Солнце
Солнце — единственное светило в своей системе. Вокруг Солнца совершают вращение меньшие по размеру объекты солнечной системы. Из них: планеты, спутники, кометы, астероиды, метеориты и космическая пыль. Массовая доля Солнца равна 99,8% от общей массы всех объектов ее системы. Излучения, исходящие от Солнца, играют огромнейшую роль в поддержании нашей жизни.
Основной состав звезды «Солнца» характеризуется содержанием водорода (73%) и гелия (25%). Также в состав солнечного материала входит: железо, кислород, хром, кремний, магний, азот, углерод и др. вещества.
Примерная плотность нашей звезды Солнца — 1,4 г/см 2 . Она классифицируется как звезда G2V. Тела, относящиеся к данному виду, еще принято называть «желтыми карликами». Средний температурный показатель у Солнца — 6000 К. Именно поэтому свет, который исходит от него, имеет преимущественно белый цвет. Только вблизи поверхности Земли солнечный свет становится с желтоватым окрасом.
В Солнечном спектре содержатся линии нейтральных и ионизированных металлов. В меньшем количестве здесь имеется и линии гелия, и водорода. Всего в системе Млечного пути содержится около 100 млрд светил. Большая часть из них обладает меньшей яркостью, чем Солнце. У главной звезды, равно как и у других звезд, которые являются составляющими главной последовательности, энергия образуется с участием термоядерного синтеза. Конкретно у Солнца «топливом» для преобразования энергии является гелий и водород.
Наша планета удалена от главной звезды на 149 млн 600 тыс. км. Само светило находится от нас на дистанции, измеряемой в 26 тыс. св. годах от «сердца» нашей галактики. На данный момент система нашей звезды располагается во внутреннем рукаве Ориона.
Общие сведения о Солнце
Наша звезда Солнце относится к первому типу звездного населения. Самая популярная гипотеза о появлении Солнца заключается в следующем: светило «родилось» вследствие взрывов 1-й или даже группы сверхновых. Эта теория опирается на то, что в солнечной материи в избытке содержатся такие соединения, как золото и уран. По мнению ученых, эти вещества в таком количестве могли образоваться лишь вследствие эндотермических реакций. А они, как правило, возникают под влиянием сильных взрывов или в процессе поглощения нейтронов материалом крупных светил второго поколения.
Солнечное излучение, как было сказано выше, главный источник энергии, поддерживающий жизнь землян. Солнечной постоянной оценивается мощность светила, т. е. количеством выделяемой энергетической активности, которая проходит через определенную область в единицу площади, перпендикулярную солнечным лучам.
Попадая в нашу атмосферу, лучи Солнца теряют около 370 Вт/мІ своей мощности. Соответственно, на поверхность Земли даже при идеальных погодных условиях, попадает лишь 1000 Вт/мІ. Дошедшая до поверхностного слоя планеты энергия составляет естественные и искусственные процессы. Например, растения за счет солнечного света, задействованного в фотосинтезе, участвуют в производстве такого жизненно важного элемента, как кислород. Что касается искусственного применения, то солнечную энергию используют для получения электроэнергии.
Ультрафиолетовые лучи, исходящие от Солнца также обладают полезным, антисептическим свойством. Ультрафиолет нередко применяют в целях быстрой дезинфекции воды и других предметов. Данное излучение частично развивается в озоновом слое атмосферы Земли. Именно поэтому его мощность ощутимо изменяется с широтой.
Жизненный цикл Солнца
Наша звезда Солнце еще значительно молода. Она характеризуется как светило третьего поколения. Особенность таких объектов заключается в большом процентном содержании металлов. Такие звезды «рождаются» из останков светил предыдущих поколений.
Приблизительный возраст Солнца — 4,5 млрд. лет. Известно, что оно расходует водород в качестве топлива. По мере его уменьшения, Солнце начинает разогреваться все сильнее. Соответственно, и светимость Солнца начинает увеличиваться. Когда возраст звезды достигнет 5,6 млрд лет, его яркость будет на 11% выше, чем сегодня.
