Solarni sistem. Sonce

Sonce je edina zvezda v sončnem sistemu, okoli njega se gibljejo vsi planeti sistema, njihovi sateliti in drugi objekti, vse do kozmičnega prahu. Če primerjamo maso Sonca z maso celotnega sončnega sistema, bo ta znašala približno 99,866 odstotkov.

Sonce je ena izmed 100.000.000.000 zvezd v naši galaksiji in je četrta največja med njimi. Najbližja zvezda Soncu, Proxima Centauri, se nahaja na razdalji štirih svetlobnih let od Zemlje. Od Sonca do planeta Zemlje 149,6 milijona km, svetloba zvezde doseže v osmih minutah. Od središča Rimske ceste se zvezda nahaja na razdalji 26 tisoč svetlobnih let, medtem ko se okrog nje vrti s hitrostjo 1 vrtljaja v 200 milijonih let.

Predstavitev: Ned

Po spektralni klasifikaciji zvezda spada v tip "rumenih pritlikavk", po grobih izračunih je njena starost nekaj več kot 4,5 milijarde let, je sredi svojega življenjskega cikla.

Sonce, ki je sestavljeno iz 92 % vodika in 7 % helija, ima zelo zapleteno strukturo. V njenem središču je jedro s polmerom približno 150.000-175.000 km, kar je do 25% celotnega polmera zvezde, v njegovem središču se temperatura približa 14.000.000 K.

Jedro se vrti okoli osi z veliko hitrostjo in ta hitrost znatno presega kazalnike zunanjih lupin zvezde. Tu se pojavi reakcija tvorbe helija iz štirih protonov, zaradi česar se pridobi velika količina energije, ki prehaja skozi vse plasti in seva iz fotosfere v obliki kinetične energije in svetlobe. Nad jedrom je cona sevalnega prenosa, kjer so temperature v območju 2-7 milijonov K. Nato sledi konvektivna cona z debelino okoli 200.000 km, kjer ni več presevanja za prenos energije, temveč mešanje plazme. Na površini plasti je temperatura približno 5800 K.

Sončevo atmosfero sestavljata fotosfera, ki tvori vidno površino zvezde, kromosfera, debela približno 2000 km, in korona, zadnja zunanja sončna lupina, katere temperatura je v območju od 1.000.000-20.000.000 K. Ionizirani delci, imenovani sončni veter, izstopajo iz zunanjega dela korone.

Ko bo Sonce doseglo starost okoli 7,5 - 8 milijard let (to je po 4-5 milijardah let), se bo zvezda spremenila v "rdečega velikana", njene zunanje lupine se bodo razširile in dosegle Zemljino orbito, kar bo morda potisnilo planeta na večjo razdaljo.

Pod vplivom visokih temperatur bo življenje v današnjem smislu preprosto nemogoče. Sonce bo zadnji cikel svojega življenja preživelo v stanju "belega pritlikavka".

Sonce je vir življenja na zemlji

Sonce je najpomembnejši vir toplote in energije, zaradi česar s pomočjo drugih ugodnih dejavnikov na Zemlji obstaja življenje. Naš planet Zemlja se vrti okoli svoje osi, zato lahko vsak dan, ko smo na sončni strani planeta, opazujemo zoro in neverjetno lepoto sončnega zahoda, ponoči pa, ko del planeta pade v senčno stran, lahko opazuje zvezde na nočnem nebu.

Sonce ima velik vpliv na življenje Zemlje, sodeluje pri fotosintezi, pomaga pri tvorbi vitamina D v človeškem telesu. Sončni veter povzroča geomagnetne nevihte in prav njegov prodor v plasti zemeljske atmosfere povzroča tako čudovit naravni pojav, kot je severni sij, imenovan tudi polarni sij. Sončna aktivnost se spreminja v smeri zmanjšanja ali povečanja približno enkrat na 11 let.

Od začetka vesoljske dobe se raziskovalci zanimajo za Sonce. Za strokovno opazovanje se uporabljajo posebni teleskopi z dvema ogledaloma, razviti so mednarodni programi, vendar je mogoče najnatančnejše podatke pridobiti izven plasti zemeljske atmosfere, zato se najpogosteje raziskave izvajajo s satelitov in vesoljskih plovil. Prve takšne študije so bile izvedene že leta 1957 v več spektralnih območjih.

Danes v orbite izstreljujejo satelite, ki so miniaturni observatoriji, ki omogočajo pridobivanje zelo zanimivih materialov za preučevanje zvezde. Že v letih prvega raziskovanja vesolja s strani človeka je bilo razvitih in izstreljenih več vesoljskih plovil, namenjenih preučevanju Sonca. Prvi med njimi je bila serija ameriških satelitov, izstreljenih leta 1962. Leta 1976 je bil izstreljen zahodnonemški aparat Helios-2, ki se je prvič v zgodovini zvezdi približal na minimalno razdaljo 0,29 AU. Hkrati so zabeležili pojav lahkih helijevih jeder med sončnimi izbruhi, pa tudi magnetni udarni valovi v območju 100 Hz-2,2 kHz.

Druga zanimiva naprava je sončna sonda Ulysses, ki je bila lansirana leta 1990. Izstreli se v skoraj sončno orbito in se premika pravokotno na pas ekliptike. 8 let po izstrelitvi je naprava opravila prvo orbito okoli Sonca. Zabeležil je spiralno obliko magnetnega polja zvezde, pa tudi njeno nenehno povečevanje.

Leta 2018 namerava NASA izstreliti aparat Solar Probe +, ki se bo Soncu približal na najbližjo možno razdaljo - 6 milijonov km (to je 7-krat manj od razdalje, ki jo doseže Helius-2) in bo zasedla krožno orbito. Za zaščito pred ekstremnimi temperaturami je opremljen z ščitom iz ogljikovih vlaken.

Sončni vzhod je očarljiv pogled. Kot da kljub vsem silam teme, škrlatni disk počasi in veličastno priplava izza obzorja. Sonce je svetloba, toplota, življenje!

Na tisoče imen enega božanstva

V veliki večini kultur je dnevna svetloba vedno zavzemala osrednje mesto. Sonce je poosebljenje življenjske in ustvarjalne energije. Panteon staroegipčanskih bogov je vodil bog sonca Ra, upodobljen kot človek s sokolovo glavo. Vplival je na vse, kar se je dogajalo na egiptovski deželi: na menjavo letnih časov, dneva in noči, naravne in vremenske spremembe, na vsakdanje življenje ljudi. Moč starodavnih egipčanskih faraonov je veljala za neomajno, saj so bili "otroci sonca". Starogrški pesnik Homer je v svojih hvalnicah hvalil bleščečega sončnega boga Heliosa in njegovo ognjeno kočijo, ki je osvetlila vse živo.

Vsaka narodnost je imela svoja imena za božansko svetilko, svoje mite, zgodbe in legende o njem, prežete z globokim spoštovanjem in iskreno ljubeznijo.

Je sonce zvezda ali planet?

V 5. stoletju pr e. je bil obtožen oskrunjenja bogov in filozof Anaksagora, ki trdi, da je Sonce razgret blok, je bil, čudežno ušel smrtni kazni, sramotno izgnan iz Aten. Aristarh iz Samosa (310-230 pr.n.št.) je prvi predlagal, da se planeti in Zemlja vrtijo okoli Sonca. Toda skoraj tisoč let je bila vzpostavljena slika sveta, ki jo je predlagal Hiparh iz Nikeje (190-126 pr.n.št.). Na zori tisočletja je bila matematično utemeljena v delu "Almagest" Ptolemeja (100-170) in dobila njegovo ime. Po Ptolemajevem sistemu se Zemlja nahaja v središču vesolja, okoli katerega se vrtijo nebesne krogle. Na splošno je boj med geo- in heliocentrizmom ločen pogovor! Samo dejstva: opis svetovnega reda, ki nam je znan, je oblikoval poljski astronom N. Kopernik v 16. stoletju (delo je bilo objavljeno leta 1543), vendar je ta sistem dokončno potrditev dobil šele leta 1687 po zaslugi sira Newtona in njegovega teorijo.

Je sonce zvezda ali planet? Ker "planet" v starogrščini pomeni "potujoča zvezda", so astronomi tistega časa svetilko šteli za eno od sedmih znanih nebesnih teles, ki spreminjajo svoj položaj med zvezdami, torej planet. Različni znanstveniki so večkrat izrazili domnevo, da je Sonce navadna zvezda. Nemški fizik J. Fraunhofer je razprave končal s primerjavo spektralnih podatkov nekaterih zvezd in Sonca leta 1824.

