Слои солнечной атмосферы начиная с самого глубокого

Тест к уроку астрономии «Солнце»

Тест к уроку астрономии «Солнце»

Просмотр содержимого документа
«Тест к уроку астрономии «Солнце»»

№№ 1- 15 выбрать один правильный ответ (1 балл)

1. Зоны Солнца от центра:

А. ядро, фотосфера, зона лучистого переноса

Б. ядро, фотосфера, конвективная зона

В. ядро, конвективная зона, зона лучистого переноса

Г. ядро, зона лучистого переноса, конвективная зона

2. Внешняя оболочка Солнца называется…

3. Наиболее распространены на Солнце химические элементы…

А. кислород и гелий

В. водород и кислород

4. Температура поверхности Солнца достигает…

5. Слои солнечной атмосферы, начиная с самого глубокого:

А. фотосфера, корона, хромосфера

Б. хромосфера, фотосфера, корона

В. фотосфера, хромосфера, корона

Г. корона, фотосфера, хромосфера

6. Солнце излучает энергию за счет…

Б. химических реакций

В. термоядерных реакций

Г. падения на поверхность межзвездной пыли и метеорных частиц

7. Возраст Солнца составляет примерно…

Б. 4,5 миллиарда лет

В. 7,2 миллиарда лет

Г. 10 миллиардов лет

8. Солнце относится к классу…

9. Последний этап жизненного цикла Солнца…

Б. Нейтронная звезда

10. Перенос энергии из недр Солнца наружу осуществляется путем:

Б. излучения и конвекции

Г. солнечного ветра

11. Совокупность нестационарных процессов, периодически возникающих на Солнце, и имеющих период около 11 лет, представляет собой…

А. солнечную постоянную

Б. светимость Солнца

В. солнечную активность

12. Самая низкая температура на Солнце наблюдается…

В. в центральных областях Солнца

13. Солнечная активность достигает максимума в среднем каждые…

14. Наиболее холодные образования в фотосфере Солнца, связанные с магнитным полем, называются…

15. Яркие области, окружающие пятна на Солнце, называются…

№16 Продолжите (3 балла)

3. непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов,

В. солнечные вспышки

№№ 1- 15 выбрать один правильный ответ (1 балл)

1. Слои солнечной атмосферы, начиная с самого глубокого:

А. фотосфера, хромосфера, корона

Б. хромосфера, фотосфера, корона

В. фотосфера, корона, хромосфера

Г. корона, фотосфера, хромосфера

2. Видимая поверхность Солнца называется…

3. Температура в центре Солнца достигает…

4. Наиболее распространены на Солнце химические элементы…

А. кислород и гелий

Б. водород и кислород

5. Зоны Солнца от центра:

А. ядро, зона лучистого переноса, фотосфера

Б. ядро, зона лучистого переноса, конвективная зона

В. ядро, конвективная зона, хромосфера

Г. ядро, фотосфера, конвективная зона

6. Возраст Солнца составляет примерно…

Б. 7,2 миллиарда лет

В. 4,5 миллиарда лет

Г. 10 миллиардов лет

7. Солнце излучает энергию за счет…

А. термоядерных реакций

В. химических реакций

Г. падения на поверхность межзвездной пыли и метеорных частиц

8. Последний этап жизненного цикла Солнца…

Б. Нейтронная звезда

9. Солнце относится к классу…

10. Солнечная активность достигает максимума в среднем каждые:

11. Какие явления характерны для Солнца в период высокой солнечной активности?

А. Большое количество солнечных пятен в фотосфере

Б. Большое количество вспышек в хромосфере

В. Большое количество протуберанцев в короне

Г. Усиленный солнечный ветер

Д. Все вышеперечисленное

12. Самая высокая температура на Солнце наблюдается…

В. в центральных областях Солнца

13. Перенос энергии из недр Солнца наружу осуществляется путем…

Б. солнечного ветра

Г. излучения и конвекции

14. Наиболее мощными и быстрыми во времени проявлениями солнечной активности являются…

Г. солнечные вспышки

15. Небольшие светлые образования в фотосфере Солнца, размерами около 700 км, имеющие угловые размеры около 1 и живущие всего несколько минут, называются…

№16 продолжите (3 балла)

Источник

Солнце

Солнце — единственная звезда Солнечной системы. Оно представляет собой гигантский раскаленный огненный шар, который в 110 раз больше Земли по размерам и в 333 тысячи раз — по массе. Вокруг Солнца вращаются планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

Основные характеристики

Что видно на Солнце

Солнце — газовый шар, не имеющий четкой границы. Его плотность убывает постепенно, однако, первое, на что обращает внимание наблюдатель, — резкость солнечного края.

Это связано с тем, что практически все видимое излучение светила исходит из очень тонкого (200–300 км) по сравнению с радиусом Солнца слоя, который называется фотосферой. Отсюда иллюзия того, что Солнце имеет «поверхность»: слои выше фотосферы прозрачны для видимого света, а ниже взгляд не проникает.

Однородный на первый взгляд диск Солнца содержит много крупных и мелких деталей. Вся фотосфера состоит из светлых зерен (гранул) и темных промежутков между ними. Размеры гранул по солнечным масштабам невелики: 1000–2000 км в поперечнике, а темные дорожки между ними имеют ширину порядка 300–600 км. Одновременно наблюдается около миллиона гранул, каждая из которых живет не более 10 мин. Грануляцию вызывает конвекция — перенос тепла большими массами (пузырями) горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая. На фоне грануляции наблюдаются более контрастные и крупные объекты — солнечные пятна и факелы.

Магнитное поле участвует во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникает концентрированное магнитное поле, в несколько тысяч раз сильнее, чем у поверхности Земли. Солнечное вещество, ионизованная плазма, — хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозятся и возникает темная область — солнечное пятно. Пятна холоднее окружающего вещества примерно на 1500 К. На фоне ослепительной фотосферы они кажутся совсем черными, хотя в действительности яркость пятен слабее только раз в десять.

Мелкие пятна существуют менее суток, развитые — приблизительно 10–20 суток, самые большие могут наблюдаться до 100 суток. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки — поры, пятно постепенно увеличивается в размерах до нескольких десятков тысяч километров. По величине пятна очень разны — от малых, диаметром примерно 1000–2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Размер самого большого из наблюдавшихся пятен превышал 100 тыс. км.

На Солнце категорически запрещается смотреть невооруженным глазом или в астрономические приборы без использования специальных, очень темных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Иначе не исключен ожог глаз.

Крупные пятна состоят из темной области, называемой тенью. Ее окружает полутень волокнистой структуры, в 2–3 раза большего диаметра. Газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, поэтому если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно вогнуто.

Пятна, большие и малые, часто образуют группы, которые могут занимать значительные, хорошо заметные области на солнечном диске. Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются.

Практически всегда пятна окружены ярки ми ажурными полями, которые называют факелами (факельными полями). Особенно отчетливо они видны на краю солнечного диска и кажутся набором ярких волокон, образующих ячейки размером около 30 тыс. км. Факельные поля живут дольше, иногда по три-четыре месяца. Обычно (но не всегда) появление факельных полей предшествует появлению пятен, также они остаются жить после их исчезновения. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитного поля в наружные слои Солнца.

Пятна и факелы вместе образуют активные области. Все сложные процессы, происходящие в активных областях, связаны с изменчивостью магнитного поля, их породившего. Именно в активных областях происходят солнечные вспышки, а в верхних слоях солнечной атмосферы над ними висят протуберанцы. Количество активных областей характеризует солнечную активность. Она достигает максимума каждые 7–17 лет (в среднем — каждые 11 лет). В годы минимума активности на Солнце может не быть ни одного пятна десятилетиями, как в 1645–1715 гг., а в максимуме их число измеряется десятками и может превышать 100.

Инструменты для наблюдения Солнца

Основным инструментом астронома-наблюдателя является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, и светосила оптической системы солнечного телескопа неважна и может быть небольшой. Интерес представляет как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Крупнейший инструмент с зеркалом 1,6 м находится в обсерватории Китт Пик, имеет фокусное расстояние 82,6 м и дает изображение Солнца диаметром 82 см. Так как Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной области (внутри полосы шириной около 47°), то солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системой зеркал — целостатом.

Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. Однако Солнце дает много тепла, так что воздух внутри телескопа сильно нагревается. Движение нагретого воздуха поперек солнечных лучей делает изображение дрожащим и нерезким. Поэтому крупные солнечные телескопы имеют вертикальную конструкцию, так как в них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение.

Важным параметром телескопа является угловое разрешение, т. е. способность давать раздельные изображения двух близких друг к другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1″) означает, что с помощью данного телескопа можно различить два объекта, угол между которыми равен 1″ дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000″, а истинный — около 700 тыс. км. Следовательно, 1″ на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца позволяют увидеть детали размером около 100 км.

Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные слои солнечной атмосферы — солнечную корону, пользуются специальным инструментом — коронографом, который изобрел французский астроном Бернар Лио (1897—1952) в 1930 г.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10 тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Ее наблюдают во время полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но они бывают редко, видны в узкой полосе, а продолжительность полной фазы затмения не превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.

Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная «луна». Она представляет собой маленький конус с зеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения Солнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу телескопа или в особую световую «ловушку». А изображение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом.

Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому ее можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф.

Спектрограф — самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), который делает параллельным пучок лучей; дифракционная решетка для разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения. «Сердце» спектрографа — дифракционная решетка, которая представляет собой зеркальную стеклянную пластинку с нанесенными на нее параллельными штрихами. Число штрихов у лучших решеток достигает 1200 на миллиметр. Основная характеристика спектрографа — его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно.

Внутреннее строение Солнца

Солнце — это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы. Так же, как и другие звезды, Солнце светит благодаря идущим в его недрах термоядерным реакциям.

Основное вещество, составляющее Солнце, — водород, он и служит главным «топливом». На долю водорода приходится около 71% всей массы светила, почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% — более тяжелым элементам, таким как углерод, азот, кислород и металлы. В недрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. На каждый грамм водорода, участвующего в реакции, приходится 6 ⋅ 10 11 Дж выделяющейся энергии. Такого количества энергии достаточно, чтобы нагреть от температуры 0°С до точки кипения 1000 м 3 воды.

Масса Солнца составляет 99,86 % массы Солнечной системы

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот очень медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до его видимой зоны — фотосферы, необходимы многие сотни тысяч лет, так как, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. В процессе переизлучения кванты меняют и свою природу.

Атмосфера Солнца: фотосфера и хромосфера

Атмосфера — это газовая оболочка небесного тела, которая удерживается его гравитацией. Внешние слои звезд также называются атмосферой. Внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь более высокими слоями, уйти в окружающее пространство.

Особую роль в солнечной атмосфере играет отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. В земной природе такой ион не встречается. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы хорошо поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону. Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность — в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы — 10–15 тыс. км.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как это происходит в микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно будто взрываются, и вещество их со скоростью сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих ее газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.

Солнечная корона

Внешняя часть солнечной атмосферы, корона, — самая разреженная, самая горячая и самая близкая к нам. Она простирается далеко от звезды в виде постоянно движущегося от нее потока плазмы — солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400–500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с.

Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой. Фактически мы живем, окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле. Кроме того, корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.

Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации. В результате образуется высокоионизованная плазма, состоящая из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Силы, действующие против притяжения Солнца, связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1–2 млн градусов.

В короне наблюдается большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образования, четко связанные с активными областями. Но главной ее особенностью является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.

Общая яркость и форма солнечной короны меняются. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах, форма короны становится вытянутой, а у полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щеточки, при этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен.

Между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи, в сторону которых изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Эта возбужденная область хромосферы горячее и плотнее соседних областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.

Наличием большого количества свободных электронов объясняется белый цвет солнечной короны. Он обусловлен рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах, которые не вкладывают своей энергии в изучение при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его.

Влияние Солнца на Землю

Солнце — главный, хотя и не единственный, двигатель происходящих на земле процессов. Оно освещает и согревает нашу планету, без чего была бы невозможна жизнь на Земле не только человека, но даже микроорганизмов. Оно посылает на Землю электромагнитные волны всевозможной длины — от многокилометровых радиоволн до чрезвычайно коротковолновых гамма-лучей.

Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли, все остальные отклоняет или задерживает ее геомагнитное поле. Но энергии этих частиц достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.

Окрестностей Земли достигают заряженные частицы разной энергии — как высокой (солнечные космические лучи), так и низкой и средней (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц — нейтрино. Однако их воздействие на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, так что они свободно пролетают сквозь него.

Солнечные космические лучи в основном состоят из протонов, ядер атомов гелия и электронов с энергией 106 –109 электронвольт (эВ). Наиболее энергичные из этих частиц преодолевают расстояние от Солнца до Земли, равное 150 млн км, всего за 10–15 мин. Основным источником солнечных космических лучей служат хромосферные вспышки.

Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои ее атмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдаленными пунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмосфере, приводят к возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.

Подобные явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между 10° и 20° широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности сияния можно наблюдать в более низких широтах. Частота и интенсивность полярных сияний достаточно четко следуют солнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателем активности Солнца.

Солнечный ветер и энергия солнечного света

В конце 1950-х гг. американский астрофизик Юджин Паркер пришел к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, которая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, заполняя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американских космических аппаратов, подтвердили правильность теории Паркера.

В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток вещества, названный солнечным ветром. Он представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны. Его в основном составляют ядра атомов водорода (альфа-частицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями несколько сотен километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц — туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвездный газ. Вместе с ветром в межпланетное пространство переносится и солнечное магнитное поле.

Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земное. Но силовые линии земного поля вблизи экватора замкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объясняется это тем, что силовые линии остаются связанными с Солнцем (как говорят — вмороженными), которое вращается вокруг своей оси.

Солнечный ветер вместе с «вмороженным» в него магнитным полем формирует газовые хвосты комет, направляя их в сторону от Солнца. Встречая на своем пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует ее магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным «хвостом», также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие ее потоки солнечного вещества.

Электромагнитное излучение, приходящее от Солнца, подвергается в земной атмосфере строгому отбору. Проникают в нее видимый свет и ближнее ультрафиолетовое и инфракрасное излучения, а также радиоволны в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.

Поглощение рентгеновских и жестких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300–350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80–100 км от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30—35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (O₂) с последующим образованием озона (O₃). Тем самым создается непрозрачный для ультрафиолета «озонный экран», предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучи вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на солнце.

Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.

На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло.

В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и ее потерями на планете, в общем, существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.

Источник

Астрономия

План урока:

Характеристика Солнца

В центре Солнечной системы расположена типичная звезда-карлик Солнце, которая относится к спектральному классу G2. Расстояние от Земли до нее составляет 150 миллионов километров. Свет, скорость которого равняется 300000 км/с, преодолевает это расстояние за 8 минут. Благодаря тому, что Земной шар находится относительно близко к этому небесному объекту, ученые имеют уникальную возможность изучать процессы, которые там происходят. А по ним судить о подобных процессах на звездах, удаленных от Земли на огромные расстояния. Солнце – это звезда, за которой человечество может наблюдать с Земли невооруженным взглядом. Длительные исследования ученых-астрономов позволили составить достаточно четкую характеристику Солнца как небесного тела.

Масса, температура и состав Солнца

Спектр Светила помог ученым установить химический состав Солнца. Лучи рождаются в раскаленной фотосфере и на пути преодолевают слой солнечной атмосферы. Каждый элемент, который входит в ее состав, поглощает определенный вид лучей, поэтому спектр солнечного света выглядит как цветная полоса, в которую вплетены темные линии. Именно по этой своеобразной радуге ученые и установили состав хромосферы.

Исходя из результатов полученных исследований, в состав вещества Солнца входит водород. Его в нем около 73,5%, 24,9% приходится на долю гелия, остальные же элементы составляют только около 1,5% всей массы звезды. Похожий химический состав имеют и газовые планеты-гиганты Солнечной системы. Интересно, что в составе Солнца не обнаружено ни одного химического элемента, которого бы не было на Земле. То есть все тела в нашей Солнечной системе действительно образовались из одного вещества. Вот только элементы в них образуют различные соединения и могут находиться в различных состояниях.

