Titta på stjärnan, som har värmt och upplyst vår planet i miljarder år, inser några av oss att vi har en fungerande naturlig termonukleär reaktor. En sådan formidabel och skrämmande jämförelse är kopplad till solens natur, som med sitt ursprung och sammansättning är en typisk stjärna i vår galax. Trots det faktum att processerna som förekommer på solen, inte kan kallas livgivande, ger denna stjärna oss livet.
Vad är solen?
Varför är solen, en stjärna som liknar miljarder andra i Vintergatan galaxen, så intresserad av astrofysiker och kärnforskare? Faktum är att det här är den närmaste stjärnan till oss, tack vare vilken vi kan förstå kärnan i de processer som rasar i universum från dess födelse. Efter att ha studerat solen kommer vi att förstå vad stjärnorna är, hur de bor och hur detta strålande spektakel slutar. Andra stjärnor, på grund av deras betydande avstånd från vårt solsystem, kan inte visa oss särdrag hos deras utseende.
Vår stjärna är det centrala syftet med solsystemet, kring vilket åtta planeter, asteroider och dvärgplaneter, kometer och andra rymdobjekt roterar i sina banor. Solen tillhör G-klassens stjärnor i enlighet med Harvard-klassificeringen. I enlighet med klassificeringen av Angelo Secchi är solen, precis som Arcturus och Capella, en gul dvärg av II-klass. Till skillnad från andra stjärnor, som ligger i dussintals hundratals ljusår från vår planet, ligger vår stjärna nästan intill. Jorden är skild från solen 150 miljoner km - ett försumbart avstånd jämfört med de enorma avstånd som råder i universum.
Den närmaste stjärnan till solen, Proxima Centauri, den röda dvärgstjärnan, är 4 ljusår bort. Vi är långt ifrån nebulae och stjärnkluster, som är de mest turbulenta områdena i galaxen. Ett sådant arrangemang ger lugn rörelse av solen i sin omlopp i 14 miljarder år, sedan vägen för växtvägen och vårt universum som helhet bildades. Snabba stjärnan i omlopp runt galaktiska centrum är 200 km per sekund.
Med jordens normer är 150 miljoner kilometer ett långt avstånd. Men även på sådant avstånd känner vi oss fullt ut av den värme som strålar ut från solen. Ljuset från vår stjärna kommer till oss i 8 sekunder och fortsätter att värma och belysa vår planet. Det handlar om storleken på vår stjärna. Trots att vår stjärna hör till normala stjärnor med en medelmassa överstiger dess massa 700 gånger massan av alla himmelska kroppar i solsystemet. Storleken på solskivan idag definieras och uppgår till 1 miljon 392 tusen 20 km. Detta är 109 gånger jordens diameter.
Uppkomsten av solen, dess liv och död
Vår stjärna föddes tillsammans med andra stjärnor mer än 4-5 miljarder år sedan. Gasmoln, som bildades som en följd av kosmiska katastrofer i enorm skala, blev födelsehuset för solen. Enligt en version uppträdde gasskyer som ett resultat av Big Bang, som skakade ut rymden. När det gäller dess sammansättning bestod gas- och dammskyer av 99% väteatomer. Endast 1% kom från heliumatomer och andra element. Hela uppsättningen av element under tyngdkraftsstyrkorna fick den nödvändiga drivkraften och började tätt sammanpressas till ett ämne.
Ju snabbare massan växte desto snabbare blev rotationshastigheten. Atomer kombinerades för att bilda stora föreningar, som bildade molekylärt väte och helium. Som ett resultat av fysiska processer och snabb rotation bildades en sfärisk formation i molns mitt. Ett protostar framträdde - den äldsta formen, som föregår den efterföljande bildandet av en fullvärdig stjärna. Den ursprungliga mängden kosmisk gas överskred den nuvarande storleken på vårt solsystem. I framtiden, under inverkan av gravitationskrafter, började stjärnämnen att krympa tätt och öka den framtida stjärnans massa.
Tillsammans med en minskning av protostarens storlek ökade trycket inuti den stellära substansen. Detta ledde i sin tur till en snabb ökning av temperaturen inom gasbildningen. Hög densitet och temperatur på 100 miljoner. Kelvin lanserade processen med termonukleär fusion av väte.
