234 (Солнце), страница 3

Основным источником энергии в недрах Солнца является последовательность реакций с участием протонов - водородный цикл, или протон - протонная цепочка термоядерных реакций. В конечном счете, она приводит к превращению водорода в гелий. Примерно в 70 % случаев она состоит из трех основных реакций.

Первая из них начинается с распада протона ¹H, который в свободном состоянии необычайно устойчив. Распад может произойти в краткий миг исключительно тесного сближения (столкновения) двух протонов. Тогда возможно превращение одного из них в нейтрон с испусканием позитрона e⁺ и нейтрино  . Объединяясь со вторым протоном, этот нейтрон образует ядро тяжелого водорода - дейтерия ²D. На языке ядерных реакций это выглядит так:

¹H + ¹H  ²D + e⁺ +  + 1,442 Мэв

В конце этой строки указаны выделяющаяся при этом энергия. Нейтрино, движущееся со скоростью света, крайне слабо взаимодействует с веществом и практически беспрепятственно проходит через все Солнце, покидая его. Позитрон же, возникший при распаде протона, немедленно аннигилирует с первым встречным электроном, испуская пару гамма-квантов.

Поскольку для каждой пары протонов первый этап водородной реакции осуществляется за 14 млрд. лет, она и определяет медленность термоядерных реакций на Солнце и общее время его эволюции.

Во второй реакции дейтроны, возникшие в результате первой реакции, за считанные секунды захватывают новые протоны, испуская  кванты и образуя ядра изотопа ³He:

²D + ¹H  ³ He +  + 5,494 Мэв

Благодаря третьей реакции, в течение времени порядка миллиона лет ядра изотопа ³He могут слиться и, высвободив два протона, образовать ядро обычного гелия ⁴He ( - частицу):

³He + ³He  ⁴He + 2¹H + 12,860 Мэв

Очевидно, что для полного завершения описанной цепочки реакций первые две из них должны произойти дважды. С учетом этого можно подсчитать, что слияние четырех протонов в одну -частицу сопровождается выделением энергии 26,732 МэВ, из которой около 0,5 МэВ уносится двумя нейтрино, свободно покидающими Солнце, а остальная часть переходит в  кванты и тепловую энергию газа. Источником этой энергии является энергия связи ядра ⁴He, соответствующая дефекту массы, равному 0,73 % массы четырех свободных протонов.

Солнечные нейтрино

Помимо энергии, выделяющейся во время термоядерных реакций в форме  квантов, а также и непосредственно в виде кинетической энергии возникающих 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 частицы связано с выделением по крайней мере 26,7 МэВ энергии, поддерживающей наблюдаемую светимость Солнца. Каждый такой акт сопровождается излучением двух нейтрино. Отсюда можно подсчитать, что полная нейтринная "светимость" Солнца, независимо от деталей термоядерных процессов, состовляет 10³⁸ нейтрино за 1 секунду, а поток солнечных нейтрино на Земле порядка 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 сильно зависят от температуры и параметров химического состава и, в первую очередь, от содержания гелия. Поэтому, регистрируя потоки солнечных нейтрино различных энергий, можно получить прямые экспериментальные данные об условиях 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. В конце столетия наиболее успешными оказались три важных эксперимента.

Хлор-аргонный эксперимент был предложен Бруно Понтекорво в 1946 г. и впервые осуществлен в 1967 г. Раймондом Дэвисом в Южной Дакоте (США). Он основан на реакции поглощения нейтрино изотопом хлора с атомным весом 37:

³⁷Cl +  = e + ³⁷Ar.

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 и применять физико-химические методы его извлечения. Сосуд с 615 тоннами жидкого перхлорэтилена был установлен на дне шахты глубиной 1455 м, куда почти не достигают космические лучи, которые могут порождать нейтрино при столкновениях с ядрами различных атомов.

Результаты двадцатилетних наблюдений Р.Дэвиса, показывают, что наблюдаемый поток солнечных нейтрино с энергиями более 0,814 МэВ в среднем соответствует 0,420 0,045 захватов в сутки или 2,55 0,25 специальных "солнечных нейтринных единиц" вместо теоретически ожидаемых 8,0 1,0 SNU.

