Дмитрий Вибе: Чего ждать от Солнца Дмитрий Вибе

Дмитрий Вибе: Чего ждать от Солнца

Дмитрий Вибе

Опубликовано 26 августа 2011 года

Если ограничиться только пределами Солнечной системы (а в стародавние времена Вселенная заканчивалась уже где-то недалеко за орбитой Сатурна), то Солнце — объект не просто необычный, а совершенно исключительный. Будучи самым заметным из светил, оно всегда занимало в сознании людей особое место — как главный источник тепла, главный источник света, своеобразный метроном для счёта дней и лет (но не месяцев!). Неудивительно поэтому, что практически во всех мифологиях Солнце так или иначе обожествлялось, всегда занимая в сверхчеловеческой иерархии различные руководящие посты.

Однако Солнце было богом весьма своеобразным — таким, который является своим приверженцам не сюрпризом по особым случаям, а вполне предсказуемо и ежедневно. В результате Солнце-бог одновременно было предметом и поклонения, и научного исследования. Причём во втором случае оно занимало не руководящее, а подчинённое положение одной из семи планет, обращающихся вокруг Земли, для которой можно и должно строить теорию движения. Не так много существует богов, перемещения которых можно предсказывать математически.

Древние греки не только учились рассчитывать путь Солнца, но и оценивали его размеры и удаление, а также предполагали, что оно, в отличие от прочих планет, сплошь состоит из огня. В то же время впервые появились и догадки о том, что по своей огненной природе Солнце схоже со звёздами, однако мысль о тождестве дневного и ночных светил утвердилась в науке лишь к XVII веку — вместе с признанием того, что звёзды не закреплены на небесной сфере, а заполняют бесконечное пространство. Окончательно же сходство Солнца и звёзд было доказано во второй половине XIX века благодаря сравнению их спектров.

Однако благодаря спектральному анализу ситуация одновременно упростилась и усложнилась: Солнце оказалось похожим на другие звёзды, однако звёзды оказались непохожими друг на друга! Некоторые из них раскалены, что называется, «добела», другие светят холодным красным светом. В одних спектрах линии широки, указывая на высокую плотность вещества в атмосфере звезды, тонкие линии в других спектрах говорят о низкой плотности атмосферы. Да и собственно набор линий от звезды к звезде меняется: в одних спектрах линий очень много, в других их почти нет. Изначально спектры звёзд пытались классифицировать именно по сочетанию различных линий, назвав различные классы спектров буквами латинского алфавита — ABCDE… Однако позже выяснилось, что более физично выстраивать спектры не по линиям, а по цвету, начав классификацию с самых горячих (голубых) звёзд и закончив её самыми холодными (красными). Часть букв при этом потерялась, а остальные перетасовались в таком порядке: OBAFGKM (клубная английская мнемоника «Oh, Be A Fine Girl Kiss Me» противостоит почвенной российской «Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь»). Потом, правда, оказалось, что букв в спектральной классификации оставили слишком мало, и её пришлось дополнять арабскими и римскими цифрами.

В результате современный спектральный класс Солнца выглядит как G2V. Он означает, что Солнце имеет цвет, соответствующий температуре порядка 6000К, внутри спектрального класса G оно расположено ближе к границе с классом F, чем к границе с классом K, а цифра V говорит о принадлежности к карликам, то есть звёздам с компактными плотными атмосферами. Двумя словами — жёлтый карлик. Прочие параметры таковы: масса 2·10²⁷ тонн, светимость (мощность излучения) 10²⁶ ватт, диаметр около полутора миллионов километров.

Насколько эти параметры похожи или не похожи на параметры других звёзд? Начнём с главного — с массы. Теория звёздной эволюции утверждает, что именно этот параметр для звезды является определяющим. Вообще, звёздные массы заключены в весьма широких пределах — от одной десятой массы Солнца до сотни или даже сотен солнечных масс. Однако количество звёзд разных масс существенно разное, и чем меньше масса звезды, тем больше таких звёзд в Галактике. Скажем, на каждую звезду с массой порядка сотни солнечных масс приходится несколько сотен звёзд с массой порядка одной солнечной и около десяти тысяч звёзд, менее массивных, чем Солнце.

