Den nærmeste stjernen til oss er selvfølgelig Solen. Avstanden fra jorden til den er ganske liten i kosmiske parametere: fra solen til jorden sollys Det tar bare 8 minutter.
Solen er ikke en vanlig gul dverg, som tidligere antatt. Dette sentral kropp solsystem, som planetene kretser rundt, med et stort antall tunge grunnstoffer. Dette er en stjerne dannet etter flere supernovaeksplosjoner, rundt hvilke et planetsystem ble dannet. På grunn av sin beliggenhet nær ideelle forhold, oppsto liv på den tredje planeten Jorden. Solen er allerede fem milliarder år gammel. Men la oss finne ut hvorfor det skinner? Hva er strukturen til solen og hva er dens egenskaper? Hva bringer fremtiden for ham? Hvor stor innvirkning har det på jorden og dens innbyggere? Solen er en stjerne som alle 9 planetene i solsystemet, inkludert vår, kretser rundt. 1 a.u. (astronomisk enhet) = 150 millioner km - det samme er gjennomsnittsavstanden fra jorden til solen. Solsystemet inneholder ni store planeter, rundt hundre satellitter, mange kometer, titusenvis av asteroider (mindre planeter), meteoroider og interplanetær gass og støv. I sentrum av det hele er vår sol.
Solen har skint i millioner av år, noe som bekreftes av moderne biologisk forskning hentet fra restene av blågrønn-blåalger. Hvis temperaturen på soloverflaten endret seg med til og med 10 %, ville alt liv på jorden dø. Derfor er det bra at stjernen vår jevnt utstråler energien som er nødvendig for velstanden til menneskeheten og andre skapninger på jorden. I religionene og mytene til verdens folk har solen alltid okkupert hovedplassen. For nesten alle folk i antikken var solen den viktigste guddomen: Helios - blant de gamle grekerne, Ra - solguden til de gamle egypterne og Yarilo blant slaverne. Solen brakte varme, høsting, alle aktet den, for uten den ville det ikke vært liv på jorden. Solens størrelse er imponerende. For eksempel er solens masse 330 000 ganger jordens masse, og dens radius er 109 ganger større. Men tettheten til stjernen vår er liten - 1,4 ganger større enn tettheten til vann. Bevegelsen av flekker på overflaten ble lagt merke til av Galileo Galilei selv, og beviste dermed at solen ikke står stille, men roterer.
Konvektiv sone av solen
Den radioaktive sonen er omtrent 2/3 av Solens indre diameter, og radiusen er omtrent 140 tusen km. Når fotoner beveger seg bort fra sentrum, mister energien sin under påvirkning av kollisjon. Dette fenomenet kalles konveksjonsfenomenet. Dette minner om prosessen som skjer i en kokende kjele: energien som kommer fra varmeelementet er mye større enn mengden som fjernes ved ledning. Varmt vann, som ligger nær bålet, stiger, og den kaldere går ned. Denne prosessen kalles konvensjon. Betydningen av konveksjon er at tettere gass fordeles over overflaten, avkjøles og går igjen til sentrum. Blandeprosessen i solens konveksjonssone utføres kontinuerlig. Når du ser gjennom et teleskop på overflaten av solen, kan du se dens granulære struktur - granuleringer. Det føles som om det er laget av granulat! Dette skyldes konveksjon som skjer under fotosfæren.
Fotosfære av solen
Et tynt lag (400 km) - solens fotosfære, ligger rett bak konveksjonssonen og representerer den "virkelige soloverflaten" som er synlig fra jorden. Granulat i fotosfæren ble først fotografert av franskmannen Janssen i 1885. Gjennomsnittlig granulat har en størrelse på 1000 km, beveger seg med en hastighet på 1 km/sek og eksisterer i omtrent 15 minutter. Mørke formasjoner i fotosfæren kan observeres i ekvatorialdelen, og deretter forskyves de. Sterke magnetiske felt er et særtrekk ved slike flekker. EN mørk farge oppnås på grunn av den lavere temperaturen i forhold til den omkringliggende fotosfæren.
Solens kromosfære
Solens kromosfære (farget kule) er et tett lag (10 000 km) av solatmosfæren som ligger rett bak fotosfæren. Kromosfæren er ganske problematisk å observere på grunn av dens nære beliggenhet til fotosfæren. Det sees best når Månen dekker fotosfæren, dvs. under solformørkelser.
Solprominenser er enorme utslipp av hydrogen, som ligner lange lysende filamenter. Prominensene stiger til enorme avstander, når solens diameter (1,4 mm km), beveger seg med en hastighet på omtrent 300 km/sek, og temperaturen når 10 000 grader.
Solkoronaen er de ytre og utvidede lagene av solens atmosfære, som har sin opprinnelse over kromosfæren. Lengden på solkoronaen er veldig lang og når verdier på flere soldiametre. Forskere har ennå ikke fått et klart svar på spørsmålet om nøyaktig hvor det ender.
Sammensetningen av solkoronaen er et forseldet, høyt ionisert plasma. Den inneholder tunge ioner, elektroner med heliumkjerne og protoner. Temperaturen på koronaen når fra 1 til 2 millioner grader K, i forhold til overflaten til solen.
