Cea mai apropiată stea de noi este, desigur, Soarele. Distanța de la Pământ la acesta este destul de mică în parametri cosmici: de la Soare la Pământ lumina soarelui Durează doar 8 minute.
Soarele nu este o pitică galbenă obișnuită, așa cum se credea anterior. Acest corpul central sistemul solar, în jurul căruia se învârt planetele, cu un număr mare de elemente grele. Aceasta este o stea formată după mai multe explozii de supernove, în jurul cărora s-a format un sistem planetar. Datorită locației sale aproape de condițiile ideale, viața a apărut pe a treia planetă Pământ. Soarele are deja cinci miliarde de ani. Dar să ne dăm seama de ce strălucește? Care este structura Soarelui și care sunt caracteristicile acestuia? Ce îi rezervă viitorul? Cât de semnificativ are impactul asupra Pământului și a locuitorilor săi? Soarele este o stea în jurul căreia se învârt toate cele 9 planete ale sistemului solar, inclusiv a noastră. 1 a.u. (unitate astronomică) = 150 milioane km - aceeași este distanța medie de la Pământ la Soare. Sistemul solar conține nouă planete majore, aproximativ o sută de sateliți, multe comete, zeci de mii de asteroizi (planete minore), meteoriți și gaz și praf interplanetar. În centrul tuturor se află Soarele nostru.
Soarele strălucește de milioane de ani, ceea ce este confirmat de cercetările biologice moderne obținute din rămășițele de alge albastru-verde-albastre. Dacă temperatura suprafeței Soarelui s-ar schimba chiar și cu 10%, toată viața de pe Pământ ar muri. Prin urmare, este bine ca steaua noastră să radieze uniform energia necesară pentru prosperitatea umanității și a altor creaturi de pe Pământ. În religiile și miturile popoarelor lumii, Soarele a ocupat întotdeauna locul principal. Pentru aproape toate popoarele din antichitate, Soarele a fost cea mai importantă zeitate: Helios - printre grecii antici, Ra - zeul soarelui vechii egipteni și Yarilo printre slavi. Soarele aducea căldură, recolta, toată lumea îl venera, pentru că fără el nu ar exista viață pe Pământ. Dimensiunea Soarelui este impresionantă. De exemplu, masa Soarelui este de 330.000 de ori masa Pământului, iar raza acestuia este de 109 ori mai mare. Dar densitatea stelei noastre este mică - de 1,4 ori mai mare decât densitatea apei. Mișcarea petelor de la suprafață a fost observată chiar de Galileo Galilei, dovedind astfel că Soarele nu stă nemișcat, ci se rotește.
Zona convectivă a Soarelui
Zona radioactivă este de aproximativ 2/3 din diametrul intern al Soarelui, iar raza este de aproximativ 140 mii km. Îndepărtându-se de centru, fotonii își pierd energia sub influența coliziunii. Acest fenomen se numește fenomen de convecție. Acest lucru amintește de procesul care are loc într-un ibric în fierbere: energia care vine de la elementul de încălzire este mult mai mare decât cantitatea care este îndepărtată prin conducție. Apa fierbinte, situată aproape de foc, se ridică, iar cea mai rece coboară. Acest proces se numește convenție. Sensul convecției este că gazul mai dens este distribuit pe suprafață, se răcește și merge din nou în centru. Procesul de amestecare în zona convectivă a Soarelui se efectuează continuu. Privind printr-un telescop la suprafața Soarelui, puteți vedea structura granulară a acestuia - granulații. Parcă este făcută din granule! Acest lucru se datorează convecției care are loc sub fotosferă.
Fotosfera Soarelui
Un strat subțire (400 km) - fotosfera Soarelui, este situat direct în spatele zonei convective și reprezintă „suprafața solară reală” vizibilă de pe Pământ. Granulele din fotosferă au fost fotografiate pentru prima dată de francezul Janssen în 1885. Granula medie are o dimensiune de 1000 km, se mișcă cu o viteză de 1 km/sec și există timp de aproximativ 15 minute. Formațiunile întunecate din fotosferă pot fi observate în partea ecuatorială și apoi se schimbă. Câmpurile magnetice puternice sunt o trăsătură distinctivă a unor astfel de pete. A culoare inchisa se obtine datorita temperaturii mai scazute fata de fotosfera din jur.
Cromosfera Soarelui
Cromosfera solară (sfera colorată) este un strat dens (10.000 km) al atmosferei solare care se află direct în spatele fotosferei. Cromosfera este destul de problematică de observat din cauza locației sale apropiate de fotosferă. Cel mai bine se vede atunci când Luna acoperă fotosfera, adică. în timpul eclipselor de soare.
Proeminențele solare sunt emisii uriașe de hidrogen, care seamănă cu filamente lungi luminoase. Proeminențele se ridică la distanțe enorme, atingând diametrul Soarelui (1,4 mm km), se deplasează cu o viteză de aproximativ 300 km/sec, iar temperatura ajunge la 10.000 de grade.
Corona solară este straturile exterioare și extinse ale atmosferei Soarelui, care își au originea deasupra cromosferei. Lungimea coroanei solare este foarte mare și atinge valori de mai multe diametre solare. Oamenii de știință nu au primit încă un răspuns clar la întrebarea unde exact se termină.
Compoziția coroanei solare este o plasmă rarefiată, puternic ionizată. Conține ioni grei, electroni cu miez de heliu și protoni. Temperatura coroanei ajunge de la 1 la 2 milioane de grade K, în raport cu suprafața Soarelui.