К тому моменту, когда Солнце достигнет возраста 8 млрд лет, его яркость станет на 40% выше. Ученые полагают, что земные условия на тот момент будут подобны настоящим условиям на планете Венера. Вся жидкость с поверхности будет унесена в космос. После этого на Земле перестанут существовать почти какие-либо жизненные формы. Чем быстрее запасы водорода в ядре будут истощаться, тем быстрее будет увеличиваться оболочка звезды, а ядро, наоборот, начнет уменьшаться.
Когда Солнце достигнет возраста 10,9 млрд. лет, запасы водорода ядра полностью истощатся. Оставшийся же гелий начнет сжиматься. Слабое горение водорода все еще будет поддерживаться в структуре «сердцевины». Еще 0,7 млрд лет она будет стремительно расширяться, пока еще сохраняя свою светимость. По достижении 11,6 млрд лет Солнце достигнет размеров субгиганта. В возрасте 12,2 млрд лет звездное ядро может быть раскалено до такой степени, что запустится новый процесс сжигания водорода. Тогда звезда начнет быстро увеличиваться. Затем оно отклонится от главной последовательности, и размер его будет с «красный гигант».
В этом состоянии радиус Солнца становится больше в 256 раз. В этом виде жизнеспособность Солнца будет равняться несколько десятков миллионов лет. К тому времени, когда температурные показатели ядерного вещества достигнут отметки 100 млн К, неминуемо возникновение глобальной гелиевой вспышки и тогда начнется термоядерная реакция синтеза гелия. Звезда, которая получит иной временный источник энергии, снова начнет уменьшаться. Через 100-110 млн лет данный синтез приостановится. Внешние оболочки звезды вновь начнут «расти», вследствие чего она вновь станет размером с «красный гигант». В данный период на Солнце постоянно будут происходить вспышки. Светимость звезды достигнет максимального уровня.
Ученые прогнозируют, что массы нашей звезды чересчур малы для завершения своего существования образованием сверхновой. В конце концов, ее оболочка отделится от ядра. Из звездного вещества, так или иначе, будет образована планетарная туманность с центром под названием белый карлик, который будет образован из ядра Солнца. Такие образования представляют собой горячие и плотные тела по размеру с нашу планету.
Составляющие Солнца
Солнечное ядро — место, где протекают все известные термоядерные реакции. Плотность его вещества — 150 тыс. кг/мі. Центральный радиус Солнца равен 150-175 тыс. км. В ходе миссии аппарата SOHO ученым удалось выяснить, что средняя температура ядра Солнца — 14 млн. К. Также стали известны показатели скорости вращения ядра. Они превзошли показатели скорости вращения поверхности.
Звездное солнечное ядро является особым местом. Энергия и тепло создаются здесь за счет термоядерных реакций. Она пронизывает все звездные слои, включая фотосферу. Из данного слоя звезды энергетическое вещество выделяется в виде солнечного света и кинетической энергии.
Область лучистого переноса
Данная область находится сразу после солнечного ядра. Из нее энергия распространяется излучением и поглощением фотонов. Директория отдельного элемента не зависит от того, были ли данные фотоны ранее поглощены плазмой или нет. Именно они сохраняют способность проникать практически во все слои плазмы лучистой области. Они также могут и перемещаться назад на более низкие уровни. Температурные показатели области лучистого переноса равны от 207 млн. К. и выше. Температура в зоне лучистого переноса от 207 млн. К. и выше. Необходимо заметить, что здесь полностью отсутствует макроскопическая конвекция. Это является явным свидетельством того, что адиабатический температурный градиент здесь выше в сравнении с градиентом лучевого равновесия.
Конвективная зона Солнца
Вблизи поверхностных слоев температура и плотность материи Солнца приобретает меньший показатель, которого недостаточно для того, чтобы полноценно перенести энергию путем переизлучения. В данной области начинается процесс, который носит название — вихревое перемешивание плазмы. А в верхние слои звезды энергетический поток переносится посредством движения самого вещества.
