Nama najbliža zvezda je, naravno, Sunce. Udaljenost od Zemlje do nje je prilično mala u kosmičkim parametrima: od Sunca do Zemlje sunčeva svetlost Potrebno je samo 8 minuta.
Sunce nije običan žuti patuljak, kako se ranije mislilo. Ovo centralno telo Sunčev sistem, oko kojeg se planete okreću, sa velikim brojem teških elemenata. Ovo je zvijezda nastala nakon nekoliko eksplozija supernove, oko kojih je formiran planetarni sistem. Zbog svog položaja blizu idealnih uslova, život je nastao na trećoj planeti Zemlji. Sunce je već staro pet milijardi godina. Ali hajde da shvatimo zašto sija? Kakva je struktura Sunca i koje su njegove karakteristike? Šta mu budućnost donosi? Koliko značajnog uticaja ima na Zemlju i njene stanovnike? Sunce je zvijezda oko koje se vrti svih 9 planeta Sunčevog sistema, uključujući i našu. 1 a.u. (astronomska jedinica) = 150 miliona km - isto je i prosječna udaljenost od Zemlje do Sunca. Sunčev sistem sadrži devet glavne planete, stotinjak satelita, mnogo kometa, desetine hiljada asteroida (malih planeta), meteoroidi i međuplanetarni gas i prašina. U središtu svega je naše Sunce.
Sunce sija već milionima godina, što potvrđuju savremena biološka istraživanja dobijena iz ostataka plavo-zeleno-plavih algi. Ako bi se temperatura površine Sunca promijenila za čak 10%, sav život na Zemlji bi umro. Stoga je dobro da naša zvijezda ravnomjerno zrači energiju neophodnu za prosperitet čovječanstva i drugih stvorenja na Zemlji. U religijama i mitovima naroda svijeta Sunce je oduvijek zauzimalo glavno mjesto. Za gotovo sve narode antike Sunce je bilo najvažnije božanstvo: Helios - kod starih Grka, Ra - bog sunca starih Egipćana i Yarilo kod Slovena. Sunce je donosilo toplinu, žetvu, svi su ga poštovali, jer bez njega ne bi bilo života na Zemlji. Veličina Sunca je impresivna. Na primjer, masa Sunca je 330.000 puta veća od mase Zemlje, a njegov polumjer je 109 puta veći. Ali gustina naše zvijezde je mala - 1,4 puta veća od gustine vode. Kretanje mrlja na površini uočio je i sam Galileo Galilei, čime je dokazao da Sunce ne miruje, već rotira.
Konvektivna zona Sunca
Radioaktivna zona je oko 2/3 unutrašnjeg prečnika Sunca, a radijus je oko 140 hiljada km. Udaljavajući se od centra, fotoni gube energiju pod utjecajem sudara. Ovaj fenomen se naziva fenomen konvekcije. Ovo podsjeća na proces koji se odvija u kotlu za kuhanje: energija koja dolazi iz grijaćeg elementa je mnogo veća od količine koja se uklanja provodljivošću. Vruća voda, koji se nalazi blizu vatre, diže se, a hladniji se spušta. Ovaj proces se zove konvencija. Značenje konvekcije je da se gušći gas raspoređuje po površini, hladi i ponovo odlazi u centar. Proces miješanja u konvektivnoj zoni Sunca odvija se kontinuirano. Gledajući kroz teleskop površinu Sunca, možete vidjeti njegovu zrnastu strukturu - granulacije. Čini se kao da je napravljen od granula! To je zbog konvekcije koja se događa ispod fotosfere.
Fotosfera Sunca
Tanak sloj (400 km) - fotosfera Sunca, nalazi se neposredno iza konvektivne zone i predstavlja "pravu sunčevu površinu" vidljivu sa Zemlje. Granule u fotosferi prvi je fotografisao Francuz Janssen 1885. Prosječna granula je veličine 1000 km, kreće se brzinom od 1 km/sec i postoji otprilike 15 minuta. Tamne formacije u fotosferi se mogu posmatrati u ekvatorijalnom delu, a zatim se pomeraju. Jaka magnetna polja su karakteristična karakteristika takvih mrlja. A tamne boje se dobija zbog niže temperature u odnosu na okolnu fotosferu.
Hromosfera Sunca
Solarna hromosfera (obojena sfera) je gust sloj (10.000 km) solarne atmosfere koji leži direktno iza fotosfere. Kromosferu je prilično problematično promatrati zbog njene blizine fotosferi. Najbolje se vidi kada Mjesec pokrije fotosferu, tj. tokom pomračenja Sunca.
Solarni prominenci su ogromne emisije vodonika, nalik dugim svjetlećim nitima. Prominence se dižu na ogromne udaljenosti, dostižući prečnik Sunca (1,4 mm km), kreću se brzinom od oko 300 km/sec, a temperatura dostiže 10.000 stepeni.
Solarna korona je vanjski i produženi sloj Sunčeve atmosfere, koji potiče iznad hromosfere. Dužina solarne korone je veoma duga i dostiže vrednosti od nekoliko solarnih prečnika. Naučnici još nisu dobili jasan odgovor na pitanje gdje se tačno završava.
Sastav solarne korone je razrijeđena, visoko jonizirana plazma. Sadrži teške ione, elektrone sa helijumskim jezgrom i protone. Temperatura korone dostiže od 1 do 2 miliona stepeni K, u odnosu na površinu Sunca.
