Arčiausiai mūsų esanti žvaigždė, žinoma, yra Saulė. Atstumas nuo Žemės iki jos yra gana mažas kosminiais parametrais: nuo Saulės iki Žemės saulės šviesa Tai trunka tik 8 minutes.
Saulė nėra paprasta geltona nykštukė, kaip manyta anksčiau. Tai centrinis korpusas Saulės sistema, aplink kurią sukasi planetos, su daugybe sunkiųjų elementų. Tai po kelių supernovos sprogimų susiformavusi žvaigždė, aplink kurią susiformavo planetų sistema. Dėl savo padėties, artimos idealioms sąlygoms, gyvybė atsirado trečiojoje Žemės planetoje. Saulei jau penki milijardai metų. Bet išsiaiškinkime, kodėl jis šviečia? Kokia yra Saulės sandara ir kokios jos savybės? Kokia jo laukia ateitis? Kokią įtaką tai daro Žemei ir jos gyventojams? Saulė yra žvaigždė, aplink kurią sukasi visos 9 Saulės sistemos planetos, įskaitant mūsų. 1 a.u. (astronominis vienetas) = 150 milijonų km – tiek pat vidutinis atstumas nuo Žemės iki Saulės. Saulės sistemoje yra devyni didžiosios planetos, apie šimtą palydovų, daug kometų, dešimtys tūkstančių asteroidų (mažųjų planetų), meteoroidų ir tarpplanetinių dujų bei dulkių. Viso to centre yra mūsų Saulė.
Milijonus metų šviečia saulė, tai patvirtina šiuolaikiniai biologiniai tyrimai, gauti iš melsvadumblių liekanų. Jei Saulės paviršiaus temperatūra pasikeistų nors 10%, žūtų visa gyvybė Žemėje. Todėl gerai, kad mūsų žvaigždė tolygiai spinduliuoja energiją, reikalingą žmonijos ir kitų Žemės būtybių klestėjimui. Pasaulio tautų religijose ir mituose Saulė visada užėmė pagrindinę vietą. Beveik visoms senovės tautoms Saulė buvo svarbiausia dievybė: Helios – tarp senovės graikų, Ra – senovės egiptiečių saulės dievas ir Yarilo tarp slavų. Saulė atnešė šilumą, derlių, visi ją gerbė, nes be jos Žemėje nebūtų gyvybės. Saulės dydis įspūdingas. Pavyzdžiui, Saulės masė yra 330 000 kartų didesnė už Žemės masę, o spindulys yra 109 kartus didesnis. Tačiau mūsų žvaigždės tankis yra mažas - 1,4 karto didesnis nei vandens tankis. Dėmių judėjimą paviršiuje pastebėjo pats Galilėjus Galilėjus, taip įrodydamas, kad Saulė nestovi vietoje, o sukasi.
Konvekcinė saulės zona
Radioaktyvioji zona sudaro apie 2/3 vidinio Saulės skersmens, o spindulys – apie 140 tūkst. Tolstant nuo centro, susidūrimo įtakoje fotonai praranda energiją. Šis reiškinys vadinamas konvekcijos reiškiniu. Tai primena procesą, kuris vyksta verdančiame virdulyje: energija, gaunama iš kaitinimo elemento, yra daug didesnė nei kiekis, kuris pašalinamas laidumo būdu. Karštas vanduo, esantis arti ugnies, pakyla, o šaltesnis leidžiasi žemyn. Šis procesas vadinamas susitarimu. Konvekcijos prasmė yra ta, kad tankesnės dujos pasiskirsto paviršiuje, atvėsta ir vėl patenka į centrą. Maišymo procesas konvekcinėje Saulės zonoje vyksta nuolat. Žiūrint pro teleskopą į Saulės paviršių, matosi jos granuliuota struktūra – granulės. Atrodo, kad jis pagamintas iš granulių! Taip yra dėl konvekcijos, vykstančios po fotosfera.
Saulės fotosfera
Plonas sluoksnis (400 km) - Saulės fotosfera, yra tiesiai už konvekcinės zonos ir yra „tikrasis saulės paviršius“, matomas iš Žemės. Pirmą kartą granules fotosferoje nufotografavo prancūzas Janssenas 1885 m. Vidutinis granulės dydis yra 1000 km, juda 1 km/s greičiu ir egzistuoja maždaug 15 minučių. Tamsūs dariniai fotosferoje gali būti stebimi pusiaujo dalyje, o tada jie pasislenka. Išskirtinis tokių dėmių bruožas yra stiprūs magnetiniai laukai. A tamsi spalva gaunamas dėl žemesnės temperatūros, palyginti su aplinkine fotosfera.
Saulės chromosfera
Saulės chromosfera (spalvota sfera) yra tankus (10 000 km) Saulės atmosferos sluoksnis, esantis tiesiai už fotosferos. Chromosferą stebėti gana sunku, nes ji yra arti fotosferos. Geriausiai matosi, kai Mėnulis uždengia fotosferą, t.y. per saulės užtemimus.
Saulės iškilimai yra didžiulis vandenilio išmetimas, panašus į ilgus šviečiančius siūlus. Iškilimai kyla į milžiniškus atstumus, pasiekdami Saulės skersmenį (1,4 mm km), juda apie 300 km/sek greičiu, o temperatūra siekia 10 000 laipsnių.
Saulės vainikėlis yra išorinis ir išplėstinis Saulės atmosferos sluoksnis, kilęs virš chromosferos. Saulės vainiko ilgis yra labai ilgas ir siekia kelių saulės skersmenų vertes. Mokslininkai dar negavo aiškaus atsakymo į klausimą, kur tiksliai tai baigiasi.
Saulės vainiko sudėtis yra reta, labai jonizuota plazma. Jame yra sunkiųjų jonų, elektronų su helio šerdimi ir protonų. Koronos temperatūra siekia nuo 1 iki 2 milijonų laipsnių K, palyginti su Saulės paviršiumi.