Solvinden er en kontinuerlig utstrømning av materie (plasma) fra det ytre skallet av solatmosfæren. Den inneholder protoner, atomkjerner og elektroner. Hastigheten på solvinden kan variere fra 300 km/sek til 1500 km/sek, i samsvar med prosessene som skjer på Solen. Solvinden sprer seg utover solsystemet og, i samspill med jordens magnetfelt, forårsaker forskjellige fenomener, hvorav ett er nordlyset.
Egenskaper til solen
Solens masse: 2∙1030 kg (332 946 jordmasser)
Diameter: 1 392 000 km
Radius: 696 000 km
Gjennomsnittlig tetthet: 1.400 kg/m3
Aksetilt: 7,25° (i forhold til ekliptikkplanet)
Overflatetemperatur: 5780 K
Temperatur i midten av solen: 15 millioner grader
Spektralklasse: G2 V
Gjennomsnittlig avstand fra jorden: 150 millioner km
Alder: 5 milliarder år
Rotasjonsperiode: 25.380 dager
Lysstyrke: 3,86∙1026 W
Tilsynelatende styrke: 26,75m
Det er mange små og store stjerner i verdensrommet. Og hvis vi snakker om jordens innbyggere, er den viktigste stjernen for dem solen. Den består av 70 % hydrogen og 28 % helium, med metaller som utgjør mindre enn 2 %.
Hvis det ikke var for solen, hadde det kanskje ikke vært liv på jorden. Våre forfedre visste hvor mye deres liv og liv var avhengig av den himmelske kroppen, de tilbad og guddommeliggjort den. Grekerne kalte solen Helios, og romerne kalte den Sol.
Solen har en enorm innvirkning på livene våre. Dette er et stort insentiv for å studere hvordan endringer skjer i denne "ildballen" og hvordan disse endringene kan påvirke oss nå og i fremtiden. Tallrike vitenskapelige undersøkelser gir oss muligheten til å se inn i planetens fjerne fortid. Solen er omtrent 5 milliarder år gammel. Om 4 milliarder år vil det skinne mye sterkere enn det gjør nå. I tillegg til å øke i lysstyrke og størrelse over mange milliarder år, endrer solen seg også over kortere tidsperioder.
En slik endringsperiode er kjent som solsyklusen, i de øyeblikkene minimum og maksimum observeres. Takket være observasjoner over flere tiår har det blitt fastslått at økningen i lysaktivitet og størrelsen på Solen, som begynte i den fjerne fortiden, eksisterer fortsatt i dag. I løpet av de siste syklusene har lett aktivitet økt med ca. 0,1 %. Disse endringene, enten de er raske eller gradvise, har definitivt en enorm innvirkning på jordboere. Mekanismene for denne påvirkningen er imidlertid ennå ikke fullt ut studert.
Temperaturen til solen i sentrum av stjernen er veldig høy, omtrent 14 milliarder grader. Termonukleære reaksjoner skjer i kjernen av planeten, dvs. fisjonsreaksjoner av hydrogenkjerner under trykk, noe som resulterer i frigjøring av en heliumkjerne og stor mengde energi. Når du går dypere inn, bør solens temperatur øke raskt. Det kan bare bestemmes teoretisk.
Solens temperatur i grader er:
- koronatemperatur - 1 500 000 grader;
- kjernetemperatur - 13500000 grader;
- Solens temperatur i Celsius på overflaten er 5726 grader.
Et stort antall forskere fra forskjellige land De forsker på strukturen til solen, og prøver å gjenskape prosessen med termonukleær fusjon i jordiske laboratorier. Dette gjøres for å finne ut hvordan plasma oppfører seg i reelle forholdå gjenskape disse forholdene på jorden. Solen er faktisk et enormt naturlig laboratorium.
Solens atmosfære, omtrent 500 km tykk, kalles fotosfæren. Takket være konveksjonsprosesser i planetens atmosfære beveger varmestrømmer fra lavere lag inn i fotosfæren. Solen roterer, men ikke på samme måte som Jorden, Mars... Solen er i bunn og grunn en ikke-fast kropp.
Lignende effekter av solens rotasjon er observert på gassplaneter. I motsetning til Jorden har lagene på Solen forskjellige rotasjonshastigheter. Ekvator roterer raskest; én omdreining er fullført på omtrent 25 dager. Når du beveger deg bort fra ekvator, synker rotasjonshastigheten, og et sted ved solens poler tar rotasjonen omtrent 36 dager. Solenergien er på rundt 386 milliarder megawatt. Hvert brøkdel av et sekund blir omtrent 700 millioner tonn hydrogen til 695 millioner tonn helium og 5 millioner tonn energi i form av gammastråler. På grunn av det faktum at solens temperatur er så høy, skjer reaksjonen av overgangen av hydrogen til helium vellykket.