Vântul solar este un flux continuu de materie (plasmă) din învelișul exterior al atmosferei solare. Contine protoni, nuclee atomiceși electroni. Viteza vântului solar poate varia de la 300 km/sec la 1500 km/sec, în conformitate cu procesele care au loc pe Soare. Vântul solar se răspândește peste tot sistem solarși, interacționând cu câmpul magnetic al Pământului, provoacă diverse fenomene, dintre care unul este aurora boreală.
Caracteristicile Soarelui
Masa Soarelui: 2∙1030 kg (332.946 mase Pământului)
Diametru: 1.392.000 km
Raza: 696.000 km
Densitate medie: 1.400 kg/m3
Înclinarea axei: 7,25° (față de planul eclipticului)
Temperatura suprafeței: 5.780 K
Temperatura în centrul Soarelui: 15 milioane de grade
Clasa spectrală: G2 V
Distanța medie față de Pământ: 150 milioane km
Vârsta: 5 miliarde de ani
Perioada de rotatie: 25.380 zile
Luminozitate: 3,86∙1026 W
Magnitudine aparenta: 26,75 m
Există multe stele mici și mari în spațiul cosmic. Și dacă vorbim despre locuitorii Pământului, atunci cea mai importantă stea pentru ei este Soarele. Este format din 70% hidrogen și 28% heliu, metalele reprezentând mai puțin de 2%.
Dacă nu ar fi Soarele, s-ar putea să nu existe viață pe Pământ. Strămoșii noștri știau cât de mult depindeau viața și viața lor de trupul ceresc, l-au închinat și l-au îndumnezeit. Grecii au numit soarele Helios, iar romanii l-au numit Sol.
Soarele are un impact uriaș asupra vieții noastre. Acesta este un stimulent uriaș pentru a studia modul în care apar schimbări în cadrul acestei „mingi de foc” și cum aceste schimbări ne pot afecta acum și în viitor. Numeroase cercetări științifice ne oferă posibilitatea de a privi în trecutul îndepărtat al planetei. Soarele are aproximativ 5 miliarde de ani. În 4 miliarde de ani va străluci mult mai puternic decât acum. Pe lângă creșterea luminozității și dimensiunii de-a lungul a mai multor miliarde de ani, Soarele se schimbă și pe perioade mai scurte de timp.
O astfel de perioadă de schimbare este cunoscută sub denumirea de ciclu solar, în momentele cărora se observă minime și maxime.Datorită observațiilor de-a lungul mai multor decenii, s-a stabilit că creșterea activității luminii și a mărimii Soarelui, care a început în trecutul îndepărtat, există și astăzi. În ultimele câteva cicluri, activitatea luminii a crescut cu aproximativ 0,1%. Aceste schimbări, fie că sunt rapide sau treptate, au cu siguranță un impact uriaș asupra pământenilor. Cu toate acestea, mecanismele acestei influențe nu au fost încă studiate pe deplin.
Temperatura Soarelui în centrul stelei este foarte ridicată, aproximativ 14 miliarde de grade. Reacțiile termonucleare au loc în miezul planetei, adică. reacții de fisiune ale nucleelor de hidrogen sub presiune, care au ca rezultat eliberarea unui nucleu de heliu și o cantitate mare energie. Pe măsură ce intrați mai adânc în interior, temperatura Soarelui ar trebui să crească rapid. Poate fi determinat doar teoretic.
Temperatura Soarelui în grade este:
- temperatura corona - 1.500.000 de grade;
- temperatura centrală - 13500000 de grade;
- Temperatura Soarelui în Celsius la suprafață este de 5726 de grade.
Un număr mare de oameni de știință din tari diferite Ei efectuează cercetări asupra structurii Soarelui, încercând să recreeze procesul de fuziune termonucleară în laboratoarele pământești. Acest lucru se face în scopul de a afla cum se comportă plasma în conditii reale pentru a reproduce aceste condiții pe Pământ. Soarele este, de fapt, un imens laborator natural.
Atmosfera Soarelui, cu o grosime de aproximativ 500 km, se numește fotosfera. Datorită proceselor de convecție din atmosfera planetei, fluxurile de căldură din straturile inferioare se deplasează în fotosferă. Soarele se rotește, dar nu în același mod ca Pământul, Marte... Soarele este în principiu un corp nesolid.
Efecte similare ale rotației Soarelui sunt observate pe planetele gazoase. Spre deosebire de Pământ, straturile de pe Soare au viteze de rotație diferite. Ecuatorul se rotește cel mai repede; o revoluție este finalizată în aproximativ 25 de zile. Pe măsură ce te îndepărtezi de ecuator, viteza de rotație scade, iar undeva la polii Soarelui, rotația durează aproximativ 36 de zile. Puterea solară este de aproximativ 386 de miliarde de megawați. În fiecare fracțiune de secundă, aproximativ 700 de milioane de tone de hidrogen devin 695 de milioane de tone de heliu și 5 milioane de tone de energie sub formă de raze gamma. Datorită faptului că temperatura Soarelui este atât de ridicată, reacția de tranziție a hidrogenului în heliu are loc cu succes.