Eden izmed mnogih. Glavne nastavitve

Kaj je torej Sonce v sodobnem smislu? To je edina zvezda, ki se nahaja v središču našega planetarnega sistema in predstavlja 99,86 % njegove celotne mase. Povprečna razdalja od Zemlje do Sonca je 149.450 tisoč km. Premer zvezde je več kot 100-krat večji od premera našega planeta in je 1390,6 tisoč km (večji od orbite Lune). Povprečna vrednost sončne gostote le malo presega gostoto vode in je enaka 1,41 g/cm 3 . Sila gravitacije je 28-krat večja od sile Zemlje.

Vodik predstavlja 73% celotne mase zvezde, 25% - helij. Vsebnost ostalih elementov je približno 2%.

Spektralne značilnosti Sonca identificirajo našo svetilko kot zvezdo razreda G2V (v popularni literaturi se ta skupina imenuje rumeni ali oranžni palčki).

Kako so urejene zvezde?

Po mnenju znanstvenikov lahko notranjo strukturo Sonca, ko se odmika od središča, razdelimo na štiri področja:

1. Jedro je glavna regija za generiranje sevane energije. Razteza se na skoraj tretjino polmera vroče plinske kroglice (0-0,3R). Tukaj je gostota plina ogromna - 150 g/cm 3 . Temperatura je približno 15×10 6 ˚K, tlak je 2×10 8 Pa.
2. Območje prenosa sevalne energije (0,3-0,7R). Vsa ustvarjena energija se prenese na zunanje plasti s sevalnim prenosom toplote (ponavljajoči se procesi absorpcije, refleksije, emisije, prenosa energije). V tem primeru se temperatura postopoma znižuje (do 2×10 6 K˚), valovna dolžina sevanja pa narašča. Čas, porabljen za prehod te cone, za kvant elektromagnetnega sevanja, foton, traja do 170 tisoč let.
3. konvekcijska cona. Razteza se na površino. Prenos energije se izvaja z mešanjem plinov. Znižanje temperature poteka intenzivneje in doseže 5800˚K proti površini.

Zunanje plasti ozračja

Kako ugotoviti, kje so meje telesa, sestavljenega iz plina in atmosfere? Za zvezde je atmosfera razumljena kot območje, iz katerega lahko sevanje prosto uhaja v vesolje. Prva zunanja plast je fotosfera (300-400 km). To je tisto, kar zaznavamo kot vidno površino sončnega diska. Pod veliko povečavo je enostavno opaziti njeno celično strukturo. Celice ali granule so izhodi konvekcijskih tokov. Včasih koncentrirana magnetna polja upočasnijo navpične tokove ioniziranega plina, mešanje se upočasni in na vidni površini nastanejo območja z nizko temperaturo (4500˚K) in svetlostjo. Tako nastanejo "pike". Največje med njimi je mogoče videti tudi s prostim očesom (seveda skozi svetlobni filter). Sončne pege spremljajo vrtenje sonca okoli svoje osi. Kotne hitrosti so različne na različnih zemljepisnih širinah. Za ekvatorialne regije je obdobje 25 dni.

Zgornje plasti atmosfere (kronosfera in sončna korona) je mogoče videti le med popolnim sončnim mrkom ali s pomočjo posebnih instrumentov.

Vir energije sonca

Sodobna helioseizmologija določa starost naše zvezde na 4,6 milijarde let. Kateri viri tako dolgega obstoja skrivajo ognjene globine? Kaj je sonce kot vir energije?

Vsako sekundo Sonce v svetovni prostor odda 100.000-krat več energije, kot jo je človeštvo proizvedlo v celotnem času svojega obstoja. Če bi celotno količino naše zvezde napolnili s premogom, bi takšna zaloga goriva z običajno intenzivnostjo sevanja komaj zadostovala za 5 tisoč let. Tudi kemični procesi in gravitacijske interakcije niso primerni za vlogo »dolgotrajnega« vira energije.

In šele z odkritjem atomskega razpada in fuzije je ameriški astrofizik H. Bethe predlagal, da je Sonce naravni termonuklearni reaktor. Bistvo procesa je reducirano na tvorbo jedra helija iz štirih vodikovih jeder (protonov) s sproščanjem energije (Nobelova nagrada za fiziko, 1967).

Gori, gori, moja zvezda!

In ko bo porabljen ves vodik, kaj se bo zgodilo z Zemljo? Človeštvu ni treba skrbeti za planet. Sonce je sredi svojega zvezdnega življenjskega cikla. Ko vodik izgoreva, se bo intenzivnost sevanja postopoma povečevala, vendar je zagotovljena vsaj milijarda let udobnega obstoja za ljudi. Opis apokaliptičnih slik poznejše širitve zvezde ni namen tega članka.

Ob vsakodnevnem sončnem vzhodu uživajmo v njegovi svetlobi in toplini, cenimo življenje, ljubimo in skrbimo drug za drugega.

SONCE
zvezda, okoli katere se vrtijo Zemlja in drugi planeti sončnega sistema. Sonce ima za človeštvo izjemno vlogo kot primarni vir večine vrst energije. Življenje, kot ga poznamo, ne bi bilo mogoče, če bi bilo Sonce malo svetlejše ali malo šibkejše. Sonce je tipična majhna zvezda, na milijarde jih je. A zaradi svoje bližine nam le ta omogoča, da astronomom podrobno preučijo fizično zgradbo zvezde in procese na njeni površini, kar je v primerjavi z drugimi zvezdami tudi s pomočjo najmočnejših teleskopov praktično nedosegljivo. Tako kot druge zvezde je Sonce vroča krogla plina, večinoma vodika, ki ga stisne lastna gravitacija. Energija, ki jo izžareva Sonce, se rodi globoko v njegovem črevesju med termonuklearnimi reakcijami, ki vodik spremenijo v helij. Ta energija, ki pronica ven, se v vesolje odda iz fotosfere - tanke plasti sončne površine. Nad fotosfero je zunanja atmosfera Sonca - korona, ki se razteza za številne polmere Sonca in se zlije z medplanetarnim medijem. Ker je plin v koroni zelo redek, je njegov sijaj izjemno šibek. Običajno neopazna na ozadju svetlega dnevnega neba, korona postane vidna le v trenutkih popolnih sončnih mrkov. Gostota plina se monotono zmanjšuje od središča Sonca do njegovega obrobja, temperatura, ki v središču doseže 16 milijonov K, pa se v fotosferi zniža na 5800 K, nato pa spet naraste na 2 milijona K v koroni. Prehodna plast med fotosfero in korono, ki jo opazimo kot svetlo rdeč rob med popolnimi sončnimi mrki, se imenuje kromosfera. Sonce ima 11-letni cikel aktivnosti. V tem obdobju se število sončnih peg (temnih območij v fotosferi), izbruhov (nepričakovana posvetlitev v kromosferi) in prominence (gosti hladni oblaki vodika, ki se kondenzirajo v koroni) poveča in spet zmanjša. V tem članku bomo govorili o zgoraj omenjenih območjih in pojavih na Soncu. Po kratkem opisu Sonca kot zvezde bomo razpravljali o njeni notranjosti, nato o fotosferi, kromosferi, bliskah, prominencih in koroni.
Sonce je kot zvezda. Sonce se nahaja v enem od spiralnih krakov Galaksije na razdalji več kot polovice galaktičnega polmera od njenega središča. Skupaj s sosednjimi zvezdami se Sonce vrti okoli središča Galaksije v obdobju pribl. 240 milijonov let. Sonce je rumeni pritlikavec spektralnega tipa G2 V, ki pripada glavnemu zaporedju v Hertzsprung-Russellovem diagramu. Glavne značilnosti Sonca so podane v tabeli. 1. Upoštevajte, da čeprav je Sonce plinasto vse do samega središča, njegova povprečna gostota (1,4 g/cm3) presega gostoto vode, v središču Sonca pa je veliko večja od celo zlata ali platine, ki imajo gostoto pribl. 20 g/cm3. Površina Sonca pri temperaturi 5800 K seva 6,5 ​​kW/cm2. Sonce se vrti okoli svoje osi v smeri splošnega vrtenja planetov. Ker pa Sonce ni trdno telo, se različna področja njegove fotosfere vrtijo z različnimi hitrostmi: obdobje vrtenja na ekvatorju je 25 dni, na zemljepisni širini 75 ° pa 31 dni.