Saulės vėjas yra nuolatinis medžiagos (plazmos) nutekėjimas iš išorinio saulės atmosferos apvalkalo. Jame yra protonų, atomų branduoliai ir elektronai. Saulės vėjo greitis gali svyruoti nuo 300 km/s iki 1500 km/s, priklausomai nuo Saulėje vykstančių procesų. Saulės vėjas plinta visoje saulės sistema ir, sąveikaudamas su Žemės magnetiniu lauku, sukelia įvairius reiškinius, vienas iš kurių yra šiaurės pašvaistė.
Saulės charakteristikos
Saulės masė: 2∙1030 kg (332 946 Žemės masės)
Skersmuo: 1 392 000 km
Spindulys: 696 000 km
Vidutinis tankis: 1 400 kg/m3
Ašies pasvirimas: 7,25° (ekliptikos plokštumos atžvilgiu)
Paviršiaus temperatūra: 5780 K
Temperatūra Saulės centre: 15 milijonų laipsnių
Spektrinė klasė: G2 V
Vidutinis atstumas nuo Žemės: 150 milijonų km
Amžius: 5 milijardai metų
Rotacijos laikotarpis: 25 380 dienų
Šviesumas: 3,86∙1026 W
Tariamasis dydis: 26,75 m
Kosmose yra daug mažų ir didelių žvaigždžių. O jei kalbėtume apie Žemės gyventojus, tai jiems svarbiausia žvaigždė yra Saulė. Jį sudaro 70 % vandenilio ir 28 % helio, o metalai sudaro mažiau nei 2 %.
Jei ne Saulė, Žemėje gyvybės gali ir nebūti. Mūsų protėviai žinojo, kiek jų gyvybė ir gyvybė priklauso nuo dangaus kūno, jį garbino ir dievino. Graikai saulę vadino Heliosu, o romėnai – Sol.
Saulė turi didžiulę įtaką mūsų gyvenimui. Tai didžiulė paskata ištirti, kaip vyksta pokyčiai šiame „ugnies rutulyje“ ir kaip šie pokyčiai gali paveikti mus dabar ir ateityje. Daugybė mokslinių tyrimų suteikia mums galimybę pažvelgti į tolimą planetos praeitį. Saulė yra maždaug 5 milijardų metų amžiaus. Po 4 milijardų metų jis spindės daug ryškiau nei dabar. Be to, kad per daugelį milijardų metų didėja šviesumas ir dydis, Saulė taip pat keičiasi per trumpesnį laiką.
Toks kaitos periodas žinomas kaip Saulės ciklas, kurio momentais stebimi minimumai ir maksimumai.Kelių dešimtmečių stebėjimų dėka nustatyta, kad šviesos aktyvumo ir Saulės dydžio didėjimas, prasidėjęs m. tolima praeitis, egzistuoja ir šiandien. Per pastaruosius kelis ciklus šviesos aktyvumas padidėjo maždaug 0,1%. Šie pokyčiai, nesvarbu, ar jie greiti, ar laipsniški, neabejotinai daro didžiulę įtaką žemiečiams. Tačiau šios įtakos mechanizmai dar nėra iki galo ištirti.
Saulės temperatūra žvaigždės centre yra labai aukšta, apie 14 milijardų laipsnių. Termobranduolinės reakcijos vyksta planetos šerdyje, t.y. vandenilio branduolių dalijimosi reakcijos veikiant slėgiui, dėl kurių išsiskiria vienas helio branduolys ir puiki suma energijos. Einant gilyn į vidų, Saulės temperatūra turėtų sparčiai kilti. Tai galima nustatyti tik teoriškai.
Saulės temperatūra laipsniais yra:
- vainiko temperatūra - 1 500 000 laipsnių;
- šerdies temperatūra - 13500000 laipsnių;
- Saulės temperatūra Celsijaus paviršiuje yra 5726 laipsniai.
Daugybė mokslininkų iš skirtingos salys Jie atlieka Saulės sandaros tyrimus, bando atkurti termobranduolinės sintezės procesą žemiškose laboratorijose. Tai daroma siekiant išsiaiškinti, kaip plazma elgiasi realiomis sąlygomis kad atkartotų šias sąlygas Žemėje. Saulė iš tikrųjų yra didžiulė gamtos laboratorija.
Apie 500 km storio Saulės atmosfera vadinama fotosfera. Dėl konvekcinių procesų planetos atmosferoje šilumos srautai iš žemesnių sluoksnių persikelia į fotosferą. Saulė sukasi, bet ne taip, kaip Žemė, Marsas... Saulė iš esmės yra netvirtas kūnas.
Panašus Saulės sukimosi poveikis stebimas ir dujinėse planetose. Skirtingai nuo Žemės, Saulės sluoksnių sukimosi greitis skiriasi. Pusiaujas sukasi greičiausiai, vienas apsisukimas atliekamas maždaug per 25 dienas. Tolstant nuo pusiaujo, sukimosi greitis mažėja, o kai kur Saulės poliuose sukimasis trunka maždaug 36 dienas. Saulės energija yra apie 386 milijardai megavatų. Kiekviena sekundės dalis apie 700 milijonų tonų vandenilio virsta 695 milijonais tonų helio ir 5 milijonais tonų energijos gama spindulių pavidalu. Dėl to, kad Saulės temperatūra tokia aukšta, vandenilio virsmo į helią reakcija vyksta sėkmingai.