Роль конвективной солнечной зоны Солнца чересчур огромна. Ведь непосредственно здесь начинает свои важные процессы и движение звездное вещество. Термики в данной области способствуют проявлению на поверхности Солнца гранул и провоцируют процесс супергрануляции. Эти гранулы существуют 10-15 минут, что приблизительно равно тому промежутку, в течение которого газ способен единожды обогнуть такую гранулу.
Атмосфера Солнца. Определение фотосферы
Видимый слой поверхности Солнца называется фотосферой. Ее толщина определяется в пределе от 100 до 400 км. Именно от нее исходит большая часть солнечного света. Температура фотосферы равна от 4400 до 6600 Е. По ней также измеряются габариты Солнца. Ввиду того что газ здесь достаточно разрежен, скорость его вращения в данной области значительно меньше этого же показателя вращения плотных тел. Что касается полярных зон и зоны экватора, то газ здесь движется неравномерно.
Определение хромосферы Солнца
Хромосфера Солнца — это практически последняя оболочка звезды. Ее средняя толщина равна 2 тыс. км. Свое название данная область получила от древнегреческого слова «цвет». Действительно, она имеет красноватый оттенок. Это связано с тем, что, скорее всего, в ее спектрометре наблюдается преобладание красной Н-альфа линии водорода. Наружный слой данной области не определяется четкой гранью из-за того, что происходят регулярные выбросы солнечной массы, которые здесь происходят. Они называются спикулы. В одно и то же время на Солнце может синхронно проявляться 60-70 тыс. спикул.
Плотность хромосферы характеризуется как средняя. Она не обладает достаточной яркостью для того, чтобы ее можно было увидеть в без специальных средств. Это возможно лишь в случае полного солнечного затмения, при котором хромосферу становится видно из-за перекрытия чересчур яркой фотосферы.
Хромосферные структуры состоят из:
• хромосферной сетки. Она целиком покрывает всю поверхность Звезды. Данная сетка состоит из линий, которые окружают ячейки супергрануляции;
• флоккулов — световые образования, напоминающие по своему виду облака. Они преобладают в зонах мощных магнитных полей — активных областей, окружающих солнечные пятна;
• волокон и волоконцев (фибриллов), которые представляют собой темные линии разной длины и ширины. В своем большинстве они преобладают в областях наивысшей солнечной активности.
Солнечная корона
Короной называется последняя, самая легкая оболочка Солнца. В ее составе как основные элементы можно выделить протуберанцы и извержения энергии. Средняя температура данного слоя звезды варьируется от одного до двух миллионов К. Солнечная корона отлично визуализируется без особых приспособлений и технических приборов только в то время, когда можно наблюдать солнечное затмение.
Чрезвычайно высокие температуры, преобладающие в этом слое, можно объяснить тем, что здесь происходит эффект магнитного присоединения. Также сказывается и последствие ударных волн. Очертания короны изменчивы в зависимости от того, в какой фазе и цикле находится солнечная активность. Например, во время своего максимума корона приобретает более округлые очертания. В наименьший же период — вытягивается вдоль экваторной линии звезды. Для излучения солнечной короны необходим рентгеновский и ультрафиолетовый диапазон. Но данные отфильтровываются земной атмосферой. Благодаря технике нового поколения ученые все-таки нашли способ для их более тщательного изучения. Оказалось, что излучения солнечной короны неравномерны. В ней имеются, как и более активные, так и спокойные зоны. А в данном слое существуют и коронарные дыры, через которые в космос вырывается поток магнитных силовых линий.
Солнечный ветер
Наружняя коронарная часть звезды пропускает солнечный ветер, который состоит из направленных потоков ионизированных частиц. Существует два вида солнечного ветра:
— медленный способен развивать скорость до 400 км/с.;
— быстрый развивает скорость от 750 км/с.
Первый вид солнечного ветра характеризуется большей плотностью, нежели быстрый. Его структура также является более сложной. Она характеризуется регионами турбулентности. Наша звезда вместе с таким ветром испускает в 1 секунду в среднем 1,3*1036 частиц.