Termonukleär reaktion genererar en stor mängd värme- och ljusenergi, som sprider sig från solens inre områden till dess yta. Varje sekund från dess yta mer än 4 miljoner ton förångas till öppet utrymme. Med tanke på att vår stjärna har funnits i mer än en miljard år och fortsätter att lysa utan synliga och signifikanta förändringar, kan vi dra slutsatsen att solens vätereserver är enorma. När denna reserv är uttömd, är det bara att gissa, gör matematiska beräkningar. Därefter av beräkningarna av forskare kommer solen fortfarande värma och skina ett dussin miljarder år, tills lagren av termonukleär bränsle går ut.
När intensiteten av termonukleära processer dör ut börjar den sista fasen av stjärnans liv. Stjärnans densitet kommer att minska, men storleken ökar betydligt. Istället för en gul dvärg blir solen en röd jätte. Efter att ha nått detta steg kommer vår stjärna att lämna huvudsekvensen och vänta lugnt på hans död. Människan kan inte vänta på det sista av detta drama, eftersom den gigantiska Röda Sunen kommer att förstöra med sin eld nästan allt liv på vår planet. Ytan på en stor röddisk kan värmas upp till en temperatur på 5800 K. Solens radie kommer att bli 250 gånger större än nuvärdena.
Gradvis minskar ytemperaturen, och stjärnan ökar i storlek. Dess ljusstyrka ökar också märkbart, med 2 700 gånger den nuvarande ljusstyrkan. Den första att försvinna är Mercury och Venus. Planet jorden kommer oundvikligen i tiotals miljarder år att upphöra att existera. Atmosfären på planeten kommer att försvinna under påverkan av solvinden, vattnet kommer att förångas och planetens yta blir en varm stenblock.
I denna fas kommer vår stjärna att förbli i flera tiotals miljoner år. Efter att temperaturen i mitten av solkärnan når 100 miljoner Kelvin kommer processen med att bränna helium och kol att börja. En ny omgång kedjereaktioner uttömmer slutligen solen. Den starkt reducerade massan av stjärnan kommer inte att kunna hålla det yttre skalet, vilket pulserande termonukleära processer kommer att skingra i rymden. I stället för en röd jätte bildar en planetnebula, i mitten där kärnan av den tidigare stjärnan, en vit dvärg, kommer att förbli. Med andra ord, i tiotals miljarder år blir vår gästvänliga stjärna en liten tät och varm föremål på vår planet. I detta tillstånd kommer stjärnan att förbli under ganska lång tid, långsamt döende och smoldering.
Struktur och struktur av solen
Närheten till solen gör det möjligt för dig att få en uppfattning om dess struktur och struktur, för att få information om hur denna naturliga fusionsreaktor fungerar och vilka processer som sker i den. Det kommer att vara intressant att demontera strukturen, som består av följande komponenter:
- kärna;
- strålningsenergizon;
- konvektiv zon;
- tachocline.
Därefter börja lagren i solatmosfären:
- photosphere;
- kromosfär;
- protuberanser.
Stjärnan är inte en fast, tack vare det faktum att vi hanterar en het gas, tätt sammanpressad i en sfärisk region. Vid sådana temperaturer är förekomsten av något ämne i fast form fysiskt omöjligt. Solens ljusa ljus och värme är resultatet av samma processer som en person stött på när man skapade en atombom. dvs materia som påverkas av enormt tryck och höga temperaturer omvandlas till energi. Huvudbränslet är väte, vilket i solen är 73,5-75%, så den huvudsakliga källan till värme är processen med termonukleär fusion av väte, koncentrerad huvudsakligen i kärnan, den centrala delen av stjärnan.
Solkärnan är ungefär 0,2 solradie. Det är här som huvudprocesserna går, på grund av vilka solen lever och levererar det omgivande rummet med ljus och kinetisk energi. Processen med strålningsenergiöverföring från mitten av stjärnan till de övre skikten utförs i strålningsöverföringszonen. Här blandas fotoner som strömmar från kärnan till ytan med partiklar av joniserad gas (plasma). På grund av detta byts energi ut. I den här delen av solkloben finns en speciell zon - tachoklinen, som är ansvarig för bildandet av vår stjärnas magnetfält.