Tabela 1.
LASTNOSTI SONCA

NOTRANJA ZGRADBA SONCA
Ker notranjosti Sonca ne moremo neposredno opazovati, naše poznavanje njegove zgradbe temelji na teoretičnih izračunih. Če iz opazovanj poznamo maso, polmer in svetilnost Sonca, je treba za izračun njegove strukture narediti predpostavke o procesih nastajanja energije, mehanizmih njenega prenosa iz jedra na površje in kemični sestavi. snovi. Geološki dokazi kažejo, da se svetilnost Sonca v zadnjih nekaj milijardah let ni bistveno spremenila. Kateri vir energije ga lahko vzdržuje tako dolgo? Običajni kemični procesi zgorevanja za to niso primerni. Tudi gravitacijsko krčenje bi po Kelvinovih in Helmholtzovih izračunih lahko ohranilo Sonce, ki je žarilo le pribl. 100 milijonov let. G. Bethe je ta problem rešil leta 1939: vir sončne energije je termonuklearna pretvorba vodika v helij. Ker je učinkovitost termonuklearnega procesa zelo visoka, Sonce pa je skoraj v celoti vodik, je to popolnoma rešilo problem. Svetlost Sonca zagotavljata dva jedrska procesa: reakcija proton-proton in cikel ogljik-dušik (glej tudi ZVEZDE). Posledica protonsko-protonske reakcije nastane helijevo jedro iz štirih vodikovih jeder (protonov) s sproščanjem 4,3×10-5 erg energije v obliki gama žarkov, dveh pozitronov in dveh nevtrinov za vsako helijevo jedro. Ta reakcija zagotavlja 90 % sončne svetilnosti. Potrebuje 1010 let, da se ves vodik v Sončevem jedru spremeni v helij. Leta 1968 so R. Davis s sodelavci začeli meriti tok nevtrinov, ki nastanejo med termonuklearnimi reakcijami v jedru Sonca. To je bil prvi eksperimentalni preizkus teorije vira sončne energije. Nevtrino zelo šibko deluje s snovjo, zato prosto zapusti črevesje Sonca in doseže Zemljo. Toda iz istega razloga ga je izjemno težko registrirati z instrumenti. Kljub izboljšavi opreme in izpopolnitvi solarnega modela je opazovani nevtrinski tok še vedno 3-krat manjši od predvidenega. Obstaja več možnih razlag: bodisi kemična sestava jedra Sonca ni enaka kot na njegovi površini; ali matematični modeli procesov, ki se dogajajo v jedru, niso povsem točni; bodisi na poti od Sonca do Zemlje, nevtrino spremeni svoje lastnosti. Na tem področju so potrebne nadaljnje raziskave.
Poglej tudi NEVTRINSKE ASTRONOMIJE. Pri prenosu energije iz sončne notranjosti na površje igra sevanje glavno vlogo, konvekcija je drugotnega pomena, toplotna prevodnost pa sploh ni pomembna. Pri visoki temperaturi sončne notranjosti sevanje predstavljajo predvsem rentgenski žarki z valovno dolžino 2-10. Konvekcija ima pomembno vlogo v osrednjem predelu jedra in v zunanji plasti, ki leži neposredno pod fotosfero. Leta 1962 je ameriški fizik R. Leighton odkril, da odseki sončne površine nihajo navpično z dobo pribl. 5 minut. Izračuni R. Ulricha in K. Wolfa so pokazali, da se lahko na ta način manifestirajo zvočni valovi, ki jih vzbujajo turbulentna gibanja plina v konvektivni coni, ki leži pod fotosfero. V njej se, kot v orgelski cevi, ojačajo samo tisti zvoki, katerih valovna dolžina se natančno ujema z debelino cone. Leta 1974 je nemški znanstvenik F. Debner eksperimentalno potrdil izračune Ulricha in Wolffa. Od takrat je opazovanje 5-minutnih nihanj postalo močna metoda za preučevanje notranje strukture Sonca. Z njihovo analizo smo uspeli ugotoviti, da: 1) je debelina konvektivne cone pribl. 27 % Sončevega polmera; 2) jedro Sonca se verjetno vrti hitreje od površine; 3) vsebnost helija znotraj Sonca je pribl. 40 % teže. Poročali so tudi o nihanjih z obdobji med 5 in 160 min. Ti daljši zvočni valovi lahko prodrejo globlje v notranjost Sonca, kar bo pomagalo razumeti strukturo sončne notranjosti in po možnosti rešiti problem pomanjkanja sončnih nevtrinov.
SONČNO VZDUŠJE
Fotosfera. To je več sto kilometrov debela prosojna plast, ki predstavlja "vidno" površino Sonca. Ker je ozračje, ki leži zgoraj, praktično prozorno, sevanje, ko doseže dno fotosfere, jo prosto zapusti in pobegne v vesolje. Ker ne morejo absorbirati energije, morajo biti zgornje plasti fotosfere hladnejše od spodnjih. Dokaz za to je mogoče videti na fotografijah Sonca: v središču diska, kjer je debelina fotosfere vzdolž vidne črte minimalna, je svetlejša in modrejša kot na robu (na "kraku"). ) diska. Leta 1902 so izračuni A. Schusterja in kasneje E. Milnea in A. Eddingtona potrdili, da je temperaturna razlika v fotosferi ravno takšna, da zagotavlja prenos sevanja skozi prosojni plin iz spodnjih plasti v zgornje. tiste. Glavna snov, ki absorbira in ponovno oddaja svetlobo v fotosferi, so negativni vodikovi ioni (vodikovi atomi z dodatnim priključenim elektronom).
Fraunhoferjev spekter. Sončna svetloba ima neprekinjen spekter z absorpcijskimi linijami, ki jih je odkril J. Fraunhofer leta 1814; kažejo, da so v ozračju Sonca poleg vodika prisotni še številni drugi kemični elementi. Absorpcijske črte nastanejo v spektru, ker atomi zgornjih hladnejših plasti fotosfere absorbirajo svetlobo, ki prihaja od spodaj na določenih valovnih dolžinah, in je ne sevajo tako intenzivno kot vroče spodnje plasti. Porazdelitev svetlosti znotraj Fraunhoferjeve črte je odvisna od števila in stanja atomov, ki jo proizvajajo, t.j. o kemični sestavi, gostoti in temperaturi plina. Zato natančna analiza Fraunhoferjevega spektra omogoča določitev razmer v fotosferi in njene kemične sestave (tabela 2). Tabela 2.
KEMIJSKA SESTAVA FOTOSFERE SONCA
Element Logaritem relativnega števila atomov

Vodik _________12,00
Helij ___________11.20
Ogljik __________8,56
Dušik _____________7,98
Kisik _________9,00
Natrij ___________6,30
Magnezij ___________7,28
Aluminij _________6.21
Silicij __________7,60
Žveplo _____________7.17
Kalcij __________6,38
Krom _____________6,00
Železo ___________6,76

Najpogostejši element po vodiku je helij, ki daje le eno črto v optičnem spektru. Zato vsebnost helija v fotosferi ni izmerjena zelo natančno in se ocenjuje iz spektrov kromosfere. V kemični sestavi Sončeve atmosfere niso opazili nobenih sprememb.
Poglej tudi DOMET .
Granulacija. Fotografije fotosfere, posnete v beli svetlobi v zelo dobrih pogojih opazovanja, kažejo majhne svetle pike - "granule", ločene s temnimi vrzeli. Premer granul pribl. 1500 km. Nenehno se pojavljajo in izginjajo, ostanejo 5-10 minut. Astronomi že dolgo sumijo, da je granulacija fotosfere povezana s konvektivnim gibanjem plina, segretega od spodaj. Spektralne meritve J. Beckersa so dokazale, da v središču granule vroč plin resnično lebdi s hitrostjo. V REDU. 0,5 km/s; nato se razširi ob straneh, ohladi in se počasi spusti po temnih mejah zrnc.
Supergranulacija. R. Leighton je odkril, da je fotosfera razdeljena tudi na veliko večje celice s premerom pribl. 30.000 km - "supergranule". Supergranulacija odraža gibanje snovi v konvektivni coni pod fotosfero. V središču celice se plin dvigne na površje, se s hitrostjo približno 0,5 km/s širi na straneh in na njenih robovih pade navzdol; vsaka celica živi približno en dan. Gibanje plina v supergranulah nenehno spreminja strukturo magnetnega polja v fotosferi in kromosferi. Fotosferski plin je dober prevodnik električne energije (ker so nekateri njegovi atomi ionizirani), zato se zdi, da so linije magnetnega polja zamrznjene vanj in se s gibanjem plina prenesejo na meje supergranul, kjer se koncentrirajo in polje moč se poveča.
Sončne pege. Leta 1908 je J. Hale odkril močno magnetno polje v sončnih pegah, ki iz globin izhaja na površje. Njegova magnetna indukcija je tako velika (do nekaj tisoč gausov), da je ionizirani plin sam prisiljen svoje gibanje podrediti konfiguraciji polja; na mestih polje upočasni konvektivno mešanje plina, kar povzroči, da se ohladi. Zato je plin na mestu hladnejši od okoliškega fotosferskega plina in je videti temnejši. Pege imajo običajno temno jedro - "senco" - in svetlejšo "polsen", ki jo obdaja. Običajno je njihova temperatura 1500 in 400 K nižja kot v okoliški fotosferi.

