Ser på stjernen, som har oppvarmet og opplyst planeten vår i milliarder år, innser noen av oss at vi har en fungerende naturlig termonukleær reaktor. En slik formidabel og skremmende sammenligning er knyttet til solens natur, som ved sin opprinnelse og sammensetning er en typisk stjerne i vår galakse. Til tross for at prosessene som skjer på Solen, ikke kan kalles livgivende, gir denne stjernen oss liv.
Hva er solen?
Hvorfor er Solen, en stjerne som ligner milliarder andre i Melkeveisens galakse, så interessert i astrofysikere og kjernefysiske forskere? Faktum er at dette er den nærmeste stjernen til oss, takket være at vi kan forstå essensen av prosessene som raser i universet fra det øyeblikket det er født. Etter å ha studert Solen, vil vi forstå hva stjernene er, hvordan de bor og hvordan dette strålende skuespillet avsluttes. Andre stjerner, på grunn av sin betydelige avstand fra vårt solsystem, kan ikke vise oss de særegne utseendet deres.
Vår stjerne er det sentrale objektet til solsystemet, der rundt åtte planeter, asteroider og dvergplaneter, kometer og andre romobjekter roterer i sine baner. Solen tilhører G-klassens stjerner i henhold til Harvard-klassifiseringen. I følge klassifiseringen av Angelo Secchi er solen, akkurat som Arcturus og Capella, en gul dverg av II klasse. I motsetning til andre stjerner, som ligger i dusinvis, hundrevis av lysår fra vår planet, ligger vår stjerne nesten ved siden av. Jorden er skilt fra Solen 150 millioner km - en ubetydelig avstand sammenlignet med de enorme avstander som hersker i universet.
Den nærmeste stjernen til Solen, Proxima Centauri, den røde dvergstjernen, er 4 lysår unna. Vi er langt fra nebulae og stjerneklynger, som er de mest turbulente områdene i galaksen. Et slikt arrangement gir tydelig bevegelse av Solen i sin bane i 14 milliarder år, siden Melkeveisens galakse og vårt univers som helhet ble dannet. Hastigheten til stjernen i bane rundt det galaktiske senteret er 200 km per sekund.
Ved jordstandarder er 150 millioner kilometer lang avstand. Men selv på en slik avstand føler vi oss fullt ut varmen som stråler ut fra solen. Lyset av vår stjerne kommer til oss i 8 sekunder og fortsetter å varme og belyse vår planet. Det handler om størrelsen på vår stjerne. Til tross for at stjernen vår tilhører normale stjerner med en gjennomsnittlig masse, overskrider dens masse 700 ganger massen av alle himmellegemer i solsystemet. Størrelsen på solskiven i dag er definert og beløper seg til 1 million 392 tusen 20 km. Dette er 109 ganger jordens diameter.
Opprinnelsen til solen, dens liv og død
Vår stjerne ble født sammen med andre stjerner for mer enn 4-5 milliarder år siden. Gassskyen, som ble dannet som et resultat av kosmiske katastrofer i enorm skala, ble fødselshuset for solen. Ifølge en versjon oppstod gassskyper som et resultat av Big Bang, som rystet plass. Med hensyn til sammensetningen bestod gass- og støvskyger av 99% av hydrogenatomer. Bare 1% kom fra heliumatomer og andre elementer. Hele settet av elementer under påvirkning av tyngdekraften krever den nødvendige drivkraft og begynte å tette komprimeres til ett stoff.
Jo raskere massen ble, desto raskere ble rotasjonshastigheten. Atomer ble kombinert for å danne store forbindelser som danner molekylært hydrogen og helium. Som et resultat av fysiske prosesser og rask rotasjon ble en sfærisk formasjon dannet i midten av skyen. En protostar dukket opp - den eldste formen, som går foran den påfølgende dannelsen av en fullverdig stjerne. Den opprinnelige mengden kosmisk gass overskred den nåværende størrelsen på vårt solsystem. I fremtiden, under påvirkning av tyngdekraften, begynte stjernesaken å krympe tett, og øke den fremtidige stjernens masse.
Sammen med en reduksjon i protostarens størrelse økte trykket inne i stellærstoffet. Dette førte igjen til en rask økning i temperaturen i gassformasjonen. Høy tetthet og temperatur på 100 millioner. Kelvin lanserte prosessen med termonukleær fusjon av hydrogen.