Солнечная нейтринная единица (SNU = Solar Neutrino Units): 1 SNU соответствует потоку нейтрино, при котором в детекторе с 10³⁶ ядерами ³⁷Cl за 1 с 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 хлорном эксперименте соответствует 8,0 1,0 SNU, а для галлиевого детектора он составляет 132 7 SNU.

Галлиевый эксперимент был предложен в 1964 г. российским астрофизиком В.А.Кузьминым. В его основе лежит возможность взаимодействия нейтрино с ядром изотопа галлия ⁷¹Ga с образованием радиоактивного изотопа германия ⁷¹Ge:

⁷¹Ga +  = e + ⁷¹Ge.

Важным преимуществом этого метода является относительно большая вероятность взаимодействия нейтрино с галлием и и низкий порог энергии (0,233 МэВ), позволяющий регистрировать нейтрино от основной реакции позитронного распада протона. Период полураспада радиоактивного германия 11,4 дня. Для регистрации одного захвата нейтрино в сутки достаточно 20 т галлия. В 1990 г. начал функционировать российский детектор SAGE (Soviet-American Gallium Experiment), использующий 57 т галлия в Баксанском ущелье 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.

Результаты экспериментов по регистрации солнечных нейтрино приводят к значениям меньше ожидаемых в несколько раз. Особенно велико различие в 4 раза для хлорного детектора, для которого имеются наиболее 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 остаются почти на прежнем уровне. Это наводит на мысль о том, что истинная причина расхождений связана с недостаточностью наших знаний о самой физической природе нейтрино. Одна из гипотез (возможно, подтверждаемая некоторыми опытами) предполагает наличие у нейтрино способности самопроизвольно переходить в нейтрино других видов, в то время как все эксперименты регистрируют лишь электронные нейтрино, возникающие при бета распадах.

Солнечные затмения

Полное солнечное затмение – интереснейшее явление природы, знакомое человеку с глубокой древности. Оно бывает сравнительно часто, но видно не из всех местностей земной поверхности и поэтому многим кажется редким. Солнечные затмения происходят в новолуния, когда Луна, обращаясь вокруг Земли, оказывается между Землей и Солнцем и полностью или частично заслоняет его. Луна расположена ближе к Земле, чем Солнце, почти в 400 раз, и в то же время ее диаметр меньше диаметра Солнца также приблизительно в 400 раз. Поэтому видимые размеры Луны и Солнца почти одинаковы, и Луна может закрыть собой Солнце. Если во время солнечного затмения Луна находится в наибольшем удалении от Земли, то лунный диск будет немного меньше солнечного, и лунная тень не доходит до Земли. Вокруг темной Луны видно яркое кольцо незакрытой поверхности Солнца, т.е. произойдет кольцеобразное солнечное затмение, которое может продолжаться до 12 минут. Полное и кольцеобразное солнечные затмения начинаются с частных фаз. Во время кратковременной полной фазы мы получаем возможность увидеть солнечную корону во всей ее красе и обстоятельно ее исследовать. Для выполнения этих исследований астрономы совершают экспедиции в полосу полного затмения, туда, где тень Луны пробежит по земной поверхности. Частные солнечные затмения происходят чаще полных, но они гораздо менее информативны; их также стараются не пропустить усердные наблюдатели небесных явлений, выполняя более ограниченную программу. Солнечное затмение начинается с первого контакта, когда диск Луны касается диска Солнца. Прикосновение происходит на правом краю солнечного диска. Момент первого контакта очень трудно уловить; следует заранее знать, в каком месте солнечного диска должно произойти касание. Соответствующий позиционный угол точки касания сообщается в астрономических календарях. Второй контакт – начало полной фазы затмения, третий – ее конец, а четвертый – это окончание частных фаз, когда лунный диск сходит с солнечного. При частном затмении второго и третьего контакта быть не может. После первого контакта диск Луны все больше закрывает диск Солнца, и фаза затмения нарастает. В момент наибольшей фазы частного затмения солнечный серп быстро поворачивается. Если до этого момента он был повернут рожками вправо, то после него он обращен рожками влево. Уловив момент поворота солнечного серпа, можно определить то время, когда произошла максимальная фаза затмения. Чаще всего за год бывает 2-3 солнечных затмения, причем одно из них, как правило, полное или кольцеобразное. Наблюдения за солнечным затмением полезны для уточнения теории движения Луны.

