Как измеряют температуру Солнца, если к нему нельзя прикоснуться
Поделиться статьей:
Например, как подготовиться к ЕГЭ
Теги для быстрого поиска
Кажется, что измерить температуру можно только одним способом — приложить термометр к объекту. Но с Солнцем это не сработает. До звезды около 150 миллионов километров, а условия рядом с ней настолько экстремальны, что ни один современный космический аппарат не сможет приблизиться к её видимой поверхности и уцелеть.
Однако учёные уже давно знают, какая температура Солнца. Для этого им достаточно света, который звезда испускает в космос. Анализируя спектр излучения, акустические волны внутри Солнца и поток нейтрино, астрономы определяют температуру разных слоёв Солнца — от фотосферы до самого ядра.
Почему нельзя измерить температуру Солнца напрямую
Солнце — это огромный шар плазмы, то есть вещества, в котором из-за очень высокой температуры атомы распались на ядра и электроны. Твёрдой поверхности у него нет. Яркий диск, который мы видим с Земли, — это фотосфера. Именно из этого слоя большая часть солнечного света покидает звезду и примерно за восемь минут достигает Земли.
Может показаться, что достаточно отправить к Солнцу зонд с датчиком температуры. Но на практике это невозможно. По мере приближения к звезде резко возрастает поток теплового излучения, а вокруг аппарата оказывается раскалённая плазма. Даже самые современные теплозащитные системы способны выдерживать лишь часть этих нагрузок. Например, тепловой экран зонда Parker Solar Probe рассчитан примерно на 1 400 K, тогда как температура фотосферы достигает около 5 500 K.
Измерить температуру Солнца напрямую нельзя. Вместо этого учёные определяют её по солнечному свету.
Свет как термометр: как работает спектральный анализ
Главный способ узнать температуру звезды называется спектральным анализом. Его используют не только для Солнца, но и для любых других звёзд, даже если они находятся за тысячи световых лет от Земли.
Представь раскалённую плиту или кусок металла в кузнице. Сначала они становятся тёмно-красными, потом ярко-красными, затем оранжевыми, а при ещё более высокой температуре начинают светиться почти белым. Цвет меняется не случайно — он зависит от того, насколько сильно нагрет предмет.
Со звёздами происходит то же самое. Они испускают свет, и по его свойствам можно определить температуру. Чем горячее звезда, тем больше в её излучении коротких волн и тем ближе максимум яркости смещается к синей части спектра.
Чтобы измерить температуру Солнца, учёные раскладывают его свет на отдельные цвета с помощью призмы или специальной дифракционной решётки — примерно так же, как после дождя появляется радуга. Только вместо человеческого глаза используют очень точные приборы, которые измеряют яркость света на каждой длине волны.
Дальше в дело вступает физика. Астрофизики сравнивают полученный спектр с моделью абсолютно чёрного тела — так называют идеальный объект, который полностью поглощает и излучает энергию. Реальных абсолютно чёрных тел не существует, но фотосфера Солнца очень близка к этой модели. Благодаря такому сравнению можно вычислить её эффективную температуру — около 5 772 К.
Связь между температурой и положением максимума излучения описывает закон Вина. Для Солнца этот максимум находится примерно на 500 нанометрах — в зелёно-голубой области видимого спектра. Но современные астрономы смотрят не только на эту точку. Они анализируют весь спектр и особенности отдельных спектральных линий, поэтому могут определить температуру значительно точнее.
Цвет Солнца
Цвет звезды напрямую связан с её температурой. Самые горячие звёзды выглядят голубыми или голубовато-белыми. Более холодные имеют жёлтый, оранжевый или красный оттенок.
Солнце относят к классу жёлтых карликов, однако в космосе оно выглядит белым. Его излучение содержит практически все цвета видимого спектра, которые вместе воспринимаются глазом как белый свет.
С поверхности Земли Солнце кажется слегка желтоватым из-за атмосферы. Молекулы воздуха сильнее рассеивают коротковолновый синий свет, поэтому до наблюдателя доходит немного больше длинноволновой части спектра. Именно поэтому солнечный диск приобретает жёлтый оттенок, особенно когда находится низко над горизонтом.
Температура разных слоёв Солнца
Температура внутри Солнца распределена совсем не так, как можно было бы ожидать. От центра к поверхности она уменьшается, но затем снова начинает расти.
Ядро
В центре Солнца температура достигает примерно 15,7 миллиона K. Именно здесь происходят термоядерные реакции. Ядра водорода сталкиваются и постепенно превращаются в ядра гелия. Этот процесс называют ядерным синтезом, и именно он обеспечивает всю энергию, которую Солнце излучает в космос.
