Най-близката звезда до нас е, разбира се, Слънцето. Разстоянието от Земята до нея е доста малко по космически параметри: от Слънцето до Земята слънчева светлинаОтнема само 8 минути.
Слънцето не е обикновено жълто джудже, както се смяташе досега. Това централно тялослънчева система, около която се въртят планетите, с голям брой тежки елементи. Това е звезда, образувана след няколко експлозии на свръхнови, около които се е образувала планетарна система. Поради местоположението си близо до идеалните условия, животът е възникнал на третата планета Земя. Слънцето вече е на пет милиарда години. Но нека да разберем защо свети? Каква е структурата на Слънцето и какви са неговите характеристики? Какво му очаква бъдещето? Колко значително влияние има върху Земята и нейните обитатели? Слънцето е звезда, около която се въртят всички 9 планети от Слънчевата система, включително и нашата. 1 a.u. (астрономическа единица) = 150 милиона км - толкова е средното разстояние от Земята до Слънцето. Слънчевата система съдържа девет големи планети, около сто сателита, много комети, десетки хиляди астероиди (малки планети), метеороиди и междупланетен газ и прах. В центъра на всичко е нашето Слънце.
Слънцето грее от милиони години, което се потвърждава от съвременните биологични изследвания, получени от останките на синьо-зелено-сини водорасли. Ако температурата на повърхността на Слънцето се промени дори с 10%, целият живот на Земята ще умре. Затова е добре, че нашата звезда равномерно излъчва енергията, необходима за просперитета на човечеството и другите същества на Земята. В религиите и митовете на народите по света Слънцето винаги е заемало основно място. За почти всички народи от древността Слънцето е най-важното божество: Хелиос - сред древните гърци, Ра - богът на слънцето на древните египтяни и Ярило сред славяните. Слънцето носеше топлина, реколта, всички го почитаха, защото без него нямаше да има живот на Земята. Размерът на Слънцето е внушителен. Например масата на Слънцето е 330 000 пъти по-голяма от масата на Земята, а радиусът му е 109 пъти по-голям. Но плътността на нашата звезда е малка - 1,4 пъти по-голяма от плътността на водата. Движението на петна по повърхността е забелязано от самия Галилео Галилей, доказвайки по този начин, че Слънцето не стои неподвижно, а се върти.
Конвективна зона на Слънцето
Радиоактивната зона е около 2/3 от вътрешния диаметър на Слънцето, а радиусът е около 140 хиляди км. Отдалечавайки се от центъра, фотоните губят енергията си под въздействието на сблъсък. Това явление се нарича явление конвекция. Това напомня на процеса, който се случва във врящ чайник: енергията, идваща от нагревателния елемент, е много по-голяма от количеството, което се отстранява чрез проводимост. Топла вода, разположен близо до огъня, се издига, а по-студеният слиза надолу. Този процес се нарича конвенция. Смисълът на конвекцията е, че по-плътният газ се разпределя по повърхността, охлажда се и отново отива в центъра. Процесът на смесване в конвективната зона на Слънцето се извършва непрекъснато. Гледайки през телескоп повърхността на Слънцето, можете да видите неговата гранулирана структура - гранулации. Усеща се, че е от гранули! Това се дължи на конвекцията, възникваща под фотосферата.
Фотосфера на Слънцето
Тънък слой (400 km) - фотосферата на Слънцето, се намира непосредствено зад конвективната зона и представлява "истинската слънчева повърхност", видима от Земята. Гранулите във фотосферата са заснети за първи път от французина Янсен през 1885 г. Средната гранула е с размер 1000 км, движи се със скорост 1 км/сек и съществува приблизително 15 минути. Тъмни образувания във фотосферата могат да се наблюдават в екваториалната част, след което се изместват. Силните магнитни полета са отличителна черта на такива петна. А тъмен цвятсе получава поради по-ниската температура спрямо околната фотосфера.
Хромосфера на Слънцето
Слънчевата хромосфера (цветна сфера) е плътен слой (10 000 km) от слънчевата атмосфера, който се намира точно зад фотосферата. Хромосферата е доста проблематична за наблюдение поради близостта си до фотосферата. Най-добре се вижда, когато Луната покрива фотосферата, т.е. по време на слънчеви затъмнения.
Слънчевите изпъкналости са огромни емисии на водород, наподобяващи дълги светещи нишки. Протуберанците се издигат на огромни разстояния, достигайки диаметъра на Слънцето (1,4 мм км), движат се със скорост около 300 км/сек, а температурата достига 10 000 градуса.
Слънчевата корона е външните и разширени слоеве на слънчевата атмосфера, произхождащи от хромосферата. Дължината на слънчевата корона е много голяма и достига стойности от няколко слънчеви диаметъра. Учените все още не са получили ясен отговор на въпроса къде точно свършва.