Sedan börjar den mest stora regionen i solen - den konvektiva zonen. Detta område är nästan 2/3 av soldiametern. Bara den konvektiva zonens radie är nästan lika med planetens diameter - 140 tusen kilometer. Konvektion är en process där en tät och uppvärmd gas är jämnt fördelad över hela inre volymen av en stjärna mot ytan, vilket avger värme till nästa lager. Denna process sker kontinuerligt och kan ses genom att observera solens yta med ett kraftfullt teleskop.
På gränsen till den inre strukturen och stjärnans atmosfär är fotosfären - ett tunt, bara 400 km djupt skal. Det är vad vi ser i våra observationer av solen. Photosphere består av granuler och är heterogen i sin struktur. Mörka fläckar ersätts av ljusa områden. Sådan heterogenitet är associerad med olika perioder av kylning av ytan av solen. När det gäller den osynliga delen av spektrumet på ytan av vårt ljus, gäller vi i detta fall kromosfären. Detta är ett tätt lager av solatmosfären och kan bara ses under solförmörkelse.
De mest intressanta solobjekten för observation är prominenser, som ser ut som långa fibrer och solkoronen. Dessa formationer är gigantiska utsläpp av väte. Det finns framträdanden och rör sig längs Solens yta med en enorm hastighet - 300 km / s. Temperaturen hos dessa slingor överstiger 10 tusen grader. Solkoronen är atmosfärens yttre skikt, som är flera gånger större än själva stjärnans diameter. Den exakta gränsen för solkoronen är inte. Den synliga gränsen är bara en del av denna stora utbildning.
Det sista skedet av solaktivitet är solvinden. Denna process är förknippad med det naturliga utflödet av stjärnmaterial genom de yttre skikten i det omgivande utrymmet. Solen består huvudsakligen av laddade elementära partiklar - protoner och elektroner. Beroende på solaktivitetscykeln kan solens vindhastighet variera från 300 km per sekund till 1500 km / s. Detta ämne distribueras genom solsystemet, vilket påverkar alla våra hemliga kroppar i vårt närmaste utrymme.
Andra stjärnor i huvudsekvensen har ungefär samma struktur. Andra himmellegemer som vi ser i natthimlen kan ha en annan struktur. Skillnader kan bara bestå i stjärnans massa, vilket i detta fall är en nyckelfaktor för stjärnaktivitet.
Funktioner av vår stjärna
Liksom alla normala stjärnor, av vilka majoriteten i universum är solen det främsta syftet med vårt planetära system. Den enorma massan av stjärnan och dess dimensioner ger en balans av gravitationskrafter, vilket ger en ordnad rörelse av himmelska kroppar runt den. Vid första anblicken är vår stjärna inget speciellt. Under de senaste åren har dock ett antal upptäckter gjorts som gör det möjligt att hävda solens unika natur. Till exempel producerar solen en storleksordning mindre strålning i ultraviolett intervall än andra stjärnor av samma typ. En annan funktion är tillståndet för vår stjärna. Solen hör till varierande stjärnor, men i motsats till sina systrar i rymden, som varierar i intensitet och ljusstyrka, fortsätter vår stjärna att lysa med jämnt ljus.
Det släpper också ut en stor mängd energi, med endast 48% av denna mängd synlig. Osynlig för den mänskliga ögoninfraröd strålning står för 45% av solens energi. Av alla de enorma mängderna solstrålning får vår planet absolut krummer, ungefär en miljondel av en andel, men detta är tillräckligt för att upprätthålla balansen mellan de villkor som skapats på jorden.
slutsats
Uppskattning av data på solen som hittills erhållits kan inte sägas att vi noggrant känner till vår stjärnas natur. Alla idéer om solens struktur och struktur bygger på matematiska och fysiska modeller som skapats av människan. Analys av processer som förekommer inne i vår stjärna och på dess yta gör att vi kan hitta en förklaring av de processer och fenomen som uppträder på vår planet. Solen är inte bara en generator av energi som värmer vår planet, utan också den mest kraftfulla källan till radioemission och elektromagnetiska vågor som påverkar jordens biosfär. Varje förändring i Sunens aktivitet återspeglar omedelbart jordens tillstånd och vårt välbefinnande.
