый  хлором перхлорэтилен C2 Cl4. Ядра хлора  этого вещества способны поглощать  нейтрино с энергиями больше 0,814 МэВ, испуская электрон и образуя  радиоактивный изотоп 37Ar с периодом полураспада 35 дней. Поэтому достаточно долго (в течение трех-четырех  месяцев) можно накапливать продукт  реакции, а затем извлечь изотоп 37Ar физико-химическим методом. Сосуд  с жидким перхлорэтиленом был  установлен на дне шахты глубиной 1455 м, куда почти не проникают высокоэнергичные космические лучи. Это необходимо, поскольку эти лучи также могут  порождать нейтрино из-за столкновений с ядрами различных атомов. Результаты экспериментов позволяют рассчитать поток солнечных нейтрино у Земли  в так называемых солнечных нейтринных единицах (SNU – Solar Neutrino Unit): 1 SNU соответствует  потоку нейтрино, при котором в  детекторе с 1036 ядрами 37Cl за одну секунду  образуется одно ядро 37Ar. Таким образом, в эксперименте Дэвиса фактически (после  учета фона, создаваемого космическими лучами) регистрируется одна солнечная  частица нейтрино в течение 2–3 дней. Теоретически ожидаемый поток солнечных  нейтрино в хлор-аргонном эксперименте соответствует 8,0 ± 1,0 SNU.  

Галлиевый эксперимент  был предложен в 1964 российским астрофизиком В.А.Кузьминым. В его основе лежит  возможность взаимодействия нейтрино с ядром изотопа галлия 71Ga с  образованием радиоактивного изотопа  германия 71Ge. Важным преимуществом  этого метода является относительно большая вероятность взаимодействия нейтрино с галлием и низкий порог  энергии (0,233 МэВ), позволяющий регистрировать нейтрино от основной реакции позитронного распада протона. Период полураспада  радиоактивного германия составляет 11,4 дня. Для регистрации захвата  одного нейтрино в сутки достаточно 20 т галлия. В 1990 начал функционировать  российский детектор SAGE (Soviet-American Gallium Experiment), использующий 57 т галлия в  Боксанском ущельи на Северном Кавказе, а в следующем году – в Итальянских  Альпах (GALLEX, 30 т галлия). Предварительные  результаты SAGE дали скорость счета 73 ± 19 SNU, а GALLEX дал 79 ± 12 SNU при теоретически ожидаемом значении 132 ± 7 SNU.  

Водный детектор использует регистрацию черенковского  излучения, возникающего при рассеянии  нейтрино с энергией больше 7,5 МэВ  на электронах молекул воды. Эксперимент  Камиоканде II был организован в  шахте Камиока (Японские Альпы) на глубине 1 км. Рабочим веществом являлись 680 т воды. Вспышки черенковского  излучения регистрировались фотоумножителями в стенах резервуара, покрывающих  около 20% от полной его внутренней поверхности. Результат первых измерений привел к значениям потока нейтрино вдвое  меньше теоретически ожидаемых.  

Изображение Солнца, созданное нейтринным телескопом Суперкамиоканде (Япония)

Результаты экспериментов  по регистрации солнечных нейтрино приводят к значениям, меньшим ожидаемых  в несколько раз. Для хлорного детектора различие особенно велико (в 4 раза). Вместе с тем его данные наиболее надежны, т.к. для него имеются  самые длительные ряды наблюдений. Основная трудность интерпретации  этих расхождений связана с тем, что между данными различных  экспериментов нет внутреннего  согласия. Последние два десятилетия  велась упорная работа как по совершенствованию  методики самого эксперимента, так  и по уточнению стандартных теоретических  моделей внутреннего строения Солнца. Несмотря на эти усилия, расхождения  между теорией и наблюдениями долгое время оставались на одном  и том же уровне. Это навело на мысль о том, что истинная причина  расхождений связана с недостаточностью знаний физических свойств и природы  нейтрино. Ранее предполагалось, что  у нейтрино практически отсутствует  масса. В настоящее время экспериментами получена верхняя оценка массы электронного нейтрино, эквивалентная энергии  не более 2,2 эВ. Наличие заметной массы  означает меньшую стабильность частицы. Поэтому нейтрино за время прохождения  от Солнца до Земли могут успеть самопроизвольно перейти в нейтрино других видов, (например, электронные  в мюонные), которые не регистрируются существующими нейтринными детекторами.  
 