Съставът на слънчевата корона е разредена, силно йонизирана плазма. Съдържа тежки йони, електрони с хелиево ядро и протони. Температурата на короната достига от 1 до 2 милиона градуса К, спрямо повърхността на Слънцето.
Слънчевият вятър е непрекъснато изтичане на материя (плазма) от външната обвивка на слънчевата атмосфера. Съдържа протони, атомни ядраи електрони. Скоростта на слънчевия вятър може да варира от 300 км/сек до 1500 км/сек, в зависимост от процесите, протичащи на Слънцето. Слънчевият вятър се разпространява навсякъде слънчева системаи, взаимодействайки с магнитното поле на Земята, причинява различни явления, едно от които е северното сияние.
Характеристики на Слънцето
Маса на Слънцето: 2∙1030 kg (332 946 земни маси)
Диаметър: 1 392 000 км
Радиус: 696 000 км
Средна плътност: 1 400 kg/m3
Наклон на оста: 7,25° (спрямо равнината на еклиптиката)
Температура на повърхността: 5780 К
Температура в центъра на Слънцето: 15 милиона градуса
Спектрален клас: G2 V
Средно разстояние от Земята: 150 милиона км
Възраст: 5 милиарда години
Период на въртене: 25.380 дни
Светимост: 3.86∙1026 W
Видима величина: 26,75 m
В космоса има много малки и големи звезди. И ако говорим за жителите на Земята, тогава най-важната звезда за тях е Слънцето. Състои се от 70% водород и 28% хелий, като металите представляват по-малко от 2%.
Ако не беше Слънцето, може би нямаше да има живот на Земята. Нашите предци са знаели колко много техният живот и живот зависят от небесното тяло, те са го почитали и обожествявали. Гърците наричали слънцето Хелиос, а римляните Сол.
Слънцето има огромно влияние върху живота ни. Това е огромен стимул да проучим как се случват промените в тази „огнена топка“ и как тези промени могат да ни засегнат сега и в бъдеще. Многобройните научни изследвания ни дават възможност да надникнем в далечното минало на планетата. Слънцето е на около 5 милиарда години. След 4 милиарда години ще свети много по-ярко, отколкото сега. В допълнение към увеличаването на светимостта и размера си в продължение на много милиарди години, Слънцето също се променя за по-кратки периоди от време.
Такъв период на промяна е известен като слънчев цикъл, в моментите на който се наблюдават минимуми и максимуми.Благодарение на наблюдения в продължение на няколко десетилетия е установено, че нарастването на светлинната активност и размера на Слънцето, започнало през г. далечното минало, съществува и днес. През последните няколко цикъла светлинната активност се е увеличила с около 0,1%. Тези промени, независимо дали са бързи или постепенни, определено оказват огромно влияние върху земляните. Механизмите на това влияние обаче все още не са напълно проучени.
Температурата на Слънцето в центъра на звездата е много висока, около 14 милиарда градуса. Термоядрените реакции протичат в ядрото на планетата, т.е. реакции на делене на водородни ядра под налягане, което води до освобождаване на едно хелиево ядро и голяма сумаенергия. Докато навлизате по-дълбоко навътре, температурата на Слънцето трябва да се повиши бързо. Може да се определи само теоретично.
Температурата на Слънцето в градуси е:
- температура на короната - 1 500 000 градуса;
- температура на ядрото - 13500000 градуса;
- Температурата на Слънцето по Целзий на повърхността е 5726 градуса.
Огромен брой учени от различни страниТе провеждат изследвания на структурата на Слънцето, опитвайки се да пресъздадат процеса на термоядрен синтез в земни лаборатории. Това се прави с цел да се установи как се държи плазмата реални условияда възпроизведе тези условия на Земята. Слънцето всъщност е огромна природна лаборатория.
Атмосферата на Слънцето с дебелина около 500 km се нарича фотосфера. Благодарение на процесите на конвекция в атмосферата на планетата, топлинните потоци от долните слоеве се преместват във фотосферата. Слънцето се върти, но не по същия начин като Земята, Марс... Слънцето по принцип е нетвърдо тяло.
Подобни ефекти от въртенето на Слънцето се наблюдават при газовите планети. За разлика от Земята, слоевете на Слънцето имат различна скорост на въртене. Екваторът се върти най-бързо; едно завъртане се извършва за около 25 дни. Докато се отдалечавате от екватора, скоростта на въртене намалява и някъде на полюсите на Слънцето въртенето отнема приблизително 36 дни. Слънчевата енергия е около 386 милиарда мегавата. Всяка част от секундата около 700 милиона тона водород се превръщат в 695 милиона тона хелий и 5 милиона тона енергия под формата на гама лъчи. Поради факта, че температурата на Слънцето е толкова висока, реакцията на преход на водород в хелий протича успешно.
