Тюрьма для собственного света: все, что мы (пока) знаем о Солнце

Между прославленными астрономами и космологами англичанином Фредом Хойлом и канадцем Расселом Ормондом Редманом однажды состоялся такой обмен репликами:

— В принципе, звезда имеет довольно простую структуру.

— Вы бы тоже выглядели довольно простым с расстояния в десять парсек.

Редман не был специалистом по Солнцу, но астрономы-солнечники могли бы подписаться под его словами. До Солнца, в отличие от других звезд, всего восемь световых минут — миллионные доли парсека. И чем больше мы узнаем о дневном светиле, тем больше убеждаемся в его сложном, причудливом, даже в чем-то парадоксальном устройстве.

Начнем с элементарного вопроса: каков размер Солнца? Чтобы ответить, нужно определить, где оно закачивается, а это не так-то просто. У Солнца нет твердой поверхности, его верхние слои состоят из разреженного газа. Здесь берет начало солнечный ветер — поток вещества, постоянно истекающий из звезды и заполняющий Солнечную систему.

Условной поверхностью Солнца считается фотосфера — слой, где свет отрывается от вещества и отправляется в путешествие через космос. Именно фотосферу мы видим, глядя на солнечный диск невооруженным глазом. Когда говорят о радиусе Солнца, имеют в виду расстояние от центра до фотосферы.

Радиус нашей звезды — 700 000 км. Это означает, что Солнце в 109 раз больше Земли по диаметру и более чем в миллион раз — по объему. При этом Солнце массивнее нашей планеты в 330 тысяч раз. Разделив массу звезды на ее объем, получим среднюю плотность Солнца: около 1,4 грамма в кубическом сантиметре. Называя Солнце газовым шаром, не стоит забывать, что оно плотнее воды.

Фотоны — частицы света — рождаются в центре Солнца и постепенно пробиваются к поверхности. Проделаем этот путь вместе с фотоном.

Колыбель света

В центре Солнца находится ядро — самая горячая и плотная область. По разным оценкам, на ядро приходится от пятой до третьей части солнечного радиуса. Такой разброс цифр может показаться неприличным, но что же делать: никто еще не бывал внутри звезды. Впрочем, даже треть радиуса — это менее 4% объема Солнца и всего 10% его массы. Сердце светила невелико, но именно здесь происходят термоядерные реакции, делающие Солнце звездой.

В самом центре температура достигает 15 миллионов градусов. В таких условиях не могут существовать атомы. Вещество состоит из голых атомных ядер и оторванных от них электронов (такое состояние называется плазмой). Вышележащие слои своей громадной тяжестью создают давление в 250 млрд атмосфер. Поэтому плазма в центре Солнца в 15 раз плотнее свинца.

Высокая температура означает, что частицы плазмы движутся с огромной скоростью. Протоны (ядра водорода) сталкиваются друг с другом. Почти все такие столкновения заканчиваются тем, что столкнувшиеся частицы вновь разлетаются в разные стороны. Ведь они положительно заряжены, а одноименные заряды отталкиваются.

Однако иногда столкнувшиеся протоны сливаются в ядро дейтерия — тяжелого изотопа водорода. Так начинается цепочка термоядерных реакций, которая называется протон-протонным циклом (pp-циклом). Она довольно сложная: в добром десятке реакций образуются и тут же исчезают дейтерий, литий, бериллий, бор. Но исход всего цикла прост. Из четырех протонов образуется одно ядро гелия, два электрона, а также несколько фотонов и нейтрино.

Продукты реакции в сумме весят несколько меньше, чем исходные протоны. Эта разница невелика: всего 7 граммов на 1 кг водорода. Но именно она превращается в энергию по знаменитой формуле E = mc². Около 2% этой энергии уносят легкие всепроникающие частицы — нейтрино, а всю остальную — фотоны.

Куча гниющих листьев

Ежесекундно Солнце расходует свыше 600 млн тонн водорода. Из них в излучение превращается 4,3 млн тонн. Много ли это? В 2020 году все электростанции мира выработали 27 петаватт-часов. Им пришлось бы работать в том же темпе четыре миллиона лет, чтобы произвести энергию, которую Солнце выделяет всего за одну секунду.