Pega začne svojo rast iz majhne temne "pore" s premerom 1500 km. Večina por izgine v enem dnevu, a lise, ki so zrasle iz njih, vztrajajo tedne in dosežejo premer 30.000 km. Podrobnosti o rasti in razpadanju sončnih peg niso popolnoma razumljene. Na primer, ni jasno, ali so magnetne cevi točke stisnjene zaradi vodoravnega gibanja plina ali pa so že pripravljene "izstopiti" izpod površine. R. Howard in J. Harvey sta leta 1970 odkrila, da se pege premikajo proti splošni rotaciji Sonca hitreje kot okoliška fotosfera (za približno 140 m/s). To kaže, da so lise povezane s subfotosferskimi plastmi, ki se vrtijo hitreje od vidne površine Sonca. Običajno je od 2 do 50 lis združenih v skupino, ki ima pogosto bipolarno strukturo: na enem koncu skupine so lise ene magnetne polarnosti, na drugem pa nasprotne. Obstajajo pa tudi multipolarne skupine. Število lis na solarnem disku se redno spreminja v obdobju pribl. 11 let. Na začetku vsakega cikla se na visokih sončnih širinah (± 50°) pojavijo nove lise. Ko se cikel razvija in se število sončnih peg povečuje, se pojavljajo na vedno nižjih zemljepisnih širinah. Konec cikla je označen z rojstvom in razpadom več sončnih peg v bližini ekvatorja (± 10°). Med ciklom ima večina "vodilnih" (zahodnih) sončnih peg v bipolarnih skupinah enako magnetno polarnost, drugačna pa je na severni in južni polobli Sonca. V naslednjem ciklu se polarnost vodilnih točk obrne. Zato pogosto govorimo o polnem 22-letnem ciklu sončne aktivnosti. V naravi tega pojava je še vedno veliko skrivnosti.
magnetna polja. V fotosferi magnetno polje z indukcijo več kot 50 G opazimo le v sončnih pegah, v aktivnih območjih, ki obkrožajo sončne pege, in tudi na mejah supergranul. Toda L. Stenflo in J. Harvey sta našla posredne namige, da je magnetno polje fotosfere dejansko koncentrirano v tankih ceveh s premerom 100-200 km, kjer je njegova indukcija od 1000 do 2000 gausov. Magnetno aktivna območja se od mirnih regij razlikujejo le po številu magnetnih cevi na enoto površine. Verjetno sončno magnetno polje nastane v globinah konvektivne cone, kjer kipeči plin zasuče šibko začetno polje v močne magnetne snope. Diferencialno vrtenje snovi te snope položi vzdolž vzporednic in ko polje v njih postane dovolj močno, priplavajo v fotosfero in se v ločenih lokih prebijejo navzgor. Verjetno se tako rodijo madeži, čeprav je o tem še veliko nejasnega. Proces razpadanja madežev je bil veliko bolj raziskan. Supergranule, ki plavajo na robovih aktivnega območja, zajamejo magnetne cevi in ​​jih razmaknejo. Postopoma splošno polje oslabi; nenamerna povezava cevi nasprotne polarnosti vodi do njihovega medsebojnega uničenja.
kromosfera. Med relativno hladno, gosto fotosfero in vročo, redko korono leži kromosfera. Šibka svetloba kromosfere običajno ni vidna na ozadju svetle fotosfere. Vidimo ga lahko kot ozek trak nad Sončevim krakom, ko je fotosfera zaprta naravno (v času popolnega sončnega mrka) ali umetno (v posebnem teleskopu - koronografu). Kromosfero lahko preučujemo tudi po celotnem sončnem disku, če opazujemo v ozkem območju spektra (približno 0,5) blizu središča močne absorpcijske črte. Metoda temelji na dejstvu, da višja kot je absorpcija, manjša je globina, do katere naš pogled prodre v ozračje Sonca. Za taka opazovanja se uporablja spektrograf posebne zasnove - spektroheliograf. Spektroheliogrami kažejo, da je kromosfera nehomogena: svetlejša je nad sončnimi pegami in vzdolž superzrnatih meja. Ker se prav v teh območjih poveča magnetno polje, je očitno, da se z njeno pomočjo energija prenaša iz fotosfere v kromosfero. Verjetno ga prenašajo zvočni valovi, ki jih vzbuja turbulentno gibanje plina v granulah. Toda mehanizmi segrevanja kromosfere še niso podrobno razumljeni. Kromosfera močno seva v trdem ultravijoličnem območju (500-2000), ki je za opazovanje z zemeljskega površja nedostopno. Od zgodnjih šestdesetih let prejšnjega stoletja so bile opravljene številne pomembne meritve ultravijoličnega sevanja iz zgornje atmosfere Sonca z uporabo raket in satelitov na visoki nadmorski višini. V njegovem spektru je bilo najdenih več kot 1000 emisijskih linij različnih elementov, vključno z linijami večkrat ioniziranega ogljika, dušika in kisika, pa tudi glavne serije vodika, helija in helijevega iona. Študija teh spektrov je pokazala, da se prehod iz kromosfere v korono zgodi na le 100 km dolgem odseku, kjer se temperatura dvigne od 50.000 do 2.000.000 K. Izkazalo se je, da segrevanje kromosfere v veliki meri prihaja iz korona s toplotno prevodnostjo. V bližini skupin sončnih peg v kromosferi opazimo svetle in temne vlaknaste strukture, ki so pogosto podolgovate v smeri magnetnega polja. Nad 4000 km so vidne neenakomerne, nazobčane formacije, ki se hitro razvijajo. Ko opazujemo ud v središču prve Balmerjeve linije vodika (Ha), je kromosfera na teh višinah napolnjena s številnimi spikulami - tankimi in dolgimi oblaki vročega plina. O njih je malo znanega. Premer posamezne spikule je manjši od 1000 km; živi ok. 10 minut. S hitrostjo pribl. Pri 30 km/s se spikule dvignejo do višine 10.000-15.000 km, nato pa se bodisi raztopijo ali padejo navzdol. Sodeč po spektru je temperatura spikul 10.000-20.000 K, čeprav je korona, ki jih obdaja na teh višinah, segreta na najmanj 600.000 K. Dobimo vtis, da so spikule deli razmeroma hladne in goste kromosfere, ki se začasno dvigajo v vročo redko korono. Štetje znotraj meja supergranul pokaže, da število spikul na nivoju fotosfere ustreza številu zrnc; verjetno je med njima fizična povezava.
Utripa. Kromosfera nad skupino sončnih peg lahko nenadoma postane svetlejša in izstreli del plina. Ta pojav, imenovan "blisk", je eden najtežje razložljivih. Bliski sevajo močno v celotnem razponu elektromagnetnih valov - od radia do rentgenskih žarkov, pogosto pa oddajajo tudi žarke elektronov in protonov z relativistično hitrostjo (tj. blizu svetlobne hitrosti). V medplanetarnem mediju vzbujajo udarne valove, ki dosežejo Zemljo. Izbruhi se pogosteje pojavljajo v bližini skupin sončnih peg s kompleksno magnetno strukturo, zlasti ko začne nova sončna pega v skupini hitro rasti; takšne skupine povzročijo več izbruhov na dan. Šibki izbruhi se pojavljajo pogosteje kot močni. Najmočnejši izbruhi zasedajo 0,1 % sončnega diska in trajajo več ur. Skupna energija izbruha je 1023-1025 J. Rentgenski spektri izbruhov, pridobljeni s satelitom SMM (Solar Maximum Mission), so omogočili boljše razumevanje narave izbruhov. Začetek izbruha lahko zaznamuje izbruh rentgenskih žarkov z valovno dolžino fotona manj kot 0,05, ki ga, kot kaže njegov spekter, povzroči tok relativističnih elektronov. V nekaj sekundah ti elektroni segrejejo okoliški plin na 20.000.000 K in postane vir rentgenskega sevanja v območju 1-20, stokrat večjega od pretoka v tem območju mirnega Sonca. Pri tej temperaturi atomi železa izgubijo 24 od svojih 26 elektronov. Nato se plin ohladi, vendar še vedno oddaja rentgenske žarke. Bliskavica oddaja tudi v radijskem območju. P. Wild iz Avstralije in A. Maxwell iz ZDA sta preučevala razvoj bliskavice s pomočjo radijskega analoga spektrografa – »dinamičnega spektralnega analizatorja«, ki beleži spremembe moči in frekvence sevanja. Izkazalo se je, da frekvenca sevanja v prvih nekaj sekundah bliskavice pade s 600 na 100 MHz, kar kaže, da se motnja širi skozi korono s hitrostjo 1/3 svetlobne hitrosti. Leta 1982 so ameriški radijski astronomi z uporabo radijskega interferometra VLA v kos. Nova Mehika in podatki iz satelita SMM so med izbruhom razrešili drobne podrobnosti v kromosferi in koroni. Ni presenetljivo, da so se izkazale zanke, verjetno magnetne narave, v katerih se sprošča energija, ki med utripom segreje plin. Na zadnji stopnji izbruha relativistični elektroni, ki jih zajame magnetno polje, še naprej sevajo visoko polarizirane radijske valove, ki se spiralno gibljejo okoli magnetnih silnic nad aktivnim območjem. To sevanje lahko traja še nekaj ur po blisku. Čeprav se plin vedno izpušča iz območja plamena, njegova hitrost običajno ne presega hitrosti ubežanja s površine Sonca (616 km/s). Vendar pa izbruhi pogosto oddajajo tokove elektronov in protonov, ki dosežejo Zemljo v 1–3 dneh in na njej povzročijo aurore in motnje magnetnega polja. Ti delci z energijami, ki dosegajo milijarde elektron voltov, so zelo nevarni za astronavte v orbiti. Zato astronomi poskušajo napovedati sončne izbruhe s preučevanjem konfiguracije magnetnega polja v kromosferi. Kompleksna struktura polja z zvitimi poljskimi linijami, pripravljenimi za ponovno povezavo, kaže na možnost izbruha.
Prominence. Sončni izboklini so razmeroma hladne mase plina, ki se pojavijo in izginejo v vroči koroni. Ko jih opazujemo s koronografom v liniji Ha, so na Sončevem kraku vidni kot svetli oblaki na temnem ozadju neba. Toda ko jih opazujemo s spektroheliografom ali interferenčnimi filtri Lyot, so na ozadju svetle kromosfere videti kot temni filamenti.