Чтобы в этом убедиться, достаточно взглянуть на наши ближайшие окрестности. По состоянию на 1 января 2011 года в пределах 10 парсеков от Солнца было известно 369 объектов, в том числе четыре звезды спектрального класса А, шесть звёзд спектрального класса F, двадцать звёзд спектрального класса G, 44 звезды класса K и 247 звёзд спектрального класса M. Итого на двадцать звёзд, подобных Солнцу, приходится три сотни красных карликов, менее горячих и, следовательно, менее массивных. Иными словами, если судить по массе, то наше Солнце — звезда далеко не типичная!

То же самое можно сказать и про излучение. Красные карлики очень многочисленны, но и очень тусклы. Белых и голубых звёзд мало, но зато светимости у них очень высокие. В результате больше всего света в нашей Галактике генерируют звёзды спектральных классов A и B, более массивные и более горячие, чем Солнце. Иными словами, в целом по Галактике Солнце рядовой звездой не является. Ни в полной массе звёздного населения, ни в его полной светимости звёзды, подобные Солнцу, первую скрипку не играют.

Поэтому вопрос о типичности Солнца уместно ставить только в сравнении с другими звёздами примерно той же массы. Интерес к поиску близнецов Солнца вызван несколькими причинами. Именно такие звёзды кажутся наиболее перспективными с точки зрения поиска братьев по разуму. Астробиологи вовсю спорят о возможности зарождения жизни у звёзд других спектральных классов, но о том, что жизнь может возникнуть у звёзды спектрального класса G2V, мы знаем наверняка. Есть и более приземлённые интересы. Наша жизнь из-за активного применения различных электрических и электронных гаджетов всё более зависит от солнечной активности. Первая зафиксированная солнечная вспышка (и связанная с нею магнитная буря) — явление Кэррингтона 1–2 сентября 1859 года — запомнилась в первую очередь благодаря «бешенству телеграфных аппаратов», в которых загоралась лента и которые продолжали работать, даже когда испуганные операторы отключали их от питания. Есть и недавние примеры: в марте 1989 года и в ноябре 2003 года из-за сильных вспышек в ряде стран происходили массовые отключения электричества.

Из-за этого растут страхи некоего «солнечного армагеддона». Правда, до сих пор Солнце вело себя вполне прилично, но наши возможности слежения за краткосрочными (в масштабах жизни Солнца и Земли) проявлениями солнечной активности весьма ограничены. Детальные наблюдения Солнца ведутся около четырёхсот лет, по косвенным признакам мы можем заглянуть в его прошлое ещё тысяч на десять лет, но что если мегавспышки происходят, скажем, каждые сто тысяч лет? Узнать это можно, наблюдая за другими подобными звёздами.

Пока астрономия даёт на эти вопросы успокаивающие ответы. Среди звёзд спектрального класса G Солнце совершенно типично. Оно обладает медленным вращением и слабым магнитным полем (а это основные движущие механизмы звёздной активности). Правда, в 2000 году появилось тревожное сообщение об обнаружении сильных вспышек на ряде солнцеподобных звёзд, когда на протяжении нескольких минут звезда выделяла энергию порядка 10³⁸ эрг. Для сравнения: мощнейшие вспышки на Солнце имеют энергию, в миллион раз меньшую. Однако вскоре выяснилось, что сама звезда тут ни при чём — к запутыванию её магнитного поля (которое потом «распутывается» с выделением колоссальной энергии) причастны близкие планеты-гиганты, которых в Солнечной системе нет. В других же случаях сильные вспышки на близнецах Солнца происходят лишь на протяжении первых десятков миллионов лет их жизни, в эпоху беспокойной юности, которая у Солнца давно позади…

Резюме такое. Является ли Солнце типичной звездой Галактики? Нет! Является ли Солнце типичной звездой своего класса? Да! Умеренно яркая, не слишком активная, весьма устойчивая в своих свойствах… В общем, с Галактикой нам повезло, со звездой — тоже. Осталось теперь разобраться, насколько нам повезло с планетной системой.

К оглавлению