Слънцето също излъчва поток от заредени частици с ниска плътност (главно протони и електрони). Този поток се нарича слънчев вятър, който се движи през цялата слънчева система със скорост от около 450 км/сек. Потоци непрекъснато текат от Слънцето в космоса, съответно към Земята. Слънчевият вятър представлява смъртоносна заплаха за целия живот на нашата планета. Може да има драматични ефекти върху Земята, от пренапрежения на електропроводите, радиосмущения до красиви полярни сияния. Ако ги нямаше магнитно поле, тогава животът ще свърши за секунди. Магнитното поле създава непроходима бариера за бързо заредените частици на слънчевия вятър. В областите Северен полюсМагнитното поле е насочено навътре към Земята, което кара частиците на ускорения слънчев вятър да проникнат много по-близо до повърхността на нашата планета. Следователно на северния полюс наблюдаваме полярни ветрове.Слънчевият вятър също може да причини опасност чрез взаимодействие със земната магнитосфера. Това явление се нарича има силно въздействие върху здравето на хората. Тези реакции са особено забележими при по-възрастните хора.
Слънчевият вятър не е всичко, с което Слънцето може да ни навреди. Голяма опасност представляват честите събития на повърхността на светилото. Изригванията излъчват огромни количества ултравиолетова и рентгенова радиация, които са насочени към Земята. Тези лъчения са напълно способни да абсорбират земна атмосфера, но те представляват голяма опасност за всички обекти в космоса. Радиацията може да навреди на изкуствените спътници, станции и други космически технологии. Радиацията се отразява неблагоприятно и на здравето на астронавтите, работещи в открития космос.
От самото си създаване Слънцето вече е използвало около половината от водорода в ядрото си и ще продължи да излъчва още 5 милиарда години, като постепенно увеличава размера си. След този период от време оставащият водород в ядрото на звездата ще бъде напълно изчерпан. До този момент Слънцето ще достигне максималния си размер и ще увеличи диаметъра си около 3 пъти (в сравнение със сегашния си размер). Ще прилича на червен гигант, част от близките до Слънцето планети ще изгорят в атмосферата му. Те ще включват Земята. Дотогава човечеството ще трябва да намери нова планета, която да обитава. След което температурата на Слънцето ще започне да пада и след като изстине, то в крайна сметка ще се превърне в Всичко това обаче е въпрос на много далечно бъдеще...
Температура - много важна характеристикасъстояние на материята, върху което се основава физични свойства. Неговото определяне е един от най-трудните астрофизични проблеми. Това се дължи както на сложността на съществуващите методи за определяне на температурата, така и на фундаменталната неточност на някои от тях. С редки изключения, астрономите не могат да измерват температурата с помощта на инструмент, монтиран на самото тяло. Въпреки това, дори ако това можеше да се направи, в много случаи уредите за измерване на топлина биха били безполезни, тъй като техните показания биха се различавали значително от действителната стойност на температурата. Термометърът дава правилни показания само когато е в топлинно равновесие с тялото, чиято температура се измерва. Следователно за тела, които не са в топлинно равновесие, е принципно невъзможно да се използва термометър и трябва да се използват специални методи за определяне на тяхната температура. Нека разгледаме основните методи за определяне на температурите и да посочим най-важните случаи на тяхното приложение.
Определяне на температурата по ширината на спектралните линии. Този метод се основава на използването на формула (7.43), когато Доплеровата ширина на спектралните линии на излъчване или абсорбция е известна от наблюдения. Ако газовият слой е оптически тънък (няма самопоглъщане) и неговите атоми имат само топлинни движения, тогава стойността на кинетичната температура се получава директно по този начин. Много често обаче тези условия не са изпълнени, което се доказва основно от отклонението на наблюдаваните профили от кривата на Гаус, показана на фиг. 90. Очевидно в тези случаи задачата за определяне на температурата въз основа на профилите на спектралните линии става много по-сложна.
Определяне на температурата въз основа на изследване на елементарни атомни процеси, водещи до появата на видимо лъчение. Този метод за определяне на температурата се основава на теоретични изчисления на спектъра и сравнение на техните резултати с наблюдения. Нека илюстрираме този метод с примера на слънчевата корона. Неговият спектър съдържа емисионни линии, принадлежащи на многократно йонизирани елементи, чиито атоми са лишени от повече от дузина външни електрони, което изисква енергии от поне няколкостотин електронволта. Мощността на слънчевата радиация е твърде ниска, за да предизвика такава силна йонизация на газа. Може да се обясни само със сблъсъци с енергийни бързи частици, главно свободни електрони. Следователно, топлинната енергия на значителна част от частиците в слънчевата корона трябва да бъде равна на няколкостотин електронволта. Означавайки енергията, изразена в електронволта, с e и като вземем предвид (7.13), имаме T = 11 600 V.
Тогава повечето газови частици имат енергия от 100 eV при температура над един милион градуса.