Oblike prominence so izjemno raznolike, vendar je mogoče razlikovati več glavnih tipov. Izbokline sončnih peg so kot zavese, dolge do 100.000 km, 30.000 km visoke in 5.000 km debele. Nekatere prominence imajo razvejano strukturo. Redki in lepi izboklini v obliki zanke imajo zaobljeno obliko s premerom pribl. 50.000 km. Skoraj vsi izboklini imajo fino strukturo plinastih filamentov, ki verjetno ponavljajo strukturo magnetnega polja; resnična narava tega pojava ni jasna. Plin v izboklinah običajno teče navzdol s hitrostjo 1–20 km/s. Izjema so "sergi" - izbokline, ki letijo s površja s hitrostjo 100-200 km / s, nato pa počasneje padajo nazaj. Prominence se rodijo na robovih skupin sončnih peg in lahko vztrajajo več obratov Sonca (tj. več zemeljskih mesecev). Spektri izbočenosti so podobni spektrom kromosfere: svetle črte vodika, helija in kovin na ozadju šibkega neprekinjenega sevanja. Običajno so emisijske črte tihih izbočenj tanjše od kromosferskih linij; verjetno je to posledica manjšega števila atomov v vidnem polju v izbočenju. Analiza spektrov kaže, da je temperatura tihih izbočenj 10.000-20.000 K, gostota pa približno 1010 at./cm3. Aktivni izboklini kažejo črte ioniziranega helija, kar kaže na veliko višjo temperaturo. Temperaturni gradient v izboklinah je zelo velik, saj jih obdaja korona s temperaturo 2.000.000 K. Število izbočencev in njihova razporeditev po zemljepisni širini v 11-letnem ciklu ponavljata porazdelitev sončnih peg. Vendar pa na visokih zemljepisnih širinah obstaja drugi pas izbočenj, ki se med maksimumom cikla premakne proti polu. Zakaj nastanejo izbokline in kaj jih vzdržuje v redki koroni, ni povsem jasno.
Krona. Zunanji del Sonca – korona – sije šibko in je s prostim očesom viden le ob popolnih sončnih mrkih ali s pomočjo koronografa. Je pa veliko svetlejši na rentgenskih žarkih in v radijskem območju.
Poglej tudi EXTRAATMOSFERSKA ASTRONOMIJA. Korona močno sveti v rentgenskem območju, saj je njena temperatura od 1 do 5 milijonov K, v trenutkih izbruhov pa doseže 10 milijonov K. Rentgenske spektre korone so v zadnjem času začeli pridobivati ​​iz satelitov, optične pa so proučevali že vrsto let v obdobju popolnih mrkov. Ti spektri vsebujejo črte večkrat ioniziranih atomov argona, kalcija, železa, silicija in žvepla, ki nastanejo le pri temperaturah nad 1.000.000 K.

Bela svetloba korone, ki je med mrkom vidna do razdalje 4 sončnih polmerov, nastane kot posledica sipanja fotosferskega sevanja s prostimi elektroni v koroni. Zato sprememba svetlosti korone z višino kaže na porazdelitev elektronov, in ker je glavni element popolnoma ioniziran vodik, je tudi porazdelitev gostote plina. Koronalne strukture so jasno razdeljene na odprte (žarki in polarne ščetke) in zaprte (zanke in loki); ioniziran plin natančno ponavlja strukturo magnetnega polja v koroni, ker se ne more premikati čez črte sile. Ker polje zapusti fotosfero in je povezano z 11-letnim ciklom sončnih peg, se videz korone v tem ciklu spremeni. V obdobju minimuma je korona gosta in svetla le v ekvatorialnem pasu, ko pa se cikel razvija, se koronalni žarki pojavijo na višjih zemljepisnih širinah, na maksimumu pa jih je mogoče videti na vseh zemljepisnih širinah. Od maja 1973 do januarja 1974 so korono nenehno opazovale 3 posadke astronavtov z orbitalne postaje Skylab. Njihovi podatki so pokazali, da so temne koronalne "luknje", kjer sta temperatura in gostota plina znatno znižani, območja, od koder plin z veliko hitrostjo odleti v medplanetarni prostor in ustvarja močne tokove v mirnem sončnem vetru. Magnetna polja v koronalnih luknjah so »odprta«, t.j. sega daleč v vesolje, kar omogoča plinu, da uide koroni. Te konfiguracije polj so precej stabilne in lahko v obdobju minimalne sončne aktivnosti vztrajajo do dve leti. Koronalna luknja in z njo povezan tok se vrtita skupaj s površino Sonca v obdobju 27 dni in, če tok zadene Zemljo, vsakič povzroči geomagnetne nevihte. Energetska bilanca zunanje atmosfere Sonca. Zakaj ima Sonce tako vročo korono? Dokler ne vemo. Vendar obstaja dokaj razumna hipoteza, da zvočni in magnetohidrodinamični (MHD) valovi, ki jih ustvarjajo turbulentna gibanja plina pod fotosfero, prenašajo energijo v zunanjo atmosfero. Ko pridejo v zgornje redke plasti, ti valovi postanejo udarni valovi, njihova energija pa se razprši in segreje plin. Zvočni valovi segrevajo spodnjo kromosfero, MHD valovi pa se širijo vzdolž magnetnih silnic naprej v korono in jo segrevajo. Del toplote iz korone zaradi toplotne prevodnosti gre v kromosfero in se tam oddaja v vesolje. Preostala toplota ohranja koronalno sevanje v zaprtih zankah in pospešuje tokove sončnega vetra v koronalnih luknjah.
Poglej tudi

Dejstvo, da brez Sonca življenja na Zemlji ne bi bilo, so ljudje že zdavnaj razumeli, saj so ga vzvišeni, častili in ob praznovanju Sončevega dne so se pogosto žrtvovali. Opazovali so ga in z ustvarjanjem opazovalnic reševali tako na videz preprosta vprašanja, zakaj Sonce sije podnevi, kakšna je narava svetilke, kdaj Sonce zahaja, kje vzhaja, kateri predmeti so okoli Sonca, in načrtovali svoje dejavnosti na podlagi prejetih podatkov.