Sunčev vjetar je kontinuirano otjecanje tvari (plazme) iz vanjskog omotača sunčeve atmosfere. Sadrži protone, atomska jezgra i elektrona. Brzina sunčevog vjetra može varirati od 300 km/sec do 1500 km/sec, u skladu sa procesima koji se odvijaju na Suncu. Sunčev vetar se širi svuda Solarni sistem i, u interakciji sa Zemljinim magnetnim poljem, uzrokuje razne pojave, od kojih je jedna sjeverno svjetlo.
Karakteristike Sunca
Masa Sunca: 2∙1030 kg (332.946 Zemljinih masa)
Prečnik: 1.392.000 km
Radijus: 696.000 km
Prosječna gustina: 1.400 kg/m3
Nagib ose: 7,25° (u odnosu na ravan ekliptike)
Temperatura površine: 5.780 K
Temperatura u centru Sunca: 15 miliona stepeni
Spektralna klasa: G2 V
Prosječna udaljenost od Zemlje: 150 miliona km
Starost: 5 milijardi godina
Period rotacije: 25.380 dana
Osvetljenost: 3,86∙1026 W
Prividna magnituda: 26,75m
Mnogo je malih i velikih zvijezda u svemiru. A ako govorimo o stanovnicima Zemlje, onda je za njih najvažnija zvijezda Sunce. Sastoji se od 70% vodonika i 28% helijuma, a metali čine manje od 2%.
Da nije bilo Sunca, možda ne bi bilo života na Zemlji. Naši preci su znali koliko njihov život i život zavisi od nebeskog tela, obožavali su ga i oboževali. Grci su sunce zvali Helios, a Rimljani Sol.
Sunce ima ogroman uticaj na naše živote. Ovo je veliki poticaj za proučavanje kako se promjene dešavaju unutar ove "vatrene lopte" i kako te promjene mogu utjecati na nas sada i u budućnosti. Brojna naučna istraživanja daju nam priliku da zavirimo u daleku prošlost planete. Sunce je staro oko 5 milijardi godina. Za 4 milijarde godina sijaće mnogo jače nego sada. Pored povećanja sjaja i veličine tokom mnogo milijardi godina, Sunce se takođe menja tokom kraćih vremenskih perioda.
Takav period promjene poznat je kao solarni ciklus u čijim trenucima se uočavaju minimumi i maksimumi.Zahvaljujući višedecenijskim posmatranjima ustanovljeno je da povećanje svjetlosne aktivnosti i veličine Sunca, koje je počelo god. daleke prošlosti, postoji i danas. Tokom posljednjih nekoliko ciklusa, svjetlosna aktivnost je porasla za oko 0,1%. Ove promjene, bilo da su brze ili postepene, definitivno imaju ogroman utjecaj na zemljane. Međutim, mehanizmi ovog utjecaja još uvijek nisu u potpunosti proučeni.
Temperatura Sunca u centru zvezde je veoma visoka, oko 14 milijardi stepeni. Termonuklearne reakcije se dešavaju u jezgru planete, tj. reakcije fisije jezgri vodika pod pritiskom, što rezultira oslobađanjem jednog jezgra helijuma i velika količina energije. Kako ulazite dublje unutra, temperatura Sunca bi se trebala brzo povećati. Može se odrediti samo teoretski.
Temperatura Sunca u stepenima je:
- temperatura korone - 1.500.000 stepeni;
- temperatura jezgre - 13500000 stepeni;
- Temperatura Sunca u Celzijusima na površini je 5726 stepeni.
Ogroman broj naučnika iz različite zemlje Oni provode istraživanja o strukturi Sunca, pokušavajući da rekreiraju proces termonuklearne fuzije u zemaljskim laboratorijama. Ovo se radi u svrhu saznanja kako se plazma ponaša u njoj realnim uslovima da ponovi ove uslove na Zemlji. Sunce je, u stvari, ogromna prirodna laboratorija.
Atmosfera Sunca, debljine oko 500 km, naziva se fotosfera. Zahvaljujući procesima konvekcije u atmosferi planete, toplotni tokovi iz nižih slojeva prelaze u fotosferu. Sunce rotira, ali ne na isti način kao Zemlja, Mars... Sunce je u osnovi nečvrsto tijelo.
Slični efekti rotacije Sunca primećeni su i na gasovitim planetama. Za razliku od Zemlje, slojevi na Suncu imaju različite brzine rotacije. Ekvator se najbrže rotira; jedan obrt se obavlja za oko 25 dana. Kako se udaljavate od ekvatora, brzina rotacije se smanjuje, a negdje na polovima Sunca rotacija traje otprilike 36 dana. Sunčeva energija je oko 386 milijardi megavata. Svaki delić sekunde, oko 700 miliona tona vodonika postaje 695 miliona tona helijuma i 5 miliona tona energije u obliku gama zraka. Zbog činjenice da je temperatura Sunca toliko visoka, reakcija prelaska vodonika u helijum se odvija uspješno.