Termonuklear reaksjon genererer en stor mengde varme- og lysenergi, som sprer seg fra solens indre områder til overflaten. Hvert sekund fra overflaten fordampes mer enn 4 millioner tonn i åpent rom. Gitt at vår stjerne har eksistert i mer enn en milliard år og fortsetter å skinne uten synlige og betydelige endringer, kan vi konkludere med at hydrogenreserver i vår Sun er enorme. Når denne reserven er oppbrukt, forblir den bare å gjette, gjør matematiske beregninger. Dommer etter beregninger av forskere, vil Solen fortsatt varme og skinne et dusin milliarder år, til lagrene av termonukleært drivstoff løper ut.
Når intensiteten av termonukleære prosesser dør ut, begynner den endelige fasen av stjernens liv. Stjernens tetthet vil reduseres, men størrelsen øker betydelig. I stedet for en gul dverg, blir Solen en Red Giant. Etter å ha nådd dette stadiet, vil vår stjerne forlate hovedsekvensen og vil rolig vente på hans død. Mennesket kan ikke vente på det siste av dette dramaet, siden den gigantiske Red Sun vil ødelegge med brannen nesten hele livet på vår planet. Overflaten på en stor røddisk kan varmes opp til en temperatur på 5800 K. Solens radius vil bli 250 ganger større enn de nåværende verdiene.
Gradvis vil overflatetemperaturen senke, og stjernen vil øke i størrelse. Dens lysstyrke vil også øke merkbart, med 2.700 ganger den nåværende lysstyrken. Den første som forsvinner er Merkur og Venus. Planet Earth vil uunngåelig i titalls milliarder av år slutte å eksistere. Atmosfæren på planeten vil forsvinne under påvirkning av solvind, vannet vil fordampe og overflaten av planeten blir til en varm steinblokk.
I denne fasen vil vår stjerne forbli i flere titalls millioner år. Etter at temperaturen i midten av solkjernen når 100 millioner Kelvin, vil prosessen med å brenne helium og karbon starte. En ny runde med kjedereaksjoner utelukker solen til slutt. Den sterkt reduserte massen av stjernen vil ikke være i stand til å holde det ytre skallet, hvilke pulserende termonukleære prosesser vil fordrive i rommet. I stedet for en rød gigant, danner en planetarisk nebula, i midten av hvilken kjernen til den tidligere stjernen, en hvit dverg, vil forbli. Med andre ord, i flere tusen år vil vår gjestfrie stjerne bli til en liten tett og varm gjenstand størrelsen på planeten vår. I denne tilstanden forblir stjernen ganske lenge, sakte dør og smoldering.
Struktur og struktur av solen
Nærheten til Solen gir deg mulighet til å få en ide om struktur og struktur for å få informasjon om hvordan denne naturlige fusjonsreaktoren fungerer og hvilke prosesser som foregår i den. Det vil være interessant å demontere strukturen, som består av følgende komponenter:
- kjerne;
- strålende energisone;
- konvektiv sone;
- tachocline.
Deretter begynner lagene i solens atmosfære:
- foto;
- kromosfæren;
- prominenser.
Stjernen er ikke solid, på grunn av at vi arbeider med en varm gass, tett komprimert til en sfærisk region. Ved slike temperaturer er forekomsten av noe stoff i fast form fysisk umulig. Sollysets lyse lys og varme er resultatet av de samme prosessene som en person opplevde ved å skape en atombombe. dvs. saken under påvirkning av enormt press og høye temperaturer blir omgjort til energi. Hovedbrennstoffet er hydrogen, som i Solen er 73,5-75%, så hovedkilden til varme er prosessen med termonukleær fusjon av hydrogen, konsentrert hovedsakelig i kjernen, den sentrale delen av stjernen.
Solkjernen er omtrent 0,2 solradius. Det er her hovedprosessene går, som Solen lever og forsyner det omkringliggende rommet med lys og kinetisk energi. Prosessen med strålende energioverføring fra sentrum av stjernen til de øvre lagene utføres i den strålende overføringssonen. Her blandes fotoner som strekker seg fra kjernen til overflaten med partikler av ionisert gass (plasma). På grunn av dette blir energi utvekslet. I denne delen av solgloben er det en spesiell sone - tachoklinen, som er ansvarlig for dannelsen av magnetfeltet til vår stjerne.