Магнитные поля Солнца
Разновидности солнечных магнитных полей
Периодически в плазме солнечного ветра наблюдается возникновение электрических токов. Причина этого заключается в том, что она определяется высокой электропроводностью. Ученые разделяют магнитное поле звезды на два вида. Отличаются они в основном по своему масштабу.
Характерной чертой глобального магнитного поля является сильная напряженность, которая достигает своего максимума в области видимого поверхностного слоя. Ее сила может достигать нескольких Гаусс. При слабой солнечной активности структура глобального магнитного поля больше напоминает дипольную. При максимуме данное напряжение начинает уменьшаться. А через несколько лет на полюсах звезды оно и вовсе исчезает. Но, в общем, при мощной солнечной активности оно продолжает существовать. Его структура на данном этапе определяется, как квадрупольная. После завершения данного периода, напряженность диполя снова начинает расти, вследствие чего изменяются и полярности Солнца.
Локальные магнитные солнечные поля имеют мощную напряженность, которая измеряется несколькими тысячами Гаусс. Такие показатели обычно наблюдается в зоне солнечных пятен в период максимума активности. Что касается магнитных полей, которые входят в состав зоны пятен, то они обладают структурой, носящий мультиполярный или биполярный характер. В зоне фотосферы можно наблюдать и униполярные области. Они расположены вблизи полюсов, и, соответственно, носят меньший показатель напряженности.
Действие и циклы Солнца
За действиями на Солнце стоит целый набор всевозможных явлений, спровоцированных совокупностью мощнейших магнитный полей на звезды. Данные поля, зачастую, выглядят пигментными пятнами, где происходят вспышки. Эти процессы сопровождаются разными видами геомагнитной активности. Их появление объясняется достаточно серьезными проявлениями на Солнце, которые достигают поверхности Земли и атмосферной среды. Ученые условились обозначать мощность солнечной активности «цюрихским числом», названым именем Р. Вольфа. Оно равно числу обозреваемых солнечных пятен на одной половине сферы звезды. Уровень активности для каждого периода всегда неодинаковый.
Периодичность активности Солнца равна 11 годам. Необычно огромное количество солнечных пятен было зафиксировано в 1947 году. Общая их длина составила 300 тыс. километров, а ширина — 145 тыс. км. Эти пятна можно было наблюдать невооруженным глазом в определенное время суток.
Исследования и наблюдения за Солнцем в прошлых веках
Даже в далекие времена люди знали о значимой роли Солнца — источника теплоты и света. Во многих древних культурах Солнце олицетворяли с божеством. Культ поклонения ему был обязательным в регалиях и традициях древних египтян, ацтеков и инков.
Большинство памятников, сохранившихся по сей день связано с Солнцем. К примеру, мегалиты символизируют солнцестояние летом. Самые крупные такие монументы сейчас расположены в Египте, Великобритании и Мексике. Все они были выстроены с расчетом, чтобы земная тень пересекала фигуру пирамиды в моменты осеннего и весеннего равноденствий.
Астрономы древнего Египта вели наблюдения за наблюдаемыми годовыми движениями Солнца по эклиптике. Солнце по их мнению являлось планетой. В то время их было известно только семь.
Переворот в научном понимании до современного уровня
Первым, кто решил изучать Солнце, как физический небесный объект, стал греческий ученый Анаксагор. Он открыто заявлял: «что Солнце не является колесницей Галиоса», — как говорилось в греческих мифах. Философ был убежден, что этот объект представляет собой гигантский горячий шар. За свои убеждения Анаксагор был заключен в тюрьму и приговорен к смертной казни. Через какое-то время его все же освободили, благодаря Периклу.
Мысли о том, будто Солнце является центром определенной системы также посещали древнеиндийского ученого Аристарха Самосского. Но только в XVI веке данную теорию возродил Коперник.
Впервые просчитать расстояние от нас до Солнца попытался Аристарх Самосский. Но полученное число было далеким от действительности.
Ученый предсказал, что расстояние между Землей и Солнцем равно восемнадцати расстояниям между ними, вместо реальных 294.