Солнце и жизнь на Земле. Проблема: “ Солнце – Земля ”

Солнечное излучение, падающее на Землю, в общем-то очень стабильно, иначе жизнь на Земле подвергалась бы слишком большим температурным перепадам. В настоящее время спутники очень тщательно измерили энергию, излучаемую Солнцем, и показали, что солнечная постоянная не постоянна, а подвержена вариациям в пределах десятых долей процента, причем долгопериодические вариации связаны с солнечным циклом (рис. 8) (Солнечная постоянная - количество солнечной энергии, приходящей на поверхность площадью 1 кв.м, развернутую перпендикулярно солнечным лучам в космосе) От максимума к минимуму солнечная постоянная уменьшается примерно на 0.1%, т.е. во время максимума активности (много пятен на Солнце) оно излучает как бы больше. Такие изменения также могут иметь влияние на земной климат. В Маундеровский минимум (1645-1715) было очень мало пятен. Этот период известен на Земле как малый ледниковый период: в это время было намного холоднее, чем сейчас. В принципе это может быть простым совпадением, но скорее всего, эти события имеют причинную связь.

Глубина проникновения солнечной радиации в атмосферу Земли зависит от длины волны его излучения. К счастью для жизни, оксид азота в тонком слое атмосферы на высоте выше 50 км над поверхностью Земли блокирует очень переменное коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца. На меньших высотах озон и молекулярный кислород поглощают длинноволновую часть ультрафиолетового излучения, которое также вредно для жизни. Изменения солнечного ультрафиолетового излучения влияют на структуру озонового слоя.

На Землю оказывает воздействие также так называемый солнечный ветер, обусловленный спокойным испусканием коронарной плазмы. Солнечный ветер очень сильно влияет на хвосты комет и даже имеет измеряемые эффекты влияния на траекторию спутников. Заряженные частицы из солнечного ветра ответственны за северные и южные полярные сияния, когда они пронизывают земную атмосферу на высокой скорости и заставляют ее светиться. На рис. 9 изображено северное сияние на Земле (авроральный овал), как оно видно из космоса, снимок сделан с корабля "Space Shuttle". На рис. 10 то же самое явление свечения северного и южного аврорального овала можно наблюдать на Сатурне.

Испускание Солнцем заряженных частиц, которое зависит в основном от условий в слоях, расположенных выше фотосферы, также меняется в цикле солнечной активности. Наибольшее значение среди этих частиц с точки зрения влияния на земные процессы имеют высокоэнергичные протоны, которые выбрасываются при взрывах в солнечной короне (одновременно выбрасываются также высокоэнергичные электроны).

Приходящие к Земле высокоэнергичные солнечные протоны имеют энергии от 10 млн. до 10 млрд. эВ (для сравнения энергия фотона видимого света составляет около 2 эВ). Наиболее энергичные протоны движутся со скоростью, близкой к скорости света, и достигают Земли приблизительно через 8 мин после самых мощных солнечных вспышек. Такие вспышки связаны с колоссальными извержениями в активных областях Солнца, которые резко увеличивают свою яркость в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом диапазонах. Считается, что источником энергии вспышек является быстрое взаимоуничтожение (аннигиляция) сильных магнитных полей, при которой происходит разогрев плазмы и возникают мощные электрические поля, ускоряющие заряженные частицы. Эти частицы способны оказать разнообразное влияние на людей находящихся в этот момент не под защитой земного магнитного поля.

Мощные протонные вспышки являются важным фактором для планирования полетов на гражданских авиалиниях, особенно проходящих в полярных широтах, где силовые линии земного магнитного поля направлены перпендикулярно поверхности Земли и поэтому позволяют заряженным частицам достигать нижних слоев атмосферы (см. рис. 9 и 10 с авроральными овалами на Земле и Сатурне).