Слънчевата система - всичко, което искате да знаете за Слънцето.

Слънце. той е бил прославен от древните цивилизации и издигнат до ранг на божество, той е служил при съставянето на календарите, на които са се основавали събитията в живота на хората от онези времена, той винаги е представлявал важна част от физическия живот, но особено от духовния.

Слънцето, гигантът на Слънчевата система, всъщност е нормална звезда, скромен по размер, температура и прояви. Слънцето е G2V звезда, разположена в основната последователност (периода на зрялост на звездата), точно в средата му. Наистина масивни звезди съществуват в малък брой, докато малките звезди, като червените джуджета, са изключително много.

Слънцето е самотна звезда, за разлика от много други подобни звезди. Повече от две трети от видимите звезди са затворени в двойни или множество системи; и все пак общата тенденция е за еднозвездни системи; повечето червени джуджета, които много повече от останалите звезди, са представени в единични системи.

Слънцето се образува в центъра на газообразна мъглявина. Компютърните модели на звездната еволюция показват, че е епохата на 4,57 милиарда години, е на около половината от живота си. Няма достатъчно маса, за да се взриви в свръхнова, бъдещето му ще се трансформира в червен гигант, над 4-5 милиарда години и горните слоеве ще се разширяват, тъй като водородът в ядрото се консумира.

Орбитите на вътрешните планети ще бъдат погълнати, вероятно тази на Земята. Възможно е обаче масата, която Слънцето да загуби до степен да стане червен гигант, да изтласка орбитата на Земята навън. Климатът обаче изобщо няма да бъде благоприятен, като атмосферата и океаните напълно се изпаряват.

След като червената гигантска фаза приключи, силните топлинни импулси ще доведат до изхвърляне на горните слоеве на звездата в космоса, образувайки планетарна мъглявина. Всичко, което ще остане зад гърба, е плътното, горещо ядро, което постепенно ще се охлажда в продължение на много милиарди години.

Слънцето обикаля около центъра на Млечния път на разстояние 25 000-28 000 a.l. от галактическия център, революция, продължила 225-250 милиона години. Скоростта, с която се движи Слънчевата система, е 217 km/s, което означава една светлинна година на 1400 години или 1 AU на всеки 8 дни.

Въпреки че е само средно голяма звезда, Слънцето съдържа повече от 99% от масата на цялата Слънчева система. Това е почти перфектна сфера, полярната ос се различава от екватора само с 10 км.

Слънцето обикаля около центъра на тежестта на Слънчевата система, който се намира близо до нейната повърхност, главно поради голямата маса на планетата Юпитер. Центробежната сила на екватора, произведена от бавното въртене на Слънцето, е 18 милиона пъти по-слаба от гравитационната сила. Приливните ефекти на планетите са твърде слаби, за да предизвикат деформация.

Слънцето е най-близката звезда до Земята, на разстояние около 149,6 милиона км. Това разстояние се счита за мярка за дължина, наречена астрономическа единица (AU), използвана за измерване на разстояния в Слънчевата система. Огромната сфера на йонизиран газ осигурява фотосинтеза на растенията, е основният източник на изкопаеми горива, дава ни сезоните, океанските течения и климата.

Слънцето става по-ярко с времето. Отначало, скоро след като Земята се образува, Слънцето грееше само с 75% от силата, която прави днес.

Слънцето е 332 900 пъти по-масивно от Земята и съдържа 99,86% от масата на цялата Слънчева система. Той обединява, чрез своята гравитационна сила, всички тела, които са част от тази система. Диаметърът на Слънцето е 1 390 000 км, и температурата в центъра е 15 600 000 K, докато тази на повърхността е само 5 700 K (без слънчевите петна).

Горните слоеве на Слънцето се въртят по различен начин от ядрото. И слоевете на екватора се въртят по различен начин, отколкото на полюсите. Тези неща се случват, защото звездата не е твърдо тяло като Земята, а газообразно. Само сърцевината му се държи като твърдо тяло (поради много високото налягане, което го поддържа компактен).

Слънцето излъчва относително ниска интензивност на излъчване от електрически заредени частици (особено протони и електрони), известно като слънчев вятър, който се разпространява с 450 km/s.

Слънчева система (замисъл на художник)
кредит: keepwalking07.deviantart.com

СОЛАРНИЯТ ЦИКЪЛ

Слънчевата материя се намира под формата на газ или плазма, поради много високата температура. Това прави възможно Слънцето да се върти по екватора по-бързо (за 25 дни), отколкото при по-високи географски ширини (35 дни). Различното въртене води до напрежението на линиите на магнитното поле, създавайки петна и слънчеви изпъкналости.