Solen sender også ut en strøm av ladede partikler med lav tetthet (hovedsakelig protoner og elektroner). Denne strømmen kalles solvinden, som beveger seg gjennom hele solsystemet med en hastighet på rundt 450 km/sek. Strømmer strømmer kontinuerlig fra solen til verdensrommet, henholdsvis mot jorden. Solvinden utgjør en dødelig trussel mot alt liv på planeten vår. Kan ha dramatiske effekter på jorden, fra overspenninger i kraftledninger, radiointerferens, til vakre nordlys. Hvis det var nei magnetfelt, da ville livet ta slutt i løpet av sekunder. Magnetfeltet skaper en ugjennomtrengelig barriere for hurtigladede partikler av solvinden. I områdene Nordpolen Magnetfeltet er rettet innover mot jorden, noe som får akselererte solvindpartikler til å trenge mye nærmere overflaten av planeten vår. Derfor observerer vi på nordpolen polarvind.Solvinden kan også forårsake fare ved å samhandle med jordens magnetosfære. Dette fenomenet kalles ha en sterk innvirkning på folks helse. Disse reaksjonene er spesielt merkbare hos eldre mennesker.
Solvinden er ikke alt som solen kan skade oss med. Av stor fare er de hyppige hendelsene på overflaten av armaturet. Flaksene sender ut enorme mengder ultrafiolett og røntgenstråling, som er rettet mot jorden. Disse strålingene er fullstendig i stand til å absorbere jordens atmosfære, men de utgjør en stor fare for alle objekter i verdensrommet. Stråling kan forårsake skade på kunstige satellitter, stasjoner og annen romteknologi. Stråling påvirker også helsen til astronauter som jobber i verdensrommet negativt.
Siden oppstarten har solen allerede brukt omtrent halvparten av hydrogenet i kjernen, og vil fortsette å slippe ut i ytterligere 5 milliarder år, og gradvis øke i størrelse. Etter denne tidsperioden vil det gjenværende hydrogenet i stjernens kjerne være fullstendig oppbrukt. På dette tidspunktet vil solen nå sin maksimale størrelse og øke i diameter med omtrent 3 ganger (sammenlignet med dens nåværende størrelse). Den vil ligne en rød kjempe.En del av planetene nær Solen vil brenne opp i atmosfæren. Disse vil inkludere jorden. Da må menneskeheten finne en ny planet å bo på. Hvoretter solens temperatur vil begynne å falle, og etter å ha kjølt seg ned, vil den til slutt bli til. Dette er imidlertid et spørsmål om en veldig fjern fremtid ...
Temperatur - veldig viktig egenskap tilstand av materie som dens grunnleggende fysiske egenskaper. Dets besluttsomhet er et av de vanskeligste astrofysiske problemene. Dette skyldes både kompleksiteten til eksisterende metoder for å bestemme temperatur, og den grunnleggende unøyaktigheten til noen av dem. Med sjeldne unntak er astronomer ikke i stand til å måle temperatur ved å bruke noe instrument montert på selve kroppen. Men selv om dette kunne gjøres, vil varmemåleinstrumenter i mange tilfeller være ubrukelige, siden avlesningene deres vil avvike sterkt fra den faktiske temperaturverdien. Et termometer gir riktige målinger bare når det er i termisk likevekt med kroppen hvis temperatur måles. Derfor, for kropper som ikke er i termisk likevekt, er det fundamentalt umulig å bruke et termometer, og spesielle metoder må brukes for å bestemme temperaturen. La oss vurdere hovedmetodene for å bestemme temperaturer og angi de viktigste tilfellene av deres anvendelse.
Bestemmelse av temperatur ved bredden av spektrallinjer. Denne metoden er basert på bruk av formel (7.43), når Doppler-bredden til spektrallinjene for emisjon eller absorpsjon er kjent fra observasjoner. Hvis gasslaget er optisk tynt (det er ingen selvabsorpsjon), og atomene har bare termiske bevegelser, oppnås verdien av den kinetiske temperaturen direkte på denne måten. Imidlertid er disse betingelsene svært ofte ikke oppfylt, noe som først og fremst er bevist av avviket til de observerte profilene fra den gaussiske kurven vist i fig. 90. Det er klart at i disse tilfellene blir oppgaven med å bestemme temperatur basert på spektrallinjeprofiler mye mer komplisert.
Bestemmelse av temperatur basert på studiet av elementære atomprosesser som fører til utseendet av observerbar stråling. Denne metoden for å bestemme temperatur er basert på teoretiske beregninger av spekteret og sammenligning av resultatene deres med observasjoner. La oss illustrere denne metoden ved å bruke eksemplet med solkoronaen. Spektrumet inneholder emisjonslinjer som tilhører flere ioniserte elementer, hvis atomer er fratatt mer enn et dusin eksterne elektroner, som krever energier på minst flere hundre elektronvolt. Kraften til solstråling er for lav til å forårsake så sterk ionisering av gassen. Det kan bare forklares med kollisjoner med energiske raske partikler, hovedsakelig frie elektroner. Følgelig bør den termiske energien til en betydelig del av partikler i solkoronaen være lik flere hundre elektronvolt. Angir energi uttrykt i elektronvolt med e og tar i betraktning (7.13), har vi T = 11 600 V.
Da har de fleste gasspartikler en energi på 100 eV ved en temperatur på mer enn en million grader.