Солнце вращается вокруг своей оси не как единственное целое. Измерения показывают, что скорости вращения разных участков поверхности звезды отличаются. К примеру, на экваторе период полного вращения составляет 25 земных суток, а у полюсов – 35 суток. Направление вращения Солнца совпадает с направлением вращения вокруг него остальных членов системы и с направлением собственного вращения планет вокруг своих осей (исключением есть Венера, Уран и некоторые спутники).

Границы Солнца установить достаточно сложно, поскольку его вещество находится в состоянии плазмы. При таких высоких температурах молекулы движутся так быстро, что над поверхностью образуется солнечная атмосфера, которая простирается далеко в космос и образует «пряди» неодинаковой протяженности.

Еще задолго до изобретения телескопов люди заметили, что время от времени на поверхности Солнца появляются довольно большие темные пятна неправильной формы. Когда же с развитием науки на помощь исследователями пришли технические средства, стало ясно, что такие «украшения» на звезде есть всегда, просто они сменяют друг друга. Одни пятна появляются и сразу исчезают, а другие могут держаться несколько дней, а то и месяцев.

Наблюдая за Солнцем, можно увидеть движение пятен по его поверхности. Это натолкнуло ученых на мысль, что наше Светило не висит в космосе неподвижно, а вращается. Скорость движения пятен помогла рассчитать период вращения звезды. Благодаря проведенным расчетам, как раз и было установлено, что разные зоны Солнца вращаются неодинаково – от 25 до 35 суток.

Ученые считают, что темные пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Поток энергии в этих местах меньше, чем на соседних участках. И поэтому температура пятна снижается. Специалисты определили, что число и размеры пятен на поверхности Светила в разные годы могут сильно различаться. Год, когда подобных образований появляется особенно много, называют годом «максимума» пятен. Затем в течение шести лет они постепенно уменьшаются и, наконец, в год «минимума» пятен почти совсем исчезают. После этого число темных образований снова начинает увеличиваться, они расползаются по поверхности Светила, образуя странные «узоры».

Приблизительно через пять лет опять наступает год максимума. В среднем такой цикл длится 11 лет, но иногда его длительность может затягиваться или уменьшаться. Например, учеными отмечены циклы продолжительностью от 8 до 15 лет. Очень часто около солнечных пятен и у краев солнечного диска можно наблюдать интересные образования. Выглядят они как особо яркие – намного ярче остальной фотосферы – участки чуть вытянутой формы. Они получили название факелов. Температура таких образований обычно выше окружающей на 2 000 градусов, при этом факелы не являются однородными структурами. В каждом из них имеется более плотный и горячий «стержень» размером до 30 000 километров. Естественно, на этом участке светимость выше, чем у краев факела.

Фотосферные факелы – это цепочки ярких гранул, которые обычно окружают группу солнечных пятен. Суммарная площадь таких цепочек в несколько раз больше площади пятен, да и существуют они дольше. В годы максимума солнечной активности факелы занимают до 10% всей солнечной поверхности.

Солнечная атмосфера и ее строение

Каждая планета Солнечной системы имеет свою атмосферу. У Солнца, как и у других звезд, внешние слои тоже принято называть атмосферой. Солнечная атмосфера имеет свое строение и особенности. Она состоит из:

Фотосфера – это самый глубокий слой солнечной атмосферы. Его толщина 200-300 километров. Исследователи именно фотосферу считают поверхностью Солнца, поэтому температура фотосферы равна температуре поверхности Светила и в среднем составляет 6000 градусов. Структура фотосферы зернистая, похожая на гранулы. Здесь как раз и наблюдаются протуберанцы и пятна.

Протуберанцы представляют собой достаточно большие облака холодного (если сравнивать с остальной поверхностью Светила) газа, которые образуют солнечную корону. Простыми словами – это языки пламени, стремящиеся вырваться из хромосферы.

Хромосфера очень четко видна, когда происходят полные солнечные затмения. С Земли отчетливо наблюдается яркое кольцо, которое образуется вокруг темного лунного диска, закрывающего Солнце. Хромосфера тянется на 10 000 – 15 000 километров. Температура здесь значительно выше, чем в фотосфере. Плотность же значительно меньше.

Корона – это третий слой солнечной атмосферы. Он относится к разреженным слоям и считается самым обширным и горячим. Температура здесь в 200 раз выше, чем на поверхности Солнца и может достигать до 3 миллионов градусов. Астрономы до сих пор ищут объяснение этому явлению. Ученые видят корону как лучистое сияние, имеющее перламутровый оттенок. Ее лучи самые разнообразные: короткие и длинные, прямые и достаточно изогнутые. Самое отличное время для наблюдения – это время полного солнечного затмения. Оно такое короткое, что попытки зарисовать солнечную корону не всегда были удачными. Сделать качественную фотографию тоже не всегда удается. Астрономами было доказано, что вид (форма и яркость) короны меняется и в разное время она выглядит по-разному. На это также влияет 11–летний цикл солнечной активности. В год максимума пятен корона приобретает круглую форму, ее лучи видны вдоль экватора и на полюсах. В год минимума пятен лучи можно наблюдать в широтах средних и экваториальных. Корона становиться вытянутой и менее яркой.

Источник энергии Солнца

Источником энергии Солнца, как и других звезд, является превращение водорода в гелий, которое происходит в центральной части звезды. Подобный процесс, вызванный слиянием легких ядер в более тяжелые, носит название термоядерной реакции и сопровождается выделением большого количества энергии. Из недр Солнца эта энергия переносится излучением, а во внешнем слое – конвекцией плазмы.

Влияние Солнца на Землю и биосферу

Солнце имеет огромное значение для Земного шара. Без него не было бы жизни на планете. От Светила, которое согревает и освещает Землю, зависят и люди, и даже самые маленькие организмы. Именно Солнце влияет на экологию нашей планеты. От него зависит смена времен года, наличие климатических поясов. Солнечный свет необходим для фотосинтеза, без которого зеленые листья растений не произведут кислород.

Как известно, Солнце «отправляет» в окружающее пространство не только лучи света и радиолучи, но и потоки раздраженной плазмы – мощные шквалы заряженных частиц. Движутся они по силовым линиям магнитного поля. Больше всего это явление напоминает порыв ветра, что каким-то чудом вторгся в безвоздушное пространство космоса. Эти потоки частиц оказывают огромное влияние на всю Солнечную систему. Ученые обнаруживают их даже за орбитами Юпитера и Сатурна. Это явление, которое получило название солнечный ветер, представляет собой истечение сильно разреженной плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. На уровне орбиты нашей планеты средняя скорость частиц солнечного ветра (протонов и электронов) составляет около 400 км/с.

Но особое влияние оказывает солнечный ветер на планеты, которые расположены внутри солнечной короны. Наша Земля входит в их число. Когда солнечный ветер приближается к Земле, он сосредотачивается вокруг магнитных полюсов планеты. Потоки частиц врываются в слои атмосферы и влияют на магнитное поле Земли. Ученые называют колебания, которые вызывают такие потоки, магнитными бурями. Больше всего их происходит в годы максимума пятен, факелов и вспышек. Именно тогда же на нашей планете чаще бывают сильные грозы.

Магнитные бури плохо влияют на работу самых разных приборов. Компасы вдруг начинают давать сбои в правильности определения севера. Также могут прерываться радиоволны. Начинает давать сбои теле- и радиоаппаратура. Самочувствие некоторых обитателей Земли также значительно ухудшается.

Одним из первых магнитную бурю наблюдал немецкий естествоиспытатель, географ и путешественник А.Гумбольдт.

На земные процессы действуют не только магнитные бури. На климат, например, очень сильно влияют длительные полувековые циклы солнечной активности. Ученые подсчитали, что вспышки особо опасных инфекционных заболеваний на Земле возникают сразу после солнечной активности. То есть в среднем раз в 11 лет. Этот цикл отмечается и в урожайности зерновых, в численности животных и их миграциях. В период солнечной активности обостряются сердечно-сосудистые заболевания, чаще случаются внезапные смерти людей.

