Полярная звезда
Темы для uCoz
Солнце — единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
Структуру Солнца можно разделить на внутреннюю и внешнюю. Итак, по порядку от центра наружу.
1) Солнечное ядро является центральной частью Солнца с радиусом
150 000 — 175 000 км, в которой идут термоядерные реакции. Плотность вещества в ядре достигает 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в
6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле — осмия), температура в центре ядра около 15 000 000 К. По современным данным известно, что скорость вращения ядра Солнца значительно выше, чем поверхностных слоев. В ядре протекает протон-протонная термоядерная реакция, в ходе которой четыре протона превращаются в гелий-4, при этом каждую секунду в излучение преобразуется 4,26 миллиона тонн вещества, что на самом деле является ничтожной долей по сравнению с массой Солнца — 2×10^27 тонн.
Ядро — единственное место на Солнце, в котором в ходе термоядерной реакции производится энергия и тепло, остальная часть звезды нагревается этой энергией, последовательно проходящей сквозь все слои, излучаясь в конечном итоге в виде солнечного света и кинетической энергии.
2) Зона лучистого переноса находится над ядром, на расстояниях примерно от 0,2 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, в ней отсутствуют макроскопические движения вещества, а энергия переносится посредством переизлучения фотонов — водород сжат так плотно, что соседние протоны не могут поменяться местами, из-за чего перенос энергии путём перемешивания вещества практически невозможен. Еще одно препятствие для перемешивания вещества — низкая скорость убывания температуры от нижних слоёв к верхним вследствие высокой теплопроводностьи водорода. Прямое излучение наружу также невозможно, так как водород непрозрачен для излучения, происходящего в процессе ядерного синтеза.
Приходящий из солнечного ядра фотон поглощается частицей вещества (атомным ядром либо свободным протоном), после чего возбуждённая частица излучает новый квант света, направление которого никак не зависит от направления поглощённого фотона и может перейти как в вышестоящий слой плазмы в лучистой зоне, так и в более нижний слой. Из-за этого время, за которое многократно переизлучённый фотон достигает конвективной зоны, может составлять миллионы лет (в среднем для Солнца — 170 тысяч лет).
При переизлучении фотона происходит уменьшение его энергии, что в свою очередь влияет на изменение спектрального состава излучения — изначально на входе в зону лучистого переноса все излучение состоит из коротковолнового гамма-излучения, а на выходе из нее диапазон уже охватывает практически все длины волн, в том числе видимый свет.
Предполагается, что звёзды типа Солнца и меньше имеют лучистое ядро и конвективную атмосферу, а звезды больше 1,4 массы Солнца (по другим данным – больше 1,1) имеют конвективное ядро и лучистую атмосферу.
3) Конвективная зона располагается над зоной лучистого переноса. В ней, как и в лучистой зоне, вещество непрозрачно для излучения, однако его плотность уже не настолько велика, что позволяет происходить вихревому перемешиванию плазмы, и энергия переносится к поверхности преимущественно за счет движений самого вещества, то есть путем конвекции (отсюда и название). Процессы, происходящие в конвективной зоне, можно сравнить с подогревом воды в сосуде: огонь нагревает нижние слои воды, и они вследствие теплового расширения вытесняются вверх более тяжёлыми холодными слоями.
Толщина конвективной зоны составляет около 200 000 км. Её роль в физике солнечных явлений очень велика, поскольку именно в ней возникают разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.
У красных карликов и красных гигантов зона конвекции занимает все пространство от ядра до фотосферы — давление в их недрах не может сжать вещество так сильно, чтобы препятствовать его перемешиванию, и привести к возникновению зоны лучистого переноса.
Атмосфера Солнца (внешнее строение):
1) Фотосфера лежит над конвективной зоной. Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца, из которой исходит подавляющее большинство видимого, оптического излучения Солнца. Температура фотосферы в среднем — 5800 К (по мере приближения к ее внешнему краю уменьшается до 4800 К), средняя плотность газа — менее 1/1000 плотности земного воздуха. Водород при таких условиях находится практически полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д.