Soarele emite, de asemenea, un flux de particule încărcate de densitate scăzută (în principal protoni și electroni). Acest flux se numește vântul solar, care se deplasează în întreg sistemul solar cu o viteză de aproximativ 450 km/sec. Fluxurile curg continuu de la Soare în spațiu, respectiv, spre Pământ. Vântul solar reprezintă o amenințare mortală pentru toată viața de pe planeta noastră. Poate avea efecte dramatice asupra Pământului, de la supratensiuni ale liniilor electrice, interferențe radio, până la aurore frumoase. Dacă nu ar exista camp magnetic, atunci viața se va termina în câteva secunde. Câmpul magnetic creează o barieră de netrecut pentru particulele încărcate rapid ale vântului solar. În zone polul Nord Câmpul magnetic este îndreptat spre interior, spre Pământ, determinând particulele accelerate ale vântului solar să pătrundă mult mai aproape de suprafața planetei noastre. Prin urmare, la polul nord observăm vânturi polare.Vântul solar poate provoca și el pericol prin interacțiunea cu magnetosfera terestră. Acest fenomen se numește are un impact puternic asupra sănătății oamenilor. Aceste reacții sunt vizibile în special la persoanele în vârstă.
Vântul solar nu este tot ceea ce ne poate dăuna Soarele. De mare pericol sunt evenimentele dese de la suprafața luminii. Ecranele emit cantități uriașe de radiații ultraviolete și de raze X, care sunt îndreptate către Pământ. Aceste radiații sunt complet capabile să fie absorbite atmosfera pământului, dar reprezintă un mare pericol pentru toate obiectele din spațiu. Radiațiile pot dăuna sateliților artificiali, stațiilor și altor tehnologii spațiale. Radiațiile afectează negativ și sănătatea astronauților care lucrează în spațiul cosmic.
De la începuturile sale, Soarele a folosit deja aproximativ jumătate din hidrogenul din miezul său și va continua să emită încă 5 miliarde de ani, crescând treptat în dimensiune. După această perioadă de timp, hidrogenul rămas în miezul stelei va fi complet epuizat. În acest moment, Soarele va atinge dimensiunea maximă și va crește în diametru de aproximativ 3 ori (comparativ cu dimensiunea sa actuală). Va semăna cu o gigantă roșie. O parte din planetele apropiate de Soare vor arde în atmosfera sa. Acestea vor include Pământul. Până atunci, omenirea va trebui să găsească o nouă planetă pe care să o locuiască. După care temperatura Soarelui va începe să scadă și, după ce s-a răcit, se va transforma în cele din urmă în Cu toate acestea, totul este o chestiune de viitor foarte îndepărtat...
Temperatura - foarte caracteristică importantă starea materiei pe care este de bază proprietăți fizice. Determinarea sa este una dintre cele mai dificile probleme astrofizice. Acest lucru se datorează atât complexității metodelor existente de determinare a temperaturii, cât și inexactității fundamentale a unora dintre ele. Cu rare excepții, astronomii nu pot măsura temperatura folosind niciun instrument montat pe corp. Cu toate acestea, chiar dacă acest lucru s-ar putea face, în multe cazuri instrumentele de măsurare a căldurii ar fi inutile, deoarece citirile lor ar diferi foarte mult de valoarea reală a temperaturii. Un termometru oferă citiri corecte numai atunci când este în echilibru termic cu corpul a cărui temperatură este măsurată. Prin urmare, pentru corpurile care nu sunt în echilibru termic, este fundamental imposibil să se folosească un termometru și trebuie folosite metode speciale pentru a le determina temperatura. Să luăm în considerare principalele metode de determinare a temperaturilor și să indicăm cele mai importante cazuri de aplicare a acestora.
Determinarea temperaturii prin lățimea liniilor spectrale. Această metodă se bazează pe utilizarea formulei (7.43), când lățimea Doppler a liniilor spectrale de emisie sau absorbție este cunoscută din observații. Dacă stratul de gaz este optic subțire (nu există autoabsorbție), iar atomii săi au doar mișcări termice, atunci valoarea temperaturii cinetice se obține direct în acest fel. Cu toate acestea, de foarte multe ori aceste condiții nu sunt îndeplinite, ceea ce este evidențiat în primul rând de abaterea profilurilor observate de la curba Gaussiană prezentată în Fig. 90. Evident, în aceste cazuri sarcina de a determina temperatura pe baza profilurilor liniilor spectrale devine mult mai complicată.
Determinarea temperaturii pe baza studiului proceselor atomice elementare care conduc la apariția radiațiilor observabile. Această metodă de determinare a temperaturii se bazează pe calcule teoretice ale spectrului și compararea rezultatelor acestora cu observațiile. Să ilustrăm această metodă folosind exemplul coroanei solare. Spectrul său conține linii de emisie aparținând elementelor ionizate multiplicate, atomii cărora sunt lipsiți de mai mult de o duzină de electroni externi, ceea ce necesită energii de cel puțin câteva sute de electroni volți. Puterea radiației solare este prea mică pentru a provoca o ionizare atât de puternică a gazului. Poate fi explicată doar prin ciocniri cu particule energetice rapide, în principal electroni liberi. În consecință, energia termică a unei fracțiuni semnificative de particule din coroana solară ar trebui să fie egală cu câteva sute de electroni volți. Notând energia exprimată în electroni volți cu e și ținând cont de (7.13), avem T = 11.600 V.
Atunci majoritatea particulelor de gaz au o energie de 100 eV la o temperatură de peste un milion de grade.