Saulė taip pat skleidžia mažo tankio įkrautų dalelių (daugiausia protonų ir elektronų) srautą. Šis srautas vadinamas saulės vėju, kuris visoje Saulės sistemoje sklinda maždaug 450 km/sek greičiu. Srautai nuolat teka iš Saulės į kosmosą, atitinkamai, link Žemės. Saulės vėjas kelia mirtiną grėsmę visai gyvybei mūsų planetoje. Gali turėti dramatišką poveikį Žemei, pradedant elektros linijų viršįtampiais, radijo trukdžiais ir baigiant gražiomis auroros. Jei mūsų planetoje tokio nebūtų magnetinis laukas, tada gyvenimas pasibaigtų per kelias sekundes. Magnetinis laukas sukuria nepraeinamą barjerą greitai įkraunamoms saulės vėjo dalelėms. Srityse Šiaurės ašigalis Magnetinis laukas nukreiptas į Žemę, todėl įsibėgėjusios saulės vėjo dalelės prasiskverbia daug arčiau mūsų planetos paviršiaus. Todėl šiauriniame ašigalyje stebime poliarinius vėjus.Saulės vėjas taip pat gali sukelti pavojų sąveikaudamas su žemės magnetosfera. Šis reiškinys vadinamas stipriu poveikiu žmonių sveikatai. Šios reakcijos ypač pastebimos vyresnio amžiaus žmonėms.
Saulės vėjas nėra viskas, kuo Saulė gali mums pakenkti. Didelį pavojų kelia įvykiai, kurie dažnai vyksta šviestuvo paviršiuje. Raketos skleidžia didžiulius ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės kiekius, nukreiptus į Žemę. Šios spinduliuotės yra visiškai pajėgios sugerti žemės atmosfera, tačiau jie kelia didelį pavojų visiems erdvėje esantiems objektams. Radiacija gali pakenkti dirbtiniams palydovams, stotims ir kitoms kosmoso technologijoms. Radiacija taip pat neigiamai veikia kosmose dirbančių astronautų sveikatą.
Nuo pat savo atsiradimo Saulė jau panaudojo maždaug pusę savo šerdyje esančio vandenilio ir toliau skleis dar 5 milijardus metų, palaipsniui didindama savo dydį. Praėjus šiam laikotarpiui, žvaigždės šerdyje likęs vandenilis bus visiškai išeikvotas. Iki to laiko Saulė pasieks maksimalų dydį, o skersmuo padidės maždaug 3 kartus (palyginti su dabartiniu dydžiu). Jis bus panašus į raudonąjį milžiną, kurio atmosferoje sudegs dalis netoli Saulės esančių planetų. Tai apims Žemę. Iki to laiko žmonija turės rasti naują planetą, kurioje apsigyvens. Po to Saulės temperatūra pradės kristi ir, atvėsusi, ilgainiui pavirs į Tačiau visa tai – labai tolimos ateities reikalas...
Temperatūra – labai svarbi savybė materijos būsena, kurioje ji yra pagrindinė fizines savybes. Jo nustatymas yra viena iš sunkiausių astrofizinių problemų. Taip yra dėl esamų temperatūros nustatymo metodų sudėtingumo ir dėl esminio kai kurių iš jų netikslumo. Išskyrus retas išimtis, astronomai negali išmatuoti temperatūros jokiais prietaisais, sumontuotais ant paties kūno. Tačiau net jei tai būtų galima padaryti, daugeliu atvejų šilumos matavimo prietaisai būtų nenaudingi, nes jų parodymai labai skirtųsi nuo tikrosios temperatūros vertės. Termometras pateikia teisingus rodmenis tik tada, kai yra šiluminėje pusiausvyroje su kūnu, kurio temperatūra matuojama. Todėl kūnams, kurie nėra šiluminėje pusiausvyroje, iš esmės neįmanoma naudoti termometro, o jų temperatūrai nustatyti turi būti naudojami specialūs metodai. Panagrinėkime pagrindinius temperatūrų nustatymo metodus ir nurodykime svarbiausius jų taikymo atvejus.
Temperatūros nustatymas pagal spektrinių linijų plotį. Šis metodas pagrįstas (7.43) formulės naudojimu, kai iš stebėjimų žinomas spinduliuotės arba sugerties spektrinių linijų Doplerio plotis. Jei dujų sluoksnis yra optiškai plonas (saviabsorbcijos nėra), o jo atomai turi tik šiluminius judesius, tai tokiu būdu tiesiogiai gaunama kinetinės temperatūros reikšmė. Tačiau labai dažnai šios sąlygos neįvykdomos, o tai visų pirma liudija stebimų profilių nukrypimas nuo Gauso kreivės, parodytos Fig. 90. Akivaizdu, kad tokiais atvejais temperatūros nustatymo pagal spektrinių linijų profilius užduotis tampa daug sudėtingesnė.
Temperatūros nustatymas remiantis elementarių atominių procesų, lemiančių stebimos spinduliuotės atsiradimą, tyrimu. Šis temperatūros nustatymo metodas pagrįstas teoriniais spektro skaičiavimais ir jų rezultatų palyginimu su stebėjimais. Iliustruojame šį metodą saulės vainiko pavyzdžiu. Jo spektre yra daug jonizuotų elementų emisijos linijų, kurių atomai neturi daugiau nei tuzino išorinių elektronų, o tam reikia mažiausiai kelių šimtų elektronų voltų energijos. Saulės spinduliuotės galia yra per maža, kad sukeltų tokią stiprią dujų jonizaciją. Tai galima paaiškinti tik susidūrimais su energingomis greitomis dalelėmis, daugiausia laisvaisiais elektronais. Vadinasi, nemažos dalelių dalies saulės vainikinėje šiluminė energija turėtų būti lygi keliems šimtams elektronų voltų. Energiją, išreikštą elektronų voltais, žymėdami e ir atsižvelgę į (7.13), gauname T = 11 600 V.
Tada daugumos dujų dalelių energija yra 100 eV, kai temperatūra viršija milijoną laipsnių.
Temperatūros nustatymas, remiantis juodojo kūno spinduliuotės dėsnių taikymu. Daugybė labiausiai paplitusių temperatūros nustatymo metodų yra pagrįsti juodojo kūno spinduliuotės dėsnių (griežtai kalbant, galioja tik termodinaminei pusiausvyrai) taikymu stebimai spinduliuotei. Tačiau dėl šios pastraipos pradžioje paminėtų priežasčių visi šie metodai yra iš esmės netikslūs ir lemia didesnių ar mažesnių klaidų rezultatus. Todėl jie naudojami apytiksliai temperatūrai apskaičiuoti arba tais atvejais, kai galima įrodyti, kad šios paklaidos yra nereikšmingos. Pradėkime nuo šių atvejų.