Определяне на температура въз основа на прилагането на законите за излъчване на черно тяло. Редица от най-разпространените методи за определяне на температурата се основават на прилагането на законите за излъчване на черно тяло (стриктно погледнато, валидни само за термодинамично равновесие) към наблюдаваното излъчване. Въпреки това, поради причините, посочени в началото на този параграф, всички тези методи са фундаментално неточни и водят до резултати, съдържащи по-големи или по-малки грешки. Следователно те се използват или за приблизителни оценки на температурата, или в случаите, когато може да се докаже, че тези грешки са незначителни. Да започнем с тези случаи.
Оптически дебел, непрозрачен слой газ, в съответствие със закона на Кирхоф, произвежда силно излъчване в непрекъснат спектър. Типичен пример са най-дълбоките слоеве на атмосферата на звезда. Колкото по-дълбоки са тези слоеве, толкова по-добре са изолирани от околното пространство и следователно тяхното излъчване е по-близо до равновесието. Следователно за вътрешни слоевезвезди, чието излъчване изобщо не достига до нас, се изпълняват законите на топлинното излъчване с висока степенточност.
Съвсем различно е положението с външните слоеве на звездата. Те заемат междинна позиция между напълно изолирани вътрешни слоеве и напълно прозрачни най-външни слоеве (което означава видима радиация). Всъщност виждаме тези слоеве, чиято оптична дълбочина не се различава твърде много от 1. Наистина, по-дълбоките слоеве са по-малко видими поради бързото увеличаване на непрозрачността с дълбочината, а най-външните слоеве излъчват слабо (припомнете си, че излъчването на оптично тънък слой е пропорционален на неговата оптична дебелина). Следователно излъчването, което излиза извън границите на дадено тяло, се среща главно на слоеве. С други думи, слоевете, които виждаме, се намират на дълбочина, от която газът става непрозрачен, за тях законите на топлинното излъчване се изпълняват само приблизително. Така например за звездите, като правило, е възможно да се избере крива на Планк, която, макар и много грубо, все пак прилича на разпределението на енергията в нейния спектър. Това ни позволява с големи резерви да приложим законите на Планк, Стефан-Болцман и Виен към излъчването на звездите.
Нека разгледаме приложението на тези закони към слънчевата радиация. Фигура 91 показва наблюдаваното разпределение на енергията в спектъра на центъра на слънчевия диск, заедно с няколко криви на Планк за различни температури. От тази фигура става ясно, че нито една от тях не съвпада точно с кривата на Слънцето. При последните радиационният максимум не е толкова силно изразен. Ако приемем, че се извършва в дължината на вълната 
max = 4300 Å, тогава температурата, определена от закона за изместване на Wien, ще бъде равна на T ( 
проверка) = 6750°.
Общата енергия, излъчвана от 1 cm 2 от повърхността на Слънцето, е равна на
e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × сек.
Замествайки тази стойност във формула (7.33) на закона на Стефан-Болцман, получаваме така наречената ефективна температура
И така, ефективната температура на едно тяло е температурата на такова абсолютно черно тяло, всеки квадратен сантиметър от който в целия спектър излъчва същия енергиен поток като 1 cm 2 от това тяло.
Концепциите за яркост и цветова температура се въвеждат по подобен начин. Яркостната температура е температурата на такова абсолютно черно тяло, всеки квадратен сантиметър от което при определена дължина на вълната излъчва същия енергиен поток като даденото тяло при същата дължина на вълната. За да се определи яркостната температура, трябва да се приложи формулата на Планк към наблюдаваната монохроматична яркост на излъчващата повърхност. Очевидно е, че в различни части на спектъра истинско тяломогат да имат различни температури на яркост. Така например от фиг. 91 е ясно, че кривата за Слънцето пресича различни криви на Планк, чиито съответни температури показват изменението на яркостната температура на Слънцето в различни части на видимия спектър.
Определянето на яркостната температура изисква много сложни измервания на интензитета на излъчване в абсолютни единици. Много по-лесно е да се определи промяната в интензитета на излъчване в определена област на спектъра (относително енергийно разпределение).
Температурата на абсолютно черно тяло, чието относително енергийно разпределение в част от спектъра е същото като това на дадено тяло, се нарича цветна температура на тялото. Връщайки се отново към разпределението на енергията в спектъра на Слънцето, виждаме, че в областта на дължината на вълната от 5000-6000 Å наклонът на кривата за Слънцето на фиг. 91 е същата като кривата на Планк за температура от 7000° в същата спектрална област.