Фотосфера практически непрозрачна, она поглощает, а затем переизлучает энергию, приходящую из нижних слоев, в ней перенос энергии также происходит путем конвекции — это наблюдается как грануляция фотосферы (образование гранул — светлых горячих конвективных ячеек). Толщина фотосферы Солнца
300 км, белых звёзд главной последовательности спектрального класса A0V
1000 км, для гигантов класса G
10^4 — 10^5 км, то есть значительно меньше диаметра звезды, результатом чего является резкий видимый край Солнца.
Видимое потемнение края солнечного диска есть следствие роста температуры фотосферы с глубиной, так как при равной оптической длине пути излучение центра диска приходит вертикально с более глубоких, горячих слоёв фотосферы, а излучение периферии диска идет по касательной из более холодных внешних слоёв. На поверхности фотосферы также могут создаваться большие области пониженной температуры (до 1500 К), что проявляется в виде солнечных пятен.
2) Хромосфера — внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу. Название хромосферы связано с её красным цветом, который является результатом преобладания в спектре красной H-альфа линии водорода. У верхней границы хромосферы нет выраженной гладкой поверхности, из неё часто происходят горячие выбросы — спикулы. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов.
Вследствие небольшой плотности и яркости хромосферы ее невозможно увидеть в обычных условиях. Увидеть хромосферу можно лишь при полном солнечном затмении – при этом Луна закрывает яркую фотосферу, и хромосфера становится видимой и в красном цвете. Также ее можно наблюдать в любое время через специальные узкополосные оптические фильтры, которые выделяют излучение в определенной яркой хромосферной линии:
— фильтр с красной линией H-альфа (Hα) из серии Бальмера (длина волны 656,3 нм), снимок Солнца через него получается красноватым;
— фильтры двух фиолетовых фраунгоферовых линий ионизованного кальция (линия Ca II K (393,4 нм) и линия Ca II H (396,8 нм)), снимок Солнца через них получается синеватым.
Хромосферу обычно разделют на две зоны:
— нижняя хромосфера простирается примерно до 1500 км, состоит из нейтрального водорода, спектр содержит множество слабых спектральных линий;
— верхняя хромосфера состоит из отдельных спикул, которые выбрасываются нижней хромосферой на высоту до 10 000 км и разделяются более разреженным газом; температура выше, чем у нижней хромосферы, водород преимущественно ионизованный, в спектре — линии водорода, гелия и кальция.
Основные структуры хромосферы, видные в этих линиях:
— хромосферная сетка — покрывает всю поверхность Солнца и состоит из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 т. км. в поперечнике, лучше всего видна в линиях Hα и Ca II K.
— флоккулы — светлые облакоподобные образования, чаще всего находящиеся в районах с сильными магнитными полями и окружающие солнечные пятна, лучше всего видны в линии Hα.
— волокна и волоконца (фибриллы) — тёмные линии разнообразной ширины и протяженности, также часто встречаются в активных областях и лучше всего видны в линии Hα.
3) Корона – последняя, внешняя оболочка, лежащая над хромосферой. Так как плотность вещества в короне незначительна, то несмотря на её огромную температуру (от 600 000 до 5 000 000 градусов), она имеет низкую яркость, и ее можно увидеть невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения (совокупный блеск короны составляет от 0,8×10^6 до 1,3×10^6 блеска Солнца). Для наблюдения короны вне затмений применяется внезатменный коронограф..
Чрезвычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, как полагается, магнитным эффектом и воздействием ударных волн. Механизм нагрева короны, вероятно, тот же, что и у хромосферы — из глубины Солнца поднимаются конвективные ячейки (видимые в фотосфере в форме грануляции), что приводит к локальному нарушению равновесия в газе, и это в свою очередь вызывает распространение акустических волн в различных направлениях. Беспорядочное изменение плотности, температуры и скорости вещества, в котором распространяются эти волны, приводит к изменению скорости, частоты и амплитуды акустических волн, зачастую даже движение газа достигает сверхзвуковых значений. Это вызывает ударные волны, кинетическая энергия которых в конечном итоге преобразуется в тепловую.
Во время затмений корона в белом свете наблюдается как лучистая структура, форма которой зависит от фазы солнечного цикла:
— в период максимума солнечных пятен ее форма становится относительно круглой; у солнечного экватора и в полярных областях в короне наблюдаются прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи;
— в период минимума пятен корональные лучи образуются только в экваториальных и средних широтах, форма короны становится вытянутой, у полюсов появляются характерные короткие лучи — полярные щёточки; при этом общая яркость короны уменьшается.
В короне наблюдаются структуры — корональные арки, лучи, перья, опахала и др. Корональные арки, например, представляют собой петлю (систему петель) магнитного поля с особо плотной плазмой.
Вследствие огромной температуры короны она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят через земную атмосферу, но в настоящий момент имеется возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны неравномерно: есть горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры со сравнительно небольшой температурой (600 000 градусов), из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Подобная открытая магнитная конфигурация позволяет частицам свободно покидать Солнце, именно поэтому солнечный ветер исходит преимущественно из корональных дыр.
На сегодняшний день известно, что корона простирается до границ Солнечной системы, а значит Земля, так же, как и другие планеты, находятся внутри короны.
Источник
Строение, излучение и эволюция солнца
Солнце (астр. ☉) – единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
Внутреннее строение Солнца
Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объем Солнца можно разделить на несколько областей; вещество в них отличается по своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физических механизмов. Познакомимся с ними, начиная с самого центра.
В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря образным языком, та «печка», которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем, чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. кельвинов, происходит выделение энергии.
Эта энергия выделяется в результате слияния атомов легких химических элементов в атомы более тяжелых. В недрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалеком будущем человек сможет научиться использовать ее и в мирных целях (в 2005 году новостные ленты передавали о начале строительства первого международного термоядерного реактора во Франции).
Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.
Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порции света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед.
В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты – сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и
наконец видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не случайно наши глаза чувствительны к нему.
Как мы уже говорили, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией.
Что такое конвекция?
Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ спускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.
Конвективная зона Солнца
Радиоактивная зона около 2/3 внутреннего диаметра Солнца, а радиус составляет около 140 тыс.км. Удаляясь от центра, фотоны теряют свою энергию под влиянием столкновения. Такое явление называют – феномен конвекции. Это напоминает процесс, происходящий в кипящем чайнике: энергии, поступающей от нагревательного элемента, намного больше того количества, которое отводится тепло проводимостью. Горячая вода, находящаяся в близости от огня, поднимается, а более холодная опускается вниз. Этот процесс называются конвенция. Смысл конвекции в том, что более плотный газ распределяется по поверхности, охлаждается и снова идет к центру. Процесс перемешивания в конвективной зоне Солнца осуществляется непрерывно. Глядя в телескоп на поверхность Солнца, можно увидеть ее зернистую структуру – грануляции. Ощущение такое, что оно состоит из гранул! Это связано с конвекцией, происходящей под фотосферой.
Фотосфера Солнца
Тонкий слой (400 км) – фотосфера Солнца, находится прямо за конвективной зоной и представляет собой видимую с Земли «настоящую солнечную поверхность». Впервые гранулы на фотосфере сфотографировал француз Янссен в 1885г. Среднестатистическая гранула имеет размер 1000 км, передвигается со скоростью 1км/сек и существует примерно 15 мин. Темные образования на фотосфере можно наблюдать в экваториальной части, а потом они сдвигаются. Сильнейшие магнитные поля, являются отличительно чертой таких пятен. А темный цвет получается вследствие более низкой температуры, относительно окружающей фотосферы.