Bestemmelse av temperatur basert på anvendelsen av lover om svart kroppsstråling. En rekke av de vanligste metodene for å bestemme temperatur er basert på anvendelsen av lovene for svart kroppsstråling (strengt tatt kun gyldig for termodynamisk likevekt) på observert stråling. Av grunnene nevnt i begynnelsen av dette avsnittet er imidlertid alle disse metodene fundamentalt unøyaktige og fører til resultater som inneholder større eller mindre feil. Derfor brukes de enten for omtrentlige temperaturanslag, eller i tilfeller der det kan bevises at disse feilene er ubetydelige. La oss starte med disse tilfellene.
Et optisk tykt, ugjennomsiktig lag av gass, i samsvar med Kirchhoffs lov, produserer sterk stråling i et kontinuerlig spektrum. Et typisk eksempel er de dypeste lagene i en stjernes atmosfære. Jo dypere disse lagene er, desto bedre er de isolert fra det omkringliggende rommet, og jo nærmere, derfor er strålingen deres likevekt. Derfor for indre lag stjerner, hvis stråling ikke når oss i det hele tatt, er lovene for termisk stråling oppfylt høy grad nøyaktighet.
Situasjonen er helt annerledes med de ytre lagene av stjernen. De inntar en mellomposisjon mellom fullstendig isolerte indre lag og helt gjennomsiktige ytterste lag (som betyr synlig stråling). Faktisk ser vi de lagene hvis optiske dybde ikke skiller seg for mye fra 1. Dypere lag er faktisk mindre synlige på grunn av den raske økningen i opasitet med dybden, og de ytterste lagene avgir svakt (husk at emisjonen av en optisk tynn laget er proporsjonalt med dets optiske tykkelse). Følgelig skjer stråling som går utover grensene til en gitt kropp hovedsakelig i lag. Med andre ord, lagene vi ser er plassert på en dybde som gassen blir ugjennomsiktig fra. For dem oppfylles lovene for termisk stråling bare tilnærmet. Så for eksempel for stjerner er det som regel mulig å velge en Planck-kurve som, selv om den er veldig grov, fortsatt ligner energifordelingen i spekteret. Dette tillater oss, med store forbehold, å anvende lovene til Planck, Stefan-Boltzmann og Wien på strålingen fra stjerner.
La oss vurdere anvendelsen av disse lovene på solstråling. I fig. Figur 91 viser den observerte energifordelingen i spekteret av sentrum av solskiven, sammen med flere Planck-kurver for ulike temperaturer. Fra denne figuren er det tydelig at ingen av dem samsvarer nøyaktig med kurven for solen. I sistnevnte er ikke strålingsmaksimum så uttalt. Hvis vi antar at det foregår i bølgelengden 
max = 4300 Å, da vil temperaturen bestemt av Wiens forskyvningslov være lik T ( 
sjekk) = 6750°.
Den totale energien som sendes ut av 1 cm 2 av solens overflate er lik
e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × sek.
Ved å erstatte denne verdien i formel (7.33) i Stefan-Boltzmann-loven, får vi den såkalte effektive temperaturen
Så, den effektive temperaturen til en kropp er temperaturen til en slik absolutt svart kropp, hvor hver kvadratcentimeter i hele spekteret avgir samme energistrøm som 1 cm 2 av denne kroppen.
Begrepene lysstyrke og fargetemperatur introduseres på lignende måte. Lysstyrketemperatur er temperaturen til et slikt absolutt svart legeme, hvor hver kvadratcentimeter ved en viss bølgelengde avgir samme energistrøm som den gitte kroppen ved samme bølgelengde. For å bestemme lyshetstemperaturen må man bruke Plancks formel på den observerte monokromatiske lysstyrken til den emitterende overflaten. Det er åpenbart at i ulike deler av spekteret ekte kropp kan ha forskjellige lysstyrketemperaturer. Så, for eksempel, fra fig. 91 kan man se at kurven for solen skjærer ulike Planck-kurver, hvis tilsvarende temperaturer viser endringen i solas lysstyrketemperatur i forskjellige deler av det synlige spekteret.
Bestemmelse av lysstyrketemperatur krever svært komplekse målinger av strålingsintensitet i absolutte enheter. Det er mye lettere å bestemme endringen i strålingsintensitet i et bestemt område av spekteret (relativ energifordeling).
Temperaturen til en absolutt svart kropp, hvis relative energifordeling i en del av spekteret er den samme som for en gitt kropp, kalles kroppens fargetemperatur. For å gå tilbake til fordelingen av energi i solens spekter, ser vi at i bølgelengdeområdet 5000-6000 Å er helningen til kurven for solen i fig. 91 er det samme som Planck-kurven for en temperatur på 7000° i samme spektralområde.