Роль магнитных полей на Солнце

Зарождение магнитного поля Солнца происходит под верхним слоем фотосферы. Ученые считают, что именно оно влияет на все процессы, происходящие в солнечной атмосфере, включая солнечные вспышки. Если бы у небесного Светила не было бы магнитных полей, то возможно оно бы не вызывало такого интереса у человечества.

Магнитные поля влияют на образование солнечных пятен, в местах появления которых выходят магнитные петли, способные пересекать всю поверхность Светила. В области пятен магнитное поле всегда сильное, его напряжение в тысячу раз больше, чем в других областях. Это поле отклоняет заряженные частики плазмы и препятствует образованию конвекционных потоков. Именно поэтому в области пятен подъем горячего газа прекращается, что приводит к более низким температурам. В области факела магнитное поле уже не такое сильное. Оно не способно остановить вертикальные конвекционные потоки плазмы. Колебания магнитных полей оказывают прямое воздействие на цикличность солнечной активности. Протуберанцы, которые, кажется, что парят в воздухе, на самом же деле удерживаются тончайшими нитями магнитного поля.

Магнитное поле Солнца меняет не только свое направление, но и величину скорости заряженных частиц. Кроме этого оно способно создавать направленное движение плазмы. В результате этого образуются мощнейшие потоки плазмы, выбрасывающие огромные массы газа в солнечную корону. Так образуются протуберанцы.

Исследование Солнца

Небесное Светило уже на протяжении многих тысячелетий вызывает восторг и интерес у человечества. У предков оно было главным объектом мифов и сказаний, о нем складывали легенды. Древние народы называли Солнце – Сол, Сурья, Сольвенел, Уту, Ра, Шамас, некоторые изображали его в виде восходящей к небу колесницы. Звезде поклонялись, а майя, ацтеки и инки считали, что она нуждается в человеческих жертвах.

В честь Солнца возводили дворцы и строили храмы. До сих пор в Англии, Ирландии, Мальте и Египте сохранились каменные мегалиты, с помощью которых определяли дни летнего и зимнего солнцестояния. Первобытные методы исследования Солнца давали мало достоверной информации о звезде, так как объект ассоциировался с божеством.

Каменные мегалиты в Англии

Первые научные работы стали появляться лишь в I тыс. до н.э. – вавилонские мудрецы отметили, что небесное светило перемещается по эклиптике неодинаково.

Существенный перелом в астрономии произошел, когда Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель мира, в которой Солнце являлось центром Вселенной. А в XVII веке, после появления телескопа, удалось отобразить первые детали звезды.

Активное изучение Светила началось лишь в ХХ веке с приходом технического прогресса. В середине ушедшего столетия в космос были запущены спутники Пионеры – 5, 6, 7, 8, 9. Именно с их помощью были получены первые представления о магнитных полях на звезде и солнечном ветре. В 70-е годы имеющиеся данные уточнили благодаря Гелиос 1 и 2, которые смогли достичь орбиты Меркурия.

В 80-е годы ХХ века занялись изучением рентгеновских, гамма и УФ-лучей. В 1991-2001 г спутник Yohkoh наблюдал за солнечными вспышками. В 1995 году начала функционировать космическая обсерватория – SOHO, в 2010 ее сменила SDO.

Исследования Светила на этом не заканчиваются, так как от его активности зависит дальнейшее будущее человечества. Ни для кого уже не секрет, что активность Солнца, так или иначе, влияет на Землю. Звезда является мощным источником радиации, от которой нас спасает только магнитное поле нашей планеты. В ближайшем будущем планируется запуск зондов, которые будут отслеживать и фиксировать все перемены на Светиле, а также измерять частички и энергию солнечной короны.

Нейтринный телескоп

Нейтринный телескоп необходим для того, чтобы исследовать Вселенную и выяснять причины возникновения высокоэнергетических излучений в космосе.

Нейтрино представляет собой элементарную частичку, которая очень слабо взаимодействует с веществом. Благодаря такой особенности эта частичка способна за доли секунды пролететь сквозь Земной шар и даже не заметить его. Открытие нейтрино выводит астрономические исследования совершенно на новый уровень. Нейтрино способны проникать через любую материю, не поглощаться космической пылью и не взаимодействовать с магнитными полями. Каждую секунду через человека пролетают триллионы таких частичек, а он этого даже не замечает. В космическом пространстве источник нейтрино – звезды и планеты.

Строительство нейтринного телескопа является масштабным и дорогостоящим проектом. Чтобы избавиться от фонового излучения окружающей среды располагаться он должен под землей. В 1960 году М.А. Марков в качестве альтернативы предложил расположить телескоп под толщей воды.

На сегодняшний день существует несколько проектов создания телескопов. Один из них – Байкальский нейтринный телескоп.

Строительство Байкальского нейтринного телескопа

Схема одного кластера Байкальского нейтринного телескопа Источник

На сегодняшний день запущены уже 5 кластеров, в составе которых 1440 оптических модулей. Окончание строительства планируется в 2021 году, что позволит сделать установку одной из крупнейших во всем мире.

Еще один нейтринный телескоп расположен в Антарктиде. Он носит название IceCube и является крупнейшим в мире. В 2013 году зафиксировали первые нейтрино высоких энергий, которые родились далеко за пределами Солнечной системы. Еще один нейтринный телескоп располагается в Средиземном море. Планируется, что все три телескопа войдут в международную нейтринную обсерваторию и сделают колоссальный прорыв в исследовании космоса, и непосредственно Солнца.

Источник

High Star

Общие сведения

Солнце сформировалось примерно 4,5 миллиарда лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа.

Солнце — ближайшая к Земле звезда. Средняя удалённость Солнца от Земли — 149,6 млн км

Температура солнечной поверхности 6000 градусов, а в его недрах, близко к центру Солнца, температура достигает 15 млн. градусов.В центре Солнца температура достигает 14 миллиардов градусов. В солнечном ядре происходит превращение водорода в гелий с выделением огромного количества энергии.

При такой невообразимо высокой температуре в солнечном веществе происходят изменения: водород постепенно превращается, как бы «перегорая», в гелий. При этом солнечное цещество превращается в свет и тепло, благодаря которым на Земле существует жизнь.

Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле и определяет климат.

По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного горючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается.

Солнце светит и как бы «тает», непрерывно уменьшаясь в массе. Но Солнце так огромно, что даже при таком расходе вещества и энергии оно будет светить ещё миллиарды лет.

На поверхности Солнца почти всегда наблюдают тёмные пятна. Здесь солнечные газы на несколько сотен градусов холоднее, чем окружающая их солнечная поверхность, — поэтому пятна и кажутся тёмными. Количество пятен на Солнце меняется периодически — примерно каждые лет их число становится наибольшим. В это время, как говорят астрономы, Солнце бывает особенно активным. Все процессы на Солнце становятся более бурными, усиливаются излучения Солнца, и это тотчас сказывается на жизни нашей планеты. В годы усиленной солнечной активности чаще бывают полярные сияния, погода становится неустойчивой.

Вокруг Солнца во все стороны простирается солнечная атмосфера, состоящая, как и всё Солнце, в основном из водорода и гелия. Во время полных солнечных затмений, когда Солнце полностью закрыто Луной, вокруг Солнца вспыхивает на несколько минут солнечная корона — жемчужно-серебристое сияние с длинными выступами. Это самые внешние части солнечной атмосферы.

Учёные ведут наблюдения за Солнцем в обсерваториях с помощью солнечных телескопов. Большое значение имеют орбитальные обсерватории, которым не мешает земная атмосфера.

Внутреннее строение Солнца

С точки зрения строения Солнце можно условно разделить на четыре зоны, в которых происходят различные физические процессы. Энергия излучения и тепловая энергия Солнца возникают глубоко внутри него, в солнечном ядре, и затем передается внешним слоям посредством излучения.

Ближе к поверхности в передаче тепла начинают участвовать конвективные потоки плазмы (солнечное вещество начинает «кипеть»). Слой, в котором это происходит, называется конвективной зоной. Он начинается на глубине примерно 0.7 радиуса Солнца. Здесь между конвективной и радиационной зонами располагается очень тонкая граница раздела, называемая тахоклином. Предполагается, что на ней формируются солнечные магнитные поля.