Deretter begynner den mest store regionen i solen - konvektiv sone. Dette området er nesten 2/3 av soldiameteren. Bare radiusen til konvektivssonen er nesten lik diameteren på vår planet - 140 tusen kilometer. Konveksjon er en prosess hvor en tett og oppvarmet gass er jevnt fordelt over hele det indre volumet av en stjerne mot overflaten, og gir varme til de neste lagene. Denne prosessen skjer kontinuerlig og kan ses ved å observere solens overflate med et kraftig teleskop.
På grensen til den indre strukturen og atmosfæren av stjernen er photosphere - en tynn, bare 400 km dyp skall. Det er det vi ser i våre observasjoner av solen. Photosphere består av granulater og er heterogen i sin struktur. Mørke flekker erstattes av lyse områder. Slike heterogeniteter er forbundet med forskjellige perioder med å kjøle solens overflate. Når det gjelder den usynlige delen av spektrumet til overflaten av vår luminary, har vi i dette tilfellet å gjøre med kromosfæren. Dette er et tett lag av solens atmosfære, og kan kun ses under solformørkelse.
De mest interessante solobjektene for observasjon er prominenser, som ser ut som lange fibre, og solkoronaen. Disse formasjonene er gigantiske utslipp av hydrogen. Det er prominenser og beveger seg langs overflaten av Solen med stor hastighet - 300 km / s. Temperaturen på disse løkkene overstiger 10 tusen grader. Solkoronaen er de ytre lagene i atmosfæren, som er flere ganger større enn selve stjernens diameter. Den nøyaktige grensen til solkoronaen er ikke. Den synlige grensen er bare en del av denne store utdanningen.
Den endelige fasen av solaktivitet er solvinden. Denne prosessen er knyttet til den naturlige utstrømningen av stjernens materie gjennom de ytre lagene i det omkringliggende rommet. Solvarmen består hovedsakelig av ladede elementære partikler - protoner og elektroner. Avhengig av solaktivitetssyklusen kan solens vindhastighet variere fra 300 km per sekund til 1500 km / s. Dette stoffet er distribuert gjennom solsystemet, som påvirker alle himmellegemer i vårt nærrom.
Andre stjerner i hovedsekvensen har omtrent samme struktur. Andre himmellegemer som vi ser i natthimmelen kan ha en annen struktur. Forskjeller kan bare bestå i stjernens masse, som i dette tilfellet er en nøkkelfaktor for stjernevirksomhet.
Funksjoner av vår stjerne
Som alle normale stjerner, hvorav størstedelen i universet, er Solen hovedformålet med vårt planetariske system. Den store massen av stjernen og dens dimensjoner gir en balanse mellom gravitasjonskrefter, som gir en ordentlig bevegelse av himmellegemer rundt den. Ved første øyekast er vår stjerne ikke noe spesielt. Men i de senere årene har det blitt gjort en rekke funn som gjør det mulig å hevde solets unikthet. For eksempel produserer solen en størrelsesorden mindre stråling i ultrafiolettområdet enn andre stjerner av samme type. En annen funksjon er tilstanden til vår stjerne. Solen tilhører variable stjerner, men i motsetning til sine søstre i rommet, som varierer i intensitet og lysstyrke, fortsetter vår stjerne å skinne med et jevnt lys.
Det frigjør også en stor mengde energi, med bare 48% av dette beløpet synlig. Usynlig for den menneskelige øyeinfrarød stråling står for 45% av solens energi. Av alle de enorme mengdene solstråling mottar planeten vår absolutt krummer, omtrent en milliarddel av en andel, men dette er nok til å opprettholde balansen mellom forholdene som er skapt på jorden.
konklusjon
Beregning av dataene på Solen som er oppnådd til dags dato, kan det ikke sies at vi kjenner naturen til vår stjerne. Alle ideer om solens struktur og struktur er basert på matematiske og fysiske modeller skapt av mennesket. Analyse av prosessene som forekommer inne i vår stjerne og på overflaten gir oss mulighet til å finne en forklaring på prosesser og fenomener som oppstår på vår planet. Solen er ikke bare en generator av energi som varmer vår planet, men også den kraftigste kilden til radioemisjon og elektromagnetiske bølger som påvirker jordens biosfære. Enhver endring i Solens aktivitet reflekterer umiddelbart på jordens klima og vårt velvære.