 
 
 
 
 

Глава V-Лучистая и конвективная зоны Солнца 

Лучистая зона Солнца. При температурах ниже примерно 10 млн. кельвинов термоядерные реакции в недрах Солнца быстро затухают. Слои, окружающие область энерговыделения (ядро Солнца), почти ничего не добавляют к его светимости. Поэтому светимость ядра почти достигает значения светимости всего Солнца. Вещество Солнца над ядром не имеет собственных источников энергии и лишь переизлучает энергию, возникшую в ядре. На всем протяжении, примерно, от 0,3 до 0,7 солнечного радиуса излучение переходит от слоя к слою только в результате его поглощения и переизлучения отдельными атомами. Поэтому всю эту область называют лучистой зоной. Непосредственно наблюдать ее мы не можем. Согласно расчетам, по мере удаления от центра Солнца температура в ней плавно уменьшается. В силу сферической симметрии Солнца, энергия, выделяемая в ядре, в итоге излучается одинаково по всем направлениям и равномерно распределяется по всем концентрическим слоям. Поэтому в лучистой зоне на любую сферу с радиусом r приходится одинаковое количество энергии. Площадь сферы пропорциональна квадрату радиуса (r2). С другой стороны, согласно закону Стефана – Больцмана, в лучистой зоне поток излучения с единичной площадки (называемый излучательной способностью) пропорционален четвертой степени температуры (Т4). В итоге, постоянным оказывается произведение r2T4. Следовательно, по мере удаления от центра Солнца температура должна убывать пропорционально квадратному корню из радиуса. 
 

Конвективная  зона на Солнце. В наружных, более «холодных» слоях, физические условия заметно меняются. Из-за постоянного ухода излучения из самых внешних слоев звезды они быстро охлаждаются. В таких условиях газ не может перенести весь идущий снизу поток энергии только за счет поглощения и переизлучения квантов. Поэтому в переносе энергии должно принимать участие само вещество и возникает конвекция – в данных условиях наиболее эффективный процесс переноса энергии. Это явление аналогично кипению жидкости в плоской кастрюле, подогреваемой снизу. Его также можно наблюдать на Земле в виде струй воздуха, поднимающихся от нагретой поверхности Земли в жаркую погоду на открытой местности. В конвективной зоне на Солнце возникают более или менее регулярные потоки поднимающегося и опускающегося вещества, движение которых, однако, в более мелких масштабах, чем конвекция, имеют хаотический, турбулентный характер.  

Движение солнечного вещества в конвективной зоне(схема) 

Гелиосейсмология – новый метод исследования Солнца. Солнце – замагниченный газовый плазменный шар. Его размеры, форма и структура определяются силами гравитации составляющих его масс, поэтому его плотность в центре выше, чем у свинца, а в наружных слоях она очень мала. Такое разнообразие условий не препятствует возможности распространения в намагниченной плазме различных волн, начиная от обычного звука вплоть до магнитогидродинамических, а также внутренних гравитационных (как на море) и даже ударных волн. Радиотелескопы регистрируют множество волн различных типов, возникающих в короне. Если бы мы могли «слышать» все солнечные волны, например, при помощи всеволнового приемника, то, наверное, нам показалось бы, что Солнце звенит подобно мощному органу. Регистрируя параметры этих волн, можно изучать внутреннее строение Солнца и физические условия в отдельных слоях, подобно тому, как врач, прослушивая больного, выясняет, что происходит с его внутренними органами.  