Если вы подумали, что наша звезда невероятно эффективный источник энергии, нельзя было ошибиться сильнее. Разделив энерговыделение Солнца на его массу, получим всего 0,2 милливатта на килограмм. Для сравнения: человек массой 70 кг в состоянии покоя выделяет около 100 Вт тепла. В пересчете на массу отдыхающий человек — в тысячи раз более эффективный обогреватель, чем Солнце, а о марафонце на дистанции и говорить нечего. Средний килограмм солнечного вещества выделяет не больше энергии, чем килограмм гниющих листьев.

Этот кажущийся парадокс разрешается просто. Масса Солнца — 2×10²⁷ тонн, то есть два квадриллиона триллионов тонн. Что в сравнении с этим жалкие 600 млн тонн, ежесекундно вступающие в термоядерную реакцию?

Почему же термоядерное «горение» охватывает столь малую долю водорода? Все дело в первой реакции pp-цикла: превращении двух столкнувшихся протонов в ядро дейтерия. Оно крайне маловероятно даже при колоссальной температуре и давлении звездных недр. Но, как доказали математики, достаточное число обезьян с клавиатурами рано или поздно напечатает «Одиссею». Так и среди бесчисленных сталкивающихся протонов солнечного ядра найдутся те немногие, что все же вступят в реакцию.

К слову, именно поэтому нет шансов искусственно воспроизвести pp-цикл: для этого нужен реактор размером со звезду.

В царстве лучей

Мы назвали фотоны частицами света, но это не совсем верно. Фотоны — частицы излучения. Какого именно излучения, зависит от их энергии. Самые энергичные фотоны относятся к гамма-лучам, затем идут рентгеновские, ультрафиолетовые, световые, инфракрасные и радиофотоны.

В термоядерных реакциях рождаются энергичные гамма-фотоны. Примерно такие же гамма-лучи испускаются при радиоактивном распаде. К счастью для всего живого, долгий путь к поверхности Солнца меняет их до неузнаваемости, превращая в свет.

Покинув ядро звезды, фотоны попадают в следующий слой. Здесь уже не так жарко, поэтому в море плазмы попадаются уцелевшие атомы. Эти атомы поглощают фотоны. Спустя некоторое время атом заново излучает фотон, но уже с меньшей энергией. Остаток переходит в энергию движения атома, другими словами, расходуется на нагрев вещества (ведь температура и есть мера кинетической энергии атомов).

Похожий процесс мы можем наблюдать в погожий летний день. Свет, падающий на крышку стола, поглощается древесиной и нагревает ее. Теплая столешница, в свою очередь, испускает фотоны, но уже менее энергичные: не световые, а инфракрасные. Поэтому нагретый солнечным светом стол не сияет как лампочка, но светится в инфракрасных лучах (чтобы это заметить, нужны очки ночного видения).

Фотон, излученный атомом, летит до следующего атома, и все повторяется. Так фотон постепенно движется вверх от границы солнечного ядра: поглотился — переизлучился, поглотился — переизлучился… Атомы можно сравнить с баскетболистами, перебрасывающими друг другу мяч-фотон. Только, в отличие от баскетбольного мяча, фотон с каждым броском «худеет» (теряет энергию).

Этот слой Солнца так и называется зоной лучистого переноса, или просто лучистой зоной. Снизу она граничит с ядром, а верхняя граница простирается на расстоянии 0,5–0,66 радиуса от центра звезды.

Солнце вскипает

Чем выше пробирается излучение, тем большие массы вещества ему приходится согревать. Первая треть радиуса — это всего 4% объема Солнца, но первые две трети — это уже 29% объема. Неудивительно, что с удалением от центра падает температура. Если на нижней границе лучистой зоны цельные атомы — редкие островки в море плазмы, то на верхней вещество почти сплошь состоит из атомов.

Для фотонов это проблема, ведь атомы, как мы помним, поглощают их. Да, потом переизлучают, но с задержкой. Попробуй-ка долететь к поверхности, когда тебя задерживают на каждом шагу! Баскетбольная площадка сменяется вестибюлем метро в час пик, где мяч передается из рук в руки в плотной толпе — быстро этого не сделаешь.

Итак, поток энергии пробивается вверх с большим трудом. Поэтому даже тонкие соседние слои вещества заметно различаются температурой: нижний горячее верхнего. Горячее вещество легче холодного и потому всплывает под действием архимедовой силы. Поднимаясь, оно попадает в еще более холодный слой, где архимедова сила только возрастает. Так образуется восходящий поток горячей материи от границы лучистой зоны к самой поверхности.

