Ser vi på stjernen, som har opvarmet og belyst vores planet i milliarder af år, indser vi kun få, at vi har en fungerende naturlig termonukleær reaktor. En sådan formidabel og skræmmende sammenligning er forbundet med solens natur, som ved sin oprindelse og sammensætning er en typisk stjerne i vores galakse. På trods af at processerne der foregår på Solen, ikke kan kaldes livgivende, giver denne stjerne os liv.
Hvad er solen?
Hvorfor er Solen, en stjerne der ligner milliarder andre i Væggevejsgalaksen, så interesseret i astrofysikere og atomforskere? Faktum er, at dette er den nærmeste stjerne til os, takket være, at vi kan forstå essensen af de processer, der raser i universet fra det øjeblik, hvor det er født. Efter at have studeret solen, vil vi forstå, hvad stjernerne er, hvordan de bor, og hvordan dette strålende skuespil slutter. Andre stjerner, på grund af deres betydelige afstand fra vores solsystem, kan ikke vise os egenskaberne ved deres udseende.
Vores stjerne er det centrale formål med solsystemet, hvorom otte planeter, asteroider og dværgplaneter, kometer og andre rumobjekter roterer i deres baner. Solen tilhører G-klassens stjerner i overensstemmelse med Harvard-klassifikationen. I overensstemmelse med klassificeringen af Angelo Secchi er Solen ligesom Arcturus og Capella en gul dværg af II klasse. I modsætning til andre stjerner, der ligger i snesevis af hundredvis af lysår fra vores planet, ligger vores stjerne næsten ved siden af. Jorden er adskilt fra Solen 150 millioner km - en ubetydelig afstand sammenlignet med de enorme afstande, der hersker i universet.
Den nærmeste stjerne til Solen, Proxima Centauri, den røde dværgstjerne, er 4 lysår væk. Vi er langt fra nebulae og stjerneklynger, som er de mest turbulente områder i galaksen. Et sådant arrangement giver stille bevægelse af Solen i sin kredsløb i 14 milliarder år, siden Melkevejsgalaksen og vores univers som helhed blev dannet. Hastigheden af stjernen i kredsløb omkring det galaktiske centrum er 200 km pr. Sekund.
Ved jordstandarder er 150 millioner kilometer en lang afstand. Men selv på en sådan måde føler vi helt den varme, der udstråler fra solen. Lyset af vores stjerne kommer til os i 8 sekunder og fortsætter med at opvarme og belyse vores planet. Det handler om størrelsen af vores stjerne. På trods af at vores stjerne tilhører normale stjerner med en gennemsnitlig masse, overstiger dens masse 700 gange massen af alle himmellegemer i solsystemet. Solens størrelse i dag er defineret og beløber sig til 1 million 392 tusind 20 km. Dette er 109 gange jordens diameter.
Solens oprindelse, dets liv og død
Vores stjerne blev født sammen med andre stjerner for mere end 4-5 milliarder år siden. Gaskylen, som blev dannet som et resultat af kosmiske katastrofer i enorm skala, blev fødestedet til solen. Ifølge en version dukkede skyer af gas som følge af Big Bang, som rystede plads. Med hensyn til dets sammensætning bestod gas- og støvskyde af 99% hydrogenatomer. Kun 1% kom fra heliumatomer og andre elementer. Hele sættet af elementer under tyngdekraftenes kræfter modtog den nødvendige impuls og begyndte at komprimere tæt til et stof.
Jo hurtigere massen voksede, jo hurtigere blev rotationshastigheden. Atomer blev kombineret til dannelse af store forbindelser, der dannede molekylært hydrogen og helium. Som et resultat af fysiske processer og hurtig rotation blev der dannet en sfærisk formation i midten af skyen. En protostar dukkede op - den ældste form, der går forud for den efterfølgende dannelse af en fuldverdig stjerne. Den oprindelige mængde kosmisk gas oversteg den nuværende størrelse af vores solsystem. I fremtiden begyndte stjernemateriale under påvirkning af tyngdekraften at krympe tæt og øge den fremtidige stjernes masse.
Sammen med et fald i protostarens størrelse steg trykket inde i det stellære stof. Dette medførte igen en hurtig stigning i temperaturen inden for gasdannelsen. Høj densitet og temperatur på 100 millioner. Kelvin lancerede processen med termonuklear fusion af hydrogen.