Древние китайские ученые занимались изучением солнечных пятен. В 1610 году Солнце начали наблюдать через бинокли и другие примитивные увеличительные приборы, что были доступны в те времена.
После создания первого гелиоскопа, Галилей, Томас Хэрриот и Кристофер Шейн смогли наглядно изучить солнечные пятна.
Вскоре Галилей объявил пигментные пятна солнца элементами структуры нашей звезды. Шейн же считал, что затемнения на солнечном диске являются пересекающими его планетами. Такое заявление заставило Галилея заняться более тщательным изучением звезды. В конечном счете он смог доказать солнечное движение и высчитать длительность периода.
В XIX веке известный астроном Ватикана — Пьетро Анджело Секки создал новое направление в астрономии — спектроскопию.
Ученый сумел разложить луч на семь цветовых спектров. С открытием спектроскопии астрономы смогли обнаружить новый хим. элемент — гелий — главный компонент солнечного вещества.
На протяжении долгого времени люди не понимали, что же является источником такой огромной энергии Солнца. Только в 1848 году ученым Робертом Майером была выдвинута метеоритная гипотеза. Она гласила, что Солнце накаляется в результате постоянной метеоритной бомбардировки. Но данную теорию сразу опровергли, ввиду того, что в такой же ситуации и условиях стала бы когда-то нагреваться и наша планета.
Лишь в ХХ веке ученые нашли точное объяснение данному процессу. Изначально Резерфодом была предложена гипотеза где предполагалось, что главное составляющее внутренней энергии звезды — радиоактивный распад. В 20-х годах прошлого века Артур Эддингт пытался доказать, что причина надвысоких температурных показателей Солнца кроется во всевозможных реакциях внутри него. В 1930 году ученые — Ганс Бете и Чандрасекар выявили реальный способ поддержания высоких температур у звезд. Астрофизики считали, что она кроется в термических реакциях в ядре, что делает их единственно возможным источником энергии звезды.
Далее, в 1957 году Маргарет Беридж доказала, что практически все известные элементы Космоса возникли вследствие нуклеосинтеза, происходящего в звездах.
Грандиозные орбитальные изучения Солнечной системы
Как известно, земная атмосфера играет роль фильтра, который предотвращает проход сквозь нее электромагнитного излучения. Даже там, где атмосфера имеет большую прозрачность, изображения небесных тел могут быть сильно искажены. По этой причине исследовать космические объекты лучше либо из космоса, либо на большой высоте, в обсерваториях. Это справедливо в актуальных аналогичных наблюдениях за нашей звездой.
Только при исследовании ультрафиолетовым и рентгеновским излучением можно получить более или менее четкие и качественные изображения светила.
Впервые грандиозные изучения Солнца вблизи были проведены во время миссии «Спутник-2» в 1957 году. Данные наблюдения выполнялись сразу в нескольких диапазонах. Обнаружить солнечный ветер астрономом удалось лишь в 1959 году. Для этого им пришлось применить специальные ионные ловушки, расположенные на машинах «Луна 1» и «Луна 2».
После, инициативу наблюдений за звездой перехватило космическое агентство НАСА. Несколько спутников «Пионер» в период с 1960-1968 годы вышли на орбиту Земли с целью измерить показатели «солнечного ветра».
В 70-годах ушедшего века в космос были выпущены машины «Гелиос-I» и «Гелиос-II» для подробного исследования звезды. Спутники вышли на гелиоцентрическую орбиту, лежащую внутри орбиты планеты Меркурий. На тот момент расстояние, которое разделяло машины и Солнце было не более 40 млн. километров.
Также в процессе данной операции удалось выяснить различие в плотности мелких метеоритов, находящихся вблизи звезды и тех, которые находятся в области нашей планеты.
В 1973 году начала функционировать космическая обсерватория ATM. С ее помощью ученые получили массу полезной информации о солнечной переходной области, короне и ультрафиолетовом излучении. В ходе наблюдений были открыты коронарные дыры и что влияет на осуществление коронарных выбросов солнечной массы, непосредственно связанных с происхождением солнечного ветра.