Солнечное ядро

Солнечное ядро простирается от центра Солнца на расстояние в 173 тыс. км. Ядро — самая горячая часть Солнца, температура в ядре составляет 15 млн К (для сравнения: температура поверхности равна 6 тыс. К). Плотность ядра — 150 тыс. кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды на Земле).

Анализ данных, полученных космическим аппаратом SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности.

Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.

Зона лучистого переноса

Лучистая зона Солнца начинается на границе ядра (0.2 солнечного радиуса), и простирается до 0.7 радиуса. Внутри лучистой зоны солнечное вещество достаточно горячее и плотное для того, чтобы тепловое излучение передавало тепло ядра за пределы Солнца.

Траектория, которая требуется фотонам, называется «случайное блуждание». Вместо движения прямого луча света, они путешествуют зигзагами, в конечном счете достигая поверхности Солнца. Фактически, отдельному фотону может потребоваться 200,000 лет, чтобы совершить путешествие через радиационную зону Солнца. Поскольку они переходят от частицы к частице, фотоны теряют энергию. Это хорошо, так как мы бы не хотели получать только гамма-излучение, струящееся из Солнца. Как только эти фотоны достигают космоса, им требуется примерно 8 минут, чтобы достичь Земли.

Плотность плазмы при переходе от внутренней к внешней границе лучистой зоны резко уменьшается от 20 г/см3, что примерно равно плотности золота, до всего лишь 0.2 г/см3, что меньше, чем плотность воды. Температура на том же расстоянии падает от 7 миллионов градусов до примерно 2 миллионов.

Конвективная зона

Снаружи радиационной зоны есть еще слой, называемый конвективная зона, где тепло изнутри Солнца переносится в столбах горячего газа.

Конвекционная зона начинается на глубине в 0,3 радиуса и простирается вплоть до поверхности Солнца (вернее, его атмосферы). Ее подошва нагрета до 2 млн градусов, в то время как температура внешней границы не достигает и 6000°C. От лучевой зоны ее отделяет тонкий промежуточный слой — тахоклин. В нем происходят интереснейшие, но пока не слишком изученные вещи. Во всяком случае есть основания считать, что движущиеся в тахоклине потоки плазмы вносят основной вклад в формирование солнечного магнитного поля.

Вещество в конвективной зоне перемещается весьма запутанным образом. От ее подошвы восходят мощные, но медленные потоки горячей плазмы (поперечником в сотню тысяч километров), скорость которых не превышает нескольких сантиметров в секунду. Навстречу им опускаются не столь могучие струи менее нагретой плазмы, скорость которых измеряется уже метрами в секунду. На глубине в несколько тысяч километров восходящая высокотемпературная плазма разделяется на гигантские ячейки. Наиболее крупные из них имеют линейные размеры порядка 30–35 тысяч километров — их называют супергранулами. Ближе к поверхности образуются мезогранулы с характерным размером в 5000 км, а еще ближе — в 3–4 раза меньшие гранулы. Супергранулы живут около суток, гранулы — обычно не более четверти часа. Когда эти продукты коллективного движения плазмы добираются до солнечной поверхности, их легко увидеть в телескоп со специальным фильтром.

Движение гранул на поверхности Солнца, снятое шведским солнечным телескопом:

Атмосфера Солнца

Атмосфера Солнца устроена довольно сложно. Весь солнечный свет уходит в космос с ее нижнего уровня, который называют фотосферой. Основным источником света служит нижний слой фотосферы толщиной в 150 км. Толщина всей фотосферы составляет около 500 км. Вдоль этой вертикали температура плазмы снижается от 6400 до 4400 К.

Атмосферой Солнца называют три внешних слоя Солнца, расположенные выше конвективной зоны, и состоящие (по числу атомов) в основном из водорода, 10% гелия, 1/1000 углерода, азота и кислорода и 1/10 000 металлов вместе со всеми остальными химическими элементами.

Атмосферу Солнца принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону, которая переходит в солнечный ветер. Атмосфера Солнца во многом определяется его составом. В нем присутствуют следующие элементы:

Фотосфера

В фотосфере постоянно возникают области пониженной (до 3700 К) температуры, которые светятся слабее и обнаруживаются в виде темных пятен. Количество солнечных пятен изменяется с периодом в 11 лет, но они никогда не покрывают больше 0,5% площади солнечного диска.

Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до нас уже не доходит.

Поверхность Фотосферы Солнца покрыта гранулами. Размер гранул от 200 до 2000 км, продолжительность их существования от 1 до 10 мин. Гранулы являются верхушками конвективных ячеек, расположенных в конвективной зоне.

Ниже фотосферы, Солнце становится непрозрачным для видимого света, и астрономы должны использовать другие методы для зондирования внутренней части. Температура фотосферы около 6000 Кельвин, и отдает желто-белый свет, который мы видим.

Хромосфера

Хромосфера обнаруживается при полном солнечном затмении как тонкий окрашенный (розоватый) ободок вокруг Солнца. Отсюда и ее название.

Солнечное затмение 1999 года. Хромосфера видна в виде тонкой розовой полоски вокруг диска Луны.

Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная Hα (H-альфа) линия излучения водорода. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами (из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Анджело Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями). Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов. Хромосферу принято разделять на две зоны:

Плотность хромосферы Солнца невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой. Её также можно наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров.

В хромосфере постоянно наблюдаются темные вытянутые структуры — хромосферные волокна (их разновидность — всем известные протуберанцы). Они представляют собой сгустки более плотной и холодной плазмы, поднятой из фотосферы петлями магнитного поля. Видны и участки повышенной яркости — флоккулы. И наконец, в хромосфере постоянно появляются и через несколько минут исчезают продолговатые плазменные структуры — спикулы. Это своего рода путепроводы, по которым материя перетекает из фотосферы в корону.

Солнечная корона

Солнечная корона – тускло светящееся гало, образованное раскалённым газом вокруг диска Солнца. Поскольку это свечение слабее свечения Солнца, корона хорошо видна только во время солнечных затмений, когда диск светила закрыт Луной.

Солнечная корона.

Солнце постепенно исчезает «в пасти дракона» (точнее, в тени Луны) и гаснет его последний луч, появляется «бриллиантовое кольцо», а затем вспыхивает жемчужное сияние солнечной короны.

Корона — самая горячая часть атмосферы, ее температура достигает нескольких миллионов градусов. Этот нагрев можно объяснить с помощью нескольких моделей, базирующихся на принципах магнитной гидродинамики. К сожалению, все эти процессы очень сложны и изучены весьма слабо. Корона также насыщена разнообразными структурами — дырами, петлями, стримерами.

Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона. K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9—10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца — около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9-10′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

Солнечный ветер

Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и неионизированных частиц (электрически нейтральных) содержатся в очень незначительном количестве.

Хотя солнечный ветер исходит из внешнего слоя Солнца, он не отражает состава элементов в этом слое, так как в результате процессов дифференциации содержание некоторых элементов увеличивается, а некоторых — уменьшается (FIP-эффект).

Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. Многолетние наблюдения на орбите Земли (около 150 млн км от Солнца) показали, что солнечный ветер структурирован и обычно делится на спокойный и возмущённый (спорадический и рекуррентный). Спокойные потоки, в зависимости от скорости, делятся на два класса: медленные (примерно 300—500 км/с около орбиты Земли) и быстрые (500—800 км/с около орбиты Земли). Иногда к стационарному ветру относят область гелиосферного токового слоя, который разделяет области различной полярности межпланетного магнитного поля, и по своим свойствам близок к медленному ветру.

Удаляясь всё дальше от своего «прародителя» – Солнца, ветер ослабевает и проходит несколько пограничных областей. Первая из них удалена от светила на расстояние 95 а.е. (а.е. – астрономическая единица, равная среднему расстоянию от Земли до Солнца и составляющая 149 598 100 ± 750 км). Так называемая – «граница ударной волны». Именно на ней происходит торможение солнечного ветра со сверхзвуковых скоростей.

Пролетев ещё 40 а.е., поток ионизированных частиц под воздействием межзвёздного вещества полностью тормозится. Определяемая астрофизическими процессами граница торможения носит название гелиопаузы. Пространственная область, ограниченная гелиопаузой получила название – гелиосфера.

