НД: ПОХОДЖЕННЯ, ХАРАКТЕРИСТИКИ, СТРУКТУРА, СКЛАД, АКТИВНІСТЬ - АРТЕ - 2025

ВС є зіркою , яка є центром Сонячної системи і ближче всього до Землі, до якої вона забезпечує енергію у вигляді світла і тепла, що призводить до сезонів, клімату і океанічних течій планети. Словом, пропонуючи первинні умови, необхідні для життя.

Сонце - найважливіший небесний об’єкт для живих істот. Вважається, що воно виникло близько 5 мільярдів років тому з величезної хмари зоряної речовини: газу та пилу. Ці матеріали почали злипатися завдяки силі тяжіння.

Сонце забезпечує енергією і теплом планету, щоб життя там могло розвиватися. Джерело: Пікселі

Ймовірно, там були підраховані залишки деяких наднових, зірки, знищені колосальним катаклізмом, що породило структуру під назвою протозірка.

Сила тяжіння змусила накопичувати все більше і більше матерії, а разом з цим температура протостар також зросла до критичної точки, близько 1 млн. Градусів Цельсія. Саме там був запалений ядерний реактор, що породив нову стабільну зірку: Сонце.

У дуже загальному плані Сонце можна вважати досить типовою зіркою, хоча з масою, радіусом та деякими іншими властивостями поза тим, що можна було б вважати "середнім" серед зірок. Пізніше ми побачимо, у якій категорії Сонце серед зірок, які ми знаємо.

Людство завжди захоплювало Сонце і створило багато способів його вивчення. В основному спостереження проводиться за допомогою телескопів, які тривалий час були на Землі і зараз також є на супутниках.

Численні властивості Сонця відомі через світло, наприклад, спектроскопія дозволяє нам знати його склад, завдяки тому, що кожен елемент залишає виразний слід. Метеорити - ще одне чудове джерело інформації, оскільки вони підтримують первісний склад протозоряної хмари.

Загальна характеристика

Ось деякі основні характеристики Сонця, які спостерігалися із Землі:

-Форма його практично куляста, вона ледь трохи сплющується на полюсах через обертання, а з Землі її сприймають як диск, тому її іноді називають сонячним диском.

-Найбільш поширені елементи - водень та гелій.

-Зміряний від Землі, кутовий розмір Сонця становить приблизно ½ градуса.

-Радіус Сонця становить приблизно 700 000 км і оцінюється за його кутовим розміром. Тому діаметр приблизно 1400 000 км, приблизно в 109 разів більший від Землі.

-Середня відстань між Сонцем і Землею - це Астрономічна одиниця відстані.

- Що стосується своєї маси, то вона виходить із прискорення, яке Земля набуває, коли рухається навколо Сонця та сонячного радіуса: приблизно в 330 000 разів більша за Землю або приблизно 2 х 10 ³⁰ кг.

- Цикли досвіду або періоди великої активності, пов'язані з сонячним магнетизмом. Потім з’являються сонячні плями, спалахи або спалахи та виверження корональної маси.

-Чістота Сонця значно нижча, ніж у Землі, оскільки це газоподібне утворення.

-З точки зору його світимості, яка визначається як кількість енергії, випромінюваної за одиницю часу - потужність, вона еквівалентна 4 x 10 ³³ ерг / с або більше 10 ²³ кіловат. Для порівняння, лампочка розжарювання випромінює менше 0,1 кіловат.

-Ефективна температура Сонця - 6000 ºC. Це середня температура, ми побачимо пізніше, що ядро ​​та корона - це області, які набагато спекотніші.

Класифікація Сонця

Сонце вважається жовтою карликовою зіркою. У цю категорію потрапляють зірки, які мають масу в 0,8-1,2 рази більше маси Сонця.

За своєю світністю, масою та температурою зірки мають певні спектральні характеристики. Діаграму можна скласти, розмістивши зірку на графіку температури проти освітленості, відомого як діаграма Герцпрунга-Рассела.

Класифікація зірок на діаграмі Герцпрунг-Рассел. Сонце знаходиться в основній послідовності. Джерело: Wikimedia Commons.

На цій діаграмі є область, де розташована більшість відомих зірок: основна послідовність.

Там зірки проводять майже все своє життя, і відповідно до згаданих характеристик їм присвоюється спектральний тип, позначений великими літерами. Наше Сонце входить до категорії зірок типу G2.

Ще один досить загальний спосіб класифікації зірок - це три великі групи зоряних популяцій: I, II та III, розрізнення, зроблене відповідно до кількості важких елементів у їхньому складі.