Begrepene effekt, lysstyrke og fargetemperatur introdusert ovenfor er altså bare parametere som karakteriserer egenskapene til den observerte strålingen. For å finne ut med hvilken nøyaktighet og i hvilken dybde de gir en idé om den faktiske kroppstemperaturen, er det nødvendig med ytterligere forskning
La oss analysere resultatene. Solens effektive temperatur, bestemt av den totale strålingsfluksen, viste seg å være lik 5760°, mens posisjonen til den maksimale strålingen i solens spektrum tilsvarer temperaturen bestemt av Wiens lov, omtrent 6750°. Relativ energifordeling i ulike områder spektrum gjør det mulig å finne fargetemperaturer, hvis verdi varierer sterkt selv innenfor det synlige området alene. For eksempel, i bølgelengdeområdet 4700-5400 Å er fargetemperaturen 6500°, og i nærheten i bølgelengdeområdet 4300-4700 Å er den omtrent 8000°. Lysstyrketemperaturen varierer over et enda bredere område, som i spektralområdet 1000-2500 Å øker fra 4500° til 5000°, i grønne stråler (5500 Å) er nær 6400°, og i radioområdet til meterbølger. en million grader! For klarhetens skyld er alle de oppførte resultatene oppsummert i tabell. 4.
Forskjellen mellom dataene gitt i tabellen. 4 er av grunnleggende betydning og fører til følgende viktige konklusjoner:
1. Solens stråling skiller seg fra strålingen fra en helt svart kropp. Ellers er alle temperaturverdier gitt i tabellen. 4 ville vært det samme.
2. Temperaturen til solmateriale endres med dybden. Faktisk er opasiteten til høyt oppvarmede gasser ikke den samme for forskjellige bølgelengder. I ultrafiolette stråler absorpsjonen er større enn i synlige. Samtidig absorberer slike gasser radiobølger sterkest. Derfor refererer radio, ultrafiolett og synlig stråling til henholdsvis dypere og dypere lag av solen. Når vi tar i betraktning den observerte avhengigheten av lysstyrketemperaturen av bølgelengden, finner vi at et sted nær den synlige overflaten av solen er det et lag med en minimumstemperatur (ca. 4500°), som kan observeres i langt ultrafiolette stråler. Over og under dette laget stiger temperaturen raskt.
3. Av det forrige følger det at mest av solmateriale må være veldig sterkt ionisert. Allerede ved en temperatur på 5-6 tusen grader ioniseres atomer av mange metaller, og ved temperaturer over 10-15 tusen grader ioniseres det mest tallrike elementet i solen - hydrogen. Følgelig er solmaterie plasma, dvs. gass der de fleste atomene er ionisert. Bare i et tynt lag nær den synlige kanten er ioniseringssvak og nøytralt hydrogen dominerer
Fra bordet 5 viser at i solens dyp overstiger temperaturen 10 millioner grader, og trykket overstiger hundrevis av milliarder atmosfærer (1 atm = 103 dyn/cm2). Under disse forholdene beveger individuelle atomer seg med enorme hastigheter, og når for eksempel hundrevis av kilometer per sekund for hydrogen. Siden tettheten til stoffet er veldig høy, forekommer atomkollisjoner veldig ofte. Noen av disse kollisjonene fører til nærhet til atomkjerner som er nødvendig for at kjernefysiske reaksjoner skal oppstå.
To kjernefysiske reaksjoner spiller en betydelig rolle i det indre av solen. Som et resultat av en av dem, skjematisk vist i fig. 130, fra fire hydrogenatomer dannes ett heliumatom. I mellomstadier av reaksjonen dannes kjerner av tungt hydrogen (deuterium) og kjerner av He 3 isotopen. Denne reaksjonen kalles proton-proton.
En annen reaksjon under solforhold spiller en mye mindre rolle. Til syvende og sist fører det også til dannelsen av en heliumkjerne med fire protoner. Prosessen er mer komplisert og kan bare skje i nærvær av karbon, hvis kjerner går inn i reaksjonen i de første trinnene og frigjøres i de siste. Dermed er karbon en katalysator, og det er grunnen til at hele reaksjonen kalles karbonsyklusen.
Et ekstremt viktig faktum er at massen til heliumkjernen er nesten 1 % mindre enn massen til fire protoner. Dette tilsynelatende tapet av masse kalles en massedefekt og er ansvarlig for frigjøring av store mengder energi som et resultat av kjernefysiske reaksjoner.
De beskrevne kjernefysiske reaksjonene er en energikilde som sendes ut av solen i verdensrommet.
Siden de høyeste temperaturene og trykket skapes i de dypeste lagene av solen, skjer kjernefysiske reaksjoner og den medfølgende energifrigjøringen mest intenst i midten av solen. Bare her, sammen med proton-proton-reaksjonen, spiller karbonsyklusen en viktig rolle. Når du beveger deg bort fra sentrum av solen, blir temperaturen og trykket lavere, frigjøringen av energi på grunn av karbonsyklusen stopper raskt, og opp til en avstand på ca. 0,2-0,3 radier fra sentrum er det kun proton-protonet. reaksjonen er fortsatt betydelig. I en avstand fra sentrum med mer enn 0,3 radius blir temperaturen mindre enn 5 millioner grader, og trykket under 10 milliarder atmosfærer. Under disse forholdene kan ikke kjernefysiske reaksjoner skje i det hele tatt. Disse lagene overfører bare stråling som frigjøres på større dybde i form av gammastråler, som absorberes og sendes ut på nytt av individuelle atomer. Det er viktig at i stedet for hvert absorbert kvantum av høy energi, avgir atomer som regel flere kvanter med lavere energier. Dette skjer ved neste grunn. Ved å absorbere blir atomet ionisert eller sterkt opphisset og får evnen til å avgi. Elektronet går imidlertid ikke tilbake til sitt opprinnelige energinivå umiddelbart, men gjennom mellomtilstander, under overganger mellom hvilke kvanter av lavere energier frigjøres. Som et resultat av dette er det en slags "fragmentering" av harde kvanter til mindre energiske. Derfor, i stedet for gammastråler, sendes det ut røntgenstråler, og i stedet for røntgenstråler sendes det ut ultrafiolette stråler, som igjen, allerede i de ytre lagene, knuses til kvanta av synlige og termiske stråler, som til slutt sendes ut av solen .