Постоянно изменяющиеся потоки солнечного ветра запросто могли бы уничтожить всё живое на поверхности Земли. Для защиты от столь «грозного оружия» имеется «надёжный щит» в виде магнитосферы. Паритет данного противостояния довольно изменчив и часто вызывает геомагнитные бури. Неудивительно, что в 1990 году приобрёл актуальность термин – «космическая погода», в основном отражающий текущее состояние магнитного поля Земли.

Солнечный ветер, пролетая вокруг Земли, вызывает массу природных явлений. Среди них: магнитные бури, полярные сияния, радиационные пояса планеты. Не так давно выяснилась закономерность увеличения количества молний от роста потока ионизированных частиц нашей звезды.

Влияние Солнца на Землю

Влияние на живую природу

И животным, и растениям очень важен свет Солнца (в частности, это касается и людей). Некоторые люди просыпаются и бодрствуют только тогда, когда светит Солнце (это касается и большинства млекопитающих, земноводных и даже большинства рыб).

Протяженность солнечного дня оказывает значительное влияние на жизнедеятельность организмов на Земле. В частности, зимой и осенью, когда Солнце в Северном полушарии стоит низко над горизонтом и продолжительность светового дня мала и мало поступление солнечного тепла, природа увядает и засыпает — деревья сбрасывают листья, многие животные впадают на длительный срок в спячку (медведи, барсуки) или же сильно снижают свою активность.

Вблизи полюсов даже во время лета поступает мало солнечного тепла, из-за этого растительность там скудная — причина унылого тундрового пейзажа, и мало какие животные могут проживать в таких условиях.

Весной же вся природа просыпается, трава распускается, деревья выпускают листья, появляются цветы, оживает животный мир. И всё это благодаря всего одному-единственному Солнцу. Его климатическое влияние на Землю бесспорно. Именно благодаря наклону оси планеты относительно плоскости орбиты и (в гораздо меньшей степени) планетарной эллиптической орбите обращения вокруг Солнца, солнечная энергия неравномерно поступает в разные районы Земли в разные времена года, что сформировало полностью климат и климатические пояса планеты.

В зелёных листьях растений содержится зелёный пигмент-хлорофилл. Этот пигмент является важнейшим катализатором на Земле в процессе фотосинтеза. С помощью хлорофилла происходит реакция диоксида углерода и воды — фотосинтез, и одним из продуктов этой реакции является кислород, который необходим для жизни почти всему живому на Земле и глобально повлиял на эволюцию нашей планеты — в частности, радикально изменился состав минералов.

Реакция воды и углекислого газа происходит с поглощением энергии, поэтому в темноте фотосинтез не происходит. Фотосинтез, преобразуя солнечную энергию и производя при этом кислород, дал начало всему живому на Земле. При этой реакции образуется глюкоза, которая является важнейшим сырьём для синтеза целлюлозы, из которой состоят все растения. Поедая растения, в которых за счёт Солнца накоплена энергия, существуют и животные.

Растения Земли поглощают и усваивают всего около 0,3 % энергии излучения Солнца, падающей на земную поверхность. Но и этого, на первый взгляд, маленького количества энергии достаточно, чтобы обеспечить синтез огромного количества массы органического вещества биосферы. В частности, постепенно, переходя от звена к звену, солнечная энергия достаётся всем живым организмам в мире, включая и людей. Благодаря использованию минеральных солей почвы растениями в состав органических соединений включаются также следующие химические элементы: азот, фосфор, сера, железо, калий, натрий, а также многие другие элементы. Впоследствии из них строятся огромные молекулы белков, нуклеиновых кислот, углеводов, жиров-веществ, жизненно необходимых для клеток.

Влияние на неживую природу

Земная поверхность и нижние слои воздуха — тропосфера, где образуются облака и возникают другие метеорологические явления, непосредственно получают энергию от Солнца. Солнечная энергия постепенно поглощается земной атмосферой по мере приближения её к поверхности Земли — далеко не все виды излучения, испущенного Солнцем, попадают на Землю. На Землю доходит только 40 % солнечного излучения, 60 % излучения же отражается и уходит обратно в космос.

В настоящее время наблюдается тенденция к увеличению поглощаемого Землёй количества солнечного тепла по причине увеличения количества в атмосфере Земли парниковых газов (см. Парниковый эффект). Под действием солнечного света и понижения атмосферного давления умеренного или резкого, на Земле происходят такие природные явления, как туман, дождь, снег, град, смерч, ураган.

Происходит перемещение огромного количества воды на Земле, действуют такие океанические течения как Гольфстрим, течение Западных Ветров и т. д. Не будь всего этого — на Земле не было бы жизни. Под действием солнечного тепла образуются облака, бушуют ураганы, дует ветер, существуют волны на море, а также происходят медленные, но необратимые процессы выветривания, эрозии горных пород. Все эти явления и делают нашу планету настолько разнообразной, неповторимой и красивой.

Все эти процессы на Земле происходят за счёт воздействия на Землю не всех видов солнечного излучения, а только некоторых его видов — это, в основном, видимое и инфракрасное излучение. Именно воздействие последнего вида излучения нагревает Землю и создаёт погоду на ней, определяет тепловой режим планеты.

Приливные силы, создаваемые гравитацией Солнца, (примерно в два раза более слабые, чем приливные силы Луны), вносят свой вклад в формирование приливов и отливов в морях и океанах Земли.

Влияние солнечного ветра

Помимо этого в атмосферу Земли проникает поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство (солнечный ветер), видимых во многих районах близ полюсов планеты, как «северное сияние» (полярные сияния).

Множество природных явлений связано с солнечным ветром, в том числе магнитные бури, полярные сияния и различные формы кометных хвостов, всегда направленных от Солнца.

Солнечная активность вызывает возмущения в магнитосфере Земли, которые, в свою очередь, могут воздействовать на земные организмы. Раздел биофизики, изучающий подобные влияния, называется гелиобиологией.

Влияние ультрафиолетового излучения

Ультрафиолетовое излучение Солнца разрушает молекулу кислорода, которая распадается на два составляющих её атома (атомарный кислород), и возникшие таким путём свободные атомы кислорода соединяются с другими молекулами кислорода, которые ещё не успели разрушиться солнечным ультрафиолетовым излучением, и в результате получается его аллотропная модификация, состоящая из трёх атомов кислорода — озон. Озон жизненно важен для существования жизни на Земле. Образуется он за счёт солнечного излучения и магнитного поля Земли, вследствие их взаимодействия возникает электростатическое поле в высоких слоях атмосферы, ниже которого образуется озон и формируется озоновый слой, а электростатическое поле Земли выражается благодаря атмосферным электрическим разрядам — молниям. Благодаря этому процессу до поверхности Земли доходит лишь малая часть жёсткого ультрафиолетового излучения. Ультрафиолетовые лучи опасны для человека и животных, и поэтому образование озоновых дыр представляет серьёзную угрозу для человечества.

Однако в небольшом количестве ультрафиолет необходим человеку. Так, под действием ультрафиолета образуется жизненно необходимый витамин D. При его недостатке возникает серьёзное заболевание — рахит, которое может возникнуть по оплошности родителей, которые прячут своих детей вдали от солнечного света. Недостаток витамина D опасен и для взрослых, при недостатке данного витамина наблюдается размягчение костей не только у детей, но и у взрослых (остеомаляция).

Из-за недостатка поступления ультрафиолетовых лучей может нарушиться нормальное поступление кальция, вследствие чего усиливается хрупкость мелких кровеносных сосудов, увеличивается проницаемость тканей. Недостаточность солнечного света проявляется также в бессоннице, быстрой утомляемости и др. Поэтому человеку периодически необходимо бывать на солнце.

Ультрафиолетовые лучи также в небольшом количестве (в большом количестве они могут вызвать рак кожи) усиливают работу кровеносных органов: повышается количество белых и красных кровяных телец (эритроцитов и тромбоцитов), гемоглобина, увеличивается щелочной резерв организма и повышается свёртывание крови. При этом дыхание клеток усиливается, процессы обмена веществ идут активнее.

