Солнце и звезды

Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного
цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется,
но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.
В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах
звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания
наблюдаемого излучения звезд.
Термоядерное происхождение энергии Солнца и звезд позволило объяснить многие закономерности, замеченные в мире звезд, указать, как
происходят эволюция звезд и образование различных химических элементов, понять в общих чертах причины таких грандиозных явлений, как
взрывы сверхновых звезд. Предсказывается и судьба Солнца. За 4.6 млрд лет значительная доля водорода в центре Солнца уже сгорела в
термоядерных реакциях. Оставшегося должно хватить на 2-3 млрд лет, после чего Солнце начнет сжиматься и при этом нагреваться (как
отмечено в начале статьи). Неизбежно наступит момент, когда температура станет достаточной для загорания гелия. Три ядра гелия с
выделением энергии будут объединяться в ядро углерода 12C. Температура при этом будет столь велика, что под действием светового
давления раздуется внешняя оболочка Солнца, превращая его в красный гигант. Центральное же ядро Солнца станет белым карликом (то
есть звездой малых размеров с огромной плотностью и высокой температурой).
Солнце — очень удобный объект для наблюдений. Чтобы полюбоваться им, совсем не обязательно не спать по полночи и весь следующий
день ходить в полусонном состоянии. В любое время — утром, днем, вечером — наше светило с готовностью выставляет себя на
всеобщее обозрение. При этом не надо уезжать за десятки...

Солнце относится к жёлтым карликам спектрального класса G2. На диаграмме спектр-светимость (Герцшпрунга-Ресселла) Солнце находится
в средней части главной последовательности, на которой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости в
течение многих миллиардов лет. Солнце имеет 9 спутников (больших планет), суммарная масса которых составляет всего лишь 0.13%
массы С.
При спокойных атмосферных условиях солнечный телескоп позволяет "увидеть" детали размером порядка 1", что на расстоянии в 1 а.е.
соответствует приблизительно 700 км. Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп, представляется совокупностью ярких площадок,
окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы, их размеры различны и составляют в среднем ок.
700км, "время жизни" - ок. 8 минут. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной ок. 300 км. Флуктуации яркости, вызываемые
грануляцией, невелики.
Наиболее очевидным свойством звезд является то, что они светятся, точнее, являются самосветящимися телами. За счет чего
покрываются их энергетические потери? Этот вопрос возник, как только был сформулирован закон сохранения энергии, однако найти
исчерпывающий ответ на него сумели лишь век спустя.
Обычно думают, что главная трудность проблемы – в огромной мощности выделения энергии на Солнце и звездах. В действительности дело
вовсе не в этом. Удельный темп энерговыделения на Солнце и в звездах более чем скромный. Так, в расчете на один грамм своего
вещества Солнце ежесекундно выделяет всего по 2 эрга. По обыденным земным меркам это совершенно ничтожный темп энерговыделения
– как в куче гниющих осенних листьев. В человеческом теле темп выделения энергии на четыре порядка выше, чем в Солнце. Однако чтобы
поддерживать такой уровень производства энергии, нам нужно трижды в день есть. А Солнце (и звезды) светят миллиарды лет, не питаясь.
Список литературы