Слънчевият цикъл се дължи на факта, че ядрото не винаги се държи идентично. По този начин, тъй като реакциите на синтез консумират водород, температурата и налягането започват да намаляват, причинявайки релаксация, увеличаване на обема. Но намаляването на налягането прави масата неспособна да издържи гравитацията, така че има малък колапс, което отново води до повишено налягане и температура и възобновяване на цикъла.

Слънчевият цикъл е период от 22 години, в който слънчевото магнитно поле се върти на 360 градуса, а магнитните полюси се обръщат. Магнитната активност има важно влияние върху дейността на звездата. Цикълът има максимум веднъж на около 11 години и също минимум. Максимумът се характеризира с чести слънчеви петна, чести и силни слънчеви експлозии, засилване на всички слънчеви явления като цяло.

Слънчевите петна са региони, където магнитната активност е много силна, което води до по-ниска (но все пак гореща!) температура от околността; те имат по-ниска яркост. Температурата на тези петна е между 4000-4 500 K, в сравнение с нормалната повърхностна температура от малко над 5700 K.

Слънчевите петна са видимата част от магнитните потоци в конвективната зона. Ако напрежението върху потока достигне определена граница, той ще се завърта с глави към повърхността на Слънцето. Обикновено петната се появяват по двойки и имат противоположни полярности. Те мигрират по слънчевия цикъл, приближавайки се до екватора през максималния период. Те се виждат лесно с малък телескоп, с адекватна защита.

СЛЪНЧЕВО ЗАТЪМНЕНИЕ

Слънчевото затъмнение включва Слънцето, Луната и Земята. Те трябва да бъдат подравнени, като Луната преминава между Слънцето и Земята. Лунният диск ще покрие слънчевия диск за кратко.

Това събитие се случва само когато луната е пълна, но не всеки месец. Равнината на орбитата на Луната е наклонена на 5 градуса спрямо еклиптиката. По този начин затъмнението се случва в две лунни позиции, наречени възли, където орбитата на Луната пресича орбитата на Земята.

затъмнения те могат да бъдат от три вида: частично (когато слънчевият диск не е напълно покрит от лунния диск); пръстен (когато Луната е далеч от Земята и привидният й размер в небето е по-малък от този на Слънцето); обща сума (когато слънцето е напълно покрито от луната). Максималната продължителност на пълното слънчево затъмнение е 7 минути.

По време на пълното затъмнение можете да видите слънчевата корона (иначе невидима поради много силна светлина), а също и части от хромосферата. Небето внезапно ще потъмнее, тъй като след половин час от залязващото слънце в този момент на небето се появяват най-ярките звезди и планети. Температурата може да спадне и дори да настъпи време поради температурни разлики във въздушните маси.

ВНИМАТЕЛЕН! Никога не гледайте директно към Слънцето, това може да причини временна или постоянна слепота! Никога не използвайте астрономически инструменти без необходимата защита при изучаване на Слънцето, тъй като усилената му светлина може да причини трайна слепота и изгаряния.!

СЪСТАВЪТ НА СЛЪНЦЕТО

Слънцето е част от третото поколение звезди във Вселената. Изобилието от тежки елементи, които могат да се образуват само в много горещи звезди или веднага след експлозията на свръхнова, потвърждава тази теория.

Спектралният клас, към който принадлежи Слънцето, е G2V. G2 означава, че температурата на повърхността е приблизително 5500 К., цветът е бял (атмосферата му придава жълтеникав ефект). Спектърът съдържа йонизирани и неутрални метални линии, а също и водород. V означава, че той е в основната последователност, генерирайки енергия чрез сливането на водород и намиращ се в хидростатично равновесие.

В нашата галактика има над 100 милиона звезди, които са част от този спектрален клас, така че те много приличат на нашето Слънце.

Съставът на Слънцето. (в зависимост от броя на атомите): 92,1% Н; 7,8% Той; 0,061% О; 0,030% С; 0,0084% N; 0,0076% Не; 0,0037% Fe; 0,0031% Si; 0,0024% Mg; 0,0015% S; 0,0015% други артикули.

СТРУКТУРА НА СЛЪНЦЕТО

Подобно на Земята, Слънцето е съставено от няколко слоя, които определят неговата структура. Но за разлика от Земята, тя е напълно газообразна и няма добре дефинирана повърхност. Температурата и плътността се увеличават драстично, докато се придвижваме към центъра. В центъра плътността достига 150 g/cm 3, докато в короната едва достига 1x10 -15 g/cm 3, подобно на вакуума, произведен в земните лаборатории.

Структурата на Слънцето обаче е добре дефинирана. Слънчевата вътрешност не се наблюдава пряко, тъй като е непрозрачна за електромагнитното излъчване. Хелиосеизмологията използва вълни, произведени от слънчеви земетресения, за да измери и визуализира вътрешната структура.

ЯДРОТО - източникът на слънчева енергия

Ядрото на Слънцето е източникът на цялата слънчева енергия. Смята се, че слънчевото ядро се простира до повече от 20% от радиуса му. Температурата тук е 15 милиона K и материята е много плътна. Тези условия правят възможно сливането на водород.