Sunce takođe emituje tok naelektrisanih čestica male gustine (uglavnom protona i elektrona). Ovaj tok se naziva solarni vjetar, koji se kreće kroz Sunčev sistem brzinom od oko 450 km/sec. Potoci kontinuirano teku od Sunca u svemir, odnosno prema Zemlji. Sunčev vetar predstavlja smrtonosnu pretnju celom životu na našoj planeti. Može imati dramatične efekte na Zemlju, od prenapona u dalekovodu, radio smetnji, do prekrasnih aurora. Da toga nema na našoj planeti magnetsko polje, tada bi život završio za nekoliko sekundi. Magnetno polje stvara neprohodnu barijeru za brzo nabijene čestice sunčevog vjetra. U oblastima sjeverni pol Magnetno polje je usmjereno ka Zemlji, uzrokujući da ubrzane čestice solarnog vjetra prodiru mnogo bliže površini naše planete. Dakle, na sjevernom polu promatramo polarne vjetrove, a solarni vjetar također može uzrokovati opasnost interakcijom sa Zemljinom magnetosferom. Ova pojava se zove imati snažan uticaj na zdravlje ljudi. Ove reakcije su posebno uočljive kod starijih osoba.
Sunčev vetar nije sve čime nam Sunce može naškoditi. Od velike opasnosti su događaji koji se često dešavaju na površini svjetiljke. Balje emituju ogromne količine ultraljubičastog i rendgenskog zračenja, koje su usmjerene prema Zemlji. Ova zračenja su potpuno sposobna da apsorbuju zemljina atmosfera, ali predstavljaju veliku opasnost za sve objekte u svemiru. Radijacija može oštetiti umjetne satelite, stanice i drugu svemirsku tehnologiju. Radijacija takođe negativno utiče na zdravlje astronauta koji rade u svemiru.
Od svog nastanka, Sunce je već iskoristilo oko polovinu vodonika u svom jezgru, i nastaviće da emituje još 5 milijardi godina, postepeno povećavajući veličinu. Nakon ovog perioda, preostali vodonik u jezgru zvijezde će biti potpuno iscrpljen. Do tog vremena, Sunce će dostići svoju maksimalnu veličinu i povećati prečnik za oko 3 puta (u poređenju sa svojom trenutnom veličinom). Podsećaće na crvenog džina, a deo planeta blizu Sunca će izgoreti u njegovoj atmosferi. To će uključivati Zemlju. Do tada, čovječanstvo će morati pronaći novu planetu koju će naseliti. Nakon čega će temperatura Sunca početi da opada i, nakon što se ohladi, na kraju će se pretvoriti u Međutim, sve je to pitanje veoma daleke budućnosti...
Temperatura - vrlo važna karakteristika stanje materije na kojem je njegovo osnovno fizička svojstva. Njegovo određivanje jedan je od najtežih astrofizičkih problema. To je zbog složenosti postojećih metoda za određivanje temperature i fundamentalne nepreciznosti nekih od njih. Uz rijetke izuzetke, astronomi nisu u mogućnosti mjeriti temperaturu pomoću bilo kojeg instrumenta postavljenog na samo tijelo. Međutim, čak i kada bi se to moglo učiniti, u mnogim slučajevima instrumenti za mjerenje topline bili bi beskorisni, jer bi se njihova očitanja uvelike razlikovala od stvarne vrijednosti temperature. Termometar daje tačna očitavanja samo kada je u termalnoj ravnoteži sa tijelom čija se temperatura mjeri. Stoga je za tijela koja nisu u toplinskoj ravnoteži u osnovi nemoguće koristiti termometar, a za određivanje njihove temperature moraju se koristiti posebne metode. Razmotrimo glavne metode za određivanje temperatura i naznačimo najvažnije slučajeve njihove primjene.
Određivanje temperature širinom spektralnih linija. Ova metoda se zasniva na upotrebi formule (7.43), kada je doplerova širina spektralnih linija emisije ili apsorpcije poznata iz posmatranja. Ako je sloj plina optički tanak (nema samoapsorpcije), a njegovi atomi imaju samo termička kretanja, tada se vrijednost kinetičke temperature direktno dobija na ovaj način. Međutim, vrlo često ovi uslovi nisu ispunjeni, o čemu prvenstveno svjedoči odstupanje posmatranih profila od Gaussove krive prikazane na Sl. 90. Očigledno, u ovim slučajevima zadatak određivanja temperature na osnovu profila spektralnih linija postaje mnogo komplikovaniji.
Određivanje temperature na osnovu proučavanja elementarnih atomskih procesa koji dovode do pojave vidljivog zračenja. Ova metoda određivanja temperature zasniva se na teorijskim proračunima spektra i poređenju njihovih rezultata sa opservacijama. Ilustrirajmo ovu metodu na primjeru solarne korone. Njegov spektar sadrži emisione linije koje pripadaju višestruko ioniziranim elementima, čiji atomi su lišeni više od desetak vanjskih elektrona, što zahtijeva energiju od najmanje nekoliko stotina elektron volti. Snaga sunčevog zračenja je preniska da bi izazvala tako jaku ionizaciju plina. Može se objasniti samo sudarima sa energetski brzim česticama, uglavnom slobodnim elektronima. Posljedično, toplinska energija značajnog udjela čestica u solarnoj koroni trebala bi biti jednaka nekoliko stotina elektron volti. Označavajući energiju izraženu u elektronskim voltima sa e i uzimajući u obzir (7.13), imamo T = 11.600 V.
Tada većina čestica gasa ima energiju od 100 eV na temperaturi većoj od milion stepeni.