В 1980 году организация НАСА запустила на околоземную орбиту аппарат Solar Mazomum Missian. Предназначением данного зонда было наблюдение за ультрафиолетовыми, рентгеновскими, гамма-излучениями, а также за вспышками на Солнце. Все исследования проходили в периоды солнечных вспышек.
В 1991 году японцы с целью наблюдения за Солнцем запустили свой спутник Yohkoh. Принцип работы этого аппарата основывался на изучении звезды в рентгеновском диапазоне. Данные, полученные в процессе работы спутника, помогли астрономам классифицировать несколько солнечных вспышек. Позитивным моментом миссии Yohkoh стало определение реальной активности короны.
Еще за одной важной программой SOHO, осуществляемой НАСА и ЕКА, был запущен свой аппарат. Который вместо запланированных двух лет проработал в космосе десять! Помимо изучения Солнца, SOHO также провел исследования многих комет, которые испарялись по мере приближения к звезде. Что касается отдельных исследований фотосферы Солнца, то во время их проведения ученые использовали спектроскопические методы. Они наиболее эффективны при наблюдении отдельных слоев звезды.
Чтобы получить гораздо больше информации о веществах составляющих Солнце, астрофизиками был запущен еще одну исследовательскую машину — Genesis. Мисия была завершена в 2004 году. Несмотря на некоторые повреждения, на его борту все же были в целости некоторые образцы «солнечного ветра» для наземных исследований.
В сентябре 2006 года на земную орбиту вывели обсерваторию Hinode. Она была разработана в японском научном университете ISAS. Обсерватория представляла собой вместилище всего необходимого для исследования — оптический и рентгеновский телескопы и спектрометр, работающий в ультрафиолетовом волновом диапазоне. Целью миссии Hinode было изучение процессов активности, происходящих в короне Солнца.
В 2006 году для наблюдений в космос была отправлена обсерватория STREO. Ее составляющими были два аппарата. Благодаря им ученым удалось получить изображения Солнца и происходящих на ней явлений.
В 2009 году российские ученые запустили спутник «Коронас-Фотон» вместе с группой космических машин «Тесис». Обсерватория была оснащена телескопом, спектрогелиографом и коронографом. Основной задачей этой группы машин являлся постоянный мониторинг солнечной активности.
В 2010 году для наблюдений в космос была направлена американская ракета Atlas V. Задачей запуска аппарата было выведение на орбиту новой системы SDO.
Солнечные затмения
Все отметки о солнечных затмениях велись со времен античности. Больше всего описаний этого события имеется в европейских источниках средневековья. Явление возникает тогда, когда Луна перекрывает солнечный диск. Солнечное затмение видно только когда новолуние, в это время сторона спутника обращена на Землю и не освещается. За год с Земли можно наблюдать 2-5 СЗ. На сто лет, в целом, приходится около 237 таких явлений. Полные СЗ очень полезны для исследования короны и слоев Солнца. Только в 1996 году ученые научились производить постоянный мониторинг поверхности звезды, благодаря спутнику SOHO. Но ранее, без специальных приборов тщательно исследовать корону Солнца не представлялось возможным.
В 1886 году французский ученый П. Жансен смог во время полного солнечного затмения провести исследование солнечной хромосферы, открыв при этом гелий.
Планета и Звезда
Для всего находящегося на Земле жизненно важен свет Солнца. У большей части животных и растений он способствует систематизации циркадного ритма.
Конкретно на человека свет оказывает воздействие в 1000 люкс. В тех зонах Земли, где отмечаться дефицит солнечного света, отмечается скудный рост растений и малое их биоразнообразие.
В листьях зеленых растений имеется хлорофилл — зеленый пигмент, на который «ловится» световая энергия, что необходима для протекания процессов фотосинтеза.
Этот процесс заключается в синтезе органических соединений из воды и углекислого газа, в котором задействован солнечный свет. Известно, что основной продукт фотосинтеза это кислород. Что означает — он является одним из главных факторов, поддерживающих жизнь на планете.
Источник