Termonuklear reaktion genererer en enorm mængde varme- og lysenergi, som spredes fra solens indre områder til overfladen. Hvert sekund fra overfladen fordampes mere end 4 millioner tons i åbent rum. Da vores stjerne har eksisteret i mere end en milliard år og fortsætter med at skinne uden synlige og betydelige ændringer, kan vi konkludere, at vores solens reserver er enorme. Når denne reserve er opbrugt, er det kun at gætte, lave matematiske beregninger. At dømme ved beregninger af videnskabsmænd, vil solen stadig varme og skinne et dusin milliarder år, indtil lagrene af termonukleært brændsel løber ud.
Når intensiteten af termonukleære processer dør ud, begynder den endelige fase af stjernens liv. Stjernens densitet vil falde, men størrelsen vil stige betydeligt. I stedet for en gul dværg bliver Solen en rød jungle. Efter at have nået dette stadium, forlader vores stjerne hovedsekvensen og vil roligt vente på hans død. Mennesket kan ikke vente på den endelige af dette drama, da den gigantiske Røde Sol vil ødelægge med sin ild næsten hele livet på vores planet. Overfladen af en stor røddisk kan opvarmes til en temperatur på 5800 K. Solens radius bliver 250 gange større end de nuværende værdier.
Gradvist vil overfladetemperaturen falde, og stjernen vil stige i størrelse. Dens lysstyrke øges også mærkbart, med 2.700 gange den nuværende lysstyrke. Den første til at forsvinde er Merkur og Venus. Planet Earth vil uundgåeligt i titusinder af år ophøre med at eksistere. Atmosfæren på planeten forsvinder under påvirkning af solvinden, vandet vil fordampe, og overfladen af planeten bliver til en varm stenblok.
I denne fase vil vores stjerne forblive i flere titusinder af år. Efter at temperaturen i midten af solkernen når 100 millioner Kelvin, vil processen med brænding af helium og kulstof starte. En ny runde kædereaktioner udtømmer til sidst solen. Den stærkt reducerede masse af stjernen vil ikke være i stand til at holde den ydre skal, hvilke pulserende termonukleære processer vil fordrive i rummet. I stedet for en rød kæmpe danner en planetarisk nebula, i midten af hvilken kerne af den tidligere stjerne, en hvid dværg, forbliver. Med andre ord bliver vores gæstfri stjerne i tusindvis af årtier til en lille tæt og varm genstand på størrelse med vores planet. I denne tilstand forbliver stjernen i temmelig lang tid, langsomt døende og smuldrende.
Struktur og struktur af solen
Nærheden af Solen giver dig mulighed for at få en ide om dets struktur og struktur for at få oplysninger om, hvordan denne naturlige fusionsreaktor virker, og hvilke processer der finder sted i den. Det vil være interessant at demontere strukturen, som består af følgende komponenter:
- kerne;
- strålende energizone;
- konvektiv zone;
- tachocline.
Derefter begynder lagene i solstammen:
- photosphere;
- kromosfæren;
- Fremspring.
Stjernen er ikke solid, fordi vi har at gøre med en varm gas, tæt komprimeret til en sfærisk region. Ved sådanne temperaturer er forekomsten af ethvert stof i fast form fysisk umuligt. Solens lyse lys og varme er resultatet af de samme processer, som en person støder på, når man skaber en atombombe. dvs. materie under påvirkning af enormt pres og høje temperaturer omdannes til energi. Hovedbrændstoffet er hydrogen, som i Solen er 73,5-75%, så hovedkilden til varme er processen med termonuklear fusion af brint, koncentreret hovedsageligt i kernen, den centrale del af stjernen.
Solkernen er ca. 0,2 solradius. Det er her, at hovedprocesserne går, hvorfor solen lever og leverer det omgivende rum med lys og kinetisk energi. Processen med strålingsenergioverførsel fra stjernens centrum til de øvre lag udføres i den strålende overførselszone. Her blandes fotoner, der stræber fra kernen til overfladen, med partikler af ioniseret gas (plasma). På grund af dette udveksles energi. I denne del af solkloden er der en speciel zone - tachoklinen, som er ansvarlig for dannelsen af vores stjernes magnetfelt.