Determinarea temperaturii pe baza aplicării legilor radiațiilor corpului negru. Un număr dintre cele mai obișnuite metode de determinare a temperaturii se bazează pe aplicarea legilor radiației corpului negru (strict vorbind, valabile doar pentru echilibrul termodinamic) la radiația observată. Cu toate acestea, din motivele menționate la începutul acestui paragraf, toate aceste metode sunt fundamental inexacte și conduc la rezultate care conțin erori mai mari sau mai mici. Prin urmare, ele sunt utilizate fie pentru estimări aproximative de temperatură, fie în cazurile în care se poate dovedi că aceste erori sunt neglijabile. Să începem cu aceste cazuri.
Un strat de gaz optic gros, opac, în conformitate cu legea lui Kirchhoff, produce radiații puternice într-un spectru continuu. Un exemplu tipic sunt cele mai adânci straturi ale atmosferei unei stele. Cu cât aceste straturi sunt mai adânci, cu atât sunt mai bine izolate de spațiul înconjurător și cu atât mai aproape, prin urmare, radiația lor este de echilibru. Prin urmare pentru straturi interioare stele, a căror radiație nu ajunge deloc la noi, legile radiațiilor termice sunt îndeplinite cu grad înalt precizie.
Situația este complet diferită cu straturile exterioare ale stelei. Ele ocupă o poziție intermediară între straturile interioare complet izolate și straturile exterioare complet transparente (adică radiația vizibilă). De fapt, vedem acele straturi a căror adâncime optică nu diferă prea mult de 1. Într-adevăr, straturile mai adânci sunt mai puțin vizibile datorită creșterii rapide a opacității cu adâncimea, iar straturile cele mai exterioare emit slab (amintim că emisia unei subțiri optic). stratul este proporțional cu grosimea sa optică). În consecință, radiația care depășește limitele unui corp dat apare în principal în straturi. Cu alte cuvinte, straturile pe care le vedem sunt situate la o adâncime de la care gazul devine opac.Pentru acestea, legile radiației termice sunt îndeplinite doar aproximativ. Deci, de exemplu, pentru stele, de regulă, este posibil să se selecteze o curbă Planck care, deși foarte aproximativ, seamănă totuși cu distribuția energiei în spectrul său. Acest lucru ne permite, cu mari rezerve, să aplicăm legile lui Planck, Stefan-Boltzmann și Wien la radiația stelelor.
Să luăm în considerare aplicarea acestor legi la radiația solară.În fig. Figura 91 prezintă distribuția de energie observată în spectrul centrului discului solar, împreună cu câteva curbe Planck pentru diferite temperaturi. Din această cifră este clar că niciuna dintre ele nu se potrivește exact cu curba Soarelui. În cel din urmă, maximul de radiație nu este atât de pronunțat. Dacă presupunem că are loc în lungimea de undă 
max = 4300 Å, atunci temperatura determinată de legea deplasării lui Wien va fi egală cu T ( 
verificare) = 6750°.
Energia totală emisă de 1 cm 2 din suprafaţa Soarelui este egală cu
e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × sec.
Înlocuind această valoare în formula (7.33) a legii Stefan-Boltzmann, obținem așa-numita temperatură efectivă
Deci, temperatura efectivă a unui corp este temperatura unui astfel de corp absolut negru, din care fiecare centimetru pătrat din întregul spectru emite același flux de energie ca 1 cm 2 din acest corp.
Conceptele de luminozitate și temperatură de culoare sunt introduse într-un mod similar. Temperatura de luminozitate este temperatura unui astfel de corp absolut negru, al cărui centimetru pătrat la o anumită lungime de undă emite același flux de energie ca și corpul dat la aceeași lungime de undă. Pentru a determina temperatura de luminozitate, trebuie să aplicați formula lui Planck la luminozitatea monocromatică observată a suprafeței emitente. Este evident că în diferite părți ale spectrului corp real poate avea temperaturi de luminozitate diferite. Deci, de exemplu, din fig. 91 se poate observa că curba Soarelui intersectează diferite curbe Planck, ale căror temperaturi corespunzătoare arată modificarea temperaturii de luminozitate a Soarelui în diferite părți ale spectrului vizibil.
Determinarea temperaturii de luminozitate necesită măsurători foarte complexe ale intensității radiante în unități absolute. Este mult mai ușor de determinat modificarea intensității radiației într-o anumită regiune a spectrului (distribuția relativă a energiei).
Temperatura unui corp absolut negru, a cărui distribuție relativă a energiei într-o anumită parte a spectrului este aceeași cu cea a unui corp dat, se numește temperatura de culoare a corpului. Revenind din nou la distribuția energiei în spectrul Soarelui, vedem că în regiunea lungimii de undă de 5000-6000 Å panta curbei pentru Soare din Fig. 91 este aceeași cu curba Planck pentru o temperatură de 7000° în aceeași regiune spectrală.
Conceptele de eficientă, luminozitate și temperatură de culoare introduse mai sus sunt astfel doar parametri care caracterizează proprietățile radiației observate. Pentru a afla cu ce precizie și la ce adâncime dau o idee despre temperatura reală a corpului, sunt necesare cercetări suplimentare.