Određivanje temperature na osnovu primjene zakona zračenja crnog tijela. Niz najčešćih metoda za određivanje temperature zasniva se na primjeni zakona zračenja crnog tijela (strogo govoreći, vrijedi samo za termodinamičku ravnotežu) na promatrano zračenje. Međutim, iz razloga navedenih na početku ovog paragrafa, sve ove metode su suštinski netačne i dovode do rezultata koji sadrže veće ili manje greške. Stoga se koriste ili za približne procjene temperature, ili u slučajevima kada se može dokazati da su ove greške zanemarljive. Počnimo sa ovim slučajevima.
Optički debeo, neproziran sloj plina, u skladu s Kirchhoffovim zakonom, proizvodi jako zračenje u kontinuiranom spektru. Tipičan primjer su najdublji slojevi atmosfere zvijezde. Što su ovi slojevi dublji, to su bolje izolovani od okolnog prostora i stoga je njihovo zračenje bliže ravnoteži. Stoga za unutrašnji slojevi zvezdama čije zračenje uopšte ne dopire do nas, zakoni toplotnog zračenja su ispunjeni visok stepen tačnost.
Situacija je potpuno drugačija sa vanjskim slojevima zvijezde. Oni zauzimaju međupoložaj između potpuno izolovanih unutrašnjih slojeva i potpuno prozirnih najudaljenijih slojeva (što znači vidljivo zračenje). Zapravo, vidimo one slojeve čija se optička dubina ne razlikuje previše od 1. Zaista, dublji slojevi su manje vidljivi zbog brzog povećanja neprozirnosti s dubinom, a najudaljeniji slojevi emituju slabo (podsjetimo da je emisija optički tanke sloj je proporcionalan njegovoj optičkoj debljini). Shodno tome, zračenje koje ide izvan granica datog tijela javlja se uglavnom u slojevima. Drugim rečima, slojevi koje vidimo nalaze se na dubini sa koje gas postaje neproziran i za njih su zakoni toplotnog zračenja zadovoljeni samo približno. Tako je, na primjer, za zvijezde, po pravilu, moguće odabrati Planckovu krivu koja, iako vrlo grubo, ipak podsjeća na raspodjelu energije u svom spektru. Ovo nam omogućava da, uz velike rezerve, primenimo zakone Planka, Stefana-Bolcmana i Beča na zračenje zvezda.
Razmotrimo primjenu ovih zakona na sunčevo zračenje. Slika 91 prikazuje uočenu raspodjelu energije u spektru centra solarnog diska, zajedno sa nekoliko Planckovih krivulja za različite temperature. Iz ove slike je jasno da nijedan od njih ne odgovara tačno krivoj za Sunce. U potonjem, maksimum zračenja nije toliko izražen. Ako pretpostavimo da se odvija u talasnoj dužini 
max = 4300 Å, tada će temperatura određena Wienovim zakonom pomaka biti jednaka T ( 
provjeriti) = 6750°.
Ukupna energija koju emituje 1 cm 2 površine Sunca je jednaka
e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × sec.
Zamjenom ove vrijednosti u formulu (7.33) Stefan-Boltzmannovog zakona, dobijamo tzv. efektivnu temperaturu
Dakle, efektivna temperatura tijela je temperatura takvog apsolutno crnog tijela, čiji svaki kvadratni centimetar u cijelom spektru emituje isti tok energije kao 1 cm 2 ovog tijela.
Koncepti svjetline i temperature boje predstavljeni su na sličan način. Temperatura svjetline je temperatura takvog apsolutno crnog tijela, čiji svaki kvadratni centimetar na određenoj talasnoj dužini emituje isti tok energije kao dato tijelo na istoj talasnoj dužini. Da bi se odredila temperatura svjetline, potrebno je primijeniti Planckovu formulu na uočenu monokromatsku svjetlinu emitivne površine. Očigledno je da u različitim dijelovima spektra pravo telo mogu imati različite temperature svjetline. Tako, na primjer, sa Sl. 91 jasno je da kriva za Sunce siječe različite Planckove krive, čije odgovarajuće temperature pokazuju promjenu temperature sjaja Sunca u različitim dijelovima vidljivog spektra.
Određivanje temperature svjetline zahtijeva vrlo složena mjerenja intenziteta zračenja u apsolutnim jedinicama. Mnogo je lakše odrediti promjenu intenziteta zračenja u određenom području spektra (relativna raspodjela energije).
Temperatura apsolutno crnog tijela, čija je relativna raspodjela energije u nekom dijelu spektra ista kao i dato tijelo, naziva se temperatura boje tijela. Vraćajući se ponovo na raspodjelu energije u spektru Sunca, vidimo da je u području talasne dužine od 5000-6000 Å nagib krive za Sunce na Sl. 91 je isto što i Planckova kriva za temperaturu od 7000° u istom spektralnom području.
Gore uvedeni koncepti efektivnosti, svjetline i temperature boje su stoga samo parametri koji karakteriziraju svojstva posmatranog zračenja. Da bismo saznali s kojom tačnošću i na kojoj dubini daju predstavu o stvarnoj tjelesnoj temperaturi, potrebno je dodatno istraživanje
Hajde da analiziramo rezultate. Ispostavilo se da je efektivna temperatura Sunca, određena ukupnim fluksom zračenja, jednaka 5760°, dok položaj maksimalnog zračenja u spektru Sunca odgovara temperaturi određenoj Wienovim zakonom, oko 6750°. Relativna distribucija energije u raznim oblastima spektar omogućava pronalaženje temperatura boja, čija vrijednost uvelike varira čak i samo unutar vidljivog područja. Na primer, u opsegu talasnih dužina 4700-5400 Å temperatura boje je 6500°, au blizini u opsegu talasnih dužina 4300-4700 Å je oko 8000°. Temperatura sjaja varira u još širem spektru, koji se u spektralnom području od 1000-2500 Å povećava od 4500° do 5000°, u zelenim zracima (5500 Å) je blizu 6400°, au radio opsegu metarskih talasa dostiže milion stepeni! Radi jasnoće, svi navedeni rezultati su sažeti u tabeli. 4.