Концепциите за ефективност, яркост и цветна температура, въведени по-горе, са само параметри, характеризиращи свойствата на наблюдаваното лъчение. За да разберете с каква точност и на каква дълбочина те дават представа за действителната телесна температура, са необходими допълнителни изследвания
Нека анализираме резултатите. Ефективната температура на Слънцето, определена от общия поток на радиация, се оказа равна на 5760 °, докато положението на максималното излъчване в спектъра на Слънцето съответства на температурата, определена от закона на Виен, около 6750 °. Относително разпределение на енергията в различни областиспектърът дава възможност да се намерят цветни температури, чиято стойност варира значително дори само във видимата област. Например в диапазона на дължината на вълната 4700-5400 Å цветната температура е 6500°, а в близост в диапазона на дължината на вълната 4300-4700 Å е около 8000°. Температурата на яркост варира в още по-широк спектър, който в спектралната област от 1000-2500 Å нараства от 4500° до 5000°, в зелените лъчи (5500 Å) е близо до 6400°, а в радиообхвата на метровите вълни достига милион градуса! За яснота всички изброени резултати са обобщени в табл. 4.
Разликата между данните, дадени в табл. 4 е от основно значение и води до следните важни изводи:
1. Излъчването на Слънцето се различава от излъчването на напълно черно тяло. В противен случай всички температурни стойности, дадени в табл. 4 би било същото.
2. Температурата на слънчевата материя се променя с дълбочината. Наистина, непрозрачността на силно нагретите газове не е еднаква за различните дължини на вълната. IN ултравиолетови лъчиабсорбцията е по-голяма, отколкото при видимите. В същото време такива газове поглъщат най-силно радиовълните. Следователно радио, ултравиолетовата и видимата радиация съответно се отнасят до все по-дълбоки слоеве на Слънцето. Като вземем предвид наблюдаваната зависимост на яркостната температура от дължината на вълната, откриваме, че някъде близо до видимата повърхност на Слънцето има слой с минимална температура (около 4500°), който може да се наблюдава в далечни ултравиолетови лъчи. Над и под този слой температурата се повишава бързо.
3. От предходното следва, че повечето отслънчевата материя трябва да е много силно йонизирана. Още при температура от 5-6 хиляди градуса атомите на много метали се йонизират, а при температури над 10-15 хиляди градуса се йонизира най-разпространеният елемент на Слънцето - водородът. Следователно слънчевата материя е плазма, т.е. газ, в който повечето атоми са йонизирани. Само в тънък слой близо до видимия ръб йонизацията е слаба и преобладава неутрален водород
От масата 5 показва, че в дълбините на Слънцето температурата надхвърля 10 милиона градуса, а налягането надхвърля стотици милиарди атмосфери (1 atm = 103 dyne/cm2). При тези условия отделните атоми се движат с огромни скорости, достигащи например стотици километри в секунда за водорода. Тъй като плътността на веществото е много висока, атомните сблъсъци се случват много често. Някои от тези сблъсъци водят до близостта на атомните ядра, необходима за протичане на ядрени реакции.
Две ядрени реакции играят важна роля във вътрешността на Слънцето. В резултат на една от тях, схематично показана на фиг. 130, от четири водородни атома се образува един хелиев атом. В междинните етапи на реакцията се образуват ядра от тежък водород (деутерий) и ядра от изотопа He 3. Тази реакция се нарича протон-протон.
Друга реакция при слънчеви условия играе много по-малка роля. В крайна сметка това също води до образуването на хелиево ядро от четири протона. Процесът е по-сложен и може да се случи само в присъствието на въглерод, чиито ядра влизат в реакцията в първите етапи и се освобождават в последните. По този начин въглеродът е катализатор, поради което цялата реакция се нарича въглероден цикъл.
Изключително важен факт е, че масата на хелиевото ядро е с почти 1% по-малка от масата на четирите протона. Тази видима загуба на маса се нарича дефект на масата и е отговорна за освобождаването на големи количества енергия в резултат на ядрени реакции.
Описаните ядрени реакции са източник на енергия, излъчвана от Слънцето в космоса.
Тъй като най-високите температури и налягания се създават в най-дълбоките слоеве на Слънцето, ядрените реакции и съпътстващото ги освобождаване на енергия протичат най-интензивно в самия център на Слънцето. Само тук, заедно с протон-протонната реакция, въглеродният цикъл играе важна роля. Когато се отдалечите от центъра на Слънцето, температурата и налягането стават по-ниски, освобождаването на енергия поради въглеродния цикъл бързо спира и до разстояние от около 0,2-0,3 радиуса от центъра, само протон-протон реакцията остава значима. При разстояние от центъра повече от 0,3 радиуса температурата става под 5 милиона градуса, а налягането под 10 милиарда атмосфери. При тези условия ядрените реакции изобщо не могат да възникнат. Тези слоеве предават само радиация, освободена на по-голяма дълбочина под формата на гама лъчи, които се абсорбират и повторно излъчват от отделни атоми. Важно е, че вместо всеки погълнат квант с висока енергия, атомите, като правило, излъчват няколко кванта с по-ниска енергия. Това се случва до следващата причина. Поглъщайки, атомът се йонизира или силно възбужда и придобива способността да излъчва. Електронът обаче не се връща към първоначалното си енергийно ниво веднага, а през междинни състояния, по време на преходи между които се освобождават кванти с по-ниска енергия. В резултат на това има един вид "раздробяване" на твърдите кванти на по-малко енергийни. Следователно вместо гама лъчи се излъчват рентгенови лъчи, а вместо рентгенови лъчи се излъчват ултравиолетови лъчи, които от своя страна, вече във външните слоеве, се раздробяват на кванти от видими и топлинни лъчи, накрая излъчвани от Слънцето .