Znanstveniki niso imeli pojma, da so na edini zvezdi v sončnem sistemu letni časi, ki zelo spominjajo na "deževno sezono" in "sušno sezono". Dejavnost Sonca se izmenično povečuje na severni in južni polobli, traja enajst mesecev in za enak čas upada. Poleg enajstletnega cikla njenega delovanja je življenje zemljanov neposredno odvisno, saj se v tem času iz črevesja zvezde izločajo močna magnetna polja, ki povzročajo sončne motnje, ki so nevarne za planet.

Nekateri bodo morda presenečeni, ko bodo izvedeli, da Sonce ni planet. Sonce je ogromna, svetleča krogla plinov, znotraj katere nenehno potekajo termonuklearne reakcije, ki sproščajo energijo, dajejo svetlobo in toploto. Zanimivo je, da taka zvezda ne obstaja v sončnem sistemu, zato k sebi privlači vse predmete manjših velikosti, ki so v njegovem gravitacijskem območju, zaradi česar se začnejo vrteti okoli Sonca po poti.

Seveda se v vesolju sončni sistem ne nahaja samostojno, ampak je del Rimske ceste, galaksije, ki je ogromen zvezdni sistem. Od središča Rimske ceste je Sonce ločeno za 26 tisoč svetlobnih let, tako da je gibanje Sonca okoli njega en obrat v 200 milijonih let. Toda zvezda se v enem mesecu obrne okoli svoje osi - in tudi takrat so ti podatki približni: gre za plazemsko kroglo, katere komponente se vrtijo z različnimi hitrostmi, zato je težko natančno reči, koliko časa je potrebno za dokončanje. revolucija. Tako se na primer v regiji ekvatorja to zgodi v 25 dneh, na polih - 11 dni več.

Med vsemi danes znanimi zvezdami je naša Svetilka na četrtem mestu po svetlosti (ko zvezda kaže sončno aktivnost, sveti močneje, kot ko se umiri). Sama po sebi je ta ogromna plinasta krogla bela, a zaradi dejstva, da naše ozračje absorbira valove kratkega spektra in se sončni žarki razpršijo blizu zemeljske površine, sončna svetloba postane rumenkasta, belo barvo pa lahko vidimo le na jasen, lep dan na modrem nebu v ozadju.

Ker je edina zvezda v sončnem sistemu, je Sonce tudi edini vir njegove svetlobe (ne štejemo zelo oddaljenih zvezd). Kljub temu, da sta Sonce in Luna največja in najsvetlejša predmeta na nebu našega planeta, je razlika med njima ogromna. Medtem ko Sonce samo oddaja svetlobo, jo Zemljin satelit, ki je popolnoma temen objekt, preprosto odseva (lahko rečemo tudi, da Sonce vidimo tudi ponoči, ko je Luna, ki jo osvetljuje, na nebu).

Sonce je sijalo - mlada zvezda, njena starost je po mnenju znanstvenikov več kot štiri milijarde let in pol. Zato se nanaša na zvezdo tretje generacije, ki je nastala iz ostankov že obstoječih zvezd. Upravičeno velja za največji objekt v sončnem sistemu, saj je njegova teža 743-krat večja od mase vseh planetov, ki se vrtijo okoli sonca (naš planet je 333 tisoč krat lažji od sonca in 109-krat manjši od njega).

Atmosfera sonca

Ker temperaturni indikatorji zgornjih plasti Sonca presegajo 6 tisoč stopinj Celzija, ne gre za trdno telo: pri tako visoki temperaturi se vsak kamen ali kovina spremeni v plin. Znanstveniki so pred kratkim prišli do takšnih zaključkov, saj so prejšnji astronomi predlagali, da sta svetloba in toplota, ki ju oddaja zvezda, posledica izgorevanja.

Bolj ko so astronomi opazovali Sonce, bolj jasno je postajalo: njegova površina je bila do meje segreta že nekaj milijard let in nič ne more goreti tako dolgo. Po eni od sodobnih hipotez se znotraj Sonca odvijajo enaki procesi kot v atomski bombi - snov se pretvori v energijo, zaradi termonuklearnih reakcij pa vodik (njegov delež v sestavi zvezde je približno 73,5% ) se pretvori v helij (skoraj 25 %).

Govorice, da bo Sonce na Zemlji slej ko prej ugasnilo, niso neutemeljene: količina vodika v jedru ni neomejena. Ko bo gorela, se bo zunanja plast zvezde razširila, medtem ko se bo jedro, nasprotno, zmanjšalo, zaradi česar se bo življenje Sonca končalo in se bo spremenilo v meglico. Ta proces se bo kmalu začel. Po mnenju znanstvenikov se bo to zgodilo ne prej kot čez pet do šest milijard let.

Kar se tiče notranje strukture, ker je zvezda plinasta krogla, jo s planetom povezuje le prisotnost jedra.

Jedro

Tu se odvijajo vse termonuklearne reakcije, ki proizvajajo toploto in energijo, ki jo, mimo vseh naslednjih plasti Sonca, zapustijo v obliki sončne svetlobe in kinetične energije. Sončno jedro se razteza od središča sonca na razdaljo 173.000 km (približno 0,2 sončnega polmera). Zanimivo je, da se zvezda v jedru vrti okoli svoje osi veliko hitreje kot v zgornjih plasteh.

Območje prenosa sevanja

Fotoni, ki zapustijo jedro v območju prenosa sevanja, trčijo v delce plazme (ioniziran plin, ki nastane iz nevtralnih atomov in nabitih delcev, ionov in elektronov) in z njimi izmenjujejo energijo. Trkov je toliko, da foton včasih potrebuje približno milijon let, da preide to plast, in to kljub dejstvu, da se gostota plazme in njeni temperaturni kazalci na zunanji meji zmanjšajo.

tahoklina

Med cono prenosa sevanja in konvekcijsko cono je zelo tanek sloj, kjer nastane magnetno polje - silnice elektromagnetnega polja se izvlečejo s tokovi plazme, kar poveča njeno moč. Obstajajo vsi razlogi za domnevo, da tu plazma bistveno spremeni svojo strukturo.

konvektivna cona

V bližini sončne površine temperatura in gostota snovi postaneta nezadostni, da bi se energija Sonca prenesla le s pomočjo ponovnega sevanja. Zato se tu plazma začne vrteti, tvori vrtince, prenaša energijo na površino, medtem ko bližje zunanjemu robu cone, bolj se ohlaja in gostota plina se zmanjša. Hkrati delci fotosfere, ki se nahajajo nad njo, ohlajeni na površini, gredo v konvektivno cono.

Fotosfera

Fotosfera se imenuje najsvetlejši del Sonca, ki ga lahko vidimo z Zemlje v obliki sončne površine (tako se imenuje konvencionalno, saj telo, sestavljeno iz plina, nima površine, zato se imenuje del ozračja).

V primerjavi s polmerom zvezde (700 tisoč km) je fotosfera zelo tanka plast z debelino od 100 do 400 km.

Tukaj se med manifestacijo sončne aktivnosti sprošča svetloba, kinetična in toplotna energija. Ker je temperatura plazme v fotosferi nižja kot drugod in je močno magnetno sevanje, se v njej tvorijo sončne pege, ki povzročajo dobro znan pojav kot so sončni izbruhi.

Čeprav so sončni izbruhi kratkotrajni, se v tem obdobju sprosti izjemno velika količina energije. In se kaže v obliki nabitih delcev, ultravijoličnega, optičnega, rentgenskega ali gama sevanja, pa tudi tokov plazme (na našem planetu povzročajo magnetne nevihte, ki negativno vplivajo na zdravje ljudi).

Plin v tem delu zvezde je razmeroma redek in se vrti zelo neenakomerno: njegova revolucija okoli ekvatorja je 24 dni, na polih - trideset. V zgornjih plasteh fotosfere so bili zabeleženi minimalni temperaturni indikatorji, zaradi katerih ima od 10 tisoč atomov vodika le eden nabit ion (kljub temu je tudi v tem območju plazma precej ionizirana).

kromosfera

Kromosfera se imenuje zgornja lupina Sonca z debelino 2 tisoč km. V tej plasti se temperatura močno dvigne, vodik in druge snovi pa začnejo aktivno ionizirati. Gostota tega dela Sonca je običajno nizka, zato ga je težko ločiti od Zemlje in ga lahko vidimo le v primeru Sončevega mrka, ko Luna prekrije svetlejšo plast fotosfere ( kromosfera v tem času sveti rdeče).