Razlika između podataka navedenih u tabeli. 4 je od fundamentalnog značaja i dovodi do sljedećih važnih zaključaka:
1. Zračenje Sunca se razlikuje od zračenja potpuno crnog tijela. Inače, sve vrijednosti temperature date u tabeli. 4 bi bilo isto.
2. Temperatura sunčeve materije se mijenja sa dubinom. Zaista, neprozirnost jako zagrijanih plinova nije ista za različite valne dužine. IN ultraljubičastih zraka apsorpcija je veća nego kod vidljivih. Istovremeno, takvi gasovi najjače apsorbuju radio talase. Stoga se radio, ultraljubičasto i vidljivo zračenje odnose na sve dublje i dublje slojeve Sunca. Uzimajući u obzir uočenu zavisnost temperature sjaja od talasne dužine, nalazimo da se negde blizu vidljive površine Sunca nalazi sloj sa minimalnom temperaturom (oko 4500°), koja se može uočiti u dalekim ultraljubičastim zracima. Iznad i ispod ovog sloja temperatura brzo raste.
3. Iz prethodnog proizilazi da večina solarna materija mora biti veoma jako jonizovana. Već na temperaturi od 5-6 hiljada stepeni jonizuju se atomi mnogih metala, a na temperaturama iznad 10-15 hiljada stepeni jonizuje se najzastupljeniji element na Suncu - vodonik. Shodno tome, solarna materija je plazma, tj. gas u kojem je većina atoma jonizovana. Samo u tankom sloju blizu vidljive ivice je jonizacija slaba i prevladava neutralni vodonik
Sa stola 5 pokazuje da u dubinama Sunca temperatura prelazi 10 miliona stepeni, a pritisak prelazi stotine milijardi atmosfera (1 atm = 103 dina/cm2). Pod ovim uslovima, pojedinačni atomi se kreću ogromnim brzinama, dostižući, na primer, stotine kilometara u sekundi za vodonik. Budući da je gustoća tvari vrlo velika, atomski sudari se događaju vrlo često. Neki od ovih sudara dovode do neposredne blizine atomskih jezgri neophodnih za nuklearne reakcije.
Dvije nuklearne reakcije igraju značajnu ulogu u unutrašnjosti Sunca. Kao rezultat jednog od njih, shematski prikazanog na Sl. 130, od četiri atoma vodika nastaje jedan atom helija. U srednjim fazama reakcije nastaju jezgra teškog vodonika (deuterijuma) i jezgra izotopa He 3. Ova reakcija se naziva proton-proton.
Druga reakcija u solarnim uslovima igra mnogo manju ulogu. Na kraju, to također dovodi do formiranja jezgra helijuma od četiri protona. Proces je složeniji i može se dogoditi samo u prisutnosti ugljika, čije jezgre ulaze u reakciju u prvim fazama, a oslobađaju se u posljednjim. Dakle, ugljenik je katalizator, zbog čega se čitava reakcija naziva ugljičnim ciklusom.
Izuzetno važna činjenica je da je masa jezgra helijuma skoro 1% manja od mase četiri protona. Ovaj prividni gubitak mase naziva se defekt mase i odgovoran je za oslobađanje velike količine energije kao rezultat nuklearnih reakcija.
Opisane nuklearne reakcije su izvor energije koju Sunce emituje u svemir.
Budući da se najviše temperature i pritisci stvaraju u najdubljim slojevima Sunca, nuklearne reakcije i popratno oslobađanje energije najintenzivnije se odvijaju u samom središtu Sunca. Samo ovdje, uz proton-protonsku reakciju, ciklus ugljika igra važnu ulogu. Kako se udaljavate od centra Sunca, temperatura i pritisak postaju niži, oslobađanje energije zbog ciklusa ugljika brzo prestaje, a do udaljenosti od oko 0,2-0,3 radijusa od centra, samo proton-proton reakcija ostaje značajna. Na udaljenosti od centra većoj od 0,3 radijusa, temperatura postaje manja od 5 miliona stepeni, a pritisak ispod 10 milijardi atmosfera. U ovim uslovima, nuklearne reakcije se uopšte ne mogu desiti. Ovi slojevi samo prenose zračenje oslobođeno na većoj dubini u obliku gama zraka, koje apsorbuju i ponovo emituju pojedinačni atomi. Važno je da umjesto svakog apsorbovanog kvanta visoke energije, atomi po pravilu emituju nekoliko kvanta nižih energija. Ovo se dešava do sledeći razlog. Apsorbirajući, atom postaje joniziran ili snažno pobuđen i stječe sposobnost emitiranja. Međutim, elektron se ne vraća na prvobitni energetski nivo odmah, već kroz međustanja, tokom prelaza između kojih se oslobađaju kvanti nižih energija. Kao rezultat toga, dolazi do svojevrsnog „fragmentiranja“ tvrdih kvanta u manje energetske. Stoga se umjesto gama zraka emituju rendgenski zraci, a umjesto rendgenskih zraka emituju se ultraljubičaste zrake, koje se zauzvrat, već u vanjskim slojevima, drobe u kvante vidljivih i toplinskih zraka, koje konačno emituje Sunce. .