На освободившееся внизу место затекает холодное вещество из верхних слоев, нагревается и в свою очередь поднимается вверх. Возникает хорошо знакомое физикам круговое движение — конвекция. Звезда бурлит как кастрюля на горящей конфорке! Еще один пример конвекции — циркуляция воздуха в комнате. Подержав руку над радиатором отопления, легко ощутить поток теплого воздуха. Он поднимается до потолка, а на его место затекают новые порции воздуха.

Слой Солнца, где энергия переносится конвекцией, называется конвективной зоной (cм. схему). Он начинается на границе лучистой зоны, а заканчивается поверхностью звезды — фотосферой. На этом отрезке температура падает в тысячу раз: от 5 000 000 °C до 5500 °C. Еще сильнее меняется плотность.

У подножия конвективной зоны Солнце плотное, а вещество поверхности в десять тысяч раз разреженнее земного воздуха. Плотность уменьшается вслед за давлением: на нижнюю часть конвективной зоны давит огромная масса вышележащих слоев, а верхняя граничит с космическим вакуумом.

Что происходит с мячом-фотоном в зоне конвекции? Его по-прежнему передают из рук в руки люди-атомы, но теперь эти люди едут вверх на эскалаторе (восходящем конвективном потоке). Аналогия не совсем точна, ведь по мере движения вверх плотность вещества уменьшается (толпа на эскалаторе редеет). В конце пути на эскалаторе остается так мало людей-атомов, что брошенный мяч-фотон некому поймать, и он улетает в пустоту. Это и означает, что фотон, наконец, достиг поверхности и излучился в космос.

Путь фотона от ядра Солнца к поверхности через бесчисленные поглощения и переизлучения занимает около миллиона лет. По дороге опасное гамма-излучение теряет энергию и превращается в свет, а также ультрафиолетовые и инфракрасные лучи, льющиеся с солнечной поверхности. Покинув фотосферу, фотоны преодолевают 150 млн км до Земли за 8 минут, поскольку у них на пути больше не стоит настырное вещество.

Вопрос короны

Скажем пару слов о слоях, лежащих выше фотосферы — хромосфере и короне. Их принято называть солнечной атмосферой. Эта атмосфера очень разрежена и практически прозрачна для света. Атмосфера Солнца видна невооруженным глазом во время полных солнечных затмений, когда Луна закрывает яркий свет фотосферы. Чтобы не дожидаться затмения, астрономы изобрели специальную разновидность телескопа — коронограф. Он закрывает солнечный диск непрозрачным экраном — «искусственной луной».

Атмосфера Солнца дальше всего от центрального источника тепла и, казалось бы, должна быть самой холодной частью звезды. Как ни странно, это не так. Хромосфера горячее фотосферы (десятки тысяч градусов), а простирающаяся над ней корона и вовсе разогрета до миллионов градусов.

Никто точно не знает, почему так происходит. Одни ученые видят «обогреватель» в непрестанных перестройках магнитных полей, другие — в электрических токах, третьи — в сотрясающих вещество колебаниях и волнах. Все эти явления присутствуют в атмосфере Солнца, но какое из них играет первую скрипку в ее нагреве — большой вопрос.

Рассказ о Солнце нельзя закончить, можно только прервать. Мы едва упомянули о солнечных нейтрино, преодолевающих толщу звезды за секунды, пока фотоны продираются сквозь нее миллион лет. За пределами повествования осталась солнечная активность со всеми ее загадками и многое другое.

Первооткрывателю солнечного ветра Юджину Паркеру приписывают слова: «О Солнце мы знаем так много, чтобы понять, как мало мы знаем». В общих чертах мы хорошо понимаем, где и как рождается солнечный свет. Но стоит углубиться в детали, и каждый ответ порождает новые вопросы. Пройдет не одно поколение, прежде чем мы узнаем все о звезде, которой обязаны жизнью.

_{Фото: NASA / GSFC / SDO; NASA / GSFC; SHUTTERSTOCK / FOTODOM; SOLAR ORBITER / EUI TEAM / ESA & NASA; CSL, IAS, MPS, PMOD / WRC, ROB, UCL / MSSL; SHUTTERSTOCK / FOTODOM; UNIVERSITY OF CHICAGO; GLENN BENSON / NASA}

_{Материал опубликован в журнале «Вокруг света» № 10, декабрь-январь 2023/2024}