Наприклад, зірки Населення III - одні з найдавніших, утворених на початку Всесвіту, незабаром після Великого вибуху. В них переважають гелій і водень.

Навпаки, популяції I та II молодші та містять більш важкі елементи, тому вважають, що вони утворилися із речовиною, залишеною вибухами наднової інших зірок.

Серед них Населення II старше і складається з холодних і менш світиться зірок. Наше Сонце було віднесено до Населення I, відносно молодої зірки.

Будова

Шарувата структура Сонця. Джерело: Вікісховище.

Для полегшення її вивчення будова Сонця розділено на 6 шарів, розподілених у добре диференційованих регіонах, починаючи зсередини:

-Сонячне ядро

-Радіативна зона

-Конвективна зона

-Фотосфера

-Хромосфера

Основні

Її розмір становить приблизно 1/5 радіуса сонячної енергії. Там Сонце виробляє енергію, яку випромінює, завдяки високій температурі (15 мільйонів градусів Цельсія) та переважаючим тиску, які роблять його реактором плавлення.

Сила тяжіння виступає стабілізатором у цьому реакторі, де відбуваються реакції, в яких утворюються різні хімічні елементи. У найбільш елементарних ядрах водню (протони) стають ядрами гелію (альфа-частинки), які є стійкими за умов, що переважають усередині ядра.

Потім утворюються важчі елементи, такі як вуглець і кисень. Усі ці реакції вивільняють енергію, яка рухається по внутрішніх частинах Сонця, щоб поширитися по всій Сонячній системі, включаючи Землю. За оцінками, щосекунди Сонце перетворює 5 мільйонів тонн маси в чисту енергію.

Радіативна зона

Енергія з ядра рухається назовні через механізм випромінювання, подібно до того, як вогонь у багаття нагріває оточення.

У цій області речовина перебуває у плазмовому стані, при температурі не такої високої, як у ядрі, але вона досягає приблизно 5 мільйонів кельвінів. Енергія у вигляді фотонів - пакетів або "квантів" світла - багато разів передається і реабсорбується частинками, що складають плазму.

Процес йде повільно, хоча в середньому потрібно близько місяця, щоб фотони з ядра вийшли на поверхню, іноді може зайняти до мільйона років, щоб продовжувати подорож до зовнішніх ділянок, щоб ми могли бачити його у вигляді світла.

Конвективна зона

Оскільки прихід фотонів із радіаційної зони затримується, температура в цьому шарі швидко падає до 2 мільйонів кельвінів. Транспорт енергії відбувається конвекцією, оскільки матерія тут не настільки іонізована.

Транспорт енергії конвекцією виробляється переміщенням вихрових газів при різних температурах. Таким чином, нагріті атоми піднімаються до самих зовнішніх шарів Сонця, несучи цю енергію з собою, але неоднорідним чином.

Фотосфера

Ця "сфера світла" - це видима поверхня нашої зірки, та, яку ми бачимо з неї (ви завжди повинні використовувати спеціальні фільтри, щоб безпосередньо бачити Сонце). Це очевидно, тому що Сонце не є твердим, а виготовляється з плазми (дуже гарячого, високоіонізованого газу), тому йому не вистачає реальної поверхні.

Фотосферу можна переглянути через телескоп, оснащений фільтром. Він схожий на блискучі гранули на трохи темніше тлі, яскравість трохи зменшується до країв. Гранули зумовлені конвекційними струмами, про які ми згадували раніше.

Фотосфера певною мірою прозора, але потім матеріал стає настільки щільним, що його неможливо побачити.

Хромосфера

Це самий зовнішній шар фотосфери, еквівалентний атмосфері та з червонуватою світністю, із змінною товщиною між 8000 та 13000 та температурою між 5000 та 15000 ° C. Він стає помітним під час сонячного затемнення, і він створює гігантські газові штори, що розжарюються, висота яких сягає тисяч кілометрів.

Корона

Це шар неправильної форми, який простягається на кілька сонячних радіусів і видно неозброєним оком. Щільність цього шару нижча, ніж у решти, але він може досягати температури до 2 мільйонів кельвінів.

Ще не ясно, чому температура цього шару настільки висока, але певним чином це пов'язано з інтенсивними магнітними полями, які виробляє Сонце.

На зовнішній стороні корони є велика кількість пилу, зосередженого в екваторіальній площині Сонця, яка розсіює світло від фотосфери, генеруючи так зване зодіакальне світло, смугу тьмяного світла, яку можна побачити неозброєним оком після заходу сонця. сонце, біля точки на горизонті, з якої випливає екліптика.