Onaj dio Sunca u kojem je oslobađanje energije uslijed nuklearnih reakcija neznatno, a proces prijenosa energije nastaje apsorpcijom zračenja i naknadnom ponovnom emisijom naziva se zona radijacijske ravnoteže. Zauzima područje od približno 0,3 do 0,7 r¤ od centra Sunca. Iznad ovog nivoa, sama materija počinje da učestvuje u prenosu energije, a direktno ispod vidljivih spoljašnjih slojeva Sunca, preko oko 0,3 njegovog poluprečnika, formira se konvektivna zona u kojoj se energija prenosi konvekcijom.
Sunce je zvijezda koja proizvodi toplinu kao rezultat termonuklearnih reakcija koje se u njemu odvijaju za pretvaranje molekula vodika u inertni plin - helij. Temperatura se mjeri u stepenima i varira u različitim slojevima. Zbog činjenice da je Zemlja na velikoj udaljenosti od zvijezde, zaštićeni smo od njenog spaljivanja. Da bi se osjećalo sigurno, čovječanstvo treba da otkrije sve svoje tajne.
U kontaktu sa
Struktura zvijezde
Kako Sunce izgleda i od čega je napravljeno. Ovo je u osnovi višeslojna plazma-gasna sfera, čija se unutrašnja zapremina može podijeliti na nekoliko zona sa drugačiji sastav, svojstva, ponašanje i karakteristike supstance.
Struktura Sunca može se predstaviti na sljedeći način:
- jezgro je ogromna fuziona "peć" koja generiše toplotu i energiju u obliku fotona. Oni su ti koji donose svjetlost na Zemlju. Poluprečnik jezgra ne prelazi četvrtinu ukupnog poluprečnika nebeskog tela; temperatura u centru Sunca dostiže 14 miliona Kelvina;
- radijacijske (emitivne) zone, ima debljinu od oko tri stotine hiljada kilometara i karakteriše je velika gustoća. Ovdje je energija spora kreće na površinu. U suštini, ovo je polje termonuklearne fuzije;
- konvektivna zona, gdje se energija mnogo brže kreće na površinu ili u fotosferu;
- Zona vrtložnih gasova solarne atmosfere počinje iznad površine.
Sfere i njihove karakteristike
Fotosfera je najtanji i najdublji sloj koji se nalazi iznad površine Sunca i može se posmatrati u neprekidnom spektru vidljive svetlosti. Visina fotosfere je oko 300 km. Što je sloj fotosfere dublji, postaje topliji.
Hromosfera - vanjski omotač, koji okružuje fotosferu. Debeo je oko 10.000 km i ima heterogenu strukturu. Korona je vanjski i stoga neobično rijetki dio atmosfere koji se može vidjeti tokom potpuno pomračenje. Ima temperaturu veću od milion stepeni.
Atmosfera je podložna stalnim rezonantnim oscilacijama otprilike svakih 5 minuta. Širenje u gornjih slojeva atmosfere, talasi prenose deo energije na njih, gasovi drugih slojeva (hromosfera i korona) se zagrevaju. Zbog toga gornji dio Pokazalo se da je fotosfera na Suncu "najhladnija".
Pažnja! Gustoća, temperatura i pritisak unutar ogromnog fuzijskog reaktora smanjuju se kako se udaljavate od jezgre.
Temperatura Sunca u stepenima je različita u svakoj njegovoj sferi, pa je temperatura Sunca na površini 5.800 stepeni Celzijusa, solarna korona – 1.500.000, temperatura jezgra Sunca je 13.500.000.
Jačina zračenja
Snaga zračenja je veoma velika: otprilike 385 milijardi megavata. Gotovo trenutno, 700 miliona tona vodonika se pretvara u 695 miliona tona helijuma i 5 miliona tona gama zraka. Zbog visoke temperature fuzija zvijezda pretvarajući vodonik u helij događa se formiranjem sunčeve energije i emisijom struje fotona. Takav tok obično se naziva solarni vetar, koji se kreće brzinom većom od 450 km/s.
Zahvaljujući zračenju je podržan životni procesi na Zemlji je određena njegova klima. Formalno, sjaj ima skoro Bijela boja, međutim, približavajući se zemljinoj površini, postaje žuta nijansa- Ovo je rezultat raspršivanja svjetlosti i apsorpcije kratkotalasnog dijela spektra.
Sunčev vetar ima još jednu definiciju - koronalne ejekcije mase (CME), koje su kolosalan front radioaktivnih jonizovane naelektrisane čestice, usmjeren u kosmički ponor i spaljuje sve na svom putu.
Kada fotoni stignu do površinskih slojeva, uzrokuju rotaciju vanjskih slojeva zvijezde, što rezultira snažnim magnetskim suprotnostima i udarnim valovima.
Ubrzavši do nevjerovatnih brzina, plinovi također stvaraju jaka magnetna polja, koja se, kako zvijezda rotira, sudaraju i pobjegnu s površine.