Optiškai storas, nepermatomas dujų sluoksnis, pagal Kirchhoffo dėsnį, sukuria stiprią spinduliuotę ištisiniame spektre. Tipiškas pavyzdys – giliausi žvaigždės atmosferos sluoksniai. Kuo gilesni šie sluoksniai, tuo geriau jie yra izoliuoti nuo supančios erdvės ir tuo arčiau jų spinduliuotė yra pusiausvyra. Todėl už vidinius sluoksniusžvaigždžių, kurių spinduliuotė mūsų visai nepasiekia, su šiluminės spinduliuotės dėsniais išsipildo aukštas laipsnis tikslumu.
Visai kitokia situacija yra su išoriniais žvaigždės sluoksniais. Jie užima tarpinę padėtį tarp visiškai izoliuotų vidinių sluoksnių ir visiškai skaidrių išorinių sluoksnių (tai reiškia matomą spinduliuotę). Tiesą sakant, matome tuos sluoksnius, kurių optinis gylis per daug nesiskiria nuo 1. Iš tiesų, gilesni sluoksniai yra mažiau matomi dėl spartaus nepermatomumo didėjant gyliui, o atokiausi sluoksniai spinduliuoja silpnai (prisiminkime, kad optiškai plonas sluoksnis yra proporcingas jo optiniam storiui). Vadinasi, spinduliuotė, kuri peržengia tam tikro kūno ribas, daugiausia vyksta sluoksniais. Kitaip tariant, sluoksniai, kuriuos matome, yra tokiame gylyje, nuo kurio dujos tampa nepermatomos.Jiems šiluminės spinduliuotės dėsniai tenkinami tik apytiksliai. Taigi, pavyzdžiui, žvaigždėms, kaip taisyklė, galima pasirinkti Plancko kreivę, kuri, nors ir labai grubiai, vis tiek primena energijos pasiskirstymą savo spektre. Tai leidžia mums su didelėmis išlygomis taikyti Plancko, Stefano-Boltzmanno ir Wieno dėsnius žvaigždžių spinduliavimui.
Panagrinėkime šių dėsnių taikymą saulės spinduliuotei. 91 paveiksle parodytas stebimas energijos pasiskirstymas saulės disko centro spektre kartu su keliomis Plancko kreivėmis įvairioms temperatūroms. Iš šio paveikslo aišku, kad nė vienas iš jų tiksliai neatitinka Saulės kreivės. Pastarajame spinduliavimo maksimumas nėra toks ryškus. Jei manysime, kad tai vyksta bangos ilgiu 
max = 4300 Å, tada pagal Wieno poslinkio dėsnį nustatyta temperatūra bus lygi T ( 
patikrinkite) = 6750°.
Bendra energija, kurią išskiria 1 cm 2 Saulės paviršiaus, lygi
e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × sek.
Pakeitę šią reikšmę į Stefano-Boltzmanno dėsnio formulę (7.33), gauname vadinamąją efektyviąją temperatūrą
Taigi efektyvioji kūno temperatūra yra tokio absoliučiai juodo kūno temperatūra, kurio kiekvienas kvadratinis centimetras visame spektre skleidžia tokį patį energijos srautą kaip ir 1 cm 2 šio kūno.
Ryškumo ir spalvų temperatūros sąvokos pristatomos panašiai. Ryškumo temperatūra yra tokio absoliučiai juodo kūno temperatūra, kurio kiekvienas kvadratinis centimetras tam tikru bangos ilgiu skleidžia tokį patį energijos srautą, kaip ir duotas kūnas tuo pačiu bangos ilgiu. Norint nustatyti ryškumo temperatūrą, stebimam spinduliuojančio paviršiaus monochromatiniam ryškumui reikia taikyti Plancko formulę. Akivaizdu, kad skirtingose spektro dalyse tikras kūnas gali turėti skirtingą ryškumo temperatūrą. Taigi, pavyzdžiui, iš fig. 91 matyti, kad Saulės kreivė kerta įvairias Planko kreives, kurių atitinkamos temperatūros rodo Saulės šviesumo temperatūros kitimą skirtingose matomo spektro dalyse.
Norint nustatyti ryškumo temperatūrą, reikia labai sudėtingų spinduliavimo intensyvumo matavimų absoliučiais vienetais. Daug lengviau nustatyti spinduliuotės intensyvumo pokytį tam tikrame spektro regione (santykinis energijos pasiskirstymas).
Absoliučiai juodo kūno, kurio santykinis energijos pasiskirstymas tam tikroje spektro dalyje yra toks pat, kaip ir tam tikro kūno, temperatūra vadinama kūno spalvos temperatūra. Vėl grįžus prie energijos pasiskirstymo Saulės spektre, matome, kad 5000–6000 Å bangos ilgio srityje Saulės kreivės nuolydis Fig. 91 yra tokia pati kaip Plancko kreivė 7000° temperatūrai toje pačioje spektro srityje.
Taigi aukščiau pateiktos efektyvumo, ryškumo ir spalvos temperatūros sąvokos yra tik parametrai, apibūdinantys stebimos spinduliuotės savybes. Norint išsiaiškinti, kokiu tikslumu ir kokiame gylyje jie leidžia suprasti tikrąją kūno temperatūrą, reikia atlikti papildomus tyrimus.
Išanalizuokime rezultatus. Efektyvioji Saulės temperatūra, nustatoma pagal bendrą spinduliuotės srautą, pasirodė lygi 5760°, o didžiausios spinduliuotės padėtis Saulės spektre atitinka Vieno dėsnio nustatytą temperatūrą, apie 6750°. Santykinis energijos pasiskirstymas įvairiose srityse spektras leidžia rasti spalvų temperatūras, kurių reikšmė labai skiriasi net vien tik matomoje srityje. Pavyzdžiui, bangos ilgių diapazone 4700-5400 Å spalvos temperatūra yra 6500°, o netoliese 4300-4700 Å bangos ilgių diapazone yra apie 8000°. Ryškumo temperatūra kinta dar platesniame diapazone, kuri 1000-2500 Å spektro srityje padidėja nuo 4500° iki 5000°, žaliuose spinduliuose (5500 Å) yra artima 6400°, o radijo bangų diapazone metrų siekia milijonas laipsnių! Siekiant aiškumo, visi išvardyti rezultatai yra apibendrinti lentelėje. 4.
Skirtumas tarp lentelėje pateiktų duomenų. 4 yra labai svarbus ir leidžia daryti šias svarbias išvadas:
1. Saulės spinduliavimas skiriasi nuo visiškai juodo kūno spinduliavimo. Kitu atveju visos temperatūros vertės nurodytos lentelėje. 4 būtų tas pats.
2. Saulės medžiagos temperatūra kinta didėjant gyliui. Iš tiesų, labai įkaitintų dujų neskaidrumas skirtingiems bangos ilgiams yra nevienodas. IN ultravioletiniai spinduliai absorbcija yra didesnė nei matomose. Tuo pačiu metu tokios dujos stipriausiai sugeria radijo bangas. Todėl radijo, ultravioletinė ir matoma spinduliuotė atitinkamai reiškia gilesnius ir gilesnius Saulės sluoksnius. Atsižvelgdami į pastebėtą ryškumo temperatūros priklausomybę nuo bangos ilgio, pastebime, kad kažkur netoli matomo Saulės paviršiaus yra sluoksnis su minimalia temperatūra (apie 4500°), kurį galima stebėti tolimuose ultravioletiniuose spinduliuose. Virš ir žemiau šio sluoksnio temperatūra greitai pakyla.
3. Iš ankstesnio išplaukia, kad dauguma saulės medžiaga turi būti labai stipriai jonizuota. Jau 5-6 tūkstančių laipsnių temperatūroje jonizuojasi daugelio metalų atomai, o aukštesnėje nei 10-15 tūkstančių laipsnių temperatūroje jonizuojasi gausiausias Saulės elementas – vandenilis. Vadinasi, saulės medžiaga yra plazma, t.y. dujos, kuriose dauguma atomų yra jonizuoti. Tik ploname sluoksnyje šalia matomo krašto jonizacija silpna ir vyrauja neutralus vandenilis
Nuo stalo 5 parodyta, kad Saulės gelmėse temperatūra viršija 10 milijonų laipsnių, o slėgis viršija šimtus milijardų atmosferų (1 atm = 103 dyne/cm2). Esant tokioms sąlygoms, atskiri atomai juda milžinišku greičiu, pasiekdami, pavyzdžiui, šimtus kilometrų per sekundę vandenilio. Kadangi medžiagos tankis yra labai didelis, atominiai susidūrimai įvyksta labai dažnai. Kai kurie iš šių susidūrimų priveda prie atominių branduolių, būtinų branduolinėms reakcijoms įvykti, arti.
Dvi branduolinės reakcijos vaidina svarbų vaidmenį Saulės viduje. Dėl vieno iš jų, schematiškai parodyto fig. 130, iš keturių vandenilio atomų susidaro vienas helio atomas. Tarpinėse reakcijos stadijose susidaro sunkiojo vandenilio (deuterio) branduoliai ir He 3 izotopo branduoliai. Ši reakcija vadinama protonu-protonu.
Kita reakcija saulės sąlygomis vaidina daug mažesnį vaidmenį. Galiausiai tai taip pat veda prie keturių protonų helio branduolio susidarymo. Procesas yra sudėtingesnis ir gali vykti tik esant anglies, kurios branduoliai patenka į reakciją pirmaisiais etapais, o paskutinėje išsiskiria. Taigi anglis yra katalizatorius, todėl visa reakcija vadinama anglies ciklu.
Nepaprastai svarbus faktas yra tai, kad helio branduolio masė yra beveik 1% mažesnė nei keturių protonų masė. Šis akivaizdus masės praradimas vadinamas masės defektu ir yra atsakingas už didelių energijos kiekių išsiskyrimą dėl branduolinių reakcijų.
Aprašytos branduolinės reakcijos yra Saulės į kosmosą skleidžiamas energijos šaltinis.
Kadangi aukščiausia temperatūra ir slėgis susidaro giliausiuose Saulės sluoksniuose, branduolinės reakcijos ir su ja susijusi energijos išsiskyrimas intensyviausiai vyksta pačiame Saulės centre. Tik čia, kartu su protonų ir protonų reakcija, svarbų vaidmenį atlieka anglies ciklas. Tolstant nuo Saulės centro temperatūra ir slėgis žemėja, energijos išsiskyrimas dėl anglies ciklo greitai sustoja, o iki maždaug 0,2-0,3 spindulio atstumo nuo centro lieka tik protonas-protonas. reakcija išlieka reikšminga. Esant didesniam nei 0,3 spindulio atstumui nuo centro, temperatūra tampa mažesnė nei 5 milijonai laipsnių, o slėgis mažesnis nei 10 milijardų atmosferų. Tokiomis sąlygomis branduolinės reakcijos apskritai negali vykti. Šie sluoksniai tik perduoda didesniame gylyje išsiskiriančią spinduliuotę gama spindulių pavidalu, kuriuos sugeria ir vėl išspinduliuoja atskiri atomai. Svarbu, kad vietoj kiekvieno sugerto didelės energijos kvanto atomai, kaip taisyklė, išspinduliuotų kelis mažesnių energijų kvantus. Tai atsitinka iki kita priežastis. Sugerdamas atomas jonizuojasi arba stipriai sužadinamas ir įgyja savybę spinduliuoti. Tačiau elektronas grįžta į pradinį energijos lygį ne iš karto, o per tarpines būsenas, perėjimus, tarp kurių išsiskiria mažesnių energijų kvantai. Dėl to kietieji kvantai „suskaldomi“ į mažiau energingus. Todėl vietoj gama spindulių skleidžiami rentgeno spinduliai, o vietoj rentgeno spindulių – ultravioletiniai spinduliai, kurie savo ruožtu jau išoriniuose sluoksniuose susmulkinami į matomų ir šiluminių spindulių kvantus, galiausiai skleidžiamus Saulės. .
Ta Saulės dalis, kurioje energijos išsiskyrimas dėl branduolinių reakcijų yra nereikšmingas, o energijos perdavimo procesas vyksta sugeriant spinduliuotę, o vėliau pakartotinai išspinduliuojant, vadinama spinduliavimo pusiausvyros zona. Jis užima maždaug 0,3–0,7 r¤ atstumą nuo Saulės centro. Virš šio lygio pati materija pradeda dalyvauti energijos perdavime, o tiesiai po stebimais išoriniais Saulės sluoksniais, maždaug per 0,3 jos spindulio, susidaro konvekcinė zona, kurioje energija perduodama konvekcijos būdu.
Saulė yra žvaigždė, kuri gamina šilumą dėl joje vykstančių termobranduolinių reakcijų, kurios paverčia vandenilio molekules inertinėmis dujomis – heliu. Temperatūra matuojama laipsniais ir skiriasi skirtinguose sluoksniuose. Dėl to, kad Žemė yra labai nutolusi nuo žvaigždės, esame apsaugoti nuo jos deginimo poveikio. Kad jaustųsi saugi, žmonija turi atskleisti visas savo paslaptis.
Susisiekus su
Žvaigždės struktūra
Kaip atrodo Saulė ir iš ko ji sudaryta. Iš esmės tai yra daugiasluoksnė plazmos-dujų sfera, kurios vidinį tūrį galima suskirstyti į kelias zonas su skirtinga kompozicija, medžiagos savybės, elgsena ir savybės.
Saulės struktūra gali būti pavaizduotas taip:
- šerdis yra milžiniška sintezės „krosnis“, kuri generuoja šilumą ir energiją fotonų pavidalu. Jie yra tie, kurie neša šviesą į Žemę. Šerdies spindulys neviršija ketvirtadalio viso dangaus kūno spindulio; temperatūra saulės centre siekia 14 milijonų kelvinų;
- spinduliuotės (skleidžiančioji) zona, kurios storis yra apie tris šimtus tūkstančių kilometrų ir pasižymi didelio tankio. Čia energija yra lėta juda į paviršių. Iš esmės tai yra termobranduolinės sintezės sritis;
- konvekcinė zona, kurioje energija daug greičiau juda į paviršių arba į fotosferą;
- Virš paviršiaus prasideda Saulės atmosferos sūkurinių dujų zona.
Sferos ir jų savybės
Fotosfera yra ploniausias ir giliausias sluoksnis virš Saulės paviršiaus, jį galima stebėti nuolatiniame matomos šviesos spektre. Fotosferos aukštis yra apie 300 km. Kuo gilesnis fotosferos sluoksnis, tuo jis tampa karštesnis.
Chromosfera – išorinis apvalkalas, supančios fotosferą. Jis yra maždaug 10 000 km storio ir turi nevienalytę struktūrą. Karūna yra išorinė ir todėl neįprastai reta atmosferos dalis, kurią galima pamatyti visiškas užtemimas. Jo temperatūra viršija milijoną laipsnių.
Atmosferą nuolat veikia rezonansiniai svyravimai maždaug kas 5 minutes. Plinta į viršutiniai sluoksniai atmosferą, bangos joms perduoda dalį energijos, įkaista kitų sluoksnių (chromosferos ir vainiko) dujos. Štai kodėl viršutinė dalis Saulės fotosfera pasirodo esanti „šalčiausia“.
Dėmesio! Tankis, temperatūra ir slėgis milžiniško branduolių sintezės reaktoriaus viduje mažėja tolstant nuo šerdies.
Saulės temperatūra laipsniais kiekvienoje jos sferoje yra skirtinga, todėl Saulės temperatūra paviršiuje yra 5800 laipsnių Celsijaus, saulės korona – 1 500 000, saulės šerdies temperatūra yra 13 500 000.
Radiacijos stiprumas
Radiacinė galia yra labai didelė: maždaug 385 milijardai megavatų. Beveik akimirksniu 700 milijonų tonų vandenilio paverčiami 695 milijonais tonų helio ir 5 milijonais tonų gama spindulių. Dėl aukštos temperatūrosŽvaigždžių sintezė, paverčianti vandenilį heliu, įvyksta, kai susidaro saulės energija ir išsiskiria fotonų srautas. Toks srautas paprastai vadinamas saulės vėju, kuris važiuoja didesniu nei 450 km/s greičiu.
Radiacijos dėka jis palaikomas gyvenimo procesaiŽemėje yra nulemtas jos klimatas. Formaliai švytėjimas turi beveik balta spalva, tačiau artėjant prie žemės paviršiaus tampa geltonas atspalvis- Tai yra šviesos sklaidos ir trumpųjų bangų spektro dalies sugerties rezultatas.
Saulės vėjas turi kitą apibrėžimą – vainikinės masės išmetimai (CME), kurie yra didžiulis radioaktyviųjų elementų frontas. jonizuotos įkrautos dalelės, nukreiptas į kosminę bedugnę ir sudeginantis viską savo kelyje.
Kai fotonai pasiekia paviršinius sluoksnius, jie sukelia išorinių žvaigždės sluoksnių sukimąsi, todėl susidaro galingos magnetinės opozicijos ir smūginės bangos.
Įsibėgėjusios iki neįtikėtino greičio, dujos taip pat sukuria stiprius magnetinius laukus, kurie, žvaigždei besisukant, susiduria ir pabėga nuo paviršiaus.