Хромосфера Солнца
Хромосфера Солнца (цветная сфера) – плотный слой (10 000 км) солнечной атмосферы, который находится прямо за фотосферой. Хромосферу наблюдать достаточно проблематично, за счет ее близкого расположения к фотосфере. Лучше всего ее видно, когда Луна закрывает фотосферу, т.е. во время солнечных затмений.
Солнечные протуберанцы – это огромные выбросы водорода, напоминающие светящиеся длинные волокна. Протуберанцы поднимаются на огромные расстояние, достигающие диаметра Солнца (1.4 млм км), двигаются со скоростью около 300 км/сек, а температура при этом, достигает 10 000 градусов.
Солнечная корона
Солнечная корона – внешние и протяженные слои атмосферы Солнца, берущие начало над хромосферой. Длина солнечной короны является очень продолжительной и достигает значений в несколько диаметров Солнца. На вопрос где именно она заканчивается, ученые пока не получили однозначного ответа.
Состав солнечной короны – это разряженная, высоко ионизированная плазма. В ней содержатся тяжелые ионы, электроны с ядром из гелия и протоны. Температура короны достигает от 1 до 2ух млн градусов К, относительно поверхности Солнца.
Солнечный ветер – это непрерывное истечение вещества (плазмы) из внешней оболочки солнечной атмосферы. В его состав входят протоны, атомные ядра и электроны. Скорость солнечного ветра может меняться от 300 км/сек до 1500 км/сек, в соответствии с процессами, происходящими на Солнце. Солнечный ветер, распространяется по всей солнечной системе и, взаимодействуя с магнитным полем Земли, вызывает различный явления, одним из которых, является северное сияние.
Излучение Солнца
Солнце излучает свою энергию во всех длинах волн, но по-разному. Приблизительно 44% энергии излучения приходится на видимую часть спектра, а максимум соответствует желто-зеленому цвету. Около 48% энергии, теряемой Солнцем, уносят инфракрасные лучи ближнего и дальнего диапазона. На гамма-лучи, рентгеновское, ультрафиолетовое и радио излучение приходится лишь около 8%.
Видимая часть солнечного излучения при изучении с помощью спектроанализирующих приборов оказывается неоднородной – в спектре наблюдаются линии поглощения, впервые описанные Й.Фраунгофером в 1814 году. Эти линии возникают при поглощении фотонов определенных длин волн атомами различных химических элементах в верхних, относительно холодных, слоях атмосферы Солнца. Спектральный анализ позволяет получить информацию о составе Солнца, поскольку определенный набор спектральных линий исключительно точно характеризует химический элемент. Так, например, с помощью наблюдений спектра Солнца было предсказано открытие гелия, который на Земле был выделен позже.
Виды излучения
В ходе наблюдений ученые выяснили, что Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную и переменную (всплески, «шумовые бури»). Во время сильных солнечных вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.
Рентгеновские лучи исходят в основном от верхних слоев хромосферы и короны. Особенно сильным излучение бывает в годы максимума солнечной активности.
Солнце излучает не только свет, тепло и все другие виды электромагнитного излучения. Оно также является источником постоянного потока частиц – корпускул. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы – солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы – солнечной короны. На фоне этого постоянно дующего плазменного ветра отдельные области на Солнце являются источниками более направленных, усиленных, так называемых корпускулярных потоков. Скорее всего, они связаны с особыми областями солнечной короны – коронарными дырами, а также, возможно, с долгоживущими активными областями на Солнце. Наконец, с солнечными вспышками связанны наиболее мощные кратковременные потоки частиц, главным образом электронов и протонов. В результате наиболее мощных вспышек частицы могут приобретать скорости, составляющие заметную долю скорости света. Частицы с такими большими энергиями называются солнечными космическими лучами.