Magnetna polja izbijaju u svemir ogromne petlje. Neke od ovih formacija su toliko velike da bi Zemlja mogla proći kroz njih sa ogromnom marginom.
Od njih se odvaja ugrušak visoko radioaktivne jonizovane plazme i odnese se ogromnom brzinom. Ovo je MCU. Može oštetiti svemirske letjelice, pa čak i ugroziti živote astronauta. Takav ubitačan front ponekad stigne do Zemlje za 16 sati. Poređenja radi: na brzoj letjelici, let bi trajao godinama, ali solarnom vjetru treba samo nekoliko sati da pređe ovu rutu.
Bitan! Sunčev vjetar predstavlja smrtnu prijetnju za postojanje cijelog života na našoj planeti. Da Zemlja nema magnetno polje koje stvara neprohodnu barijeru za čestice, život bi bio prekinut za par sekundi.
Emergence
Postoje različite teorije o poreklu sunca. Evo jednog od njih. U bezgraničnom prostoru milionima godina nakupljali su se prašina i gas, pod uticajem gravitacije i pritiska, povećavala se toplota, što je dovelo do nuklearne fuzije i eksplozije. Prvo od ogromne akumulacije materijala formirana zvezda, zatim planete blizu njega.
Mnogi se pitaju koliko je staro naše Sunce i kako je nastalo. Tačnu starost zvezde, naravno, nemoguće je saznati. Vjeruje se da se jedina zvijezda u sistemu pojavila prije 4,57 milijardi godina.
Postoji hipoteza da je životni vijek zvijezde na glavnoj sekvenci ne prelazi 10 milijardi godina. To znači da je sada skoro u sredini životni period a nakon isteka njenog postojanja, njen sjaj će postati mnogo svetliji, a temperatura će brzo pasti, a zvezda će dostići stadijum crvenog diva. Tada će se njegova vanjska ljuska početi širiti, a zatim gubiti masu. To bi moglo dovesti do toga da površinski slojevi dosegnu Zemljinu orbitu.
Prečnik diska
Budući da je zvijezda lopta plina koja rotira, njen oblik je blago spljošten na polovima. Prema naučno istraživanje, na površini Sunca uopće nema čvrstih područja, pa pojam "prečnik" karakterizira veličinu jednog od slojeva atmosfere.
Na osnovu astronomskih posmatranja pomoću optičkog efekta Bejlijevih perli, ovaj parametar je definisan kao prečnik fotosfere - zone prijenos energije zračenja.
Prosječni radijus Sunca dobiven ovom metodom je 695.990 km. Dakle, prečnik sunca u kilometrima iznosi 1 milion 392 hiljade.
Postoji još jedan način za izračunavanje veličine Sunca - korištenjem helioseizmoloških metoda uz proučavanje površinskih gravitacijskih f-valova nastalih na suncu.
Podaci dobijeni „seizmičkom“ metodom pokazuju drugačije vrijednost radijusa - 695.700 km, a prečnik Sunca u kilometrima je 1 391 400. Ova vrijednost je otprilike 300 km manja od radijusa fotosfere.
Bitan! Iako su razlike između ove dvije vrijednosti male (oko 0,04%), promjena prethodno postavljene vrijednosti može dovesti do precjenjivanja drugih parametara, osim gustine i temperature .
Brzina rotacije
Nekruto tijelo rotira potpuno drugačije od planeta. Različiti slojevi zvijezde imaju svoje stope rotacije. Najveći je u blizini ekvatora; jedan obrt traje oko 25 dana. Što se sloj dalje nalazi od ekvatora, to je njegova brzina rotacije manja. Dakle, polovi naprave jednu revoluciju za otprilike 36 dana. Zato svetiljka ima milione magnetni polovi, a ne dva, kao naša planeta.
Pažnja! Izlazak i zalazak sunca u tropskim zemljama u blizini se dešavaju kao po rasporedu - u isto vrijeme, svaki dan, tokom cijele godine. Dakle, dan u tropima je podijeljen jednako: dužina dana i noći je 12 sati.
Vanjska ljuska i njena struktura
Površinom se obično nazivaju spoljni slojevi, koje potresaju monstruozne eksplozije, emisije i erupcije.Temperatura Sunca u stepenima je ovde 6000 C⁰.
Na površini Sunca ima mnogo neobičnih formacija. različite veličine, od kojih su najpoznatiji spotovi - tamno obojena područja, označavajući mjesta gdje jaka magnetna polja ulaze u sunčevu atmosferu. Cijela površina sunca prekrivena je takozvanim konvektivnim ćelijama.
Pažnja! Na površini Sunca javljaju se česte baklje, praćene emisijom visokotemperaturne plazme i gasa.
Takva solarna aktivnost može imati Negativne posljedice za našu planetu. Štaviše, takav proces je iznenadan i nepredvidiv i može trajati od nekoliko sati do nekoliko dana. Ono na šta su mnogi ljudi navikli nazovite ih magnetnim olujama, što negativno utiče na ljudsko stanje.
Za naučnike je važno da znaju ne samo temperaturu Sunca u stepenima Celzijusa i njegov prečnik u kilometrima, već i druge karakteristike kako bi pratili aktivnost nebeske zvijezde.
Temperatura na površini Sunca u stepenima Celzijusa u proseku iznosi 5726 stepeni, korone - 1500 hiljada, a jezgra 13,5 miliona stepeni.