Тази част от Слънцето, в която освобождаването на енергия поради ядрени реакции е незначително и процесът на пренос на енергия се осъществява чрез поглъщане на радиация и последващо повторно излъчване, се нарича зона на радиационно равновесие. Заема площ от приблизително 0,3 до 0,7 r¤ от центъра на Слънцето. Над това ниво самата материя започва да участва в преноса на енергия и директно под видимите външни слоеве на Слънцето, над около 0,3 от неговия радиус, се образува конвективна зона, в която енергията се пренася чрез конвекция.
Слънцето е звезда, която произвежда топлина в резултат на протичащи в нея термоядрени реакции за превръщане на водородните молекули в инертен газ - хелий. Температурата се измерва в градуси и варира в различните слоеве. Поради факта, че Земята е на голямо разстояние от звездата, ние сме защитени от нейните изгарящи ефекти. За да се почувства в безопасност, човечеството трябва да разгадае всички свои тайни.
Във връзка с
Структурата на звездата
Как изглежда слънцето и от какво е направено. Това е основно многослойна плазмено-газова сфера, чийто вътрешен обем може да бъде разделен на няколко зони с различен състав, свойства, поведение и характеристики на веществото.
Структура на Слънцето може да се представи по следния начин:
- ядрото е гигантска термоядрена „пещ“, която генерира топлина и енергия под формата на фотони. Те са тези, които носят светлина на Земята. Радиусът на ядрото не надвишава една четвърт от общия радиус на небесното тяло; температурата в центъра на слънцето достига 14 милиона Келвина;
- радиационна (излъчваща) зона, има дебелина около триста хиляди километра и се характеризира с висока плътност. Тук енергията е бавна се придвижва към повърхността. По същество това е областта на термоядрения синтез;
- конвективната зона, където енергията се движи много по-бързо към повърхността или във фотосферата;
- Зоната на вихровите газове на слънчевата атмосфера започва над повърхността.
Сфери и техните характеристики
Фотосферата е най-тънкият и дълбок слой, разположен над повърхността на Слънцето; може да се наблюдава в непрекъснатия спектър на видимата светлина. Височината на фотосферата е приблизително 300 км. Колкото по-дълбок е слоят фотосфера, толкова по-горещ става той.
Хромосфера - външна обвивка, заобикалящи фотосферата. Дебелината му е приблизително 10 000 km и има разнородна структура. Короната е външната и следователно необичайно разредена част от атмосферата, която може да се види по време пълно затъмнение. Има температура над един милион градуса.
Атмосферата е подложена на постоянни резонансни колебания приблизително на всеки 5 минути. Разпространение в горни слоевеатмосфера, вълните предават част от енергията към тях, газовете от други слоеве (хромосфера и корона) се нагряват. Ето защо горна частФотосферата на Слънцето се оказва „най-студена“.
внимание!Плътността, температурата и налягането вътре в гигантски термоядрен реактор намаляват, когато се отдалечите от ядрото.
Температурата на слънцето в градуси е различна във всяка от неговите сфери, така че температурата на слънцето на повърхността е 5800 градуса по Целзий, слънчева корона – 1 500 000, температурата на слънчевото ядро е 13 500 000.
Радиационна сила
Мощността на излъчване е много голяма: приблизително 385 милиарда мегавата. Почти мигновено 700 милиона тона водород се превръщат в 695 милиона тона хелий и 5 милиона тона гама лъчи. Защото висока температурасливането на звезди, трансформиращо водорода в хелий, става с образуването на слънчева енергия и излъчването на поток от фотони. Такъв поток обикновено се нарича слънчев вятър, който се движи със скорост над 450 km/s.
Благодарение на радиацията се поддържа жизнени процесина Земята се определя нейният климат. Формално блясъкът има почти бял цвят, обаче, приближавайки се до земната повърхност, става жълт оттенък- Това е резултат от разсейване на светлината и поглъщане на късовълновата част от спектъра.
Слънчевият вятър има и друга дефиниция - изхвърляне на коронална маса (CMEs), което представлява колосален фронт на радиоактивни йонизирани заредени частици, насочен в космическата бездна и изпепеляващ всичко по пътя си.
Когато фотоните достигнат повърхностните слоеве, те карат външните слоеве на звездата да се въртят, което води до мощни магнитни опозиции и ударни вълни.
След като се ускоряват до невероятни скорости, газовете също генерират силни магнитни полета, които при въртенето на звездата се сблъскват и излизат от повърхността.