Krona

Korona je zadnja zunanja, zelo vroča lupina Sonca, ki je vidna z našega planeta med popolnim sončnim mrkom: spominja na sevajoč halo. Včasih ga je nemogoče videti zaradi zelo nizke gostote in svetlosti.

Sestavljen je iz izbočenj, vodnjakov vročega plina, visokih do 40.000 km, in energetskih izbruhov, ki gredo v vesolje z veliko hitrostjo in tvorijo sončni veter, sestavljen iz toka nabitih delcev. Zanimivo je, da so številni naravni pojavi našega planeta povezani s sončnim vetrom, na primer severni sij. Treba je opozoriti, da je sončni veter sam po sebi izjemno nevaren, in če našega planeta ne bi zaščitila atmosfera, bi uničil vse življenje.

zemeljsko leto

Naš planet se giblje okoli Sonca s hitrostjo približno 30 km / s in obdobje njegove popolne revolucije je eno leto (dolžina orbite je več kot 930 milijonov km). Na točki, kjer je sončni disk najbližji Zemlji, je naš planet od zvezde ločen za 147 milijonov km, na najbolj oddaljeni točki pa 152 milijonov km.

»Gibanje Sonca«, ki ga vidimo z Zemlje, se spreminja skozi vse leto, njegova pot pa je podobna osmici, raztegnjeni vzdolž zemeljske osi od severa proti jugu z naklonom sedeminštirideset stopinj.

To se zgodi zaradi dejstva, da je kot odstopanja zemeljske osi od pravokotne na ravnino orbite približno 23,5 stopinje, in ker se naš planet vrti okoli Sonca, sončni žarki dnevno in vsako uro (brez štetja ekvatorju, kjer je dan enak noči) spremenijo kot svojega padca na isti točki.

Poleti je na severni polobli naš planet nagnjen proti Soncu, zato sončni žarki kar najbolj intenzivno osvetljujejo zemeljsko površino. Toda pozimi, ker je pot sončnega diska po nebu zelo nizka, sončni žarek pade na naš planet pod bolj strmim kotom, zato se zemlja šibko segreje.

Povprečna temperatura je določena, ko pride jesen ali pomlad in je Sonce na enaki razdalji od polov. V tem času imajo noči in dnevi približno enako trajanje - in na Zemlji se ustvarijo podnebne razmere, ki so prehodna faza med zimo in poletjem.

Takšne spremembe se začnejo dogajati tudi pozimi, po zimskem solsticiju, ko se spremeni pot Sončevega gibanja po nebu in se začne dvigati.

Zato, ko pride pomlad, se Sonce približa dnevu pomladnega enakonočja, dolžina dneva in noči postaneta enaka. Poleti, 21. junija, na dan poletnega solsticija, sončni disk doseže najvišjo točko nad obzorjem.

Dan Zemlje

Če pogledate na nebo z vidika zemljana v iskanju odgovora na vprašanje, zakaj Sonce sije podnevi in ​​kje vzhaja, potem se lahko kmalu prepričate, da Sonce vzhaja na vzhodu in njegovo postavitev se vidi na zahodu.

To se zgodi zaradi dejstva, da se naš planet ne samo giblje okoli Sonca, ampak se tudi vrti okoli svoje osi in naredi popolno revolucijo v 24 urah. Če pogledate Zemljo iz vesolja, lahko vidite, da se tako kot večina planetov Sonca obrača v nasprotni smeri urnega kazalca, od zahoda proti vzhodu. Če stojite na Zemlji in gledate, kje se zjutraj pojavi Sonce, se vse vidi v zrcalni podobi, zato Sonce vzhaja na vzhodu.

Hkrati se opazi zanimiva slika: človek, ki opazuje, kje je Sonce, stoji na eni točki, se premika skupaj z Zemljo v vzhodni smeri. Hkrati pa deli planeta, ki se nahajajo na zahodni strani, drug za drugim, postopoma začnejo osvetljevati sončno svetlobo. Torej. na primer, sončni vzhod na vzhodni obali Združenih držav je mogoče videti do tri ure preden sonce vzide na zahodni obali.

Sonce v življenju zemlje

Sonce in Zemlja sta med seboj tako povezana, da je vloge največje zvezde na nebu težko preceniti. Najprej se je naš planet oblikoval okoli Sonca in pojavilo se je življenje. Prav tako energija Sonca segreje Zemljo, sončni žarek jo osvetljuje, tvori klimo, jo ponoči ohlaja, potem ko sonce vzide, pa jo ponovno ogreje. Kaj naj rečem, tudi zrak je z njegovo pomočjo pridobil lastnosti, potrebne za življenje (če ne sončni žarek, bi bil tekoči ocean dušika, ki obdaja bloke ledu in zamrznjene zemlje).

Sonce in Luna, ki sta največja predmeta na nebu, ki aktivno sodelujeta drug z drugim, ne le osvetljujeta Zemljo, ampak tudi neposredno vplivata na gibanje našega planeta - živahen primer tega delovanja so oseki in tokovi. Nanje vpliva Luna, Sonce je v tem procesu na stranskem tiru, a brez njegovega vpliva tudi ne more.

Sonce in luna, zemlja in sonce, zrak in voda tokovi, biomasa, ki nas obdaja, so na voljo, nenehno obnovljive energijske surovine, ki jih je mogoče enostavno uporabiti (leži na površini, ni je treba črpati iz črevesju planeta, ne tvori radioaktivnih in strupenih odpadkov).

Opozoriti javnost na možnost uporabe obnovljivih virov energije že od sredine 90. let. prejšnjega stoletja je bilo sklenjeno, da obeležujemo mednarodni dan sonca. Tako vsako leto, 3. maja, na sončni dan, po vsej Evropi potekajo seminarji, razstave, konference, katerih cilj je ljudem pokazati, kako uporabljati žarek svetilke za dobro, kako določiti čas, ko sončni zahod ali sončni vzhod se pojavi.

Na primer, na sončni dan lahko obiščete posebne multimedijske programe, si ogledate ogromna območja magnetnih motenj in različne manifestacije sončne aktivnosti skozi teleskop. Na sončni dan si lahko ogledate različne fizikalne poskuse in demonstracije, ki nazorno pokažejo, kako močan vir energije je naš Svetilka. Pogosto na Sončev dan obiskovalci dobijo priložnost ustvariti sončno uro in jo preizkusiti v akciji.

- edina zvezda v sončnem sistemu: opis in značilnosti s fotografijami, zanimivosti, sestava in struktura, lokacija v galaksiji, razvoj.

Sonce je središče in vir življenja za naš sončni sistem. Zvezda spada v razred rumenih pritlikavk in zavzema 99,86 % celotne mase našega sistema, gravitacija pa po moči prevladuje nad vsemi nebesnimi telesi. V starih časih so ljudje takoj razumeli pomen Sonca za zemeljsko življenje, zato se omemba svetle zvezde nahaja že v prvih besedilih in skalnih slikah. To je bilo osrednje božanstvo, ki je vladalo vsem.

Spoznajmo najbolj zanimiva dejstva o Soncu – edini zvezdi v sončnem sistemu.

Milijon zemelj se prilega notri

• Če napolnimo našo Sončevo zvezdo, se bo notri prilegalo 960.000 zemelj. Če pa jih stisnemo in jim prikrajšamo prosti prostor, se bo število povečalo na 1300000. Površina Sonca je 11990-krat večja od zemeljske.

Zadržuje 99,86 % teže sistema

• Je 330.000-krat večja od mase Zemlje. Približno ¾ je pripisana vodiku, ostalo pa je helij.

Skoraj popolna krogla

• Razlika med ekvatorialnim in polarnim premerom Sonca je le 10 km. To pomeni, da imamo eno od najbližjih nebesnih teles krogli.

Temperatura v središču se dvigne na 15 milijonov ° C

• V jedru nastaja toplota zaradi procesa fuzije, kjer se vodik pretvori v helij. Običajno se vroči predmeti razširijo, tako da lahko naša zvezda eksplodira, vendar jo zadržuje močna gravitacija. Temperatura površine se dvigne na 5600 °C.

Nekega dne bo sonce pogoltnilo zemljo

• Ko bo Sonce porabilo celotno zalogo vodika (130 milijonov let), bo prešlo na helij. To bo povzročilo, da se bo povečala in zaužila prve tri planete. To je faza rdečega velikana.

Nekega dne bo dosegel velikost zemlje

• Po rdečem velikanu se bo sesul in pustil stisnjeno maso v krogli velikosti Zemlje. To je faza belega pritlikavka.

Sončni žarek nas doseže v 8 minutah

• Zemlja je od Sonca oddaljena 150 milijonov km. Hitrost svetlobe je 300.000 km/s, tako da žarek potrebuje 8 minut in 20 sekund, da potuje do nas. Pomembno pa je tudi razumeti, da je trajalo milijone let, preden se je energija preselila iz sončnega jedra na površje.

Hitrost sonca - 220 km / s

• Sonce je od galaktičnega središča oddaljeno 24.000-26.000 svetlobnih let. Zato na orbitalni poti preživi 225-250 milijonov let.

Razdalja Zemlja-Sonce se spreminja skozi vse leto

• Zemlja se giblje po eliptični orbitalni poti, zato je razdalja 147-152 milijonov km (astronomska enota).

To je zvezda srednjih let

• Starost Sonca je 4,5 milijarde let, kar pomeni, da je že pogorelo približno polovico zalog vodika. Toda proces se bo nadaljeval še 5 milijard let.

Obstaja močno magnetno polje

• Sončni izbruhi se sproščajo med magnetnimi nevihtami. To vidimo kot nastanek sončnih peg, kjer se magnetne črte zvijajo in vrtijo kot kopenski tornadi.

Zvezda tvori sončni veter

• Sončni veter je tok nabitih delcev, ki gre skozi celoten sončni sistem s pospeškom 450 km/s. Veter se pojavi tam, kjer se širi magnetno polje Sonca.

Ime Sonca

• Sama beseda izhaja iz stare angleščine, kar pomeni "jug". Tu so tudi gotske in nemške korenine. Pred 700 AD Nedelja se je imenovala "sončen dan". Svojo vlogo je imel tudi prevod. Prvotna grška "heméra helíou" je postala latinska "dies solis".

Značilnosti Sonca

Sonce je zvezda glavnega zaporedja tipa G z absolutno magnitudo 4,83, kar je svetlejše od približno 85 % drugih zvezd v galaksiji, od katerih so mnoge rdeče pritlikavke. S premerom 696.342 km in maso 1,988 x 1030 kg je Sonce 109-krat večje od Zemlje in 333.000-krat večje.

To je zvezda, zato se gostota razlikuje glede na plast. Povprečna vrednost doseže 1,408 g/cm 3 . Toda bližje jedru se poveča na 162,2 g/cm 3 , kar je 12,4-krat več kot na Zemlji.

Na nebu se zdi rumena, prava barva pa je bela. Vidljivost ustvarja vzdušje. Temperatura narašča, ko se približujete središču. Jedro se segreje na 15,7 milijona K, korona do 5 milijonov K, vidna površina pa do 5778 K.

Povprečni premer	1.392 10 9 m
Ekvatorialni	6,9551 10 8 m
Obseg ekvatorja	4.370 10 9 m
polarno krčenje	9 10 −6
Površina	6.078 10 18 m²
Glasnost	1,41 10 27 m³
Utež	1,99 10 30 kg
Povprečna gostota	1409 kg/m³
Brez pospeška pade na ekvator	274,0 m/s²
Druga vesoljska hitrost (za površino)	617,7 km/s
Učinkovita temperatura površine	5778 K
Temperatura krone	~1.500.000 K
Temperatura jedra	~13.500.000 K
Svetlost	3,85 10 26 W (~3,75 10 28 Lm)
Svetlost	2,01 10 7 W/m²/sr

Sonce je narejeno iz plazme, zato je obdarjeno z visokim magnetizmom. Obstajata severni in južni magnetni pol, črte pa tvorijo aktivnost, ki jo vidimo na površinski plasti. Temne lise označujejo hladne lise in so primerne za cikličnost.

Koronalni izmet mase in izbruhi nastanejo, ko se linije magnetnega polja poravnajo. Cikel traja 11 let, med katerimi aktivnost narašča in upada. Največje število sončnih peg se pojavi pri največji aktivnosti.

Navidezna magnituda doseže -26,74, kar je 13 milijard krat svetlejše od Siriusa (-1,46). Zemlja je od Sonca oddaljena 150 milijonov km = 1 AU. Za premagovanje te razdalje potrebuje svetlobni žarek 8 minut in 19 sekund.

Sestava in zgradba Sonca

Zvezda je napolnjena z vodikom (74,9 %) in helijem (23,8 %). Težji elementi vključujejo kisik (1%), ogljik (0,3%), neon (0,2%) in železo (0,2%). Notranji del je razdeljen na plasti: jedro, sevalne in konvekcijske cone, fotosfero in atmosfero. Jedro je obdarjeno z največjo gostoto (150 g / cm 3) in zavzema 20-25% celotne prostornine.

Potreben je mesec dni, da zvezda zavrti svojo os, vendar je to groba ocena, saj imamo pred seboj plazma kroglo. Analiza kaže, da se jedro vrti hitreje kot zunanje plasti. Medtem ko se ekvatorialna črta vrti 25,4 dni, na polih traja 36 dni.

V jedru nebesnega telesa nastaja sončna energija zaradi jedrske fuzije, ki vodik pretvori v helij. Ustvari skoraj 99 % toplotne energije.

Med sevalnimi in konvektivnimi conami je prehodna plast - taholin. Kaže ostro spremembo enakomernega vrtenja sevalne cone in diferencialne rotacije konvekcijske cone, kar povzroči resen premik. Konvektivna cona je 200.000 km pod površjem, kjer sta tudi temperatura in gostota nižji.

Vidna površina se imenuje fotosfera. Nad to kroglo se lahko svetloba prosto širi v vesolje in sprošča sončno energijo. Prekriva več sto kilometrov v debelino.

Zgornji del fotosfere je po segrevanju slabši od spodnjega. Temperatura se dvigne na 5700 K, gostota pa na 0,2 g/cm 3 .

Atmosfero Sonca predstavljajo tri plasti: kromosfera, prehodni del in korona. Prvi se razteza na 2000 km. Prehodna plast zaseda 200 km in se segreje na 20.000-100.000 K. Plast nima jasnih meja, vendar je opazen halo s stalnim kaotičnim gibanjem. Korona se segreje na 8-20 milijonov K, na kar vpliva sončno magnetno polje.

Heliosfera je magnetna krogla, ki sega čez heliopavzo (50 AU od zvezde). Imenuje se tudi sončni veter.

Evolucija in prihodnost Sonca

Znanstveniki so prepričani, da se je Sonce pojavilo pred 4,57 milijarde let zaradi propada dela molekularnega oblaka, ki ga predstavljata vodik in helij. Hkrati se je začel vrteti (zaradi kotnega momenta) in se začel segrevati z naraščajočim tlakom.

Večina mase je bila skoncentrirana v središču, preostanek pa se je spremenil v disk, ki bi kasneje tvoril planete, ki jih poznamo. Gravitacija in pritisk sta privedla do rasti toplote in jedrske fuzije. Odjeknila je eksplozija in pokazalo se je sonce. Na sliki lahko sledite fazam razvoja zvezd.

Zvezda je trenutno v fazi glavnega zaporedja. V jedru se več kot 4 milijone ton snovi pretvori v energijo. Temperatura nenehno narašča. Analiza kaže, da je v zadnjih 4,5 milijarde let Sonce postalo svetlejše za 30 % s povečanjem za 1 % na vsakih 100 milijonov let.

Verjame se, da se bo sčasoma začela širiti in spreminjati v rdečega velikana. Zaradi povečanja velikosti bodo umrli Merkur, Venera in morda tudi Zemlja. V velikanski fazi bo ostal približno 120 milijonov let.

Nato se bo začel postopek zmanjševanja velikosti in temperature. Še naprej bo sežigal preostali helij v jedru, dokler ne zmanjka zalog. Po 20 milijonih let bo izgubil stabilnost. Zemlja bo uničena ali vžgana. Po 500.000 letih bo ostala le polovica mase Sonca, zunanja lupina pa bo ustvarila meglico. Posledično bomo dobili belega pritlikavka, ki bo živel trilijone let in šele nato postal črn.

Lokacija sonca v galaksiji

Sonce je bližje notranjemu robu Orionovega kraka v Rimski cesti. Razdalja od galaktičnega središča je 7,5-8,5 tisoč parsekov. Nahaja se znotraj lokalnega mehurčka - votline v medzvezdnem mediju z vročim plinom.