Den delen av solen der frigjøring av energi på grunn av kjernefysiske reaksjoner er ubetydelig og prosessen med energioverføring skjer ved absorpsjon av stråling og påfølgende re-utslipp kalles den strålingslikevektssone. Den okkuperer et område fra omtrent 0,3 til 0,7 r¤ fra sentrum av solen. Over dette nivået begynner selve materien å ta del i energioverføringen, og rett under de observerbare ytre lagene av Solen, over omtrent 0,3 av dens radius, dannes det en konveksjonssone der energi overføres ved konveksjon.
Solen er en stjerne som produserer varme som et resultat av termonukleære reaksjoner som skjer i den for å omdanne hydrogenmolekyler til en inert gass - helium. Temperatur måles i grader og varierer i forskjellige lag. På grunn av det faktum at jorden er i stor avstand fra stjernen, er vi beskyttet mot dens forbrenningseffekter. For å føle seg trygg, må menneskeheten avdekke alle sine hemmeligheter.
I kontakt med
Stjernens struktur
Hvordan solen ser ut og hva den er laget av. Dette er i utgangspunktet en flerlags plasmagassfære, hvis indre volum kan deles inn i flere soner med annen sammensetning, egenskaper, oppførsel og egenskaper til et stoff.
Solens struktur kan representeres som følger:
- Kjernen er en gigantisk fusjonsovn som genererer varme og energi i form av fotoner. Det er de som bringer lys til jorden. Radiusen til kjernen overstiger ikke en fjerdedel av den totale radiusen til himmellegemet; temperaturen i midten av solen når 14 millioner Kelvin;
- strålingssone, har en tykkelse på omtrent tre hundre tusen kilometer og er preget av høy tetthet. Her er energien treg beveger seg til overflaten. I hovedsak er dette feltet for termonukleær fusjon;
- den konvektive sonen, hvor energien beveger seg mye raskere til overflaten eller inn i fotosfæren;
- Sonen med virvelgasser i solatmosfæren begynner over overflaten.
Kuler og deres egenskaper
Fotosfæren er det tynneste og dypeste laget over overflaten av solen; den kan observeres i det kontinuerlige spekteret av synlig lys. Høyden på fotosfæren er omtrent 300 km. Jo dypere fotosfærelaget er, jo varmere blir det.
Kromosfære - ytre skall, rundt fotosfæren. Den er omtrent 10 000 km tykk og har en heterogen struktur. Koronaen er den ytre og derfor uvanlig sjeldne delen av atmosfæren som kan sees under total formørkelse. Den har en temperatur på mer enn en million grader.
Atmosfæren er utsatt for konstante resonanssvingninger omtrent hvert 5. minutt. Sprer seg inn i øvre lag atmosfæren overfører bølger deler av energien til dem, gasser fra andre lag (kromosfære og korona) varmes opp. Derfor øverste del Fotosfæren på solen viser seg å være den "kaldeste".
Merk følgende! Tettheten, temperaturen og trykket inne i en gigantisk fusjonsreaktor reduseres når du beveger deg bort fra kjernen.
Solens temperatur i grader er forskjellig i hver av dens kuler, så temperaturen til solen på overflaten er 5800 grader Celsius, solkorona – 1.500.000, er temperaturen på solens kjerne 13.500.000.
Strålingsstyrke
Strålingseffekten er veldig stor: omtrent 385 milliarder megawatt. Nesten øyeblikkelig omdannes 700 millioner tonn hydrogen til 695 millioner tonn helium og 5 millioner tonn gammastråler. På grunn av høy temperatur stjernefusjon som transformerer hydrogen til helium skjer med dannelse av solenergi og utslipp av en strøm av fotoner. En slik flyt vanligvis kalt solvinden, som kjører i hastigheter over 450 km/s.
Takket være stråling støttes den livsprosesser på jorden er klimaet bestemt. Formelt sett har gløden nesten hvit farge, men nærmer seg jordens overflate, blir det gul fargetone– Dette er et resultat av lysspredning og absorpsjon av kortbølgedelen av spekteret.
Solvinden har en annen definisjon - coronal mass ejections (CMEs), som er en kolossal front av radioaktivt ioniserte ladede partikler, dirigert inn i den kosmiske avgrunnen og forbrenner alt i sin vei.
Når fotoner når overflatelagene, får de de ytre lagene av stjernen til å rotere, noe som resulterer i kraftige magnetiske motsetninger og sjokkbølger.
Etter å ha akselerert til utrolige hastigheter, genererer gassene også sterke magnetiske felt, som når stjernen roterer kolliderer og unnslipper fra overflaten.