Энергия, родившаяся в ядре, проходит через внутренние слои звезды очень долго, постепенно рассеиваясь, прежде чем покинуть фотосферу в виде света и тепла.
Фотосфера и хромосфера
Температура фотосферы составляет около 5 772 K. Этот слой неоднороден: на разных высотах и в разных областях он нагревается немного по-разному, поэтому в научных источниках можно встретить небольшие различия в оценках.
Над фотосферой находится хромосфера. Обычно её скрывает яркий свет Солнца, но во время полного солнечного затмения она становится заметной как тонкое розоватое кольцо вокруг солнечного диска.
По мере удаления от фотосферы температура плазмы постепенно растёт. У нижней границы хромосферы она составляет несколько тысяч кельвинов. В верхних слоях оценки различаются: многие источники указывают температуру до 20 000 К, тогда как другие приводят более низкие значения. Это связано с тем, что температура быстро меняется с высотой, а граница между верхней хромосферой и переходной зоной определяется по-разному.
Почему корона горячее поверхности
Самая удивительная часть солнечной атмосферы — корона. Несмотря на то что она находится дальше от ядра, температура её плазмы обычно составляет от одного до двух миллионов кельвинов, а в отдельных областях может быть ещё выше.
Это явление называют проблемой коронального нагрева. Почему внешняя атмосфера оказывается значительно горячее фотосферы, до сих пор окончательно не выяснено.
Сегодня рассматривают несколько основных объяснений:
- нагрев магнитными волнами, в том числе альфвеновскими;
- многочисленные микровспышки, или нановспышки;
- сложное перераспределение энергии в магнитном поле Солнца.
Ни одна из этих гипотез пока не получила окончательного подтверждения, поэтому исследование солнечной короны остаётся одной из главных задач современной гелиофизики.
Как учёные заглядывают внутрь Солнца
Свет позволяет изучать только внешние слои звезды. Чтобы узнать, что происходит глубже, используют другие методы.
Гелиосейсмология — УЗИ для Солнца
Внутри Солнца постоянно распространяются акустические волны. Они возникают в конвективной зоне и проходят через всю звезду. На поверхности эти колебания проявляются как едва заметные пульсации. Их регистрируют космические телескопы и солнечные обсерватории.
По скорости распространения волн, их частоте и траектории учёные восстанавливают внутреннее строение Солнца, оценивают температуру, плотность и распределение вещества в различных слоях. Принцип очень похож на медицинское ультразвуковое исследование или сейсмологию на Земле: свойства среды влияют на прохождение волн, а по изменениям можно определить внутреннее устройство объекта.
Нейтрино — посланцы из солнечного ядра
Во время термоядерных реакций рождаются нейтрино — почти неуловимые элементарные частицы. Они практически не взаимодействуют с веществом и поэтому проходят через всё Солнце почти без задержки, а затем долетают до Земли.
Особенно важны нейтрино, возникающие при распаде изотопа бора-8. Их поток очень чувствителен к температуре ядра. Сравнивая результаты наблюдений с расчётами стандартной солнечной модели, учёные проверяют и уточняют параметры внутреннего строения Солнца, включая температуру его центра.
Чтобы зарегистрировать такие частицы, строят огромные нейтринные детекторы глубоко под землёй. Толща горных пород защищает приборы от космических лучей и других помех, позволяя выделить именно солнечный сигнал.
Почему астрономы используют кельвины, а не градусы Цельсия
В астрономии температуру обычно измеряют в кельвинах. Эта шкала начинается от абсолютного нуля — самой низкой возможной температуры (−273,15 °C). Благодаря этому в ней нет отрицательных значений, поэтому она удобнее для физических расчётов.
Перевести кельвины в градусы Цельсия просто: достаточно вычесть 273,15. Например:
- 5 700 К ≈ 5 427 °C;
- 5 772 К ≈ 5 499 °C.
При температурах в миллионы градусов разница между шкалами становится практически незаметной. Поэтому температуру ядра Солнца часто записывают как 15,7 миллиона К или примерно 15,7 миллиона °C — в таком масштабе разница всего в 273 градуса уже не имеет практического значения.
Главное
Температуру Солнца нельзя измерить космическим зондом, поэтому учёные определяют её по солнечному излучению с помощью спектрального анализа.
Температура фотосферы составляет около 5 772 К, ядра — 15,7 миллиона К, а солнечной короны — 1–2 миллиона К, хотя она находится дальше от центра звезды, чем поверхность.
Чтобы изучить внутреннее строение Солнца, астрономы используют гелиосейсмологию и регистрируют солнечные нейтрино. Эти методы помогают определить температуру разных слоёв звезды, не приближаясь к ней.