Солнечное корпускулярное излучение оказывает сильное влияние на Землю, и прежде всего на верхние слои ее атмосферы и магнитное поле, вызывая множество геофизических явлений. От вредного влияния излучения Солнца нас защищает магнитосфера и атмосфера Земли.
Интенсивность солнечного излучения
Имея крайне высокие температуры, Солнце является очень сильным источником излучения. Видимый диапазон солнечного излучения обладает наивысшей интенсивность излучения. При этом до Земли так же доходит большое количество невидимого спектра. Внутри Солнца протекают процессы, при которых из атомов водорода синтезируются атомы гелия. Это процессы называются процессами ядерного синтеза, они сопровождаются выделением огромного количества энергии. Эта энергия приводит к тому, что Солнце разогревается до температуры 15 миллионов градусов Цельсия (во внутренней его части).
На поверхности Солнца (фотосфере) температура достигает 5500 °С. На этой поверхности Солнце излучает энергию со значение 63 МВт/ м². До поверхности Земли доходит лишь немногая часть этого излучения, что позволяет комфортно существовать человечеству на нашей планете. Средняя интенсивность излучения на атмосферу Земли приблизительно равна 1367 Вт/м². Данное значение может колебаться в диапазоне 5% из-за того что, двигаясь по эллиптической орбите Земля отдаляется от Солнца на разное расстояние в течение года. Значение 1367 Вт/ м² называют солнечной постоянной.
Солнечная энергия на поверхности Земли
Атмосфера Земли не пропускает всю солнечную энергию. Поверхности Земли достигает не более 1000 Вт/м2. Часть энергии поглощается, часть отражается в слоях атмосферы и в облаках. Большое количество излучения рассеивается в слоях атмосферы, вследствие чего образуется рассеянное излучение (диффузное). На поверхности Земли тоже часть излучения отражается и превращается в рассеянное. Сумма рассеянного и прямого излучения называется суммарным солнечным излучением. Рассеянное излучение может составлять от 20 до 60%.
На количество энергии, поступающее к поверхности Земли, так же влияет географическая широта и время года. Ось нашей планеты, проходящая через полюса, наклонена на 23,5° относительно орбиты вращения вокруг Солнца. В период с марта
до сентября солнечный свет больше попадает на Северное полушарие, в остальное время – Южное. Поэтому продолжительность дня в летнее и зимнее время разная. Широта местности та влияет на продолжительность светового дня. Чем Севернее, тем длиннее в летнее время и наоборот.
Эволюция Солнца
Предполагается, что Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Есть, по крайней мере, две теории относительно того, что дало толчок первоначальному сжатию туманности. Согласно одной из них предполагается, что один из спиральных рукавов нашей галактики проходил через нашу область пространства примерно 5 млрд. лет назад. Это могло вызвать легкое сжатие и привести к формированию центров тяготения в газо-пылевом облаке. Действительно, сейчас вдоль спиральных рукавов мы видим довольно большое количество молодых звезд и светящихся газовых облаков. Другая теория предполагает, что где-то недалеко (по масштабам Вселенной, конечно) взорвалась древняя массивная сверхновая звезда. Возникшая ударная волна могла быть достаточно сильной, чтобы инициировать звездообразование в «нашей» газо-пылевой туманности. В пользу этой теории говорит то, что ученые, изучая метеориты, обнаружили довольно много элементов, которые могли образоваться при взрыве сверхновой.
Далее, когда столь грандиозная масса (2*1030кг) сжималась под действием сил гравитации, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в ее центре смогли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура на Солнце равна 15000000K, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звездами).
В основном Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звезд, называемых желтыми карликами. Оно – звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды довольно однозначно определяет ее судьбу. За время жизни (
5 миллиардов лет), в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Примерно столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить в таком виде, к которому мы с вами привыкли.
После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Затем, исчерпав «топливо» совсем и не имея более сил держать внешние слои красного гиганта, наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетарной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет.