Să analizăm rezultatele. Temperatura efectivă a Soarelui, determinată de fluxul total de radiații, s-a dovedit a fi egală cu 5760°, în timp ce poziția radiației maxime în spectrul Soarelui corespunde temperaturii determinate de legea lui Wien, aproximativ 6750°. Distribuția relativă a energiei în diverse zone spectrul face posibilă găsirea temperaturilor de culoare, a căror valoare variază foarte mult chiar și în interiorul regiunii vizibile. De exemplu, în intervalul de lungimi de undă 4700-5400 Å, temperatura de culoare este de 6500°, iar în apropiere, în intervalul de lungimi de undă 4300-4700 Å, este de aproximativ 8000°. Temperatura de luminozitate variază într-un interval și mai larg, care în regiunea spectrală de 1000-2500 Å crește de la 4500° la 5000°, în razele verzi (5500 Å) este aproape de 6400°, iar în domeniul radio al undelor metrice ajunge un milion de grade! Pentru claritate, toate rezultatele enumerate sunt rezumate în tabel. 4.
Diferența dintre datele prezentate în tabel. 4 este de o importanță fundamentală și conduce la următoarele concluzii importante:
1. Radiația Soarelui diferă de radiația unui corp complet negru. În caz contrar, toate valorile de temperatură date în tabel. 4 ar fi la fel.
2. Temperatura materiei solare se modifică odată cu adâncimea. Într-adevăr, opacitatea gazelor puternic încălzite nu este aceeași pentru diferite lungimi de undă. ÎN raze ultraviolete absorbția este mai mare decât la cele vizibile. În același timp, astfel de gaze absorb undele radio cel mai puternic. Prin urmare, radiațiile radio, ultraviolete și, respectiv, vizibile se referă la straturile din ce în ce mai profunde ale Soarelui. Ținând cont de dependența observată a temperaturii de luminozitate de lungimea de undă, constatăm că undeva în apropierea suprafeței vizibile a Soarelui există un strat cu o temperatură minimă (aproximativ 4500°), care poate fi observată în razele ultraviolete îndepărtate. Deasupra și sub acest strat temperatura crește rapid.
3. Din cele precedente rezultă că majoritatea materia solară trebuie să fie foarte puternic ionizată. Deja la o temperatură de 5-6 mii de grade, atomii multor metale sunt ionizați, iar la temperaturi peste 10-15 mii de grade, cel mai abundent element din Soare - hidrogenul - este ionizat. În consecință, materia solară este plasmă, adică. gaz în care majoritatea atomilor sunt ionizați. Doar într-un strat subțire în apropierea marginii vizibile ionizarea este slabă și predomină hidrogenul neutru
De la masă 5 arată că în adâncurile Soarelui temperatura depășește 10 milioane de grade, iar presiunea depășește sute de miliarde de atmosfere (1 atm = 103 dine/cm2). În aceste condiții, atomii individuali se mișcă cu viteze enorme, atingând, de exemplu, sute de kilometri pe secundă pentru hidrogen. Deoarece densitatea substanței este foarte mare, ciocnirile atomice apar foarte des. Unele dintre aceste ciocniri duc la apropierea strânsă a nucleelor atomice necesare pentru a avea loc reacțiile nucleare.
Două reacții nucleare joacă un rol semnificativ în interiorul Soarelui. Ca urmare a unuia dintre ele, prezentat schematic în Fig. 130, din patru atomi de hidrogen se formează un atom de heliu. În fazele intermediare ale reacției, se formează nuclee de hidrogen greu (deuteriu) și nuclee ale izotopului He3. Această reacție se numește proton-proton.
O altă reacție în condiții solare joacă un rol mult mai mic. În cele din urmă, duce și la formarea unui nucleu de heliu de patru protoni. Procesul este mai complicat și poate avea loc numai în prezența carbonului, ale cărui nuclee intră în reacție în primele etape și sunt eliberate în ultima. Astfel, carbonul este un catalizator, motiv pentru care întreaga reacție se numește ciclul carbonului.
Un fapt extrem de important este că masa nucleului de heliu este cu aproape 1% mai mică decât masa a patru protoni. Această pierdere aparentă de masă se numește defect de masă și este responsabilă pentru eliberarea de cantități mari de energie ca urmare a reacțiilor nucleare.
Reacțiile nucleare descrise sunt o sursă de energie emisă de Soare în spațiu.
Deoarece cele mai ridicate temperaturi și presiuni sunt create în straturile cele mai profunde ale Soarelui, reacțiile nucleare și eliberarea de energie însoțitoare au loc cel mai intens chiar în centrul Soarelui. Numai că aici, alături de reacția proton-proton, ciclul carbonului joacă un rol important. Pe măsură ce te îndepărtezi de centrul Soarelui, temperatura și presiunea devin mai scăzute, eliberarea de energie din cauza ciclului carbonului se oprește rapid și până la o distanță de aproximativ 0,2-0,3 raze de centru, doar proton-proton reacția rămâne semnificativă. La o distanță de centru de peste 0,3 rază, temperatura devine mai mică de 5 milioane de grade, iar presiunea sub 10 miliarde de atmosfere. În aceste condiții, reacțiile nucleare nu pot avea loc deloc. Aceste straturi transmit doar radiații eliberate la o adâncime mai mare sub formă de raze gamma, care sunt absorbite și reemise de atomi individuali. Este important ca, în loc de fiecare cuantă absorbită de energie înaltă, atomii, de regulă, să emită mai multe cuante de energii inferioare. Acest lucru se întâmplă prin următorul motiv. Prin absorbție, atomul devine ionizat sau puternic excitat și dobândește capacitatea de a emite. Cu toate acestea, electronul nu revine imediat la nivelul său de energie inițial, ci prin stări intermediare, în timpul tranzițiilor între care sunt eliberate cuante de energii inferioare. Ca urmare a acestui fapt, există un fel de „fragmentare” a cuantelor dure în altele mai puțin energice. Prin urmare, în locul razelor gamma se emit raze X, iar în loc de raze X sunt emise raze ultraviolete, care la rândul lor, deja în straturile exterioare, sunt zdrobite în cuante de raze vizibile și termice, emise în final de Soare. .
