Температура Солнца¶
Температура Солнца — физическая характеристика звезды, представляющая собой градиентную величину: она существенно различается в разных слоях солнечной атмосферы и ядре. В центре Солнца температура достигает примерно 15—17 миллионов кельвинов, на видимой поверхности (фотосфере) составляет около 5800 K, а в разреженной внешней атмосфере (короне) внезапно возрастает до 1—3 миллионов кельвинов. Средняя эффективная температура излучения Солнца, определяемая законом Вина, равна примерно 5772 K (около 5500 °C).
¶Физическая природа нагрева
Солнце — звезда главной последовательности спектрального класса G2V, в которой энергия выделяется в результате термоядерного синтеза. В ядре при температуре порядка 1,5×10⁷ K и плотности около 150 г/см³ протекает основная цепочка реакций превращения водорода в гелий — протон-протонный цикл. На его долю приходится основная часть энергии Солнца; вспомательный CNO-цикл даёт лишь около 1—2 %.
Суммарная мощность солнечного излучения (светимость) составляет примерно 3,828×10²⁶ Вт. Энергия, рождённая в ядре, доходит до поверхности за десятки и сотни тысяч лет — из-за крайне высокой непрозрачности солнечной материи фотоны многократно поглощаются и переизлучаются, дрейфуя к внешним слоям.
¶Температура в разных слоях
Строение Солнца температурно устроено неоднородно: от ядра к поверхности температура падает, а затем в короне — резко и парадоксально возрастает.
| Слой | Температура |
|---|---|
| Ядро | ~1,5—1,7×10⁷ K |
| Зона излучения | падает от ~7×10⁶ K до ~2×10⁶ K |
| Зона конвекции | от ~2×10⁶ K до ~5800 K |
| Фотосфера (видимая поверхность) | ~4400—6600 K, средняя ~5800 K |
| Хромосфера | ~4500—25 000 K |
| Переходная область | скачок до ~10⁶ K |
| Корона | ~1—3×10⁶ K |
| Солнечный ветер (у Земли) | ~10⁵ K |
¶Ядро
В центре Солнца давление достигает ~250 млрд атм, а температура — около 15,7 млн K. При таких условиях водород в виде протонов преодолевает кулоновский барьер и сливается в гелий-4, теряя около 0,7 % исходной массы, которая по формуле E=mc² превращается в энергию.
¶Фотосфера
Фотосфера — тонкий слой толщиной около 500 км, из которого уходит основная часть видимого излучения. Именно её температура (~5800 K) принята за «температуру Солнца» в бытовом и учебном контексте. При этой температуре максимум спектральной яркости приходится на длину волны ~500 нм (зелёная часть спектра), но из-за распределения по всем волнам Солнце воспринимается белым. Пятна на фотосфере имеют температуру 4000—4500 K, что и делает их тёмными на фоне окружающей поверхности.
¶Корона и проблема нагрева
Корона — внешняя, крайне разреженная часть солнечной атмосферы, видимая во время полных солнечных затмений. Её температура (1—3 млн K) на порядок превышает температуру фотосферы, хотя корона удалена от ядра. Этот «парадокс нагрева короны» — одна из открытых проблем солнечной физики. Среди основных гипотез:
- магнитная индукция — энергия переносится волами Альфвена, возбуждаемыми конвективными движениями под фотосферой;
- нановспышки — множество мелких магнитных пересоединений, суммарно выделяющих значительную энергию;
- облучение короны потоками высокоэнергичных частиц из нижних слоёв.
¶Измерение температуры
Температура Солнца измеряется несколькими методами:
- Спектральный анализ. По интенсивности и ширине спектральных линий определяется температура излучающего газа. Метод основан на уравнении Саха и Больцмана.
- Закон Вина. По положению максимума в спектре излучения: λ_max·T = const ≈ 2,898×10⁻³ м·K.
- Рентгеновские и ультрафиолетовые наблюдения. Корона и хромосфера излучают преимущественно в коротковолновой области, что позволяет измерять их температуру с поверхности Земли и с бортовых обсерваторий.
- Нейтрино. Поток солнечных нейтрино напрямую зависит от температуры ядра; измерение нейтринного потока подтвердило модельные оценки ~1,5×10⁷ K.
¶Эволюционное изменение
Температура ядра Солнца постепенно растёт по мере накопления гелия. Модели солнечной эволюции показывают, что за 4,6 млрд лет существования Солнца его светимость увеличилась примерно на 30 %, а эффективная температура излучения — незначительно. Через ~5 млрд лет, по мере выгорания водорода, Солнце превратится в красный гигант с увеличенным радиусом и пониженной эффективной температурой фотосферы (~3000—4000 K), после чего сбросит внешние слои и завершит эволюцию белым карликом.
¶Интересные факты
- Температура поверхности Солнца в 25 раз выше точки кипения вольфрама (3695 K), однако из-за разреженности короны человек, помещённый в неё, замёрз бы, отдавая энергию излучением быстрее, чем получая её от разреженного газа.
- Вспышки на Солнце кратковременно разогревают отдельные области короны до 10—30 млн K — сопоставимо с температурой ядра.
- Спектральный класс G2V означает, что Солнце — жёлтый карлик; цвет его фотосферы в вакууме воспринимается как белый, а жёлтым кажется из-за рассеяния в земной атмосфере.
¶Источники
- Жигулин Г. С. «Внешняя атмосфера Солнца». — М.: Наука, 1988.
- Занони В. В. «Физика Солнца». — Л.: Гидрометеоиздат, 1988.
- Stix M. The Sun: An Introduction. — Springer, 2002.
- Asplund M., Grevesse N., Sauval A. J., Scott P. «The Chemical Composition of the Sun» // Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2009.
- NASA Solar Physics. Sun Fact Sheet.