Magnetiske felt brytes ut i verdensrommet store løkker. Noen av disse formasjonene er så store at jorden kan passere gjennom dem med en enorm margin.
En koagel av høyradioaktivt ionisert plasma bryter bort fra dem og fraktes bort i enorm hastighet. Dette er MCU. Det kan skade romfartøy og til og med true livet til astronauter. En slik morderfront noen ganger når jorden på 16 timer. Til sammenligning: på et raskt romfartøy ville en flytur ta år, men solvinden trenger bare noen få timer for å reise denne ruten.
Viktig! Solvinden utgjør en dødelig trussel mot eksistensen av alt liv på planeten vår. Hvis jorden ikke hadde et magnetfelt som skaper en ugjennomtrengelig barriere for partikler, ville livet blitt avbrutt i løpet av et par sekunder.
Fremkomst
Det er forskjellige teorier om solens opprinnelse. Her er en av dem. I det grenseløse rommet samlet det seg støv og gass i millioner av år, under påvirkning av tyngdekraften og trykk, økte varmen, noe som førte til kjernefysisk fusjon og eksplosjon. Først fra en enorm opphopning av materiale en stjerne dannet seg, så er planetene nærme seg.
Mange lurer på hvor gammel solen vår er og hvordan den ble dannet. Den nøyaktige alderen til stjernen er selvfølgelig umulig å finne ut. Den eneste stjernen i systemet antas å ha dukket opp for 4,57 milliarder år siden.
Det er en hypotese om at levetiden til en stjerne på hovedsekvensen ikke overstiger 10 milliarder år. Det betyr at nå er den nesten midt oppi livsperiode og etter utløpet av dens eksistens, vil dens glød bli mye lysere, og temperaturen vil raskt synke, og stjernen vil nå det røde kjempestadiet. Da vil dets ytre skall begynne å utvide seg og deretter miste masse. Dette kan føre til at overflatelag når jordens bane.
Skivediameter
Siden en stjerne er en gasskule som roterer, er formen litt flatet ved polene. I følge Vitenskapelig forskning, det er ingen faste områder på overflaten av solen i det hele tatt, så begrepet "diameter" karakteriserer størrelsen på et av lagene i atmosfæren.
Basert på astronomiske observasjoner som bruker den optiske effekten av Bailey's Beads, er denne parameteren definert som diameteren til fotosfæren - sonen overføring av strålende energi.
Den gjennomsnittlige radiusen til solen oppnådd ved denne metoden er 695 990 km. Derfor er solens diameter i kilometer 1 million 392 tusen.
Det er en annen måte å beregne størrelsen på solen på - ved å bruke helioseismologiske metoder med studiet av gravitasjonsf-bølger på overflaten dannet i solen.
Data innhentet med den "seismiske" metoden viser noe annet radiusverdi - 695.700 km, og solens diameter i kilometer er 1 391 400. Denne verdien er omtrent 300 km mindre enn radiusen til fotosfæren.
Viktig! Selv om forskjellene mellom de to verdiene er små (omtrent 0,04%), kan endring av den tidligere innstilte verdien føre til en overvurdering av andre parametere, med unntak av tetthet og temperatur .
Roterende hastighet
En ikke-stiv kropp roterer helt annerledes enn planetene. Ulike lag av stjernen har sine egne rotasjonshastigheter. Den største er nær ekvator; én omdreining tar omtrent 25 dager. Jo lenger laget er plassert fra ekvator, jo lavere er rotasjonshastigheten. Så, polene gjør én revolusjon på omtrent 36 dager. Derfor har armaturet millioner magnetiske poler, og ikke to, som planeten vår.
Merk følgende! Soloppgang og solnedgang i tropiske land i nærheten skjer som om de var i rute - på samme tid, hver dag, hele året. Derfor er dagen i tropene delt likt: lengden på dagen og natten er 12 timer.
Ytre skall og dets struktur
Overflaten kalles vanligvis de ytre lagene, som rystes av monstrøse eksplosjoner, utslipp og utbrudd.. Solens temperatur i grader her er 6000 C⁰.
Det er mange uvanlige formasjoner på overflaten av solen. forskjellige størrelser, hvorav de mest kjente er spots - mørke fargede områder, som indikerer stedene der sterke magnetiske felt kommer inn i solatmosfæren. Hele soloverflaten er dekket med såkalte konveksjonsceller.
Merk følgende! Hyppige fakler forekommer på overflaten av solen, ledsaget av utslipp av høytemperaturplasma og gass.
Slik solaktivitet kan ha Negative konsekvenser for planeten vår. Dessuten er en slik prosess plutselig og uforutsigbar og kan vare fra flere timer til flere dager. Det mange er vant til kall dem magnetiske stormer, som påvirker den menneskelige tilstanden negativt.
Det er viktig for forskere å vite ikke bare solens temperatur i grader Celsius og dens diameter i kilometer, men også andre egenskaper for å spore aktiviteten til den himmelske stjernen.
Temperaturen på overflaten av solen i grader Celsius er gjennomsnittlig 5726 grader, koronaen - 1500 tusen og kjernen 13,5 millioner grader.