Acea parte a Soarelui în care eliberarea de energie din cauza reacțiilor nucleare este nesemnificativă și procesul de transfer de energie are loc prin absorbția radiației și reemisia ulterioară se numește zonă de echilibru radiativ. Ocupă o suprafață de la aproximativ 0,3 până la 0,7 r¤ de centrul Soarelui. Deasupra acestui nivel, materia în sine începe să ia parte la transferul de energie și direct sub straturile exterioare observabile ale Soarelui, pe aproximativ 0,3 din raza sa, se formează o zonă convectivă în care energia este transferată prin convecție.
Soarele este o stea care produce căldură ca urmare a reacțiilor termonucleare care au loc în el pentru a transforma moleculele de hidrogen într-un gaz inert - heliu. Temperatura se măsoară în grade și variază în diferite straturi. Datorită faptului că Pământul se află la mare distanță de stea, suntem protejați de efectele sale incineratoare. Pentru a se simți în siguranță, omenirea trebuie să-și dezvăluie toate secretele.
In contact cu
Structura stelei
Cum arată Soarele și din ce este făcut. Aceasta este practic o sferă cu plasmă-gaz multistrat, al cărei volum intern poate fi împărțit în mai multe zone cu compoziție diferită, proprietățile, comportamentul și caracteristicile unei substanțe.
Structura Soarelui poate fi reprezentat astfel:
- miezul este un „cuptor” gigant de fuziune care generează căldură și energie sub formă de fotoni. Ei sunt cei care aduc lumină pe Pământ. Raza nucleului nu depășește un sfert din raza totală a corpului ceresc; temperatura din centrul soarelui ajunge la 14 milioane Kelvin;
- zona de radiații (emițătoare), are o grosime de aproximativ trei sute de mii de kilometri și se caracterizează prin densitate mare. Aici energia este lentă se deplasează la suprafață. În esență, acesta este domeniul fuziunii termonucleare;
- zona convectivă, unde energia se mișcă mult mai repede la suprafață sau în fotosferă;
- Zona de gaze vortex din atmosfera solară începe deasupra suprafeței.
Sferele și trăsăturile lor
Fotosfera este cel mai subțire și profund strat situat deasupra suprafeței Soarelui; poate fi observată în spectrul continuu al luminii vizibile. Înălțimea fotosferei este de aproximativ 300 km. Cu cât stratul de fotosferă este mai adânc, cu atât devine mai fierbinte.
Cromosferă - înveliș exterior, înconjurând fotosfera. Are aproximativ 10.000 km grosime și are o structură eterogenă. Corona este partea exterioară și, prin urmare, neobișnuit de rarefiată a atmosferei care poate fi văzută în timpul eclipsă totală. Are o temperatură de peste un milion de grade.
Atmosfera este supusă unor oscilații rezonante constante aproximativ la fiecare 5 minute. Răspândindu-se în straturile superioare atmosferă, undele le transferă o parte din energie, gazele din alte straturi (cromosferă și coroană) se încălzesc. De aceea top parte Fotosfera de pe Soare se dovedește a fi cea mai „rece”.
Atenţie! Densitatea, temperatura și presiunea din interiorul unui reactor de fuziune uriaș scad pe măsură ce vă îndepărtați de miez.
Temperatura Soarelui în grade este diferită în fiecare dintre sferele sale, astfel încât temperatura Soarelui la suprafață este de 5.800 de grade Celsius, coroană solară – 1.500.000, temperatura nucleului soarelui este de 13.500.000.
Puterea radiațiilor
Puterea de radiație este foarte mare: aproximativ 385 de miliarde de megawați. Aproape instantaneu, 700 de milioane de tone de hidrogen sunt convertite în 695 de milioane de tone de heliu și 5 milioane de tone de raze gamma. Din cauza temperatura ridicata fuziunea stelelor care transformă hidrogenul în heliu are loc odată cu formarea energiei solare și cu emisia unui flux de fotoni. Un asemenea flux numit în mod obișnuit vântul solar, care se deplasează cu viteze mai mari de 450 km/s.
Datorită radiațiilor este susținut procesele vieții pe Pământ, climatul său este determinat. Formal, strălucirea are aproape culoare alba, totuși, apropiindu-se de suprafața pământului, devine nuanță galbenă- Acesta este rezultatul împrăștierii luminii și al absorbției părții de unde scurte a spectrului.
Vântul solar are o altă definiție - ejecțiile de masă coronală (CME), care sunt un front colosal de radioactiv. particule încărcate ionizate, îndreptată spre abisul cosmic și incinerând tot ce îi este în cale.
Când fotonii ajung la straturile de suprafață, ei determină rotirea straturilor exterioare ale stelei, rezultând opoziții magnetice puternice și unde de șoc.
După ce au accelerat la viteze incredibile, gazele generează și câmpuri magnetice puternice, care, pe măsură ce steaua se rotește, se ciocnesc și scapă de la suprafață.