Магнитните полета се изригват в открития космос огромни примки. Някои от тези образувания са толкова големи, че Земята може да премине през тях с огромна разлика.
Съсирек от силно радиоактивна йонизирана плазма се откъсва от тях и се отнася с огромна скорост. Това е MCU. Може да повреди космически кораби и дори да застраши живота на астронавтите. Такъв убийствен фронт понякога достига Земятаслед 16 часа. За сравнение: на бърз космически кораб полетът ще отнеме години, но слънчевият вятър се нуждае само от няколко часа, за да измине този маршрут.
важно!Слънчевият вятър представлява смъртна заплаха за съществуването на целия живот на нашата планета. Ако Земята нямаше магнитно поле, което създава непроходима бариера за частиците, животът щеше да бъде прекъснат за няколко секунди.
Възникване
Има различни теории за произхода на слънцето. Ето един от тях. В безкрайното пространство, прах и газ, натрупани в продължение на милиони години, под въздействието на гравитацията и налягането, топлината се увеличава, което води до ядрен синтез и експлозия. Първо от огромно натрупване на материал се образува звезда, след това близките до него планети.
Много хора се чудят на колко години е нашето Слънце и как се е образувало. Точната възраст на звездата, разбира се, е невъзможно да се установи. Смята се, че единствената звезда в системата се е появила преди 4,57 милиарда години.
Има хипотеза, че продължителността на живота на една звезда на главната последователност не надвишава 10 милиарда години. Това означава, че сега е почти в средата си жизнен периоди след изтичане на срока на съществуването му блясъкът му ще стане много по-ярък и температурата бързо ще спадне и звездата ще достигне стадия на червения гигант. Тогава външната му обвивка ще започне да се разширява и след това ще загуби маса. Това може да доведе до достигане на повърхностни слоеве до орбитата на Земята.
Диаметър на диска
Тъй като звездата е топка от газ, която се върти, нейната форма е леко сплескана на полюсите. Според научно изследване, на повърхността на слънцето изобщо няма твърди зони, така че терминът "диаметър" характеризира размера на един от слоевете на атмосферата.
Въз основа на астрономически наблюдения, използващи оптичния ефект на мънистата на Бейли, този параметър се определя като диаметър на фотосферата - зона пренос на лъчиста енергия.
Средният радиус на Слънцето, получен по този метод, е 695 990 км. Следователно диаметърът на слънцето в километри е 1 милион 392 хиляди.
Има и друг начин за изчисляване на размера на слънцето - чрез хелиосеизмологични методи с изследване на повърхностните гравитационни f-вълни, образувани на слънцето.
Данните, получени по „сеизмичния” метод, показват друго стойност на радиуса - 695 700 км, а диаметърът на слънцето в километри е 1 391 400. Тази стойност е приблизително с 300 км по-малка от радиуса на фотосферата.
важно!Въпреки че разликите между двете стойности са малки (около 0,04%), промяната на предварително зададената стойност може да доведе до надценяване на други параметри, с изключение на плътност и температура .
Скорост на въртене
Нетвърдото тяло се върти напълно различно от планетите. Различните слоеве на звездата имат свои собствени скорости на въртене. Най-големият е близо до екватора; едно завъртане отнема около 25 дни. Колкото по-далеч е разположен слоят от екватора, толкова по-ниска е скоростта му на въртене. И така, полюсите правят едно завъртане за около 36 дни. Затова светилото има милиони магнитни полюси, а не две, като нашата планета.
внимание! Изгревът и залезът в близките тропически страни се случват сякаш по график - по едно и също време, всеки ден, през цялата година. Следователно денят в тропиците е разделен по равно: продължителността на деня и нощта е 12 часа.
Външна обвивка и нейната структура
Повърхността обикновено се нарича външните слоеве, които се разтърсват от чудовищни експлозии, емисии и изригвания.Температурата на слънцето в градуси тук е 6000 C⁰.
На повърхността на Слънцето има много необичайни образувания. различни размери, най-известните от които са петна - тъмно оцветени зони, показващи местата, където силните магнитни полета навлизат в слънчевата атмосфера. Цялата повърхност на слънцето е покрита с така наречените конвективни клетки.
внимание!На повърхността на Слънцето възникват чести изригвания, придружени от емисии на високотемпературна плазма и газ.
Такава слънчева активност може да има Отрицателни последициза нашата планета. Освен това такъв процес е внезапен и непредвидим и може да продължи от няколко часа до няколко дни. Това, с което много хора са свикнали наричат ги магнитни бури, оказващи негативно влияние върху състоянието на човека.
За учените е важно да знаят не само температурата на Слънцето в градуси по Целзий и диаметъра му в километри, но и други характеристики, за да проследят активността на небесната звезда.
Температурата на повърхността на Слънцето в градуси по Целзий е средно 5726 градуса, на короната - 1500 хиляди и на ядрото 13,5 милиона градуса.
