СЛЪНЦЕ: ПРОИЗХОД, ХАРАКТЕРИСТИКИ, СТРУКТУРА, СЪСТАВ, АКТИВНОСТ - ARTE - 2026

На Слънцето е звездата, която представлява центъра на Слънчевата система и най-близо до Земята, за които се осигурява енергия под формата на светлина и топлина, което води до токовете на планетата сезона, климата и океана. Накратко, предлагайки основните условия, необходими за живота.

Слънцето е най-важният небесен обект за живите същества. Смята се, че той е произлязъл преди около 5 милиарда години от необятен облак от звездна материя: газ и прах. Тези материали започнаха да се слепват благодарение на силата на гравитацията.

Слънцето осигурява енергия и топлина на планетата, за да може животът да се развива там. Източник: Pexels

Най-вероятно останките на някои свръхнови са преброени там, звезди, унищожени от колосален катаклизъм, което породи структура, наречена прото-звезда.

Силата на гравитацията караше да се натрупва все повече материя и с нея температурата на протостар също се повиши до критична точка, около 1 милион градуса по Целзий. Точно там се запали ядреният реактор, който породи нова стабилна звезда: Слънцето.

В много общи линии Слънцето може да се счита за сравнително типична звезда, въпреки че с маса, радиус и някои други свойства извън това, което би могло да се счита за „средно“ сред звездите. По-късно ще видим в коя категория Слънцето е сред звездите, които познаваме.

Човечеството винаги е било очаровано от Слънцето и е създало много начини да го изучава. По същество наблюдението се извършва чрез телескопи, които са били на Земята дълго време и сега също са на спътници.

Известни са многобройните свойства на Слънцето чрез светлината, например спектроскопията ни позволява да знаем неговия състав, благодарение на факта, че всеки елемент оставя отличителна следа. Метеоритите са друг чудесен източник на информация, тъй като поддържат първоначалния състав на протозвездния облак.

Основни характеристики

Ето някои от основните характеристики на Слънцето, които са били наблюдавани от Земята:

-И формата му е практически сферична, едва се изравнява леко на полюсите поради въртенето си, а от Земята се гледа като диск, поради което понякога се нарича слънчев диск.

-Най-изобилните елементи са водород и хелий.

-Измервана от Земята, ъгловият размер на Слънцето е приблизително ½ градуса.

-Радиусът на Слънцето е приблизително 700 000 км и се изчислява от неговия ъглов размер. Следователно диаметърът е около 1 400 000 км, приблизително 109 пъти по-голям от този на Земята.

-Средното разстояние между Слънцето и Земята е Астрономическата единица на разстояние.

- Що се отнася до неговата маса, тя се получава от ускорението, което Земята придобива, когато се движи около Слънцето и слънчевия радиус: около 330 000 пъти по-голяма от Земята или 2 х 10 ³⁰ кг приблизително.

-Цикли на опит или периоди на голяма активност, свързани със слънчевия магнетизъм. Тогава се появяват слънчеви петна, пламъци или изблици и изригвания на коронална маса.

-Гъстотата на Слънцето е много по-ниска от тази на Земята, тъй като е газообразно образувание.

-Със светимостта си, която се определя като количество енергия, излъчвана за единица време-мощност-, тя е еквивалентна на 4 x 10 ³³ ergs / s или повече от 10 ²³ киловата. За сравнение, крушката с нажежаема жичка излъчва по-малко от 0,1 киловат.

-Ефективната температура на Слънцето е 6000 ºC. Това е средна температура, ще видим по-късно, че ядрото и короната са райони много по-горещи от това.

Класификация на Слънцето

Слънцето се счита за жълта джудже звезда. В тази категория са звезди, които имат маса между 0,8-1,2 пъти по-голяма от масата на Слънцето.

Според светимостта, масата и температурата си звездите имат определени спектрални характеристики. Диаграма може да бъде направена чрез поставяне на звездата на графика на температурата спрямо светимостта, известна като диаграма на Hertzsprung-Russell.

Класификация на звездите в диаграмата Hertzsprung-Russell. Слънцето е в основната последователност. Източник: Wikimedia Commons.

В тази диаграма има регион, в който са разположени повечето от известните звезди: основната последователност.

Там звездите прекарват почти целия си живот и според споменатите характеристики им се присвоява спектрален тип, обозначен с главна буква. Нашето Слънце е в категорията на звезда тип G2.