Câmpurile magnetice sunt erupte în spațiul cosmic bucle uriașe. Unele dintre aceste formațiuni sunt atât de mari încât Pământul ar putea trece prin ele cu o marjă uriașă.
Un cheag de plasmă ionizată extrem de radioactivă se desprinde de ele și este transportat cu o viteză enormă. Acesta este MCU. Poate deteriora navele spațiale și chiar amenința viața astronauților. Un astfel de front criminal ajunge uneori pe Pământ in 16 ore. Pentru comparație: pe o navă spațială rapidă, un zbor ar dura ani, dar vântul solar are nevoie de doar câteva ore pentru a parcurge această rută.
Important! Vântul solar reprezintă o amenințare de moarte pentru existența întregii vieți de pe planeta noastră. Dacă Pământul nu ar avea un câmp magnetic care să creeze o barieră de netrecut pentru particule, viața ar fi întreruptă în câteva secunde.
Apariția
Există diferite teorii despre originea soarelui. Iată una dintre ele. În spațiul nemărginit, praful și gazul s-au acumulat de milioane de ani, sub influența gravitației și a presiunii, căldura a crescut, ceea ce a dus la fuziunea nucleară și explozia. În primul rând dintr-o acumulare imensă de material s-a format o stea, apoi planetele apropiate.
Mulți oameni se întreabă câți ani are Soarele nostru și cum s-a format. Vârsta exactă a vedetei, desigur, este imposibil de aflat. Se crede că singura stea din sistem a apărut acum 4,57 miliarde de ani.
Există o ipoteză că durata de viață a unei stele din secvența principală nu depășește 10 miliarde de ani. Aceasta înseamnă că acum este aproape în mijlocul ei perioada de viata iar după expirarea existenței sale, strălucirea sa va deveni mult mai strălucitoare, iar temperatura va scădea rapid, iar steaua va ajunge la stadiul de gigant roșie. Apoi, învelișul său exterior va începe să se extindă și apoi să piardă din masă. Acest lucru ar putea duce la atingerea straturilor de suprafață pe orbita Pământului.
Diametrul discului
Deoarece o stea este o minge de gaz care se rotește, forma sa este ușor aplatizată la poli. Conform cercetare științifică, nu există deloc zone solide pe suprafața soarelui, așa că termenul „diametru” caracterizează dimensiunea unuia dintre straturile atmosferei.
Pe baza observațiilor astronomice folosind efectul optic al mărgelelor Bailey, acest parametru este definit ca diametrul fotosferei - zonă transferul de energie radiantă.
Raza medie a Soarelui obtinuta prin aceasta metoda este de 695.990 km. Prin urmare, diametrul soarelui în kilometri este de 1 milion 392 mii.
Există o altă modalitate de a calcula dimensiunea soarelui - folosind metode de helioseismologie cu studiul undelor f gravitaționale de suprafață formate în soare.
Datele obținute prin metoda „seismică” arată contrariul valoarea razei - 695.700 km, iar diametrul soarelui în kilometri este de 1 391 400. Această valoare este cu aproximativ 300 km mai mică decât raza fotosferei.
Important! Deși diferențele dintre cele două valori sunt mici (aproximativ 0,04%), modificarea valorii setate anterior poate duce la o supraestimare a altor parametri, cu excepția densității și temperaturii .
Viteza de rotatie
Un corp non-rigid se rotește complet diferit de planete. Diferite straturi ale stelei au propriile lor viteze de rotație. Cel mai mare este aproape de ecuator; o revoluție durează aproximativ 25 de zile. Cu cât stratul este mai departe de ecuator, cu atât viteza lui de rotație este mai mică. Deci, polii fac o singură revoluție în aproximativ 36 de zile. De aceea luminarul are milioane poli magnetici, și nu două, ca planeta noastră.
Atenţie! Răsăritul și apusul în țările tropicale din apropiere au loc ca în program - la aceeași oră, în fiecare zi, pe tot parcursul anului. Prin urmare, ziua la tropice este împărțită în mod egal: lungimea zilei și a nopții este de 12 ore.
Învelișul exterior și structura sa
Suprafața se numește de obicei straturile exterioare, care sunt zguduite de explozii, emisii și erupții monstruoase.Temperatura soarelui în grade aici este de 6000 C⁰.
Există multe formațiuni neobișnuite pe suprafața Soarelui. marimi diferite, dintre care cele mai faimoase sunt spoturi - zone de culoare închisă, indicând locurile în care câmpurile magnetice puternice intră în atmosfera solară. Întreaga suprafață a soarelui este acoperită cu așa-numitele celule convective.
Atenţie! Pe suprafața Soarelui apar erupții frecvente, însoțite de emisii de plasmă și gaz la temperatură ridicată.
O astfel de activitate solară poate avea Consecințe negative pentru planeta noastră. Mai mult, un astfel de proces este brusc și imprevizibil și poate dura de la câteva ore până la câteva zile. Cu ce mulți oameni sunt obișnuiți numiți-le furtuni magnetice, afectând negativ condiția umană.
Este important ca oamenii de știință să cunoască nu numai temperatura Soarelui în grade Celsius și diametrul acestuia în kilometri, ci și alte caracteristici pentru a urmări activitatea stelei cerești.
Temperatura de pe suprafața Soarelui în grade Celsius este în medie de 5726 de grade, coroana - 1500 de mii și nucleul de 13,5 milioane de grade.