Існують також петлі, що йдуть від фотосфери до корони, утворені газом, набагато холоднішими за решту: вони є сонячними видатними місцями, видно під час затемнення.

Геліосфера

Дифузний шар, що виходить за межі Плутона, в якому виробляється сонячний вітер і проявляється магнітне поле Сонця.

Склад

Майже всі елементи, які нам відомі з Періодичної таблиці, знаходяться на Сонці. Гелій і водень - найпоширеніші елементи.

З аналізу сонячного спектру відомо, що хромосфера складається з водню, гелію та кальцію, а залізо, нікель, кальцій та аргон були знайдені в іонізованому стані в короні.

Звичайно, Сонце з часом змінило свій склад і буде продовжувати це робити, оскільки використовує запаси водню та гелію.

Сонячна активність

З нашої точки зору, Сонце видається досить спокійним. Але насправді це місце, повне діяльності, в якому явища відбуваються в немислимих масштабах. Усі порушення, які постійно відбуваються на Сонці, називаються сонячною активністю.

Магнетизм відіграє дуже важливу роль у цій діяльності. Серед основних явищ, що трапляються на Сонці:

Сонячна видатність

Вигини, шишки або нитки утворюються в кроні і складаються з високотемпературних газових структур, що досягають великої висоти.

Вони розглядаються на краю сонячного диска у вигляді витягнутих структур, що перемикаються, постійно змінюючись магнітним полем Сонця.

Викидання корональної маси

Як випливає з назви, велика кількість речовини викидається Сонцем з великою швидкістю зі швидкістю близько 1000 км / с. Це відбувається тому, що лінії магнітного поля переплітаються одна з одною і навколо сонячної видатності, внаслідок чого матеріал витікає.

Зазвичай вони тривають годинами, поки лінії магнітного поля не розійдуться. Викидання корональної маси створюють великий потік частинок, який досягає Землі протягом декількох днів.

Цей потік частинок взаємодіє з магнітним полем Землі і проявляється, серед іншого, як північне сяйво та південне сяйво.

Сонячні плями

Вони є областями фотосфери, де магнітне поле дуже інтенсивне. Вони схожі на темні плями на сонячному диску і знаходяться при більш низькій температурі, ніж у решти. Вони, як правило, з'являються у дуже змінних групах, періодичність яких становить 11 років: знаменитий Сонячний цикл.

Групи плям дуже динамічні, слідуючи руху обертання Сонця, з більшим плямою, яке йде попереду, і іншим, що закриває групу. Вчені намагалися передбачити кількість плям у кожному циклі з відносним успіхом.

Полум'я

Вони виникають, коли Сонце виганяє матеріал з хромосфери та корони. Вони розглядаються як спалах світла, який робить деякі регіони Сонця яскравішими.

Смерть

Як і будь-яка зірка, Сонце одного дня зникне, але найближчим часом цього не буде. Джерело: Pxhere.

Поки її ядерне паливо триватиме, Сонце продовжуватиме своє існування. Наша зірка навряд чи відповідає умовам померти у великій катастрофі типу наднової, адже для цього зірці потрібно набагато більша маса.

Тож є ймовірність, що по мірі виснаження запасів Сонце розбухне і перетвориться на червоного гіганта, випаровуючи океани Землі.

Шари Сонця поширюватимуться навколо нього, охоплюючи планету і утворюючи туманність, що складається з дуже яскравого газу, видовища, яке людство могло б оцінити, якщо до цього часу воно оселиться на далекій планеті.

Залишок стародавнього Сонця, що залишиться всередині туманності, буде дуже маленьким білим карликом, розміром із Землю, але набагато щільніше. Він охолоне дуже, дуже повільно, на цьому етапі він може витратити ще близько 1 мільярда років, поки не стане чорним карликом.

Але на даний момент немає причин для занепокоєння. В цей час, за оцінками, Сонце прожило менше половини свого життя, і до початку стадії червоного гіганта пройде від 5000 до 7000 мільйонів років.

Список літератури

1. Все про космос. 2016.Тур Всесвіту. Уявіть, що видавництво
2. Як це працює. 2016. Книга космосу. Уявіть, що видавництво
3. Остер, Л. 1984. Сучасна астрономія. Редакційна реверте.
4. Вікіпедія. Діаграма Герцпрунга-Рассела. Відновлено з: es.wikipedia.org.
5. Вікіпедія. Зоряне населення. Відновлено з: es.wikipedia.org.