Patrząc na gwiazdę, która rozgrzewa i oświetla naszą planetę przez miliardy lat, niewielu z nas zdaje sobie sprawę, że mamy działający naturalny reaktor termojądrowy. Takie przerażające i przerażające porównanie wiąże się z naturą Słońca, które ze względu na swoje pochodzenie i skład jest typową gwiazdą naszej galaktyki. Pomimo tego, że procesy zachodzące na Słońcu nie mogą być nazwane życiodajnymi, ta gwiazda przynosi nam życie.
Czym jest słońce?
Dlaczego Słońce, gwiazda podobna do miliardów innych w galaktyce Drogi Mlecznej, jest tak zainteresowana astrofizykami i naukowcami jądrowymi? Faktem jest, że jest to najbliższa nam gwiazda, dzięki której możemy zrozumieć istotę procesów szalejących we Wszechświecie od momentu jego narodzin. Studiując Słońce, zrozumiemy, czym są gwiazdy, jak żyją i jak kończy się ten genialny spektakl. Inne gwiazdy, ze względu na znaczną odległość od naszego Układu Słonecznego, nie mogą pokazać nam osobliwości ich wyglądu.
Nasza gwiazda jest centralnym obiektem Układu Słonecznego, wokół którego obracają się na swoich orbitach osiem planet, asteroid i planet karłowatych, komet i innych obiektów kosmicznych. Słońce należy do gwiazd klasy G zgodnie z klasyfikacją Harvardu. Zgodnie z klasyfikacją Angelo Secchi the Sun, podobnie jak Arcturus i Capella, jest żółtym karzełem klasy II. W przeciwieństwie do innych gwiazd, znajdujących się w dziesiątkach, setkach lat świetlnych od naszej planety, nasza gwiazda znajduje się prawie obok. Ziemia jest oddzielona od Słońca 150 milionów km - niewielka odległość w porównaniu z ogromnymi odległościami, które panują we wszechświecie.
Najbliższa gwiazda Słońca, Proxima Centauri, gwiazda czerwonego karła, znajduje się w odległości 4 lat świetlnych. Jesteśmy daleko od mgławic i gromad gwiazd, które są najbardziej burzliwymi obszarami galaktyki. Taki układ zapewnia cichy ruch Słońca na swojej orbicie przez 14 miliardów lat, odkąd powstała galaktyka Drogi Mlecznej i nasz Wszechświat jako całość. Prędkość gwiazdy na orbicie wokół centrum galaktycznego wynosi 200 km na sekundę.
Według standardów ziemskich, 150 milionów kilometrów to długa droga. Jednak nawet przy takiej odległości w pełni odczuwamy ciepło, które promieniuje ze słońca. Światło naszej gwiazdy dociera do nas przez 8 sekund i nadal ogrzewa i oświetla naszą planetę. Wszystko zależy od wielkości naszej gwiazdy. Pomimo faktu, że nasza gwiazda należy do normalnych gwiazd o średniej masie, jej masa przekracza 700 razy masę wszystkich ciał niebieskich Układu Słonecznego. Rozmiar dzisiejszego dysku słonecznego jest określony i wynosi 1 milion 392 tysięcy 20 km. To jest 109 razy większa od średnicy Ziemi.
Pochodzenie słońca, jego życie i śmierć
Nasza gwiazda urodziła się wraz z innymi gwiazdami ponad 4-5 miliardów lat temu. Chmura gazowa, która powstała w wyniku kosmicznych kataklizmów o ogromnej skali, stała się domem narodzin Słońca. Według jednej wersji chmury gazu pojawiły się w wyniku Wielkiego Wybuchu, który wstrząsnął przestrzenią. Pod względem składu chmury gazu i pyłu składały się w 99% z atomów wodoru. Tylko 1% pochodziło z atomów helu i innych pierwiastków. Cały zestaw elementów pod działaniem sił grawitacyjnych otrzymał niezbędny bodziec i zaczął się ścisnąć w jedną substancję.
Im szybciej masa wzrastała, tym szybciej stała się prędkość obrotowa. Atomy połączono, tworząc duże związki, tworząc cząsteczkowy wodór i hel. W wyniku fizycznych procesów i szybkiej rotacji w środku chmury utworzyła się sferyczna formacja. Pojawił się protostar - najstarsza forma, która poprzedza późniejsze utworzenie w pełni rozwiniętej gwiazdy. Początkowa ilość kosmicznego gazu przekroczyła obecny rozmiar naszego Układu Słonecznego. W przyszłości, pod wpływem sił grawitacyjnych, materia gwiezdna zaczęła się kurczyć ciasno, zwiększając masę przyszłej gwiazdy.
Wraz ze zmniejszeniem rozmiaru protostaru wzrosło ciśnienie wewnątrz substancji gwiezdnej. To z kolei doprowadziło do gwałtownego wzrostu temperatury wewnątrz gazu. Wysoka gęstość i temperatura 100 milionów Kelwin rozpoczął proces termojądrowej fuzji wodoru.