Så begynder Solens mest omfattende område - den konvektive zone. Dette område er næsten 2/3 af soldiameteren. Kun radius af den konvektive zone er næsten lig med vores planets diameter - 140 tusind kilometer. Konvektion er en proces, hvor en tæt og opvarmet gas fordeles jævnt over hele det indre volumen af en stjerne mod overfladen og afgiver varme til de næste lag. Denne proces forekommer kontinuerligt og kan ses ved at observere solens overflade med et kraftigt teleskop.
På grænsen til den indre struktur og atmosfæren af stjernen er fotosfæren - en tynd, kun 400 km dyb shell. Det er det vi ser i vores observationer af solen. Photosphere består af granulater og er heterogen i sin struktur. Mørke pletter erstattes af lyse områder. Sådan heterogenitet er forbundet med forskellige perioder med afkøling af overfladen af solen. Hvad angår den usynlige del af spektret af overfladen af vores lysarmatur, er vi i dette tilfælde i stand til at behandle kromosfæren. Dette er et tæt lag af solatmosfæren, og kan kun ses under en solformørkelse.
De mest interessante solobjekter til observation er prominenser, der ligner lange fibre og solkoronaen. Disse formationer er gigantiske hydrogenudslip. Der er prominenser og bevæger sig langs Solens overflade med en enorm hastighed - 300 km / s. Temperaturen af disse sløjfer overstiger mærket 10.000 grader. Solkoronen er de ydre lag af atmosfæren, som er flere gange større end selve stjernens diameter. Den nøjagtige grænse for solkoronaen er ikke. Den synlige grænse er kun en del af denne store uddannelse.
Den sidste fase af solaktivitet er solvinden. Denne proces er forbundet med den naturlige udstrømning af stjernemateriale gennem de ydre lag i det omgivende rum. Solvinden består hovedsagelig af ladede elementære partikler - protoner og elektroner. Afhængig af solaktivitetscyklussen kan solvindens hastighed variere fra 300 km pr. Sekund til 1500 km / s. Dette stof er fordelt gennem solsystemet, hvilket påvirker alle vores himmellegemer i vores nærrum.
Andre stjerner i hovedsekvensen har omtrent samme struktur. Andre himmellegemer, som vi ser i nattehimlen, kan have en anden struktur. Forskelle kan kun bestå i stjernens masse, hvilket i dette tilfælde er en nøglefaktor for stjernernes aktivitet.
Funktioner af vores stjerne
Ligesom alle normale stjerner, hvoraf størstedelen i universet er Solen hovedformålet med vores planetariske system. Den store masse af stjernen og dens dimensioner tilvejebringer en balance af tyngdekraften, der giver en ordentlig bevægelse af himmellegemer omkring det. Ved første øjekast er vores stjerne ikke noget særligt. Men i de seneste år er der gjort en række opdagelser, der gør det muligt for os at hævde solets unikke karakter. For eksempel producerer Solen en størrelsesorden mindre stråling i ultraviolet område end andre stjerner af samme type. En anden funktion er vores stjernes tilstand. Solen tilhører variable stjerner, men i modsætning til sine søstre i rummet, som varierer i intensitet og lysstyrke, fortsætter vores stjerne med at skinne med et jævnt lys.
Det frigiver også en enorm mængde energi, med kun 48% af dette beløb synligt. Usynlig for den menneskelige øje infrarød stråling tegner sig for 45% af solens energi. Af alle de enorme mængder solstråling får vores planet absolut krummer, en halv milliarddel af en andel, men det er nok til at opretholde balancen mellem de betingelser, der er skabt på Jorden.
konklusion
Hvis man estimerer dataene på Solen opnået til dato, kan det ikke siges, at vi grundigt kender vores stjernes natur. Alle ideer om Solens struktur og struktur er baseret på matematiske og fysiske modeller skabt af mennesket. Analyse af processerne inden for vores stjerne og på overfladen giver os mulighed for at finde en forklaring på de processer og fænomener, der opstår på vores planet. Solen er ikke kun en generator af energi, der opvarmer vores planet, men også den mest kraftfulde kilde til radioemission og elektromagnetiske bølger, der påvirker Jordens biosfære. Enhver ændring i Solens aktivitet afspejler straks jordens klima og velfærd.