I dag kan du observere romvær i online-modus, finn ut hva solens temperatur er i grader. Stjernens tilstand har en betydelig innvirkning på romværet i systemet vårt. Det bestemmes av flere parametere:
- strømmer av ionisert plasma,
- hard stråling og bluss,
- styrken til solvinden.
Temperaturen til forskjellige lag av solen
Solens struktur og andre interessante fakta
Konklusjon
Utviklingen av astronomi gjorde det mulig å bestemme den fjerne fremtiden himmellegemer og gjort innsamlingen enklere informasjon for værtjenester. I dag er det mulig å utforske nye planeter, jordas sikkerhetsnivå vokser, og metoder for beskyttelse mot mulige kollisjoner med asteroider og andre himmellegemer utvikles.
Solen overopphetes, og snart vil eksplosjonen oppsluke ikke bare jorden, men resten av solsystemet.
Solen overopphetes, og snart vil eksplosjonen oppsluke ikke bare jorden, men resten av solsystemet.
Forskere slo alarm etter at en internasjonal satellitt registrerte et stort bluss på overflaten av solen. Diameteren til den gigantiske prominensen oversteg 30 diametre av jorden, og lengden var 350 tusen km. Riktignok skjedde ikke utgivelsen av solenergi i retning av planeten vår, ellers ville konsekvensene vært mer merkbare - farlige feil på elektronisk utstyr og kommunikasjonsutstyr. Utbruddet skjedde 1. juli og ble observert av NASA og European Space Agency-astronomer ved å bruke det kretsende sol-heliosfæriske observatoriet SOHO.
Den nederlandske astrofysikeren Piers Van der Meer, en ekspert ved European Space Agency (ESA), er tilbøyelig til å betrakte denne kolossale fremtredenen som et sikkert tegn på at solen er klar til å eksplodere i en meget nær fremtid. Selvfølgelig vil jorden bli brent sammen med alt liv på den, og det vil være helt umulig å unnslippe. "Akkurat som om en marshmallow blir brakt til ilden, blir den svart og smelter," er ordene til Weekly World News-spesialisten.
Det grusomme er at solen gradvis varmes opp. Solens indre temperatur var typisk 27 millioner grader Fahrenheit (15 millioner Celsius). Men nå har den steget til 49 millioner (27 millioner C). I løpet av de siste 11 årene har solen vært på en sti som minner urovekkende om Keplers stjerne, en nova som eksploderte i 1604, sier Dr. Van der Meer.
Det er mulig at global oppvarming på jorden, som smelter isen i Antarktis, slett ikke er assosiert med menneskeskapt forurensning, som tidligere antatt, men med prosesser som skjer på solen.
NASA nektet å bekrefte de europeiske forskernes spådommer, og en kilde knyttet til Det hvite hus sa: "Vi ønsker ikke spredning av panikk på dette tidspunktet."
Kommentar: Den gigantiske prominensen 1. juli fant virkelig sted. Men han forårsaket ingen spesiell alarm hos noen da. Solutbrudd er ikke uvanlig, denne er en av de kraftigste i historien. I det siste, men ikke den kraftigste i det hele tatt. La oss si at en viss nederlandsk astrofysiker, imponert over en kosmisk katastrofe, virkelig spådde verdens undergang. Det er sagt at indre temperatur Solen, med andre ord, temperaturen i kjernen, øker. Men dette er noe som ikke kan måles direkte. Temperaturen i sentrum av solen er "bestemt" utelukkende av teoretiske modeller hans intern struktur. Ulike modeller gi litt forskjellige betydninger, men de mest aksepterte tallene er 15 eller 16 millioner Kelvin (tilsvarende omtrent det samme i Celsius). Denne temperaturen oppnås ved syntese av heliumkjerner fra hydrogenkjerner. Solen regnes som en stasjonær stjerne, praktisk talt uendret i sin lysstyrke i mange milliarder år.
Analogien med supernovaeksplosjonen i 1604 er mildt sagt merkelig. Det er usannsynlig at noen da var i stand til å studere den indre tilstanden til stjernen før blusset.
Hvis vi snakker om noen katastrofale endringer registrert på solen, er det mer logisk å indikere endringer i temperaturen på overflaten eller lysstyrken. Fluksen av solstråling er en veldig konstant verdi, denne tingen kalles solkonstanten. Variasjonene er ikke mer enn tideler av en prosent selv innenfor den vanlige 11-årige syklusen av solaktivitet, og allerede 0,1% kan forårsake klimaendringer på planeten vår.
Selvfølgelig, hvis dette skjedde, ville ikke bare en nederlandsk astrofysiker, men ansatte ved hundrevis av laboratorier over hele jorden være i opprør. Så å snakke om en nesten dobling av parametere som ikke har blitt notert av noen er tull. Eller er dette en verdensomspennende taushetskonspirasjon blant astrofysikere.
Den typiske måten slike sensasjoner trenger inn i de mest anerkjente russiske nettpublikasjonene er morsom. For eksempel rapporterer Cnews.ru denne nyheten under tittelen "Nederlandsk astrofysiker mener at det er seks år igjen før solens eksplosjon."
Laster inn...