Смерть Солнца по времени
- Уже через 1,1 млрд. лет, светило увеличит свою яркость на 10 %, что повлечет сильное нагревание Земли.
- Через 3,5 млрд. лет, яркость увеличиться на 40%. Начнут испаряться океаны и наступит конец всему живому на Земле.
- По прошествии 5,4 млрд. лет, в ядре звезды закончится топливо – водород. Солнце начнет увеличиваться в размерах, за счет разрежения внешней оболочки и нагрева ядра.
- Через 7,7 млрд. лет, наша звезда превратиться в красного гиганта, т.к. увеличиться в 200 раз из-за этого будет поглощена планета Меркурий.
- В конце, через 7,9 млрд. лет, внешние слои звезды настолько разредятся, что распадаться на туманность, а в центре бывшего Солнца будет маленький объект – белый карлик. Так закончит существование наша Солнечная система. Все строительные элементы, оставшиеся после распада, не пропадут, они станут основой для зарождения новых звезд и планет.
Интересные факты о звездах
- Наиболее распространенными звездами во вселенной являются красные карлики. По большей части это происходит из-за их низкой массы, что позволяет им жить в течение очень долгого времени, прежде чем превратиться в белых карликов.
- Почти все звезды во вселенной имеют одинаковый химический состав и реакция ядерного синтеза происходит в каждой звезде и является практически идентичной, определяясь лишь запасом топлива.
- Как мы знаем как и белый карлик, нейтронные звезды являются одним из конечных процессов эволюции звёзд, во многом возникая после взрыва сверхновой. Ранее зачастую тяжело было отличить белого карлика от нейтронной звезды, сейчас же ученые с помощью телескопов нашли различия в них. Нейтронная звезда собирает вокруг себя больше света и это легко увидеть с помощью инфракрасных телескопов. Восьмое место среди интересных фактов о звездах.
- Благодаря своей невероятной массе, согласно общей теории относительности Эйнштейна, черная дыра на самом деле, это изгиб пространства, таким образом, что все в пределах их гравитационного поля выталкивается к нему. Гравитационное поле черной дыры настолько сильно, что даже свет не может избежать ее.
- На сколько мы знаем когда у звезды заканчивается топливо, звезда может вырастать в размерах более чем в 1000 раз, далее она превращается в белого карлика, а из-за скорости реакции взрываются. Эта реакция более известна как сверхновая. Ученые предполагают, что в связи с этим долгим процессом и образуются, столь загадочные черные дыры.
- Многие звезды которые мы наблюдаем в ночном небе, могут казаться одним проблеском света. Однако это не всегда так. Большинство звезд, которые мы видим в небе на самом деле две звездные системы, или бинарные звездные системы. Они просто невообразимо далеко и нам кажется, что мы видим лишь одно пятнышко света.
- Звезды которые имеют самую короткую продолжительность жизни, являются наиболее массивными. Они представляют собой высокую массу химических веществ и как правило сжигают свое топливо гораздо быстрее.
- Не смотря на то что нам иногда кажется что Солнце и звезды мерцают, на самом деле это не так. Эффект мерцания является лишь светом от звезды, который в это время проходит через атмосферу Земли но еще не достиг наших глаз. Третье место среди самых интересных фактов о звездах.
- Расстояния, участвующие в оценке того, насколько далеко до звезды невообразимо огромны огромны. Рассмотрим пример: До ближайшая до земли звезда находится на расстоянии примерно 4.2 световых года, и что бы добраться до нее, даже на самом быстром нашем корабле, потребуется около 70 000 лет.
- Самая холодная известная звезда, это коричневый карлик «CFBDSIR 1458+10B» имеющий температуру всего около 100 °C. Самая горячая известная звезда, это голубой сверх гигант, находящийся в млечном пути под названием «Дзета Кормы» ее температура более 42 000 °C.
Видео
Источник