Под действием  центробежных сил вращающийся упругий  шар приобретает форму эллипсоида вращения. Солнце вращается сравнительно медленно, поэтому фигура его равновесия мало отличается от шарообразной –  всего на стотысячные доли радиуса. Однако если где-нибудь на Солнце нарушится  механическое равновесие, например, из-за падения метеорита или в результате взрыва вспышки, то возникнут колебания (волны), степень сложности которых  определяется характером начального возмущения и свойствами окружающей среды.  

В случае сильной  неустойчивости эти колебания могут  достигнуть больших амплитуд, как, например, у пульсирующих звезд, так называемых цефеид (по имени впервые обнаруженной звезды такого типа – d из созвездия  Цефея). Слабые возмущения устойчивых звезд приводят к колебаниям с  малыми амплитудами.  

Колебания звезд  можно наблюдать по относительному изменению потока излучения, подобно  тому, как измеряются вариации светимости Солнца по измерениям солнечной постоянной. Другой метод – измерить при помощи очень точного спектрометра периодические  смещения спектральных линий. Эти смещения возникают из-за движения источника  вдоль луча зрения (эффект Доплера), причем удалению соответствует сдвиг  спектра в длинноволновую (красную) часть спектра.  

Колебания Солнца впервые случайно были обнаружены в 1961 на обсерватории Маунт Вилсон в  США. По измерениям лучевых скоростей  структурных образований в солнечной  атмосфере их период оказался в диапазоне  пяти минут. Впоследствии обнаружилось, что эти колебания имеют глобальный характер, т.е., сохраняя фазу, они распространяются по всему Солнцу, причем не только по поверхности, но и вглубь.  

В 1976 почти одновременно, сотрудниками Крымской астрофизической  обсерватории и Бирмингамского университета были опубликованы результаты наблюдений глобальных пульсаций Солнца с периодом около 160 минут. В 1990-х на основании  анализа частот орбитального обращения  нескольких тысяч тесных двойных  звезд, а также периодичности  вариаций яркости ядер активных галактик выяснилось, что 160-минутные колебания  яркости происходят у всех этих объектов независимо от расстояния до них. Это  противоречит закону Хаббла, согласно которому скорости всех процессов во Вселенной увеличиваются пропорционально  расстоянию до соответствующих объектов. Остается предположить, что эти колебания  могут иметь космологическую  природу (Котов и Лютый 1993). В принципе не исключено также проявление некоторого неизвестного аппаратурного эффекта.

Распространение двух раздличных звуковых волн внутри Солнца

Доплер-спектрогелиограф Лейтона. Спектогелиограммой называется монохроматическое изображение  Солнца, полученное с помощью спектрогелиографа  при сканировании щелью изображения  Солнца. Лейтон на обсерватории Маунт  Вилсон (США) получил одновременно две  спектогелиограммы Солнца в свете  двух участков спектра, симметрично  расположенных на профиле солнечной  спектральной линии. При отсутствии смещения линии эти спектогелиограммы  будут одинаковыми. Если же существует скорость по лучу зрения (доплеровская скорость), то в таких участках изображения (из-за смещения линии) почернения на спектрогелиограммах  будут различными. Лейтон предложил  метод, основанный на вычитании фотографических  изображений. Первый снимок – негатив, полученный в одном крыле линии. Второй снимок – позитив, сделанный  по спектрогелиограмме, полученной в  другом крыле линии. При их наложении  выделяются места, отличающиеся почернениями. Соответствующий отпечаток называется доплерограммой. Для одновременного получения двух спектрогелиограмм  Лейтон дополнил схему спектрогелиографа  Хейла разделителем изображения (двойной  спекторогелиограф). На этом приборе  можно исследовать не только лучевые  скорости, но и другие явления (например, поляризацию и магнитное поле). Если для доплерограммы второй негатив  получить не одновременно с первым, а сразу после него при обратном направлении сканирования изображения, то после наложения получится  доплерограмма с постоянно увеличивающимся  временем запаздывания.