Astăzi puteți observa vremea spațială în modul online, afla care este temperatura Soarelui in grade. Starea stelei are un impact semnificativ asupra vremii spațiale din sistemul nostru. Este determinat de mai mulți parametri:
- fluxuri de plasmă ionizată,
- radiații dure și erupții,
- puterea vântului solar.
Temperatura diferitelor straturi ale soarelui
Structura soarelui și alte fapte interesante
Concluzie
Dezvoltarea astronomiei a făcut posibilă determinarea viitorului îndepărtat corpuri cereștiși a făcut colectarea mai ușoară informații pentru serviciile meteo. Astăzi, este posibil să se exploreze noi planete, nivelul de securitate al Pământului este în creștere și se dezvoltă metode de protecție împotriva posibilelor coliziuni cu asteroizi și alte corpuri cerești.
Soarele se supraîncălzi și în curând explozia va cuprinde nu numai Pământul, ci și restul sistemului solar.
Soarele se supraîncălzi și în curând explozia va cuprinde nu numai Pământul, ci și restul sistemului solar.
Oamenii de știință au tras un semnal de alarmă după ce un satelit internațional a înregistrat o erupție mare pe suprafața Soarelui. Diametrul proeminenței uriașe a depășit 30 de diametre ale Pământului, iar lungimea sa a fost de 350 de mii de km. Adevărat, eliberarea de energie solară nu a avut loc în direcția planetei noastre, altfel consecințele ar fi fost mai vizibile - defecțiuni periculoase ale echipamentelor electronice și de comunicații. Erupția a avut loc pe 1 iulie și a fost observată de astronomii NASA și Agenția Spațială Europeană folosind observatorul solar-heliosferic SOHO.
Astrofizicianul olandez Piers Van der Meer, expert la Agenția Spațială Europeană (ESA), este înclinat să considere această proeminență colosală un semn sigur că Soarele este gata să explodeze în viitorul foarte apropiat. Desigur, Pământul va fi ars împreună cu toată viața de pe el și va fi absolut imposibil să scapi. „La fel ca și cum o marshmallow este adusă la foc, se înnegrește și se topește”, sunt cuvintele specialistului Weekly World News.
Groaza este că Soarele se încălzește treptat. Temperatura internă a Soarelui era de obicei de 27 de milioane de grade Fahrenheit (15 milioane de Celsius). Dar acum a crescut la 49 milioane (27 milioane C). În ultimii 11 ani, Soarele a fost pe o cale care amintește în mod tulburător de Steaua lui Kepler, o nova care a explodat în 1604, spune Dr. Van der Meer.
Este posibil ca încălzirea globală de pe Pământ, care topește gheața din Antarctica, să nu fie deloc asociată cu poluarea antropică, așa cum se credea anterior, ci cu procesele care au loc pe Soare.
NASA a refuzat să confirme predicțiile oamenilor de știință europeni, iar o sursă conectată la Casa Albă a spus: „Nu dorim nicio răspândire a panicii în acest moment”.
Comentariu: Proeminența gigantică de la 1 iulie a avut loc cu adevărat. Dar atunci nu a provocat nicio alarmă specială nimănui. Erupțiile solare nu sunt neobișnuite, aceasta este una dintre cele mai puternice din istorie. În ultima vreme, dar deloc cel mai puternic. Să zicem că un anume astrofizician olandez, impresionat de un cataclism cosmic, a prezis cu adevărat sfârşitul lumii. Se spune că temperatura interioara Soarele, cu alte cuvinte, temperatura miezului său, crește. Dar acesta este ceva ce nu poate fi măsurat direct. Temperatura din centrul Soarelui este „determinată” doar de modele teoretice a lui structura interna. Modele diverse da putin sensuri diferite, dar cele mai general acceptate cifre sunt 15 sau 16 milioane Kelvin (în mod corespunzător, aproximativ aceleași în Celsius). Această temperatură se obține prin sinteza nucleelor de heliu din nucleele de hidrogen. Soarele este considerat o stea staționară, practic neschimbată în luminozitatea sa de multe miliarde de ani.
Analogia cu explozia supernovei din 1604 este cel puțin ciudată. Este puțin probabil ca cineva să fi putut apoi să studieze starea internă a stelei dinaintea erupției.
Dacă vorbim despre orice schimbări catastrofale înregistrate la Soare, atunci este mai logic să indicăm schimbări ale temperaturii suprafeței sau luminozității acestuia. Fluxul radiației solare este o valoare foarte constantă, acest lucru se numește constantă solară. Variațiile sale nu depășesc zecimi de procente chiar și în cadrul ciclului obișnuit de 11 ani de activitate solară și deja 0,1% pot provoca schimbări climatice pe planeta noastră.
Desigur, dacă acest lucru s-ar întâmpla, nu doar un astrofizician olandez, ci și angajații a sute de laboratoare de pe tot Pământul ar fi în tumult. Deci, a vorbi despre o creștere aproape dublă a parametrilor care nu a fost observată de nimeni este o prostie. Sau este aceasta o conspirație mondială a tăcerii printre astrofizicieni.
Modul tipic în care astfel de senzații pătrund în cele mai reputate publicații online rusești este amuzant. De exemplu, Cnews.ru raportează această știre sub titlul „Astrofizicianul olandez crede că au mai rămas șase ani până la explozia Soarelui”.
Se încarcă...