Друг доста общ начин за класифициране на звездите е в три големи групи звездни популации: I, II и III, разграничение, направено според количеството на тежките елементи в състава им.

Например звездите от Население III са сред най-старите, формирани в началото на Вселената, малко след Големия взрив. В тях преобладават хелий и водород.

За разлика от тях, популациите I и II са по-млади и съдържат по-тежки елементи, така че се смята, че те са се образували с материя, оставена от експлозии на свръхнови други звезди.

Сред тях Население II е по-старо и е съставено от по-студени и по-малко светещи звезди. Нашето Слънце е класифицирано в Популация I, сравнително млада звезда.

структура

Слоеста структура на Слънцето Източник: Wikimedia Commons.

За да се улесни изследването му, структурата на Слънцето е разделена на 6 слоя, разпределени в добре диференцирани региони, като се започне отвътре:

-Слънчевото ядро

-Радиативна зона

-Конвективна зона

-Photosphere

-Chromosphere

сърцевина

Размерът му е около 1/5 от слънчевия радиус. Там Слънцето произвежда енергията, която излъчва, благодарение на високите температури (15 милиона градуса по Целзий) и преобладаващите налягания, които го превръщат в термоядрен реактор.

Силата на гравитацията действа като стабилизатор в този реактор, където протичат реакции, в които се получават различни химически елементи. В най-елементарните водородни ядра (протони) се превръщат в хелиеви ядра (алфа-частици), които са стабилни при условията, които преобладават вътре в ядрото.

Тогава се получават по-тежки елементи, като въглерод и кислород. Всички тези реакции освобождават енергия, която пътува през вътрешността на Слънцето, за да се разпространи в Слънчевата система, включително Земята. Счита се, че всяка секунда Слънцето преобразува 5 милиона тона маса в чиста енергия.

Радиационна зона

Енергията от ядрото се придвижва навън чрез радиационен механизъм, точно както огънят в огъня нагрява околната среда.

В тази област материята е в плазмено състояние, при температура не толкова висока, колкото в ядрото, но достига около 5 милиона келвина. Енергията под формата на фотони - пакетите или "кванти" светлина - се предава и реабсорбира многократно от частиците, съставляващи плазмата.

Процесът е бавен, въпреки че средно отнема около месец, за да достигнат фотоните от ядрото на повърхността, понякога може да отнеме до милион години, за да продължи пътуването до външните зони, така че да можем да го видим под формата на светлина.

Конвективна зона

Тъй като пристигането на фотони от радиационната зона се забавя, температурата в този слой бързо пада до 2 милиона келвини. Транспортът на енергия се случва чрез конвекция, тъй като тук материята не е толкова йонизирана.

Транспортирането на енергия чрез конвекция се произвежда от движението на вихрови газове при различни температури. Така нагрятите атоми се издигат към най-външните слоеве на Слънцето, носейки тази енергия със себе си, но по нехомогенен начин.

фотосфера

Тази „сфера на светлината“ е видимата повърхност на нашата звезда, тази, която виждаме от нея (винаги трябва да използвате специални филтри, за да видите Слънцето директно). Очевидно е, защото Слънцето не е твърдо, а е направено от плазма (много горещ, силно йонизиран газ), поради което му липсва реална повърхност.

Фотосферата може да се гледа през телескоп, снабден с филтър. Изглежда като лъскави гранули на малко по-тъмен фон, като яркостта леко намалява към краищата. Гранулите се дължат на конвекционните токове, които споменахме по-рано.

Фотосферата е прозрачна до известна степен, но след това материалът става толкова плътен, че не е възможно да се види.

хромосфера

Това е най-външният слой на фотосферата, еквивалентен на атмосферата и с червеникаво светене, с променлива дебелина между 8 000 и 13 000 и температура между 5 000 и 15 000 ° С. Тя става видима по време на слънчево затъмнение и произвежда гигантски нажежаеми газови бури, чиято височина достига хиляди километри.

корона

Това е неправилно оформен слой, който се простира върху няколко слънчеви радиуса и е видим с просто око. Плътността на този слой е по-ниска от тази на останалите, но може да достигне температури до 2 милиона келвина.

Все още не е ясно защо температурата на този слой е толкова висока, но по някакъв начин е свързана с интензивните магнитни полета, които Слънцето произвежда.

От външната страна на короната има голямо количество прах, концентриран в екваториалната равнина на слънцето, който разсейва светлината от фотосферата, генерира така наречената зодиакална светлина, лента от слаба светлина, която може да се види с просто око след залез слънце. слънце, близо до точката на хоризонта, от която изплува еклиптиката.