Ультрафиолетовые лучи позитивно воздействуют на организм и посредством других природных факторов — они способствуют ускорению самоочищения атмосферы от загрязнения, вызванного антропогенными факторами, способствуют устранению в атмосфере частичек пыли и дыма, устраняя смог.

Источник

Солнце: его температура, масса, размер, строение, состав, атмосфера, жизненный цикл, солнечная активность

Солнце – ближайшая звезда к Земле. Это также и источник жизни на планете. На заре развития цивилизаций у многих народов именно бог Солнца был самым главным, а все другие божества только подчинялись ему. Характерно, что мифы разных народов по своему объясняли происхождение дневной звезды и ее роль. Сегодня же, в ХХI веке, астрономия может рассказать о Солнце куда больше, чем древние мифы. Поэтому в статье мы расскажем что же происходит внутри звезды и, самое главное: что же будет с ней спустя миллионы лет.

Общая характеристика

Характеристики Солнца важны для понимания его места среди других подобных светил. Солнце являет собой огромный газовый шар, нагретый до невообразимо высоких температур. Диаметр Солнца – 1 млн. 392 тыс. 700 км. Эта величина в 109 раз больше земной. Масса Солнца внушительна и составляет около двух нонниллионов килограмм (1,98⋅1030 кг). Это в 332 946 раз больше земной массы. Интересно, что на массу всех планет, спутников, астероидов, комет, межпланетного газа и пыли, находящихся в Солнечной системе, приходится всего лишь 0,13%. Плотность Солнца несколько больше воды и равна 1,4 г/см3.

Мы наблюдаем Солнце как диск желтого цвета, но на самом деле оно так не выглядит. Звезда излучает белый цвет. Однако у поверхности Земли Солнце выглядит как диск желтого оттенка из-за рассеивания в атмосфере и поглощения части излучения.

В Млечном пути находятся сотни миллиардов таких же звезд, подобных Солнцу. Самая близкая к нашей планете звезда – Проксима Центавра находится на расстоянии свыше четырех световых лет (или около 40 трлн. км).

Солнце – это звезда класса «желтый карлик» — G2V. Это значит, что во Вселенной есть гораздо большие звезды. Так, в Галактике есть объекты, радиус которых в 2 тыс. раз больше солнечного. Радиус Бетельгейзе – ближайшего к нам красного сверхгиганта больше солнечного примерно в 1200 раз.

Если изобразить схему Солнечной системы и поместить внутри нее Бетельгейзе, то она будет простираться до орбиты Юпитера.

Расстояние до Солнца от Земли в среднем составляет 150 млн. км — оно равняется одной астрономической единице. Видимый угловой диаметр для наблюдателя с земной поверхности немногим превышает половину градуса. Звезда находится примерно в 26 тыс. световых лет от центра Млечного Пути. Скорость вращения Солнца вокруг центра галактики – 230 километров в секунду.

Источник тепла и света Солнца – термоядерные реакции. После слияния четырех протонов образуется один атом гелия и энергия. В недрах Солнца происходят и другие реакции, в результате которых, например, образуются атомы металлов.

Приблизительно до 150 астрономических единиц в космосе доминирует так называемый солнечный ветер.

Солнце обращается вокруг своей оси. Вращение это неодинаково. В районе экватора звезда делает один оборот за 25 суток, а в районе полюсов – за 34 суток.

Таблица основных физических характеристик Солнца

Состав Солнца

Солнце состоит из водорода (на его долю приходится свыше 73 % массы) и гелия (около 25%). Другие вещества присутствуют в ничтожном количестве (около 1,5%). В числе этих полутора процентов – азот, кислород, железо, никель, магний и проч. Химический состав Солнца постоянно изменяется по причине постоянно происходящих реакций ядерного синтеза. Массовая доля водорода неуклонно уменьшается, превращаясь в гелий. Гелий также «выгорает», превращаясь в более тяжелые химические элементы.

Строение Солнца

Ошибочно мнение, будто дневная звезда состоит только из одного разогретого вещества. Строение Солнца довольно сложное. В нем различают шесть слоев. Причем 3 из них внутренние, а 3 образуют так называемую атмосферу. Узнаем подробнее, из чего состоит Солнце.

Внутренние слои Солнца

Внутреннее строение Солнца долгое время было загадкой для астрономов. Только в ХХ веке ее удалось разгадать. Внутри Солнца находятся следующие слои.

Это центральная часть звезды. Здесь происходят реакции ядерного синтеза. Радиус ядра – примерно 150 тыс. км.

Температура внутри Солнца доходит до невообразимых 15 миллионов градусов Кельвина. Давление же здесь составляет около 300 миллиардов атмосфер (свыше 30 000 трлн. Па). Из-за этого плотность солнечного ядра достигает 150 кг/см3 (что в 6,67 раз больше наиболее тяжелого металла на Земле – осмия).

Указанные параметры идеально подходят для реакций ядерного синтеза. Именно здесь появляется энергия, необходимая для поддержания жизни всего живого на нашей планете. Все другие участки Солнца имеют высокую температуру из-за перехода энергии из ядра. Сами они эту энергию не продуцируют.

Зона лучистого переноса

Ее еще называют зоной радиации. Она находится непосредственно над ядром. Радиус внешней границы лучистого переноса составляет 490 тыс. км. Температура медленно снижается до 2 миллионов градусов. Из-за снижения температуры уменьшается давление, в результате чего плотность солнечного вещества достигает 0,2 г/ см3. Конвекционного перемещения в этой зоне нет.

Энергия в зоне лучистого переноса распространяется путем постоянных поглощений, излучений фотонов протонами. Частицы могут двигаться в любом направлении. Этот процесс довольно медленный: из ядра фотон выходит наружу приблизительно 170 тысяч лет. Иными словами, мы сейчас видим свет, образовавшийся на Солнце, когда на Земле была ледниковая эпоха.

Зона конвективного переноса

Толщина конвективной зоны составляет около 200 тыс. километров. Плотность вещества здесь уже невелика, и оно активно перемещается. То есть разогретое вещество интенсивно поднимается вверх, отдает тепло, охлаждается и идет вниз. Скорость конвекции доходит до 6 километров в час. Эти процессы способствуют образованию солнечного магнитного поля.

На поверхности температура Солнца достигает 6 тысяч градусов, а вот плотность примерно в 1000 раз ниже, чем у земной атмосферы.

Солнечная поверхность неоднородна и имеет области с меньшей яркостью. Они называются пятнами. Продолжительность существования пятен – несколько дней. Интересно, что на Солнце могут быть пятна, которые превышают диаметр Земли. На поверхности Солнца также существуют:

Данные современных исследований показывают, что значение конвективных переносов чрезвычайно высоко. Именно в конвективной зоне происходят всевозможные движения солнечного вещества.

Строение Солнца

Атмосфера

Когда говорят об атмосфере Солнца, как правило, выделяют следующие 3 слоя: фотосферу, хромосферу и корону.

Фотосфера

Это самый нижний слой солнечной атмосферы. Это та область, которую мы видим с Земли, ведь Солнце излучает свет и тепло, распространяющиеся на все объекты в Солнечной системе. Толщина этого участка атмосферы – до 400 км.

Из фотосферы, или внешней излучающей поверхности Солнца на Землю попадает большинство излучения. Лучи из глубоко расположенных слоев к нам не поступают. Температура фотосферы снижается с 6000 градусов Кельвина до 4400. Эффективная температура рассчитывается по закону Стефана-Больцмана: мощность излучения абсолютно черного тела прямо пропорциональна температуре тела, возведенной в четвертую степень.

Фотосфера являет видимую поверхность нашей дневной звезды. По ней мы можем определить размеры Солнца и прочие параметры.

Хромосфера

Этот слой расположен над фотосферой. Толщина солнечной хромосферы составляет около 2 тыс. км. С Земли ее наблюдать довольно сложно из-за незначительной яркости. Хромосфера доступна земному наблюдателю во время солнечного затмения. В это время она светится красным светом.

Цвет хромосферы – красный. Название «хромосфера» произошло, по-видимому, от ее цвета. Красный оттенок объясняется тем, что в спектре преобладает линия излучения водорода серии Бальмера.

В толщи этого слоя наблюдаются спикулы – плазменные столбы, которые выбрасываются из нижних слоев. Длина одного такого столба может достигать 20 тыс. км. По мере возрастания высоты температура хромосферы возрастает и достигает 20 тыс. градусов на верхней границе.

Корона

Это самый верхний слой солнечной атмосферы. Ее границы не определены. Солнечная корона характеризуется наличием крайне разреженного вещества. Температура этой области достигает нескольких миллионов градусов. В отдельных ее участках температура может достигать 20 миллионов градусов.

Солнечная корона видна только при полном затмении. Это объясняется тем, что плотность ее вещества крайне мала, а, следовательно, яркость слоя незначительна. Форма короны изменяется зависимо от фазы цикла. В максимум активности она приближается к кругу, а в минимум – вытягивается. Солнечная корона излучает ультрафиолетовые и рентгеновские лучи.

Строение атмосферы Солнца таит в себе много загадок. На сегодня неизвестно, почему температурные показатели солнечной короны достигают столь высоких значений. В короне иногда можно обнаружить протуберанцы. Высота одного такого «факела» может превышать полтора миллиона километров.

Огромный протуберанец в форме Эйфелевой башни был зафиксирован в 2015 году. Он был высотой в несколько диаметров Земли и просуществовал около двух дней.
Источник: NASA GODDARD

Магнитное поле

Солнце имеет собственное магнитное поле. Различают глобальное и несколько локальных полей.

Глобальное магнитное поле Солнца имеет цикличность примерно в 11 лет. С ней связаны изменения частоты появления пятен. Это явление называется «цикл Швабе». Этот ученый еще в 19 веке приметил, что число пятен на поверхности Солнца подвержено периодическим изменениям. Несколько позже стало очевидно, что такие изменения связаны с колебаниями магнитного поля. Следовательно, необходимо два 11-летних цикла, чтобы состояние возвратилось к прежнему. Этот 22-летний цикл называется «цикл Хейла».

Кроме того, в различных участках Солнца наблюдаются локальные магнитные поля разной интенсивности. Их параметры могут быть разными. Редко когда время существования такого магнитного поля превышает 10 дней. Локальные поля чаще всего обнаруживаются возле солнечных пятен.

Горячая плазма показывает линии магнитного поля, выходящие из активных областей Солнца.
Источник: NASA GODDARD

Жизненный цикл Солнца

Эволюция Солнца – вопрос, интересующий не одно поколение астрономов. Ученые оценивают возраст Солнца в 4,5 миллиарда лет. Оно возникло из газопылевого облака, сжимающегося под воздействием сил гравитации. Из такого же облака возникли и все остальные объекты Солнечной системы, в том числе и наша планета. Из-за сжатия начинает возрастать плотность и температура. Когда температура и давление возросли до необходимых значений, начались термоядерные реакции. Так, собственно, и начался жизненный цикл Солнца.

Масса нашей дневной звезды постепенно снижается из-за реакций ядерного синтеза. Ежесекундно 4 миллиарда тонн вещества Солнца превращается в энергию. Однако запасов водорода для поддержания протекания протон-протонной термоядерной реакции хватит на несколько миллиардов лет.

Температура светила увеличивается на 10 процентов каждые 1,1 млрд. лет. Это дает основания предположить, что раньше температура воздуха на планете была ниже, а на Венере, вероятно, могла бы существовать вода в жидкой фазе (сейчас температура Венеры такова, что на ней может плавиться свинец). Поскольку в будущем светимость Солнца будет возрастать, это приведет к увеличению температуры на Земле. Из-за высокой температуры испарятся океаны, молекулы воды, увлекаемые движением, улетучатся в космическое пространство и разложатся на атомы кислорода и водорода, а сама Земля превратится в безжизненное космическое тело.

Жизненный цикл Солнца

Из-за уменьшения количества водорода на Солнце будет уменьшаться ядро. Но сама звезда «раздуется». Примерно через 6,5 млрд лет водород на Солнце выгорит. Однако ядерные реакции синтеза на этом не остановятся: начнет выгорать гелий, причем этот процесс будет происходить не в ядре, а в оболочке Солнца. Вследствие этого размеры Солнца увеличатся, и оно достигнет орбиты Земли. В этой стадии оно будет красным гигантом.

Однако рано или поздно выгорит гелий. Это произойдет примерно за 110 миллионов лет. В результате пульсаций внешние слои Солнца постепенно отделятся от ядра. Солнечное ядро превратится в белый карлик, и его диаметр будет примерно соответствовать нынешнему земному. Это при том, что масса ядра будет только вдвое меньше нынешнего Солнца.

Белый карлик будет медленно охлаждаться. В этом объекте не протекают ядерные реакции. Приблизительно через 10 миллиардов лет из Солнца останется черный карлик.

Орбита и место расположения Солнца в галактике Млечный Путь

Солнце, как и вся Солнечная система, обращается вокруг центра Млечного пути. В этом центре расположена большая черная дыра. Солнечная система совершает оборот вокруг этого центра приблизительно за 250 миллионов лет.

Расположение Солнечной системы в галактике Млечный путь

Солнце и Солнечная система, а также наша галактика находятся в рукаве Ориона. Скорость вращения галактики равна скорости вращения спиральных рукавов. Из-за этого Солнечная система не попадает под их влияние. Спиральные рукава излучают лучи, уничтожающие все живое на планете.

Солнечный ветер

Так называется поток ионизированных частиц, исходящих от Солнца. Его скорость может достигать 1200 километров в секунду. Потоки солнечного ветра пронизывают все пространство Солнца. Состав частиц в солнечном ветре – протоны, электроны и альфа-частицы.

Существует медленный и быстрый солнечный ветер. Медленный ветер движется со скоростью примерно 400 км/ч и нагрет примерно до полутора миллионов градусов. Его состав примерно отвечает солнечной короне. Быстрый ветер движется с большей скоростью, имеет более низкую температуру, его плотность вдвое выше.

Распространение солнечного ветра

Ежесекундно Солнцем излучается примерно 1,3⋅1036 частиц, уносимых солнечным ветром. Следовательно, за год звезда теряет в массе примерно 2⋅10−14 массы. На Земле регулярно происходят природные явления, которые связаны с распространением солнечного ветра и его возмущениями (например, магнитные бури и северные сияния).

Солнечные циклы и активность

Солнечная активность – это совокупность явлений, связанных с образованием сильных магнитных полей. Их проявление видно в фотосфере как солнечные пятна. Магнитные поля провоцируют вспышки, потоки быстрых частиц, корональные выбросы, возмущения в солнечном ветре, изменения электромагнитного излучение, потоков космических лучей. На Земле эти поля провоцируют магнитные бури и другие явления.

Показателем уровня активности Солнца является число Вольфа. Оно показывает количество пятен на видимой с Земли части звезды. Оно меняется с периодом примерно 11 лет. За последние 300 лет длительность цикла находился в более широких пределах. Им приписывают последовательные номера. В декабре 2019 года начался 11-летний цикл, который продлится предположительно до 2030 года.

Ученые определяют также 22-летний цикл. Фактически, это изменение полярности магнитного поля. Вековой цикл длится примерно 70 – 100 лет. Наконец, радиоуглеродный анализ указывает на наличие 2300-летнего цикла.

Исследование Солнца

Человечество начало интересоваться Солнцем с незапамятных времен. Оно почиталось как божество. Однако уже в античные времена появились первые научные взгляды на звезду. Уже тогда высказывались мнения, что Солнце – центр, вокруг которого вращаются планеты. Такая теория была возрождена Коперником только в 16 веке.

Впервые солнечные пятна стали наблюдать в Китае во времена династии Хань. В 12 веке появились первые рисунки солнечных пятен.

Инструментальное исследование Солнца началось в 1610 г благодаря изобретению телескопа, гелиоскопа. Астроном Кассини вычислил приблизительное расстояние от Земли до Солнца.

В 19 веке был установлен состав Солнца благодаря спектроскопии. В ХХ веке было установлено, что источником энергии Солнца является термоядерная реакция. Впоследствии было установлено, что подобные реакции происходят во всех звездах. В 2020 году были сделаны самые точные снимки нашей дневной звезды.

Источник