Reakcja termojądrowa generuje ogromną ilość energii cieplnej i świetlnej, która rozprzestrzenia się z wewnętrznych obszarów Słońca na jego powierzchnię. Co sekundę z jej powierzchni ponad 4 miliony ton wyparowuje na otwartej przestrzeni. Biorąc pod uwagę, że nasza gwiazda istnieje od ponad miliarda lat i nadal świeci bez widocznych i znaczących zmian, możemy wywnioskować, że rezerwy wodoru naszego Słońca są ogromne. Kiedy ta rezerwa zostanie wyczerpana, pozostaje tylko zgadywać, wykonując obliczenia matematyczne. Sądząc po obliczeniach naukowców, Słońce nadal będzie świecić i świecić kilkanaście miliardów lat, dopóki nie wyczerpią się zapasy paliwa termojądrowego.
Wraz z upływem intensywności procesów termojądrowych rozpoczyna się końcowa faza życia gwiazdy. Gęstość gwiazdy zmniejszy się, ale jej wielkość znacznie wzrośnie. Zamiast żółtego karła Słońce stanie się Czerwonym Olbrzymem. Po osiągnięciu tego etapu nasza gwiazda opuści główną sekwencję i będzie spokojnie czekać na swoją śmierć. Ludzkość nie może się doczekać finału tego dramatu, ponieważ gigantyczne Czerwone Słońce zniszczy swoim ogniem praktycznie całe życie na naszej planecie. Powierzchnię ogromnego czerwonego dysku można ogrzać do temperatury 5800 K. Promień Słońca będzie 250 razy większy niż obecne wartości.
Stopniowo temperatura powierzchni będzie się zmniejszać, a gwiazda będzie się powiększać. Jego jasność również znacznie wzrośnie, o 2700 razy więcej niż obecna jasność. Pierwszymi znikającymi są Merkury i Wenus. Planeta Ziemia nieuchronnie w dziesiątkach miliardów lat przestanie istnieć. Atmosfera planety zniknie pod wpływem wiatru słonecznego, woda wyparuje, a powierzchnia planety zamieni się w gorący kamienny blok.
W tej fazie nasza gwiazda pozostanie przez kilka dziesiątków milionów lat. Gdy temperatura w centrum rdzenia słonecznego osiągnie 100 milionów Kelwinów, rozpocznie się proces spalania helu i węgla. Nowa runda reakcji łańcuchowych ostatecznie wyczerpuje słońce. Znacznie zmniejszona masa gwiazdy nie będzie w stanie utrzymać zewnętrznej powłoki, która pulsujące procesy termojądrowe rozwiążą się w przestrzeni. Zamiast czerwonego olbrzyma tworzy się mgławica planetarna, w środku której pozostanie rdzeń dawnej gwiazdy, biały karzeł. Innymi słowy, w ciągu miliardów lat nasza gościnna gwiazda zamieni się w mały, gęsty i gorący obiekt wielkości naszej planety. W tym stanie gwiazda pozostanie przez dość długi czas, powoli umierając i tląc.
Struktura i struktura słońca
Bliskość Słońca pozwala poznać jego strukturę i strukturę, uzyskać informacje o tym, jak działa ten naturalny reaktor termojądrowy i jakie procesy zachodzą w nim. Interesujące będzie zdemontowanie struktury, która składa się z następujących elementów:
- rdzeń;
- strefa energii promieniowania;
- strefa konwekcyjna;
- tachoklina
Następnie rozpocznij warstwy atmosfery słonecznej:
- photosphere;
- chromosfera;
- wyeksponowanie.
Gwiazda nie jest solidna, ze względu na fakt, że mamy do czynienia z gorącym gazem, mocno ściśniętym w kulistym regionie. W takich temperaturach istnienie jakiejkolwiek substancji w postaci stałej jest fizycznie niemożliwe. Jasne światło i ciepło emitowane przez słońce są wynikiem tych samych procesów, jakie napotkała osoba podczas tworzenia bomby atomowej. Tj materia pod wpływem ogromnego ciśnienia i wysokich temperatur zamienia się w energię. Głównym paliwem jest wodór, który w Słońcu wynosi 73,5-75%, więc głównym źródłem ciepła jest proces termojądrowej fuzji wodoru, skoncentrowany głównie w rdzeniu, centralnej części gwiazdy.
Rdzeń słoneczny ma około 0,2 promienia Słońca. To tutaj odbywają się główne procesy, dzięki którym Słońce żyje i dostarcza otaczającej przestrzeni światło i energię kinetyczną. Proces transferu energii promienistej ze środka gwiazdy do górnych warstw odbywa się w strefie przenoszenia promieniowania. Tutaj fotony aspirujące z jądra na powierzchnię są mieszane z cząstkami zjonizowanego gazu (plazmy). Z tego powodu wymieniana jest energia. W tej części słonecznego globu znajduje się specjalna strefa - tachoklina, która jest odpowiedzialna za tworzenie pola magnetycznego naszej gwiazdy.