Има и бримки, които преминават от фотосферата към корона, образувани от газ, много по-студени от останалите: те са слънчевата известност, видима по време на затъмнения.

хелиосферата

Дифузен слой, който се простира отвъд Плутон, в който се произвежда слънчевият вятър и се проявява магнитното поле на Слънцето.

композиция

Почти всички елементи, които знаем от Периодичната таблица, се намират на Слънцето. Хелият и водородът са най-изобилните елементи.

От анализа на слънчевия спектър е известно, че хромосферата е съставена от водород, хелий и калций, докато в короната са открити желязо, никел, калций и аргон в йонизирано състояние.

Разбира се, Слънцето е променило състава си с течение на времето и ще продължи да го прави, тъй като използва запасите си от водород и хелий.

Слънчева активност

От наша гледна точка Слънцето изглежда доста спокойно. Но в действителност това е място, пълно с дейност, в което явления се случват в невъобразим мащаб. Всички смущения, които се случват непрекъснато на Слънцето, се наричат ​​слънчева активност.

Магнетизмът играе много важна роля в тази дейност. Сред основните явления, които се случват на Слънцето са:

Слънчева известност

Изпъкналостите, неравностите или нишките се образуват в короната и се състоят от високотемпературни газови структури, достигащи голяма височина.

Те се виждат на ръба на слънчевия диск под формата на продълговати структури, които се блокират, като непрекъснато се променят от магнитното поле на Слънцето.

Изхвърляне на коронална маса

Както подсказва името му, голямо количество материя се изхвърля от Слънцето с голяма скорост със скорост около 1000 км / сек. Това е така, защото линиите на магнитното поле се преплитат помежду си и около слънчева известност, което кара материала да избяга.

Те обикновено продължават с часове, докато линиите на магнитното поле се разпаднат. Изхвърлянията на короналната маса създават голям поток от частици, който достига до Земята за няколко дни.

Този поток от частици взаимодейства с магнитното поле на Земята и се проявява, наред с други неща, като северна светлина и южна светлина.

Слънчевите петна

Те са региони на фотосферата, където магнитното поле е много интензивно. Те изглеждат като тъмни петна на слънчевия диск и са на по-ниска температура от останалите. Те обикновено се появяват в силно променливи групи, чиято периодичност е 11 години: известният слънчев цикъл.

Групите петна са много динамични, следвайки въртеливото движение на Слънцето, с по-голямо петно, което излиза отпред и друго, което затваря групата. Учените са се опитали да предскажат броя на петна във всеки цикъл, с относителен успех.

Flames

Те се появяват, когато Слънцето изхвърля материал от хромосферата и корона. Те се разглеждат като светкавица, която прави някои райони на Слънцето по-ярки.

смърт

Както всяка звезда, Слънцето ще изчезне един ден, но няма да е в близко бъдеще. Източник: Pxhere.

Докато трае ядреното му гориво, Слънцето ще продължи да съществува. Нашата звезда едва ли отговаря на условията да загине в голяма катастрофа от тип свръхнова, защото за това една звезда се нуждае от много по-голяма маса.

Така че шансовете са, че когато резервите се изчерпят, Слънцето ще набъбне и ще се превърне в червен гигант, изпарявайки земните океани.

Слоевете на Слънцето ще се разпространяват около него, обгръщайки планетата и образувайки мъглявина, състояща се от много ярък газ, гледка, която човечеството би могло да оцени, ако дотогава се е настанило на далечна планета.

Остатъкът от древното Слънце, който ще остане вътре в мъглявината, ще бъде много малко бяло джудже, приблизително с размерите на Земята, но много по-плътно. Той ще изстине много, много бавно, на този етап може да изкара около 1 милиард години повече, докато стане черно джудже.

Но в момента няма причина за притеснение. Изчислено е, че Слънцето по това време е живяло по-малко от половината от живота си и това ще бъде между 5000 и 7000 милиона години преди началото на етапа на червения гигант.

Препратки

1. Всичко за космоса. 2016.Тур на Вселената. Представете си публикуване
2. Как работи. 2016. Книга на космоса. Представете си публикуване
3. Остер, Л. 1984. Модерна астрономия. Редакционно реверте.
4. Wikipedia. Диаграма на Херцпрунг-Ръсел. Възстановено от: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Звездно население. Възстановено от: es.wikipedia.org.