Солнце является источником и двигателем всего живого на земле. Оно дарило тепло и свет за миллиарды лет до существования человека, и будет дарить его еще миллиард. Откуда берется такая мощь? Какие процессы происходят на нашем светиле, позволяющие выделять такое огромное количество энергии? Как долго еще будет светить наше Солнце? В среднем величина излучения, исходящего из каждого квадратного метра солнечной поверхности, составляет 62 тыс. киловатт, излучая столько света, сколько его могли бы дать 5 млн 100-ваттных электрических лампочек… И это на протяжении миллиардов лет!
Над этими вопросами лучшие умы бьются еще с середины 19-го века, с того времени как были сформулированы физиками законы сохранения энергии. Первая версия была выдвинута Робертом Майером, который предположил, что Солнце светит за счет постоянной бомбардировки его поверхности метеоритами. Эта гипотеза была отвергнута, поскольку несложные подсчеты показывают, что для поддержания светимости Солнца на современном уровне необходимо, чтобы на него за каждую секунду падали метеориты общим весом в 2∙1015 кг. За год это составит 6∙1022 кг, а за время существования Солнца, за 5 миллиардов лет – 3∙1032 кг. Масса Солнца М = 2∙1030 кг, поэтому за пять миллиардов лет на Солнце должно было выпасть вещества в 150 раз больше массы Солнца.
Вторая гипотеза была принадлежит Гельмгольцу и Кельвину. Они предположили, что Солнце излучает за счет сжатия на 60–70 метров ежегодно. Причина сжатия – взаимное притяжение частиц Солнца, именно поэтому данная гипотеза получила название контракционной. Однако, если сделать расчет по данной гипотезе, то возраст Солнца ограничивается 20-ю миллионами лет, что противоречит современным данным, полученным по анализу радиоактивного распада элементов в геологических образцах земного грунта и грунта Луны.
Третью гипотезу о возможных источниках энергии Солнца высказал Джеймс Джинс в начале ХХ века. Он выдвинул версию, что в недрах Солнца происходит распад тяжелых радиоактивных элементов, при этом излучается энергия. Однако расчеты показывают, что звезда, состоящая целиком из одного урана, не выделяла бы достаточно энергии для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца. А ведь в Галактике существуют звезды, по светимости во много раз превосходящие светимость Солнца.
В 1920 году выдающийся английский астроном Артур Эддингтон (1882-1944) впервые предположил, что источником солнечной энергии может быть термоядерный синтез. Развил эту гипотезу в 1935 году Ханс Бете. Он предположил, что источником солнечной энергии может быть термоядерная реакция превращения водорода в гелий. За это, кстати, Бете получил Нобелевскую премию в 1967 году.
Химический состав Солнца примерно такой же, как и у большинства других звезд. Примерно 75 % – это водород, 25 % – гелий и менее 1 % – все другие химические элементы (в основном, углерод, кислород, азот и т.д.). Сразу после рождения Вселенной «тяжелых» элементов не было совсем. Все они, т.е. элементы тяжелее гелия и даже многие альфа-частицы, образовались в ходе «горения» водорода в звездах при термоядерном синтезе. Характерное время жизни звезды типа Солнца десять миллиардов лет.
Термоядерные реакции протекают лишь при температурах более 10 млн градусов. Такая высокая температура может господствовать только в самой "центральной" области Солнца с радиусом, равным примерно четверти солнечного. Энергия в этом самоуправляемом термоядерном реакторе выделяется в виде жестких гамма-квантов.
"Просачивание" излучения из центра Солнца к поверхности совершается крайне медленно. При этом в процессе переноса энергии от слоя к слою гамма-кванты дробятся. Сначала они превращаются в кванты рентгеновских лучей, затем в ультрафиолетовое излучение… Потребуется порядка 10 млн лет, пока родившиеся в недрах звезды гамма-кванты выйдут из него фотонами видимого света. Таким образом, свет, испускаемый Солнцем сегодня, был порожден еще в конце третичного периода, то есть задолго до появления на Земле современного человека.
Основной источник энергии – протон-протонный цикл – очень медленная реакция (характерное время 7,9∙109 лет), так как обусловлена слабым взаимодействием. Ее суть состоит в том, что из четырех протонов получается ядро гелия. При этом выделяются пара позитронов и пара нейтрино, а также 26,7 МэВ энергии. Количество нейтрино, излучаемое Солнцем за секунду, определяется только светимостью Солнца. Поскольку при выделении 26,7 МэВ рождается 2 нейтрино, то скорость излучения нейтрино: 1,8∙1038 нейтрино/с.
Прямая проверка этой теории – наблюдение солнечных нейтрино. Нейтрино высоких энергий (борные) регистрируются в хлор-аргонных экспериментах (эксперименты Дэвиса) и устойчиво показывают недостаток нейтрино по сравнению с теоретическим значением для стандартной модели Солнца. Нейтрино низких энергий, возникающие непосредственно в рр-реакции, регистрируются в галлий-германиевых экспериментах (GALLEX в Гран Сассо (Италия – Германия) и SAGE на Баксане (Россия – США)); их также «не хватает».
По некоторым предположениям, если нейтрино имеют отличную от нуля массу покоя, возможны осцилляции (превращения) различных сортов нейтрино (эффект Михеева – Смирнова – Вольфенштейна) (существует три сорта нейтрино: электронное, мюонное и тауонное нейтрино). Т.к. другие нейтрино имеют гораздо меньшие сечения взаимодействия с веществом, чем электронное, наблюдаемый дефицит может быть объяснен, не меняя стандартной модели Солнца, построенной на основе всей совокупности астрономических данных.
По подсчетам, каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 миллионов тонн водорода. Запасов водородного топлива хватит еще на пять миллиардов лет, после чего оно постепенно превратится в белый карлик.
Центральные части Солнца будут сжиматься, разогреваясь, а тепло, передаваемое при этом внешней оболочке, приведет к ее расширению до размеров, чудовищных по сравнению с современными: Солнце расширится настолько, что поглотит Меркурий, Венеру и будет тратить «горючее» в сто раз быстрее, чем в настоящее время. Это приведет к увеличению размеров Солнца; наша звезда станет красным гигантом, размеры которого сравнимы с расстоянием от Земли до Солнца! Жизнь на Земле к тому времени должна подыскать себе новое место или форму.
К счастью, процесс этот будет происходить постепенно, и займет примерно 100–200 миллионов лет. Когда температура центральной части Солнца достигнет 100 000 000 К, начнет сгорать и гелий, превращаясь в тяжелые элементы, и Солнце вступит в стадию сложных циклов сжатия и расширения. На последней стадии наша звезда потеряет внешнюю оболочку, центральное ядро будет иметь невероятно большую плотность и размеры, как у Земли. Пройдет еще несколько миллиардов лет, и Солнце остынет, превратившись в белый карлик.
1
Источник: