Mums tuvākā zvaigzne, protams, ir Saule. Attālums no Zemes līdz tai ir diezgan mazs pēc kosmiskajiem parametriem: no Saules līdz Zemei saules gaisma Tas aizņem tikai 8 minūtes.
Saule nav parasts dzeltenais punduris, kā tika uzskatīts iepriekš. Šis centrālais korpuss Saules sistēma, ap kuru riņķo planētas, ar lielu skaitu smago elementu. Šī ir zvaigzne, kas izveidojusies pēc vairākiem supernovas sprādzieniem, ap kuru izveidojās planētu sistēma. Pateicoties tās atrašanās vietai tuvu ideālajiem apstākļiem, dzīvība radās uz trešās planētas Zeme. Saulei jau ir pieci miljardi gadu. Bet izdomāsim, kāpēc tas spīd? Kāda ir Saules uzbūve un kādas ir tās īpašības? Kāda viņu sagaida nākotne? Cik lielu ietekmi tas atstāj uz Zemi un tās iedzīvotājiem? Saule ir zvaigzne, ap kuru riņķo visas 9 Saules sistēmas planētas, ieskaitot mūsējo. 1 a.u. (astronomiskā vienība) = 150 miljoni km - tāds pats ir vidējais attālums no Zemes līdz Saulei. Saules sistēmā ir deviņi lielākās planētas, aptuveni simts satelītu, daudzas komētas, desmitiem tūkstošu asteroīdu (mazo planētu), meteoroīdi un starpplanētu gāzes un putekļi. Tā visa centrā ir mūsu Saule.
Saule spīd jau miljoniem gadu, ko apliecina mūsdienu bioloģiskie pētījumi, kas iegūti no zilaļģu atliekām. Ja Saules virsmas temperatūra mainītos kaut par 10%, uz Zemes izmirtu visa dzīvība. Tāpēc ir labi, ka mūsu zvaigzne vienmērīgi izstaro cilvēces un citu Zemes radījumu uzplaukumam nepieciešamo enerģiju. Pasaules tautu reliģijās un mītos Saule vienmēr ir ieņēmusi galveno vietu. Gandrīz visām senatnes tautām Saule bija vissvarīgākā dievība: Helioss - seno grieķu vidū, Ra - seno ēģiptiešu saules dievs un Jarilo starp slāviem. Saule atnesa siltumu, ražu, visi to cienīja, jo bez tās uz Zemes nebūtu dzīvības. Saules izmērs ir iespaidīgs. Piemēram, Saules masa ir 330 000 reižu lielāka par Zemes masu, un tās rādiuss ir 109 reizes lielāks. Bet mūsu zvaigznes blīvums ir mazs - 1,4 reizes lielāks par ūdens blīvumu. Plankumu kustību uz virsmas pamanījis pats Galileo Galilejs, tādējādi pierādot, ka Saule nestāv uz vietas, bet griežas.
Saules konvektīvā zona
Radioaktīvā zona ir aptuveni 2/3 no Saules iekšējā diametra, un rādiuss ir aptuveni 140 tūkstoši km. Attālinoties no centra, fotoni sadursmes ietekmē zaudē savu enerģiju. Šo parādību sauc par konvekcijas fenomenu. Tas atgādina procesu, kas notiek verdošā tējkannā: enerģija, kas nāk no sildelementa, ir daudz lielāka nekā daudzums, kas tiek noņemts vadīšanas rezultātā. Karsts ūdens, kas atrodas tuvu ugunskuram, paceļas, un aukstākais nokrīt. Šo procesu sauc par konvenciju. Konvekcijas nozīme ir tāda, ka blīvāka gāze tiek sadalīta pa virsmu, atdziest un atkal nonāk centrā. Maisīšanas process Saules konvekcijas zonā tiek veikts nepārtraukti. Skatoties caur teleskopu uz Saules virsmu, var redzēt tās graudaino struktūru – granulācijas. Šķiet, ka tas ir izgatavots no granulām! Tas ir saistīts ar konvekciju, kas notiek zem fotosfēras.
Saules fotosfēra
Plāns slānis (400 km) - Saules fotosfēra, atrodas tieši aiz konvekcijas zonas un attēlo "īsto Saules virsmu", kas redzama no Zemes. Granulas fotosfērā pirmo reizi fotografēja francūzis Jansens 1885. gadā. Vidējais granulu izmērs ir 1000 km, tā pārvietojas ar ātrumu 1 km/s un pastāv aptuveni 15 minūtes. Tumši veidojumi fotosfērā novērojami ekvatoriālajā daļā, un tad tie nobīdās. Spēcīgi magnētiskie lauki ir šādu plankumu atšķirīga iezīme. A tumša krāsa tiek iegūts zemākas temperatūras dēļ attiecībā pret apkārtējo fotosfēru.
Saules hromosfēra
Saules hromosfēra (krāsainā sfēra) ir blīvs (10 000 km) saules atmosfēras slānis, kas atrodas tieši aiz fotosfēras. Hromosfēru ir diezgan problemātiski novērot, jo tā atrodas tuvu fotosfērai. Vislabāk to var redzēt, kad Mēness pārklāj fotosfēru, t.i. saules aptumsumu laikā.
Saules izvirzījumi ir milzīgas ūdeņraža emisijas, kas atgādina garus gaismas pavedienus. Prominences paceļas milzīgos attālumos, sasniedzot Saules diametru (1,4 mm km), pārvietojas ar ātrumu aptuveni 300 km/sek, un temperatūra sasniedz 10 000 grādu.
Saules korona ir Saules atmosfēras ārējie un paplašinātie slāņi, kuru izcelsme ir virs hromosfēras. Saules vainaga garums ir ļoti garš un sasniedz vairāku saules diametru vērtības. Zinātnieki vēl nav saņēmuši skaidru atbildi uz jautājumu, ar ko īsti tas beidzas.
Saules vainaga sastāvs ir reta, ļoti jonizēta plazma. Tas satur smagos jonus, elektronus ar hēlija kodolu un protonus. Koronas temperatūra attiecībā pret Saules virsmu sasniedz no 1 līdz 2 miljoniem grādu K.
Saules vējš ir nepārtraukta vielas (plazmas) aizplūšana no saules atmosfēras ārējā apvalka. Tas satur protonus, atomu kodoli un elektroni. Saules vēja ātrums var svārstīties no 300 km/sek līdz 1500 km/sek, atbilstoši procesiem, kas notiek uz Saules. Saules vējš izplatās visā Saules sistēma un, mijiedarbojoties ar Zemes magnētisko lauku, izraisa dažādas parādības, no kurām viena ir ziemeļblāzma.
Saules raksturojums
Saules masa: 2∙1030 kg (332 946 Zemes masas)
Diametrs: 1 392 000 km
Rādiuss: 696 000 km
Vidējais blīvums: 1400 kg/m3
Ass slīpums: 7,25° (attiecībā pret ekliptikas plakni)
Virsmas temperatūra: 5780 K
Temperatūra Saules centrā: 15 miljoni grādu
Spektrālā klase: G2 V
Vidējais attālums no Zemes: 150 miljoni km
Vecums: 5 miljardi gadu
Rotācijas periods: 25 380 dienas
Spilgtums: 3,86∙1026 W
Šķietamais magnitūds: 26,75 m
Kosmosā ir daudz mazu un lielu zvaigžņu. Un, ja mēs runājam par Zemes iemītniekiem, tad viņiem vissvarīgākā zvaigzne ir Saule. Tas sastāv no 70% ūdeņraža un 28% hēlija, un metāli veido mazāk nekā 2%.
Ja nebūtu Saules, iespējams, uz Zemes nebūtu dzīvības. Mūsu senči zināja, cik ļoti viņu dzīve un dzīvība ir atkarīga no debesu ķermeņa, viņi to pielūdza un dievināja. Grieķi sauli sauca par Heliosu, bet romieši to sauca par Solu.
Saulei ir milzīga ietekme uz mūsu dzīvi. Tas ir milzīgs stimuls izpētīt, kā šajā "ugunsbumbā" notiek izmaiņas un kā šīs izmaiņas var ietekmēt mūs tagad un nākotnē. Daudzi zinātniskie pētījumi dod mums iespēju ieskatīties planētas tālā pagātnē. Saule ir aptuveni 5 miljardus gadu veca. Pēc 4 miljardiem gadu tas spīdēs daudz spožāk nekā tagad. Papildus tam, ka daudzu miljardu gadu laikā palielinās spilgtums un izmērs, Saule mainās arī īsākos laika periodos.
Šāds pārmaiņu periods ir pazīstams kā Saules cikls, kura momentos tiek ievēroti minimumi un maksimumi.Pateicoties novērojumiem vairāku gadu desmitu garumā, ir noskaidrots, ka gaismas aktivitātes un Saules lieluma palielināšanās, kas sākās g. tālā pagātne, pastāv arī šodien. Dažu pēdējo ciklu laikā gaismas aktivitāte ir palielinājusies par aptuveni 0,1%. Šīs izmaiņas, vai tās ir straujas vai pakāpeniskas, noteikti ļoti ietekmē zemes iedzīvotājus. Tomēr šīs ietekmes mehānismi vēl nav pilnībā izpētīti.
Saules temperatūra zvaigznes centrā ir ļoti augsta, aptuveni 14 miljardi grādu. Termonukleārās reakcijas notiek planētas kodolā, t.i. ūdeņraža kodolu skaldīšanas reakcijas zem spiediena, kā rezultātā izdalās viens hēlija kodols un liela summa enerģiju. Ieejot dziļāk iekšā, Saules temperatūrai vajadzētu strauji paaugstināties. To var noteikt tikai teorētiski.
Saules temperatūra grādos ir:
- korona temperatūra - 1 500 000 grādi;
- serdes temperatūra - 13500000 grādi;
- Saules temperatūra pēc Celsija uz virsmas ir 5726 grādi.
Milzīgs skaits zinātnieku no dažādas valstis Viņi veic pētījumus par Saules uzbūvi, mēģinot atjaunot kodoltermiskās saplūšanas procesu zemes laboratorijās. Tas tiek darīts, lai noskaidrotu, kā plazmā uzvedas reāli apstākļi lai atkārtotu šos apstākļus uz Zemes. Saule patiesībā ir milzīga dabas laboratorija.
Saules atmosfēru, kuras biezums ir aptuveni 500 km, sauc par fotosfēru. Pateicoties konvekcijas procesiem planētas atmosfērā, siltuma plūsmas no zemākajiem slāņiem pārvietojas fotosfērā. Saule griežas, bet ne tā, kā Zeme, Marss... Saule būtībā ir neciets ķermenis.
Līdzīga Saules rotācijas ietekme tiek novērota uz gāzes planētām. Atšķirībā no Zemes, Saules slāņiem ir atšķirīgs rotācijas ātrums. Ekvators griežas visātrāk, viens apgrieziens tiek veikts apmēram 25 dienās. Attālinoties no ekvatora, griešanās ātrums samazinās, un kaut kur Saules polos rotācija ilgst aptuveni 36 dienas. Saules enerģija ir aptuveni 386 miljardi megavatu. Katra sekundes daļa, aptuveni 700 miljoni tonnu ūdeņraža kļūst par 695 miljoniem tonnu hēlija un 5 miljoniem tonnu enerģijas gamma staru veidā. Sakarā ar to, ka Saules temperatūra ir tik augsta, ūdeņraža pārejas reakcija hēlijā notiek veiksmīgi.
Saule arī izstaro zema blīvuma lādētu daļiņu (galvenokārt protonu un elektronu) plūsmu. Šo plūsmu sauc par saules vēju, kas pārvietojas pa visu Saules sistēmu ar ātrumu aptuveni 450 km/sek. Straumes nepārtraukti plūst no Saules kosmosā, attiecīgi, uz Zemi. Saules vējš rada nāvējošus draudus visai dzīvībai uz mūsu planētas. Var radīt dramatiskas sekas uz Zemi, sākot no elektropārvades līniju pārsprieguma, radio traucējumiem un beidzot ar skaistām polārblāzmas. Ja uz mūsu planētas tādas nebūtu magnētiskais lauks, tad dzīve beigtos dažu sekunžu laikā. Magnētiskais lauks rada nepārvaramu barjeru ātri uzlādētām saules vēja daļiņām. Apgabalos Ziemeļpols Magnētiskais lauks ir vērsts uz Zemi, izraisot paātrinātu saules vēja daļiņu iespiešanos daudz tuvāk mūsu planētas virsmai. Tāpēc ziemeļpolā novērojam polāros vējus.Saules vējš var radīt briesmas arī mijiedarbojoties ar zemes magnetosfēru. Šo parādību sauc par spēcīgu ietekmi uz cilvēku veselību. Šīs reakcijas ir īpaši pamanāmas gados vecākiem cilvēkiem.
Saules vējš nav viss, ar ko Saule var mums kaitēt. Lielas briesmas rada notikumi, kas bieži notiek uz gaismekļa virsmas. Uzliesmojumi izstaro milzīgu ultravioletā un rentgena starojuma daudzumu, kas ir vērsts uz Zemi. Šie stari pilnībā spēj absorbēt zemes atmosfēra, taču tie rada lielas briesmas visiem kosmosa objektiem. Radiācija var kaitēt mākslīgajiem satelītiem, stacijām un citām kosmosa tehnoloģijām. Radiācija negatīvi ietekmē arī kosmosā strādājošo astronautu veselību.
Kopš tās pirmsākumiem Saule jau ir izmantojusi apmēram pusi no tās kodolā esošā ūdeņraža un turpinās izstarot vēl 5 miljardus gadu, pakāpeniski palielinot izmēru. Pēc šī laika perioda atlikušais ūdeņradis zvaigznes kodolā būs pilnībā izsmelts. Līdz tam laikam Saule sasniegs maksimālo izmēru un palielinās diametru apmēram 3 reizes (salīdzinot ar pašreizējo izmēru). Tas atgādinās sarkano milzi, kura atmosfērā sadegs daļa Saulei tuvu esošo planētu. Tie ietvers Zemi. Līdz tam laikam cilvēcei būs jāatrod jauna planēta, ko apdzīvot. Pēc tam Saules temperatūra sāks kristies un, atdzisusi, galu galā pārvērtīsies par Tomēr tas viss ir ļoti tālās nākotnes jautājums...
Temperatūra - ļoti svarīga īpašība vielas stāvoklis, uz kura tā pamata fizikālās īpašības. Tās noteikšana ir viena no grūtākajām astrofizikālajām problēmām. Tas ir saistīts gan ar esošo temperatūras noteikšanas metožu sarežģītību, gan dažu no tām būtisku neprecizitāti. Ar retiem izņēmumiem astronomi nevar izmērīt temperatūru, izmantojot nevienu instrumentu, kas uzstādīts uz paša ķermeņa. Tomēr, pat ja to varētu izdarīt, daudzos gadījumos siltuma mērīšanas instrumenti būtu bezjēdzīgi, jo to rādījumi ievērojami atšķirtos no faktiskās temperatūras vērtības. Termometrs sniedz pareizus rādījumus tikai tad, ja tas ir termiskā līdzsvarā ar ķermeni, kura temperatūra tiek mērīta. Tāpēc ķermeņiem, kas neatrodas termiskā līdzsvarā, būtībā nav iespējams izmantot termometru, un to temperatūras noteikšanai ir jāizmanto īpašas metodes. Apskatīsim galvenās temperatūras noteikšanas metodes un norādīsim svarīgākos to piemērošanas gadījumus.
Temperatūras noteikšana pēc spektra līniju platuma. Šīs metodes pamatā ir formulas (7.43) izmantošana, ja no novērojumiem ir zināms emisijas vai absorbcijas spektrālo līniju Doplera platums. Ja gāzes slānis ir optiski plāns (nav pašabsorbcijas), un tā atomiem ir tikai termiskās kustības, tad kinētiskās temperatūras vērtību tieši iegūst šādā veidā. Tomēr ļoti bieži šie nosacījumi nav izpildīti, par ko galvenokārt liecina novēroto profilu novirze no Gausa līknes, kas parādīta attēlā. 90. Acīmredzot šajos gadījumos uzdevums noteikt temperatūru, pamatojoties uz spektrālo līniju profiliem, kļūst daudz sarežģītāks.
Temperatūras noteikšana, pamatojoties uz elementāru atomu procesu izpēti, kas izraisa novērojama starojuma parādīšanos. Šī temperatūras noteikšanas metode ir balstīta uz teorētiskiem spektra aprēķiniem un to rezultātu salīdzināšanu ar novērojumiem. Ilustrēsim šo metodi, izmantojot Saules vainaga piemēru. Tā spektrā ir emisijas līnijas, kas pieder pie daudzkārt jonizētiem elementiem, kuru atomiem ir atņemts vairāk nekā ducis ārējo elektronu, kam nepieciešama vismaz vairāku simtu elektronvoltu enerģija. Saules starojuma jauda ir pārāk zema, lai izraisītu tik spēcīgu gāzes jonizāciju. To var izskaidrot tikai ar sadursmēm ar enerģētiskām ātrajām daļiņām, galvenokārt brīvajiem elektroniem. Līdz ar to nozīmīgas daļiņu daļas siltumenerģijai saules koronā jābūt vienādai ar vairākiem simtiem elektronvoltu. Apzīmējot enerģiju, kas izteikta elektronvoltos, ar e un ņemot vērā (7.13), iegūstam T = 11 600 V.
Tad lielākajai daļai gāzes daļiņu enerģija ir 100 eV temperatūrā, kas pārsniedz miljonu grādu.
Temperatūras noteikšana, pamatojoties uz melnā ķermeņa starojuma likumu piemērošanu. Vairākas visizplatītākās temperatūras noteikšanas metodes ir balstītas uz melnā ķermeņa starojuma likumu (stingri sakot, der tikai termodinamiskajam līdzsvaram) piemērošanu novērotajam starojumam. Tomēr šīs rindkopas sākumā minēto iemeslu dēļ visas šīs metodes būtībā ir neprecīzas un rada lielākas vai mazākas kļūdas. Tāpēc tos izmanto vai nu aptuvenām temperatūras aplēsēm, vai arī gadījumos, kad var pierādīt, ka šīs kļūdas ir niecīgas. Sāksim ar šiem gadījumiem.
Optiski biezs, necaurspīdīgs gāzes slānis saskaņā ar Kirhhofa likumu rada spēcīgu starojumu nepārtrauktā spektrā. Tipisks piemērs ir zvaigznes atmosfēras dziļākie slāņi. Jo dziļāki ir šie slāņi, jo labāk tie ir izolēti no apkārtējās telpas un jo tuvāk to starojums ir līdzsvaram. Tāpēc priekš iekšējie slāņi zvaigznes, kuru starojums mūs nesasniedz vispār, tiek izpildīti termiskā starojuma likumi ar augsta pakāpe precizitāte.
Pavisam cita situācija ir ar zvaigznes ārējiem slāņiem. Tie ieņem starpstāvokli starp pilnīgi izolētiem iekšējiem slāņiem un pilnīgi caurspīdīgiem tālākajiem slāņiem (kas nozīmē redzamu starojumu). Faktiski mēs redzam tos slāņus, kuru optiskais dziļums pārāk neatšķiras no 1. Patiešām, dziļāki slāņi ir mazāk redzami, jo strauji palielinās necaurredzamība līdz ar dziļumu, un attālākie slāņi izstaro vāji (atgādinām, ka optiski plānas slāņa emisija slānis ir proporcionāls tā optiskajam biezumam). Līdz ar to starojums, kas pārsniedz noteiktā ķermeņa robežas, notiek galvenokārt slāņos. Citiem vārdiem sakot, slāņi, kurus mēs redzam, atrodas dziļumā, no kura gāze kļūst necaurredzama, un tiem termiskā starojuma likumi ir izpildīti tikai aptuveni. Tātad, piemēram, zvaigznēm, kā likums, ir iespējams izvēlēties Planka līkni, kas, lai arī ļoti aptuveni, tomēr atgādina enerģijas sadalījumu savā spektrā. Tas ļauj mums ar lielām atrunām piemērot Planka, Stefana-Bolcmaņa un Vīnes likumus zvaigžņu starojumam.
Apskatīsim šo likumu piemērošanu saules starojumam. 91. attēlā parādīts novērotais enerģijas sadalījums Saules diska centra spektrā, kā arī vairākas Planka līknes dažādām temperatūrām. No šī attēla ir skaidrs, ka neviens no tiem precīzi neatbilst Saules līknei. Pēdējā starojuma maksimums nav tik izteikts. Ja pieņemam, ka tas notiek viļņa garumā 
max = 4300 Å, tad ar Vīna pārvietošanās likumu noteiktā temperatūra būs vienāda ar T ( 
pārbaude) = 6750°.
Kopējā enerģija, ko izstaro 1 cm 2 Saules virsmas, ir vienāda ar
e ¤ = 6,28 × 10 10 erg/cm 2 × sek.
Aizvietojot šo vērtību Stefana-Bolcmaņa likuma formulā (7.33), iegūstam tā saukto efektīvo temperatūru
Tātad ķermeņa efektīvā temperatūra ir tāda absolūti melna ķermeņa temperatūra, kura katrs kvadrātcentimetrs visā spektrā izstaro tādu pašu enerģijas plūsmu kā 1 cm 2 šī ķermeņa.
Spilgtuma un krāsu temperatūras jēdzieni tiek ieviesti līdzīgi. Spilgtuma temperatūra ir tāda absolūti melna ķermeņa temperatūra, kura katrs kvadrātcentimetrs pie noteikta viļņa garuma izstaro tādu pašu enerģijas plūsmu kā dotais ķermenis tajā pašā viļņa garumā. Lai noteiktu spilgtuma temperatūru, novērotajam izstarojošās virsmas monohromatiskajam spilgtumam jāpiemēro Planka formula. Ir skaidrs, ka dažādās spektra daļās īsts ķermenis var būt dažādas spilgtuma temperatūras. Tā, piemēram, no att. 91 ir skaidrs, ka Saules līkne krusto dažādas Planka līknes, kuru atbilstošās temperatūras parāda Saules spožuma temperatūras izmaiņas dažādās redzamā spektra daļās.
Spilgtuma temperatūras noteikšanai nepieciešami ļoti sarežģīti starojuma intensitātes mērījumi absolūtās vienībās. Daudz vienkāršāk ir noteikt starojuma intensitātes izmaiņas noteiktā spektra reģionā (relatīvā enerģijas sadalījums).
Absolūti melna ķermeņa temperatūru, kura relatīvais enerģijas sadalījums kādā spektra daļā ir tāds pats kā noteikta ķermeņa temperatūrai, sauc par ķermeņa krāsu temperatūru. Atkal atgriežoties pie enerģijas sadalījuma Saules spektrā, redzam, ka viļņa garuma apgabalā 5000–6000 Å Saules līknes slīpums attēlā. 91 ir tāda pati kā Planka līkne 7000° temperatūrai tajā pašā spektra apgabalā.
Iepriekš ieviestie efektivitātes, spilgtuma un krāsu temperatūras jēdzieni tādējādi ir tikai parametri, kas raksturo novērotā starojuma īpašības. Lai noskaidrotu, ar kādu precizitāti un kādā dziļumā tie sniedz priekšstatu par faktisko ķermeņa temperatūru, ir nepieciešami papildu pētījumi
Analizēsim rezultātus. Saules efektīvā temperatūra, ko nosaka kopējā starojuma plūsma, izrādījās vienāda ar 5760°, savukārt maksimālā starojuma pozīcija Saules spektrā atbilst Vīna likuma noteiktajai temperatūrai, aptuveni 6750°. Relatīvais enerģijas sadalījums iekšā dažādas jomas spektrs ļauj atrast krāsu temperatūras, kuru vērtība ļoti atšķiras pat tikai redzamajā apgabalā. Piemēram, viļņu garuma diapazonā no 4700 līdz 5400 Å krāsu temperatūra ir 6500 °, bet tuvumā viļņu garuma diapazonā no 4300 līdz 4700 Å tā ir aptuveni 8000 °. Spilgtuma temperatūra svārstās vēl plašākā spektrā, kas spektra apgabalā 1000-2500 Å paaugstinās no 4500° līdz 5000°, zaļajos staros (5500 Å) ir tuvu 6400°, bet metru viļņu radio diapazonā sasniedz miljons grādu! Skaidrības labad visi uzskaitītie rezultāti ir apkopoti tabulā. 4.
Atšķirība starp tabulā norādītajiem datiem. 4 ir ļoti svarīgs, un tas ļauj izdarīt šādus svarīgus secinājumus:
1. Saules starojums atšķiras no pilnīgi melna ķermeņa starojuma. Pretējā gadījumā visas temperatūras vērtības, kas norādītas tabulā. 4 būtu tas pats.
2. Saules vielas temperatūra mainās līdz ar dziļumu. Patiešām, ļoti uzkarsētu gāzu necaurredzamība dažādiem viļņu garumiem nav vienāda. IN ultravioletie stari uzsūkšanās ir lielāka nekā redzamās. Tajā pašā laikā šādas gāzes visspēcīgāk absorbē radioviļņus. Tāpēc radio, ultravioletais un redzamais starojums attiecīgi attiecas uz dziļākiem un dziļākiem Saules slāņiem. Ņemot vērā novēroto spilgtuma temperatūras atkarību no viļņa garuma, atklājam, ka kaut kur netālu no Saules redzamās virsmas atrodas slānis ar minimālo temperatūru (apmēram 4500°), ko var novērot tālos ultravioletajos staros. Virs un zem šī slāņa temperatūra strauji paaugstinās.
3. No iepriekšējā izriet, ka Lielākā daļa Saules vielai jābūt ļoti spēcīgi jonizētai. Jau 5-6 tūkstošu grādu temperatūrā jonizējas daudzu metālu atomi, un temperatūrā virs 10-15 tūkstošiem grādu Saulē jonizējas visvairāk sastopamais elements - ūdeņradis. Līdz ar to saules viela ir plazma, t.i. gāze, kurā lielākā daļa atomu ir jonizēti. Tikai plānā slānī pie redzamās malas jonizācija ir vāja un dominē neitrāls ūdeņradis
No galda 5 parāda, ka Saules dziļumos temperatūra pārsniedz 10 miljonus grādu, bet spiediens pārsniedz simtiem miljardu atmosfēru (1 atm = 103 dyne/cm2). Šādos apstākļos atsevišķi atomi pārvietojas ar milzīgu ātrumu, sasniedzot, piemēram, simtiem kilometru sekundē ūdeņradi. Tā kā vielas blīvums ir ļoti augsts, atomu sadursmes notiek ļoti bieži. Dažas no šīm sadursmēm noved pie atomu kodolu tuvuma, kas nepieciešami kodolreakciju norisei.
Divām kodolreakcijām ir nozīmīga loma Saules iekšienē. Kā rezultātā viens no tiem, shematiski parādīts attēlā. 130, no četriem ūdeņraža atomiem veidojas viens hēlija atoms. Reakcijas starpposmos veidojas smagā ūdeņraža (deitērija) kodoli un He 3 izotopa kodoli. Šo reakciju sauc par protonu-protonu.
Citai reakcijai saules apstākļos ir daudz mazāka nozīme. Galu galā tas arī noved pie četru protonu hēlija kodola veidošanās. Process ir sarežģītāks un var notikt tikai oglekļa klātbūtnē, kura kodoli nonāk reakcijā pirmajos posmos un izdalās pēdējā. Tādējādi ogleklis ir katalizators, tāpēc visu reakciju sauc par oglekļa ciklu.
Ļoti svarīgs fakts ir tas, ka hēlija kodola masa ir gandrīz par 1% mazāka nekā četru protonu masa. Šo šķietamo masas zudumu sauc par masas defektu, un tas ir atbildīgs par liela enerģijas daudzuma izdalīšanos kodolreakciju rezultātā.
Aprakstītās kodolreakcijas ir enerģijas avots, ko Saule izstaro kosmosā.
Tā kā visaugstākā temperatūra un spiediens rodas Saules dziļākajos slāņos, kodolreakcijas un ar to saistītā enerģijas izdalīšanās visintensīvāk notiek pašā Saules centrā. Tikai šeit kopā ar protonu-protonu reakciju svarīga loma ir oglekļa ciklam. Attālinoties no Saules centra, temperatūra un spiediens kļūst zemāki, enerģijas izdalīšanās oglekļa cikla dēļ ātri apstājas, un līdz apmēram 0,2-0,3 rādiusu attālumam no centra tikai protons-protons. reakcija joprojām ir nozīmīga. Attālumā no centra, kas pārsniedz 0,3 rādiusu, temperatūra kļūst mazāka par 5 miljoniem grādu un spiediens ir zem 10 miljardiem atmosfēru. Šādos apstākļos kodolreakcijas vispār nevar notikt. Šie slāņi tikai pārraida lielākā dziļumā izdalīto starojumu gamma staru veidā, ko absorbē un atkārtoti izstaro atsevišķi atomi. Ir svarīgi, lai katra absorbētā augstas enerģijas kvanta vietā atomi, kā likums, izstaro vairākus zemākas enerģijas kvantus. Tas notiek līdz nākamais iemesls. Absorbējot, atoms kļūst jonizēts vai spēcīgi uzbudināts un iegūst spēju izstarot. Tomēr elektrons neatgriežas sākotnējā enerģijas līmenī uzreiz, bet gan caur starpstāvokļiem, pāreju laikā, starp kurām tiek atbrīvoti zemāku enerģiju kvanti. Tā rezultātā notiek cieto kvantu “sadrumstalotība” mazāk enerģiskos. Tāpēc gamma staru vietā izstaro rentgena starus, bet rentgena vietā ultravioletos starus, kas savukārt jau ārējos slāņos tiek sasmalcināti redzamo un termisko staru kvantos, kurus galu galā izstaro Saule. .
To Saules daļu, kurā enerģijas izdalīšanās kodolreakciju rezultātā ir nenozīmīga un enerģijas pārneses process notiek, absorbējot starojumu un sekojošu atkārtotu emisiju, sauc par starojuma līdzsvara zonu. Tas aizņem platību no aptuveni 0,3 līdz 0,7 r¤ no Saules centra. Virs šī līmeņa matērija pati sāk piedalīties enerģijas pārnesē, un tieši zem Saules novērojamajiem ārējiem slāņiem aptuveni 0,3 no tās rādiusa veidojas konvekcijas zona, kurā enerģija tiek pārnesta konvekcijas ceļā.
Saule ir zvaigzne, kas rada siltumu tajā notiekošo kodoltermisko reakciju rezultātā, lai pārvērstu ūdeņraža molekulas inertā gāzē - hēlijā. Temperatūra tiek mērīta grādos un atšķiras dažādos slāņos. Sakarā ar to, ka Zeme atrodas lielā attālumā no zvaigznes, mēs esam pasargāti no tās sadedzināšanas ietekmes. Lai justos droši, cilvēcei ir jāatklāj visi savi noslēpumi.
Saskarsmē ar
Zvaigznes uzbūve
Kā izskatās Saule un no kā tā sastāv. Tā būtībā ir daudzslāņu plazmas-gāzes sfēra, kuras iekšējo tilpumu var sadalīt vairākās zonās ar atšķirīgs sastāvs, vielas īpašības, uzvedība un īpašības.
Saules uzbūve var attēlot šādi:
- kodols ir milzu kodolsintēzes "krāsns", kas ģenerē siltumu un enerģiju fotonu veidā. Viņi ir tie, kas nes gaismu uz Zemi. Kodola rādiuss nepārsniedz ceturtdaļu no debess ķermeņa kopējā rādiusa; temperatūra saules centrā sasniedz 14 miljonus Kelvinu;
- radiācijas (izstarojošās) zonas biezums ir aptuveni trīs simti tūkstoši kilometru, un to raksturo liels blīvums. Šeit enerģija ir lēna pārvietojas uz virsmu. Būtībā šī ir kodolsintēzes joma;
- konvektīvā zona, kur enerģija daudz ātrāk pārvietojas uz virsmu vai fotosfēru;
- Saules atmosfēras virpuļgāzu zona sākas virs virsmas.
Sfēras un to īpašības
Fotosfēra ir plānākais un dziļākais slānis, kas atrodas virs Saules virsmas, to var novērot nepārtrauktā redzamās gaismas spektrā. Fotosfēras augstums ir aptuveni 300 km. Jo dziļāks ir fotosfēras slānis, jo karstāks tas kļūst.
Hromosfēra - ārējais apvalks, kas ieskauj fotosfēru. Tas ir aptuveni 10 000 km biezs, un tam ir neviendabīga struktūra. Korona ir ārējā un tāpēc neparasti reta atmosfēras daļa, ko var redzēt laikā pilnīgs aptumsums. Tajā ir vairāk nekā miljons grādu temperatūra.
Atmosfēra ir pakļauta pastāvīgām rezonanses svārstībām apmēram ik pēc 5 minūtēm. Izplatās iekšā augšējie slāņi atmosfērā, viļņi nodod tiem daļu enerģijas, sasilst citu slāņu gāzes (hromosfēra un korona). Tāpēc augšējā daļa Fotosfēra uz Saules izrādās “vēsākā”.
Uzmanību! Blīvums, temperatūra un spiediens milzīgā kodolsintēzes reaktorā samazinās, attālinoties no kodola.
Saules temperatūra grādos ir atšķirīga katrā tās sfērā, tāpēc Saules temperatūra uz virsmas ir 5800 grādi pēc Celsija, saules korona – 1 500 000, Saules kodola temperatūra ir 13 500 000.
Radiācijas spēks
Radiācijas jauda ir ļoti liela: aptuveni 385 miljardi megavatu. Gandrīz acumirklī 700 miljoni tonnu ūdeņraža tiek pārveidoti par 695 miljoniem tonnu hēlija un 5 miljoniem tonnu gamma staru. Tāpēc ka paaugstināta temperatūra Zvaigžņu saplūšana, pārveidojot ūdeņradi hēlijā, notiek, veidojot saules enerģiju un izstarojot fotonu straumi. Tāda plūsma ko parasti sauc par saules vēju, kas pārvietojas ar ātrumu, kas pārsniedz 450 km/s.
Pateicoties starojumam, tas tiek atbalstīts dzīvības procesi uz Zemes ir noteikts tās klimats. Formāli spīdumam ir gandrīz balta krāsa, tomēr, tuvojoties zemes virsmai, kļūst dzeltena nokrāsa- Tas ir gaismas izkliedes un spektra īsviļņu daļas absorbcijas rezultāts.
Saules vējam ir cita definīcija - koronālās masas izmešana (CME), kas ir kolosāla radioaktīvās frontes daļa. jonizētas lādētas daļiņas, kas virzīts kosmiskajā bezdibenī un sadedzināt visu savā ceļā.
Kad fotoni sasniedz virsmas slāņus, tie izraisa zvaigznes ārējo slāņu rotāciju, kā rezultātā rodas spēcīgas magnētiskas opozīcijas un triecienviļņi.
Paātrinājušās līdz neticamam ātrumam, gāzes rada arī spēcīgus magnētiskos laukus, kas, zvaigznei griežoties, saduras un izplūst no virsmas.
Magnētiskie lauki izplūst kosmosā milzīgas cilpas. Daži no šiem veidojumiem ir tik lieli, ka Zeme varētu iziet cauri tiem ar milzīgu rezervi.
Ļoti radioaktīvas jonizētas plazmas receklis no tiem atdalās un tiek aiznests ar milzīgu ātrumu. Šis ir MCU. Tas var sabojāt kosmosa kuģi un pat apdraudēt astronautu dzīvības. Tāda slepkavas fronte dažreiz sasniedz Zemi 16 stundu laikā. Salīdzinājumam: uz ātra kosmosa kuģa lidojums aizņemtu vairākus gadus, bet saules vējam ir vajadzīgas tikai dažas stundas, lai nobrauktu šo maršrutu.
Svarīgs! Saules vējš rada nāvējošus draudus visas dzīvības pastāvēšanai uz mūsu planētas. Ja uz Zemes nebūtu magnētiskā lauka, kas rada nepārvaramu barjeru daļiņām, dzīvība tiktu pārtraukta pāris sekundēs.
Parādīšanās
Ir dažādas teorijas par saules izcelsmi. Šeit ir viens no tiem. Neierobežotajā telpā miljoniem gadu uzkrājās putekļi un gāzes, gravitācijas un spiediena ietekmē pieauga karstums, kas izraisīja kodolsintēzi un sprādzienu. Vispirms no milzīgas materiālu uzkrāšanās izveidojās zvaigzne, tad planētas tuvu tam.
Daudzi cilvēki brīnās, cik veca ir mūsu Saule un kā tā radusies. Precīzu zvaigznes vecumu, protams, nav iespējams noskaidrot. Tiek uzskatīts, ka vienīgā zvaigzne sistēmā parādījās pirms 4,57 miljardiem gadu.
Pastāv hipotēze, ka zvaigznes dzīves ilgums galvenajā secībā nepārsniedz 10 miljardus gadu. Tas nozīmē, ka tagad tas ir gandrīz tā vidū dzīves periods un pēc tās pastāvēšanas termiņa beigām tās spīdums kļūs daudz spilgtāks, un temperatūra strauji pazemināsies, un zvaigzne sasniegs sarkano milzu stadiju. Tad tā ārējais apvalks sāks paplašināties un pēc tam zaudēt masu. Tā rezultātā virsmas slāņi varētu sasniegt Zemes orbītu.
Diska diametrs
Tā kā zvaigzne ir gāzes bumba, kas griežas, tās forma pie poliem ir nedaudz saplacināta. Saskaņā ar zinātniskie pētījumi, uz saules virsmas vispār nav cietu laukumu, tāpēc termins “diametrs” raksturo viena no atmosfēras slāņiem lielumu.
Pamatojoties uz astronomiskiem novērojumiem, izmantojot Beilija lodīšu optisko efektu, šis parametrs ir definēts kā fotosfēras zonas diametrs. starojuma enerģijas pārnešana.
Saules vidējais rādiuss, kas iegūts ar šo metodi, ir 695 990 km. Tāpēc saules diametrs kilometros ir 1 miljons 392 tūkstoši.
Ir vēl viens veids, kā aprēķināt saules izmēru - izmantojot helioseismoloģijas metodes, pētot virsmas gravitācijas f-viļņus, kas veidojas saulē.
Dati, kas iegūti ar "seismisko" metodi, liecina par pretējo rādiusa vērtība - 695 700 km, un saules diametrs kilometros ir 1 391 400. Šī vērtība ir aptuveni par 300 km mazāka nekā fotosfēras rādiuss.
Svarīgs! Lai gan atšķirības starp abām vērtībām ir nelielas (apmēram 0,04%), iepriekš iestatītās vērtības maiņa var izraisīt citu parametru pārvērtēšanu, izņemot blīvumu un temperatūru .
Rotācijas ātrums
Nestingrs ķermenis griežas pilnīgi savādāk nekā planētas. Dažādiem zvaigznes slāņiem ir savs rotācijas ātrums. Lielākais ir netālu no ekvatora, viens apgrieziens aizņem apmēram 25 dienas. Jo tālāk slānis atrodas no ekvatora, jo mazāks ir tā rotācijas ātrums. Tātad, stabi veic vienu apgriezienu aptuveni 36 dienu laikā. Tāpēc gaismeklim ir miljoni magnētiskie stabi, nevis divas, kā mūsu planēta.
Uzmanību! Saullēkts un saulriets tropu zemēs tuvumā notiek it kā pēc grafika – vienā un tajā pašā laikā, katru dienu, visu gadu. Tāpēc diena tropos tiek sadalīta vienādi: dienas un nakts garums ir 12 stundas.
Ārējais apvalks un tā struktūra
Virsmu parasti sauc par ārējiem slāņiem, kurus satricina zvērīgi sprādzieni, emisijas un izvirdumi.Saules temperatūra grādos šeit ir 6000 C⁰.
Uz Saules virsmas ir daudz neparastu veidojumu. dažādi izmēri, no kuriem slavenākie ir plankumi - tumšas krāsas apgabali, norādot vietas, kur spēcīgi magnētiskie lauki nonāk saules atmosfērā. Visa saules virsma ir pārklāta ar tā sauktajām konvekcijas šūnām.
Uzmanību! Uz Saules virsmas notiek bieži uzliesmojumi, ko pavada augstas temperatūras plazmas un gāzes emisijas.
Šāda saules aktivitāte var būt Negatīvās sekas mūsu planētai. Turklāt šāds process ir pēkšņs un neparedzams un var ilgt no vairākām stundām līdz vairākām dienām. Pie kā daudzi cilvēki ir pieraduši sauc tās par magnētiskajām vētrām, kas negatīvi ietekmē cilvēka stāvokli.
Zinātniekiem ir svarīgi zināt ne tikai Saules temperatūru Celsija grādos un diametru kilometros, bet arī citus raksturlielumus, lai varētu izsekot debesu zvaigznes darbībai.
Temperatūra uz Saules virsmas grādos pēc Celsija ir vidēji 5726 grādi, korona - 1500 tūkstoši un kodols 13,5 miljoni grādu.
Šodien var novērot kosmosa laikapstākļus tiešsaistes režīmā, uzzini, kāda ir Saules temperatūra grādos. Zvaigznes stāvoklim ir būtiska ietekme uz kosmosa laikapstākļiem mūsu sistēmā. To nosaka vairāki parametri:
- jonizētas plazmas plūsmas,
- stiprs starojums un uzliesmojumi,
- saules vēja stiprums.
Dažādu saules slāņu temperatūra
Saules uzbūve un citi interesanti fakti
Secinājums
Astronomijas attīstība ļāva noteikt tālo nākotni debess ķermeņi un atviegloja savākšanu informācija laikapstākļu dienestiem. Mūsdienās ir iespējams izpētīt jaunas planētas, pieaug Zemes drošības līmenis, tiek izstrādātas aizsardzības metodes pret iespējamām sadursmēm ar asteroīdiem un citiem debess ķermeņiem.
Saule pārkarst, un drīz sprādziens aprīs ne tikai Zemi, bet arī pārējo Saules sistēmu.
Saule pārkarst, un drīz sprādziens aprīs ne tikai Zemi, bet arī pārējo Saules sistēmu.
Zinātnieki izsludināja trauksmi pēc tam, kad starptautisks satelīts fiksēja lielu uzliesmojumu uz Saules virsmas. Milzu izvirzījuma diametrs pārsniedza 30 Zemes diametrus, un tā garums bija 350 tūkstoši km. Tiesa, saules enerģijas izplūde nenotika mūsu planētas virzienā, pretējā gadījumā sekas būtu bijušas jūtamākas - bīstamas elektronisko un sakaru iekārtu atteices. Uzliesmojums notika 1. jūlijā, un to novēroja NASA un Eiropas Kosmosa aģentūras astronomi, izmantojot orbītā riņķojošo Saules-heliosfēras observatoriju SOHO.
Nīderlandes astrofiziķis Pīrs van der Mērs, Eiropas Kosmosa aģentūras (ESA) eksperts, sliecas uzskatīt, ka šī kolosālā ievērība ir droša zīme, ka Saule ir gatava eksplodēt jau tuvākajā nākotnē. Protams, Zeme tiks sadedzināta kopā ar visu dzīvību uz tās, un aizbēgt no tā būs absolūti neiespējami. "Tāpat kā zefīrs tiek celts ugunī, tas kļūst melns un kūst," saka Weekly World News speciālists.
Šausmas ir tas, ka Saule pamazām silda. Saules iekšējā temperatūra parasti bija 27 miljoni grādu pēc Fārenheita (15 miljoni pēc Celsija). Bet tagad tas ir pieaudzis līdz 49 miljoniem (27 miljoniem C). Pēdējo 11 gadu laikā Saule ir bijusi ceļā, kas satraucoši atgādina Keplera zvaigzni, novu, kas eksplodēja 1604. gadā, saka Dr Van der Mērs.
Iespējams, ka globālā sasilšana uz Zemes, kas kūst Antarktīdas ledū, nebūt nav saistīta ar antropogēno piesārņojumu, kā tika uzskatīts iepriekš, bet gan ar procesiem, kas notiek uz Saules.
NASA atteicās apstiprināt Eiropas zinātnieku prognozes, un avots, kas saistīts ar Balto namu, sacīja: "Mēs nevēlamies, lai šobrīd izplatītos panikas."
Komentārs: Milzu prominence 1. jūlijā patiešām notika. Bet viņš toreiz nevienā neizraisīja īpašu satraukumu. Saules uzliesmojumi nav nekas neparasts, šis ir viens no spēcīgākajiem vēsturē. Nesen, bet ne visspēcīgākais. Teiksim, kāds holandiešu astrofiziķis, ko iespaidoja kosmiskā kataklizma, patiešām paredzēja pasaules galu. Runā, ka iekšējā temperatūra Saule, citiem vārdiem sakot, tās kodola temperatūra palielinās. Bet tas ir kaut kas, ko nevar tieši izmērīt. Temperatūru Saules centrā "nosaka" tikai un vienīgi teorētiskie modeļi viņa iekšējā struktūra. Dažādi modeļi iedod mazliet dažādas nozīmes, bet vispāratzītākie skaitļi ir 15 vai 16 miljoni Kelvinu (attiecīgi aptuveni tikpat pēc Celsija). Šo temperatūru iegūst hēlija kodolu sintēzē no ūdeņraža kodoliem. Saule tiek uzskatīta par stacionāru zvaigzni, kuras spilgtums praktiski nav mainījies daudzus miljardus gadu.
Līdzība ar 1604. gada supernovas sprādzienu ir, maigi izsakoties, dīvaina. Maz ticams, ka pēc tam kāds varēja izpētīt zvaigznes iekšējo stāvokli pirms uzliesmojuma.
Ja runājam par kādām katastrofālām izmaiņām, kas fiksētas uz Saules, tad loģiskāk ir norādīt uz tās virsmas temperatūras vai spilgtuma izmaiņām. Saules starojuma plūsma ir ļoti nemainīga vērtība, šo lietu sauc par saules konstanti. Tās variācijas nav lielākas par procenta desmitdaļām pat parastā 11 gadu Saules aktivitātes cikla ietvaros, un jau 0,1% var izraisīt klimata pārmaiņas uz mūsu planētas.
Protams, ja tas notiktu, satrauktos ne tikai viens holandiešu astrofiziķis, bet simtiem laboratoriju darbinieki visā pasaulē. Tātad runāt par gandrīz divkāršu parametru pieaugumu, ko neviens nav ievērojis, ir muļķības. Vai arī šī ir vispasaules klusēšanas sazvērestība starp astrofiziķiem.
Tipisks veids, kā šādas sajūtas iekļūst cienījamākajās Krievijas tiešsaistes publikācijās, ir smieklīgi. Piemēram, Cnews.ru ziņo par šo ziņu ar nosaukumu “Nīderlandes astrofiziķis uzskata, ka līdz Saules sprādzienam ir palikuši seši gadi”.
Notiek ielāde...