Magnetiniai laukai išsiveržia į kosmosą didžiulės kilpos. Kai kurios iš šių darinių yra tokios didelės, kad Žemė galėtų pro juos praeiti su didžiuliu skirtumu.
Labai radioaktyvios jonizuotos plazmos krešulys nuo jų atitrūksta ir nunešamas didžiuliu greičiu. Tai yra MCU. Tai gali sugadinti erdvėlaivius ir net kelti grėsmę astronautų gyvybei. Toks žudikų frontas kartais pasiekia Žemę per 16 valandų. Palyginimui: greitame erdvėlaivyje skrydis truktų ne vienerius metus, tačiau saulės vėjui šiuo maršrutu keliauti reikia vos kelių valandų.
Svarbu! Saulės vėjas kelia mirtiną grėsmę visai gyvybei mūsų planetoje. Jei Žemėje nebūtų magnetinio lauko, sukuriančio nepraeinamą barjerą dalelėms, gyvybė nutrūktų per porą sekundžių.
Atsiradimas
Yra įvairių teorijų apie saulės kilmę. Štai vienas iš jų. Beribėje erdvėje milijonus metų kaupėsi dulkės ir dujos, veikiamos gravitacijos ir slėgio, didėjo šiluma, dėl kurios įvyko branduolių sintezė ir sprogimas. Pirmiausia iš didžiulės medžiagos sankaupos susiformavo žvaigždė, tada šalia jo esančios planetos.
Daugelis žmonių stebisi, kiek metų yra mūsų Saulei ir kaip ji susiformavo. Tikslaus žvaigždės amžiaus, žinoma, sužinoti neįmanoma. Manoma, kad vienintelė žvaigždė sistemoje pasirodė prieš 4,57 mlrd.
Yra hipotezė, kad žvaigždės gyvenimo trukmė pagrindinėje sekoje neviršija 10 milijardų metų. Tai reiškia, kad dabar jis yra beveik jo viduryje gyvenimo laikotarpis ir pasibaigus egzistavimo laikui jos švytėjimas taps daug ryškesnis, o temperatūra sparčiai kris, ir žvaigždė pasieks raudonojo milžino stadiją. Tada jo išorinis apvalkalas pradės plėstis ir praras masę. Dėl to paviršiaus sluoksniai gali pasiekti Žemės orbitą.
Disko skersmuo
Kadangi žvaigždė yra besisukantis dujų rutulys, jos forma ties ašigaliais yra šiek tiek išlyginta. Pagal moksliniai tyrimai, saulės paviršiuje visiškai nėra kietų plotų, todėl terminas „skersmuo“ apibūdina vieno iš atmosferos sluoksnių dydį.
Remiantis astronominiais stebėjimais, naudojant optinį Bailey karoliukų efektą, šis parametras apibrėžiamas kaip fotosferos zonos skersmuo. spinduliavimo energijos perdavimas.
Šiuo metodu gautas vidutinis Saulės spindulys yra 695 990 km. Todėl saulės skersmuo kilometrais yra 1 milijonas 392 tūkst.
Yra ir kitas būdas apskaičiuoti saulės dydį – taikant helioseismologijos metodus, tiriant paviršines gravitacines f bangas, susidariusias saulėje.
„Seisminiu“ metodu gauti duomenys rodo kitaip spindulio vertė - 695 700 km, o saulės skersmuo kilometrais yra 1 391 400. Ši reikšmė yra maždaug 300 km mažesnė už fotosferos spindulį.
Svarbu! Nors skirtumai tarp dviejų reikšmių yra nedideli (apie 0,04 %), pakeitus anksčiau nustatytą vertę gali būti pervertinti kiti parametrai, išskyrus tankį ir temperatūrą .
Sukimosi greitis
Nestandartas kūnas sukasi visiškai kitaip nei planetos. Skirtingi žvaigždės sluoksniai turi savo sukimosi greitį. Didžiausias yra prie pusiaujo, vienas apsisukimas trunka apie 25 dienas. Kuo toliau sluoksnis nuo pusiaujo, tuo mažesnis jo sukimosi greitis. Taigi, poliai daro vieną apsisukimą maždaug per 36 dienas. Štai kodėl šviestuvas turi milijonus magnetiniai poliai o ne du, kaip mūsų planeta.
Dėmesio! Saulėtekis ir saulėlydis netoliese esančiose atogrąžų šalyse vyksta tarsi pagal grafiką – tuo pačiu metu, kiekvieną dieną, ištisus metus. Todėl diena tropikuose yra padalinta po lygiai: dienos ir nakties trukmė – 12 valandų.
Išorinis apvalkalas ir jo struktūra
Paviršius paprastai vadinamas išoriniais sluoksniais, kuriuos purto siaubingi sprogimai, emisijos ir išsiveržimai.Saulės temperatūra laipsniais čia yra 6000 C⁰.
Saulės paviršiuje yra daug neįprastų darinių. skirtingų dydžių, iš kurių žinomiausios yra dėmės - tamsios spalvos plotai, nurodantis vietas, kur stiprūs magnetiniai laukai patenka į saulės atmosferą. Visas saulės paviršius padengtas vadinamosiomis konvekcinėmis ląstelėmis.
Dėmesio! Saulės paviršiuje atsiranda dažni blyksniai, lydimi aukštos temperatūros plazmos ir dujų išmetimo.
Toks saulės aktyvumas gali turėti Neigiamos pasekmės mūsų planetai. Be to, toks procesas yra staigus ir nenuspėjamas ir gali trukti nuo kelių valandų iki kelių dienų. Prie ko daugelis yra pripratę vadina jas magnetinėmis audrom, neigiamai veikiantys žmogaus būklę.
Norint sekti dangaus žvaigždės veiklą, mokslininkams svarbu žinoti ne tik Saulės temperatūrą Celsijaus laipsniais ir skersmenį kilometrais, bet ir kitas charakteristikas.