Danas možete pratiti svemirsko vrijeme u online modu, saznajte kolika je temperatura Sunca u stepenima. Stanje zvezde ima značajan uticaj na svemirsko vreme u našem sistemu. Određuje ga nekoliko parametara:
- tokovi jonizovane plazme,
- tvrdo zračenje i baklje,
- jačina sunčevog vetra.
Temperatura različitih slojeva sunca
Struktura sunca i druge zanimljive činjenice
Zaključak
Razvoj astronomije omogućio je određivanje daleke budućnosti nebeska tela i olakšali prikupljanje informacije za meteorološke službe. Danas je moguće istraživati nove planete, nivo sigurnosti Zemlje raste, a razvijaju se i metode zaštite od mogućih sudara sa asteroidima i drugim nebeskim tijelima.
Sunce se pregrijava, a uskoro će eksplozija zahvatiti ne samo Zemlju, već i ostatak Sunčevog sistema.
Sunce se pregrijava, a uskoro će eksplozija zahvatiti ne samo Zemlju, već i ostatak Sunčevog sistema.
Naučnici su oglasili alarm nakon što je međunarodni satelit snimio veliku baklju na površini Sunca. Prečnik džinovske istaknutosti premašio je 30 prečnika Zemlje, a dužina je bila 350 hiljada km. Istina, do oslobađanja sunčeve energije nije došlo u pravcu naše planete, inače bi posljedice bile uočljivije - opasni kvarovi elektronske i komunikacijske opreme. Baklja se dogodila 1. jula i posmatrali su je astronomi NASA-e i Evropske svemirske agencije koristeći orbitirajuću solarno-heliosfersku opservatoriju SOHO.
Holandski astrofizičar Piers Van der Meer, stručnjak iz Evropske svemirske agencije (ESA), sklon je da ovu kolosalnu istaknutost smatra sigurnim znakom da je Sunce spremno da eksplodira u vrlo bliskoj budućnosti. Naravno, Zemlja će biti spaljena zajedno sa svim životom na njoj i biće apsolutno nemoguće pobjeći. „Kao da se marshmallow iznese u vatru, on pocrni i topi se“, riječi su stručnjaka Weekly World News-a.
Užas je što se Sunce postepeno zagrijava. Unutrašnja temperatura Sunca je obično bila 27 miliona stepeni Farenhajta (15 miliona Celzijusa). Ali sada je porastao na 49 miliona (27 miliona C). Tokom proteklih 11 godina, Sunce je bilo na putanji koja uznemirujuće podseća na Keplerovu zvezdu, novu koja je eksplodirala 1604. godine, kaže dr Van der Meer.
Moguće je da globalno zagrijavanje na Zemlji, koje topi led Antarktika, uopće nije povezano s antropogenim zagađenjem, kako se ranije mislilo, već s procesima koji se odvijaju na Suncu.
NASA je odbila da potvrdi predviđanja evropskih naučnika, a izvor povezan s Bijelom kućom rekao je: "Ne želimo širenje panike u ovom trenutku."
Komentar: Velika slava 1. jula se zaista dogodila. Ali tada ni kod koga nije izazvao neku posebnu uzbunu. Solarne baklje nisu neuobičajene, ova je jedna od najsnažnijih u istoriji. U poslednje vreme, ali uopće nije najmoćniji. Recimo da je izvjesni holandski astrofizičar, impresioniran kosmičkom kataklizmom, zaista predvidio smak svijeta. To se kaže unutrašnja temperatura Sunce, drugim riječima, temperatura njegovog jezgra se povećava. Ali to je nešto što se ne može direktno izmjeriti. Temperaturu u centru Sunca "određuje" isključivo teorijski modeli njegov unutrašnja struktura. Razni modeli daj malo različita značenja, ali najopćeprihvaćenije brojke su 15 ili 16 miliona Kelvina (odgovarajuće, približno isto u Celzijusu). Ova temperatura se dobija sintezom jezgara helijuma iz jezgara vodika. Sunce se smatra stacionarnom zvijezdom, praktički nepromijenjen u svom sjaju mnogo milijardi godina.
Analogija sa eksplozijom supernove 1604. je u najmanju ruku čudna. Malo je vjerovatno da je iko tada bio u mogućnosti da prouči unutrašnje stanje zvijezde koja je prethodila bljesku.
Ako govorimo o bilo kakvim katastrofalnim promjenama zabilježenim na Suncu, onda je logičnije ukazati na promjene temperature njegove površine ili svjetline. Tok sunčevog zračenja je vrlo konstantna vrijednost, ova stvar se zove solarna konstanta. Njegove varijacije nisu veće od desetinki procenta čak i unutar uobičajenog 11-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti, a već 0,1% može uzrokovati klimatske promjene na našoj planeti.
Naravno, ako bi se ovo dogodilo, ne bi samo jedan holandski astrofizičar, već zaposleni u stotinama laboratorija širom Zemlje bili u povici. Tako da je besmislica govoriti o skoro dvostrukom povećanju parametara koje niko nije zabilježio. Ili je ovo svjetska zavjera šutnje među astrofizičarima.
Tipičan način na koji takve senzacije prodiru u najuglednije ruske online publikacije je smiješan. Na primjer, Cnews.ru prenosi ovu vijest pod naslovom "Holandski astrofizičar vjeruje da je do eksplozije Sunca ostalo još šest godina."
Učitavanje...