Następnie zaczyna się najbardziej duży obszar Słońca - strefa konwekcyjna. Ten obszar to prawie 2/3 średnicy Słońca. Tylko promień strefy konwekcyjnej jest prawie równy średnicy naszej planety - 140 tysięcy kilometrów. Konwekcja jest procesem, w którym gęsty i ogrzany gaz jest równomiernie rozłożony na całą wewnętrzną objętość gwiazdy w kierunku powierzchni, oddając ciepło do następnych warstw. Proces ten zachodzi w sposób ciągły i można go zaobserwować obserwując powierzchnię Słońca za pomocą potężnego teleskopu.
Na granicy wewnętrznej struktury i atmosfery gwiazdy znajduje się fotosfera - cienka, tylko 400-kilometrowa, skorupa. Tak widzimy w naszych obserwacjach słońca. Fotosfera składa się z granulek i jest niejednorodna w swojej strukturze. Ciemne plamy zostają zastąpione jasnymi obszarami. Taka niejednorodność wiąże się z różnymi okresami chłodzenia powierzchni Słońca. Jeśli chodzi o niewidoczną część spektrum powierzchni naszej oprawy, w tym przypadku mamy do czynienia z chromosferą. Jest to gęsta warstwa słonecznej atmosfery, którą można zobaczyć tylko podczas zaćmienia Słońca.
Najciekawszymi obiektami słonecznymi do obserwacji są wzniesienia, które wyglądają jak długie włókna i korona słoneczna. Te formacje są gigantycznymi emisjami wodoru. Są prominencje i poruszają się po powierzchni Słońca z ogromną prędkością - 300 km / s. Temperatura tych pętli przekracza granicę 10 tysięcy stopni. Korona słoneczna to zewnętrzne warstwy atmosfery, które są kilka razy większe niż średnica samej gwiazdy. Dokładna granica korony słonecznej nie jest. Widoczna granica jest tylko częścią tej wspaniałej edukacji.
Ostatnim etapem aktywności słonecznej jest wiatr słoneczny. Proces ten wiąże się z naturalnym wypływem materii gwiezdnej przez zewnętrzne warstwy do otaczającej przestrzeni. Wiatr słoneczny składa się głównie z naładowanych cząstek elementarnych - protonów i elektronów. W zależności od cyklu aktywności słonecznej prędkość wiatru słonecznego może wahać się od 300 km na sekundę do znaku 1500 km / s. Substancja ta jest rozprowadzana w całym Układzie Słonecznym, wpływając na wszystkie ciała niebieskie naszej bliskiej przestrzeni.
Pozostałe gwiazdy w głównej sekwencji mają w przybliżeniu taką samą strukturę. Inne ciała niebieskie, które widzimy na nocnym niebie, mogą mieć inną strukturę. Różnice mogą polegać tylko na masie gwiazdy, która w tym przypadku jest kluczowym czynnikiem dla aktywności gwiazdy.
Cechy naszej gwiazdy
Jak wszystkie normalne gwiazdy, z których większość we wszechświecie, Słońce jest głównym przedmiotem naszego układu planetarnego. Ogromna masa gwiazdy i jej wymiary zapewniają równowagę sił grawitacyjnych, zapewniając uporządkowany ruch ciał niebieskich wokół niego. Na pierwszy rzut oka nasza gwiazda nie jest niczym specjalnym. Jednak w ostatnich latach dokonano wielu odkryć, które pozwalają potwierdzić wyjątkowość słońca. Na przykład Słońce wytwarza o rząd wielkości mniej promieniowania w zakresie nadfioletu niż inne gwiazdy tego samego typu. Kolejną cechą jest stan naszej gwiazdy. Słońce należy do gwiazd zmiennych, ale w przeciwieństwie do swoich sióstr w kosmosie, które różnią się intensywnością i jasnością światła, nasza gwiazda nadal świeci równym światłem.
Uwalnia także ogromną ilość energii, przy czym widoczne jest tylko 48% tej ilości. Niewidzialne dla ludzkiego oka promieniowanie podczerwone stanowi 45% energii słonecznej. Ze wszystkich ogromnych ilości promieniowania słonecznego nasza planeta otrzymuje absolutnie okruchy, około pół miliarda udziału, ale to wystarczy, aby utrzymać równowagę warunków stworzonych na Ziemi.
Wniosek
Oceniając dane o Słońcu uzyskane dotychczas, nie można powiedzieć, że dokładnie znamy charakter naszej gwiazdy. Wszystkie pomysły dotyczące struktury i struktury Słońca opierają się na matematycznych i fizycznych modelach stworzonych przez człowieka. Analiza procesów zachodzących wewnątrz naszej gwiazdy i na jej powierzchni pozwala nam znaleźć wyjaśnienie procesów i zjawisk zachodzących na naszej planecie. Słońce jest nie tylko generatorem energii, który ociepla naszą planetę, ale także najpotężniejszym źródłem emisji radiowej i fal elektromagnetycznych, które wpływają na biosferę Ziemi. Każda zmiana aktywności Słońca natychmiast odzwierciedla stan klimatu Ziemi i nasze samopoczucie.