В ядрото интензивната топлина не позволява на атомите да съществуват и ги разделя на положителни компоненти, електрони и йони, което води до електрически неутрална плазма. Много високата температура кара частиците да се движат със значителна скорост, а плътността улеснява срещата им, което води до реакция на синтез, като по този начин се образуват по-тежки ядра и се отделя слънчева енергия. През по-голямата част от живота си Слънцето ще произвежда хелий от водород.

Скоростта на ядрен синтез зависи от плътността, така че в ядрото на постоянното Слънце тя е балансирана и звездата пулсира леко по време на своите цикли. Приблизително 8,9x10 17 протона (водородни ядра) се превръщат в хелиеви ядра всяка секунда, от преобразуването вещество-енергия, което води до 383 йотавата (383x10 24 W), еквивалент на 9,15x10 10 мегатона TNT в секунда.

Високоенергийните фотони, създадени в центъра, се забавят от поглъщането и повторното излъчване на слоевете, изграждащи структурата на Слънцето, преминавайки по дълъг и криволичещ път. Когато достигнат повърхността, те се освобождават като светлина. Пътят, по който фотоните преминават от центъра, за да избягат, може да бъде на възраст между 17 000 и 50 милиона години. Смята се, че средно този път ще отнеме около 1 милион години. Излъчените неутрино, от друга страна, не се спират от материята, взаимодействайки много слабо с нея, като са пряк източник на информация за случващото се в звездата.

РАДИАЦИОННА ЗОНА - бавен транспорт на енергия

След като енергията се произведе в слънчевото ядро, тя трябва да напусне центъра, за да достигне по-късно до по-високите райони. Физическият транспорт на енергия може да се извърши по няколко начина. За звезда като Слънцето най-ефективният начин е чрез лъчение.

Районът около ядрото на Слънцето е радиационната зона. Тук енергията под формата на радиация се предава чрез взаимодействия между атомите. Температурата е по-ниска, отколкото в ядрото, а някои атоми остават непокътнати. Те абсорбират енергията, задържат я известно време, след което се отказват от нея. По този начин енергията, генерирана от ядрени реакции, преминава от атом на атом през радиационната зона. Радиационната зона се простира от 0,2 до 0,7 от слънчевите лъчи. В радиационната зона няма топлинна конвекция, градиентът на температурата е изключително бавен.

КОНВЕКЦИОННА ЗОНА - Зона на кипене

Веднъж излязла от радиационната област, енергията ще се нуждае от друг вид транспорт до повърхността, тъй като температурата пада много, до "само" 2 милиона градуса по Келвин. Атомите тук също ще абсорбират енергия, но тъй като околната среда е по-студена, те няма да се откажат толкова бързо. Конвекцията сега е най-ефективният начин за пренос на топлина. Ние сме в зоната на конвекция.

Горещата материя се издига от центъра на повърхността, а студената се спуска надолу. Когато докосне ръба на конвекционната зона, горещото вещество започва да се охлажда, давайки фотони, след което отново потъва. Това движение наподобява това на вряща вода, което му придава гранулиращ ефект. Турбулентната конвекция в целия регион създава слънчевото магнитно поле.

Енергията се пренася много по-бързо, отколкото чрез радиация; отнема само около седмица горещата материя да премине през този регион, за да освободи фотони.

ФОТОСФЕРА - действителната повърхност на Слънцето.

Видимата повърхност на Слънцето, фотосферата, е слоят, който предотвратява преминаването на видима светлина. Преминавайки през фотосферата, слънчевата енергия може свободно да се разпространява в космоса. Тъй като Слънцето е изградено от газ, повърхността му не е толкова твърда, колкото тази на Земята. Газът става по-плътен, когато влезем вътре.

Енергията отново се транспортира до фотосферата чрез радиация. Въпреки че температурата тук е ниска, газът е достатъчно тънък, за да могат атомите да абсорбират и освобождават енергия.

ХРОМОСФЕРА - в постоянно движение
Над фотосферата има слой от газ с дебелина 2000 км, известен като хромосфера. Тук енергията все още се пренася като радиация. Можете да видите конвективни клетки, подобни на тези във фотосферата, но много по-големи, като външният вид се нарича супергранулация. Горният слой на хромосферата е в постоянно движение. Това се материализира в пламъци, простиращи се на няколко хиляди километра, наречени шипове.

ПРЕХОДНА ЗОНА - Нещата отново се нагряват
Над хромосферата има тънък слой, дебел 100 км, където температурата се повишава радикално от 20 000 К до над 2 милиона градуса по Келвин в короната. Това е преходният регион. Драматичното затопляне се дължи на пълната йонизация на хелия в тази област, което намалява радиационното охлаждане на плазмата.