Днес можете да наблюдавате космическото време в онлайн режим, разберете каква е температурата на Слънцето в градуси. Състоянието на звездата оказва значително влияние върху космическото време в нашата система. Определя се от няколко параметъра:
- потоци от йонизирана плазма,
- твърда радиация и изригвания,
- силата на слънчевия вятър.
Температура на различни слоеве на слънцето
Структурата на слънцето и други интересни факти
Заключение
Развитието на астрономията направи възможно определянето на далечното бъдеще небесни телаи направи събирането по-лесно информация за метеорологичните услуги. Днес е възможно да се изследват нови планети, нивото на сигурност на Земята расте и се разработват методи за защита срещу възможни сблъсъци с астероиди и други небесни тела.
Слънцето прегрява и скоро експлозията ще погълне не само Земята, но и останалата част от Слънчевата система.
Слънцето прегрява и скоро експлозията ще погълне не само Земята, но и останалата част от Слънчевата система.
Учени алармираха, след като международен сателит регистрира голямо изригване на повърхността на Слънцето. Диаметърът на гигантския протуберанец надхвърля 30 диаметъра на Земята, а дължината му е 350 хиляди километра. Вярно е, че освобождаването на слънчева енергия не се е случило по посока на нашата планета, в противен случай последствията биха били по-забележими - опасни повреди на електронното и комуникационно оборудване. Изригването се случи на 1 юли и беше наблюдавано от астрономите на НАСА и Европейската космическа агенция с помощта на орбиталната слънчево-хелиосферна обсерватория SOHO.
Холандският астрофизик Пиърс Ван дер Меер, експерт в Европейската космическа агенция (ESA), е склонен да счита тази колосална известност за сигурен знак, че Слънцето е готово да избухне в много близко бъдеще. Разбира се, Земята ще бъде изгорена заедно с целия живот на нея и ще бъде абсолютно невъзможно да се избяга. „Сякаш, ако един маршмелоу бъде поднесен на огъня, той почернява и се разтапя“, са думите на специалиста на Weekly World News.
Ужасът е, че Слънцето постепенно нагрява. Вътрешната температура на Слънцето обикновено е 27 милиона градуса по Фаренхайт (15 милиона по Целзий). Но сега тя се е повишила до 49 милиона (27 милиона C). През последните 11 години Слънцето се движи по път, който обезпокоително напомня на звездата на Кеплер, нова, избухнала през 1604 г., казва д-р Ван дер Меер.
Възможно е глобалното затопляне на Земята, което топи ледовете на Антарктида, изобщо да не е свързано с антропогенно замърсяване, както се смяташе досега, а с процеси, протичащи на Слънцето.
НАСА отказа да потвърди прогнозите на европейските учени, а източник, свързан с Белия дом, каза: „Не искаме никакво разпространение на паника в този момент“.
Коментар: Гигантската известност на 1 юли наистина се състоя. Но тогава той не предизвика особена тревога у никого. Слънчевите изригвания не са необичайни, това е едно от най-мощните в историята. напоследък, но изобщо не е най-мощният. Да кажем, че някакъв холандски астрофизик, впечатлен от космически катаклизъм, наистина предсказа края на света. Говори се, че вътрешна температураСлънцето, с други думи, температурата на ядрото му се повишава. Но това е нещо, което не може да се измери директно. Температурата в центъра на Слънцето се "определя" единствено от теоретични моделинеговият вътрешна структура. Различни моделидай малко различни значения, но най-общоприетите цифри са 15 или 16 милиона Келвина (съответно приблизително същото по Целзий). Тази температура се получава чрез синтеза на хелиеви ядра от водородни ядра. Слънцето се счита за неподвижна звезда, практически непроменена в своята яркост в продължение на много милиарди години.
Аналогията с експлозията на свръхнова от 1604 г. е меко казано странна. Малко вероятно е някой тогава да е успял да проучи вътрешното състояние на звездата преди изригването.
Ако говорим за някакви катастрофални промени, регистрирани на Слънцето, тогава е по-логично да се посочат промени в температурата на повърхността или яркостта му. Потокът от слънчева радиация е много постоянна стойност, това нещо се нарича слънчева константа. Вариациите му са не повече от десети от процента дори в рамките на обичайния 11-годишен цикъл на слънчева активност, а вече 0,1% може да причини изменение на климата на нашата планета.
Разбира се, ако това се случи, не само един холандски астрофизик, но служители на стотици лаборатории по цялата Земя ще се разгневи. Така че да се говори за почти двойно увеличение на параметрите, което не е отбелязано от никого, е глупост. Или това е световна конспирация на мълчанието сред астрофизиците.
Типичният начин, по който подобни сензации проникват в най-реномираните руски онлайн издания, е забавен. Например Cnews.ru съобщава тази новина под заглавието „Холандски астрофизик смята, че остават шест години до експлозията на Слънцето“.
Зареждане...