Saulės paviršiaus temperatūra Celsijaus laipsniais vidutiniškai siekia 5726 laipsnius, vainikinėje – 1500 tūkst., o šerdyje – 13,5 mln.
Šiandien galite stebėti kosminį orą internetiniu režimu, sužinokite, kokia yra Saulės temperatūra laipsniais. Žvaigždės būsena daro didelę įtaką kosminiam orui mūsų sistemoje. Jį lemia keli parametrai:
- jonizuotos plazmos srautai,
- stipri spinduliuotė ir blyksniai,
- saulės vėjo stiprumas.
Įvairių saulės sluoksnių temperatūra
Saulės sandara ir kiti įdomūs faktai
Išvada
Astronomijos raida leido nustatyti tolimą ateitį dangaus kūnai ir palengvino surinkimą informacija orų tarnyboms. Šiandien galima tyrinėti naujas planetas, auga Žemės saugumo lygis, kuriami apsaugos nuo galimų susidūrimų su asteroidais ir kitais dangaus kūnais metodai.
Saulė perkaito, o netrukus sprogimas apims ne tik Žemę, bet ir likusią Saulės sistemos dalį.
Saulė perkaito, o netrukus sprogimas apims ne tik Žemę, bet ir likusią Saulės sistemos dalį.
Mokslininkai paskelbė pavojaus signalą po to, kai tarptautinis palydovas Saulės paviršiuje užfiksavo didelį pliūpsnį. Milžiniško iškilimo skersmuo viršijo 30 Žemės skersmenų, o jo ilgis buvo 350 tūkstančių km. Tiesa, saulės energijos išsiskyrimas neįvyko mūsų planetos kryptimi, antraip pasekmės būtų buvę labiau pastebimos – pavojingi elektroninės ir ryšių įrangos gedimai. Žybsnis įvyko liepos 1 d., jį stebėjo NASA ir Europos kosmoso agentūros astronomai, naudodami orbitoje skriejančią Saulės-heliosferos observatoriją SOHO.
Nyderlandų astrofizikas Piersas Van der Meeras, Europos kosmoso agentūros (ESA) ekspertas, yra linkęs laikyti šį milžinišką iškilumą tikru ženklu, kad Saulė yra pasirengusi sprogti artimiausioje ateityje. Žinoma, Žemė bus sudeginta kartu su visa joje esančia gyvybe, ir pabėgti bus visiškai neįmanoma. „Kaip zefyras atneštas į ugnį, jis pajuoduoja ir tirpsta“, – sako „Weekly World News“ specialistas.
Siaubas tas, kad Saulė pamažu šyla. Vidinė Saulės temperatūra paprastai buvo 27 milijonai laipsnių Farenheito (15 milijonų Celsijaus). Tačiau dabar jis išaugo iki 49 mln. (27 mln. C). Per pastaruosius 11 metų Saulė kelia nerimą, primenančią Keplerio žvaigždę, novą, kuri sprogo 1604 m., sako dr. Van der Meer.
Gali būti, kad pasaulinis atšilimas Žemėje, tirpdančioje Antarktidos ledą, visai nesusijęs su antropogenine tarša, kaip manyta anksčiau, o su Saulėje vykstančiais procesais.
NASA atsisakė patvirtinti Europos mokslininkų prognozes, o šaltinis, susijęs su Baltaisiais rūmais, sakė: „Šiuo metu nenorime, kad plistų panika“.
Komentaras: Milžiniškas iškilimas liepos 1 d. tikrai įvyko. Bet tada jis niekam ypatingo nerimo nesukėlė. Saulės žybsniai nėra neįprasti, šis yra vienas galingiausių istorijoje. Pastaruoju metu, bet visai ne pats galingiausias. Tarkime, tam tikras olandų astrofizikas, sužavėtas kosminio kataklizmo, tikrai išpranašavo pasaulio pabaigą. Sakoma, kad vidinė temperatūra Saulė, kitaip tariant, jos šerdies temperatūra didėja. Bet tai yra kažkas, ko negalima tiesiogiai išmatuoti. Temperatūra Saulės centre yra „nustatoma“ tik pagal teoriniai modeliai jo vidinė struktūra. Įvairūs modeliai duok šiek tiek skirtingos reikšmės, tačiau labiausiai priimtini skaičiai yra 15 arba 16 milijonų kelvinų (atitinkamai apytiksliai tiek pat Celsijaus). Ši temperatūra gaunama sintezuojant helio branduolius iš vandenilio branduolių. Saulė laikoma nejudančia žvaigžde, kurios šviesumas beveik nepakito daugelį milijardų metų.
Analogija su 1604 m. supernovos sprogimu yra mažų mažiausiai keista. Mažai tikėtina, kad tada kas nors galėjo ištirti vidinę žvaigždės būklę prieš pliūpsnį.
Jei kalbame apie bet kokius katastrofiškus Saulėje užfiksuotus pokyčius, logiškiau nurodyti jos paviršiaus temperatūros ar šviesumo pokyčius. Saulės spinduliuotės srautas yra labai pastovi reikšmė, šis dalykas vadinamas saulės konstanta. Jo svyravimai net per įprastą 11 metų saulės aktyvumo ciklą yra ne daugiau kaip dešimtosios procento, o jau 0,1% gali sukelti klimato pokyčius mūsų planetoje.
Žinoma, jei taip atsitiktų, ne vienas olandų astrofizikas, bet ir šimtų laboratorijų darbuotojai visoje Žemėje kiltų šurmulio. Taigi kalbėti apie beveik dvigubą parametrų padidėjimą, kurio niekas nepastebėjo, yra nesąmonė. Arba tai pasaulinis astrofizikų tylos sąmokslas.
Įprastas būdas, kaip tokie pojūčiai prasiskverbia į patikimiausius Rusijos internetinius leidinius, yra juokinga. Pavyzdžiui, Cnews.ru praneša šią naujieną pavadinimu „Olandų astrofizikas mano, kad iki Saulės sprogimo liko šešeri metai“.
Įkeliama...