Северна звезда - Структура на Слънцето
Теми за uCoz
Слънцето - единствената звезда в Слънчевата система, около която се въртят други обекти от тази система: планети и техните спътници, планети джуджета и техните спътници, астероиди, метеороиди, комети и космически прах.
Структурата на Слънцето може да бъде разделена на вътрешна и външна. И така, по ред от центъра навън.
един) Слънчево ядро е централната част на Слънцето с радиус
150 000 - 175 000 км, в които протичат термоядрени реакции. Плътността на материята в сърцевината достига 150 000 kg/m³ (150 пъти по-висока от плътността на водата и в
6,6 пъти по-висока от плътността на най-плътния метал на Земята - осмий), температурата в центъра на ядрото е около 15 000 000 К. Според съвременните данни е известно, че скоростта на въртене на ядрото на Слънцето е много по-висока от тази на повърхностните слоеве. В ядрото протича протон-протонна термоядрена реакция, по време на която четири протона се превръщат в хелий-4, докато всяка втора 4.26 милиона тона материя се превръща в радиация, което всъщност е незначителна фракция в сравнение с масата на Слънцето - 2 × 10 ^ 27 тона.
Ядрото е единственото място на Слънцето, в което по време на термоядрена реакция се произвежда енергия и топлина, останалата част от звездата се нагрява от тази енергия, като последователно преминава през всички слоеве, в крайна сметка излъчва под формата на слънчева светлина и кинетична енергия.
2) Зона за излъчване на лъчи се намира над ядрото, на разстояния от около 0,2 до 0,7 от радиуса на Слънцето от центъра му, в него няма макроскопични движения на материята, а енергията се пренася чрез повторното излъчване на фотони - водородът се компресира толкова плътно, че съседният протоните не могат да сменят местата си, поради което преносът на енергия чрез смесване на веществото е практически невъзможен. Друга пречка за смесването на веществото е ниската скорост на понижаване на температурата от долните слоеве към горните слоеве поради високата топлопроводимост на водорода. Директното излъчване навън също е невъзможно, тъй като водородът е непрозрачен за лъчението, което се получава по време на ядрен синтез.
Фотон, идващ от слънчевото ядро, се абсорбира от частица материя (атомно ядро или свободен протон), след което възбудената частица излъчва нов квант светлина, чиято посока по никакъв начин не зависи от посоката на погълнатия фотон и може да отиде както към по-горния слой на плазмата в лъчистата зона, така и към по-долния слой. Поради това времето, необходимо на многократно излъчен фотон да достигне конвективната зона, може да бъде милиони години (средно за Слънцето - 170 хиляди години).
Когато фотонът се излъчи повторно, неговата енергия намалява, което от своя страна влияе върху промяната в спектралния състав на лъчението - първоначално, на входа на зоната на излъчване, цялото лъчение се състои от гама-лъчение с къса вълна, а в излизайки от него, обхватът вече обхваща почти всички дължини на вълните, включително включително видимата светлина.
Предполага се, че звезди като Слънцето и по-малко имат лъчисто ядро и конвективна атмосфера, а звездите с повече от 1,4 слънчеви маси (според други източници - над 1,1) имат конвективно ядро и лъчиста атмосфера.
3) Конвективна зона се намира над зоната на излъчване. В него, както и в лъчистата зона, веществото е непрозрачно за радиация, но плътността му вече не е толкова висока, че позволява вихрово смесване на плазмата и енергията се пренася на повърхността главно поради движенията на веществото себе си, тоест чрез конвекция (оттук и името) ... Процесите, протичащи в конвективната зона, могат да се сравнят с нагряването на вода в съд: огънят загрява долните слоеве на водата и поради термичното разширение те се принуждават нагоре от по-тежки студени слоеве.
Конвективната зона е с дебелина около 200 000 км. Неговата роля във физиката на слънчевите явления е много голяма, тъй като именно в нея възникват различни движения на слънчева материя и магнитни полета.
При червените джуджета и червените гиганти зоната на конвекция заема цялото пространство от сърцевината до фотосферата - налягането в дълбочините им не може да компресира материята толкова силно, че да предотврати нейното смесване и да доведе до появата на лъчиста трансферна зона.
Атмосфера на Слънцето (външна структура):
един) Фотосфера лежи над конвективната зона. Фотосферата (слоят, който излъчва светлина) образува видимата повърхност на Слънцето, от която излиза по-голямата част от видимото, оптично излъчване на Слънцето. Средната температура на фотосферата е 5800 K (когато се приближава до външния си ръб, тя намалява до 4800 K), средната плътност на газа е по-малка от 1/1000 от плътността на земния въздух. При такива условия водородът е почти напълно в неутрално състояние. Фотосферата образува видимата повърхност на Слънцето, от която се определят размерите на Слънцето, разстоянието от повърхността на Слънцето и др.