Сонце - Лексикон за астрономија

Лексикон за астрономија: Сонце

Сонцето е тело со најголема маса во Сончевиот систем и со тоа доминира во движењата на сите тела во Сончевиот систем. Сонцето е дарител и на животот затоа што неговото електромагнетно зрачење и обезбедува на земјата топлина. Оттука тие се нарекуваат и наши Централна starвезда.

Гравитација на сонцето

Строго кажано, сонцето не е точно во центарот на Сончевиот систем затоа што масите се вртат околу нивниот заеднички центар на гравитација. Центарот на гравитација на Сончевиот систем е многу близу до Сонцето (дури и во рамките на неговата површина) затоа што е толку масивен.
Доминантното гравитационо поле на сонцето значително влијае на движењата на планетите, астероидите, кометите и другите, многу помали небесни тела. Гравитонот на сонцето обично може добро да се опише со теоријата на гравитацијата на tonутн - само внатрешната планета Меркур покажува отстапувања (Перихелион), кои бараат општа релативност. Во релативистичка смисла, тогаш треба да се зборува за сончевото, закривено време-време.

Ти си моја starвезда

Но, сонцето е исто така многу посебно меѓу сите тела во Сончевиот систем: Сонцето е starвезда, т.е. колекција на топол, јонизиран гас кој е значителен преку процесите на термонуклеарна фузија Зрачечки енергии ослободува. Останатите тела во Сончевиот систем исто така емитуваат главно топлинско зрачење, но сонцето е единственото тело што ја прима енергијата на зрачење од фузијата на светлосните атомски јадра. Убедливо е најсјајното небесно тело.
Јупитер, на пример, е второто најтешко тело во Сончевиот систем (0,001 сончева маса), но емитира повеќе топлинско зрачење (што го добива од компресијата на гас) отколку што прима од сонцето.

Сонцето е најблиската starвезда на земјата: нејзиното растојание до Земјата е во просек околу 150 милиони километри, растојание на кое му е дадено име во астрономијата: Астрономска единица (Германски AE, скратено internat. AU). Оваа скала е типична за должините во планетарните системи и се користи и за вонсончевите планети.

Фази, Мофи и Софи

Зрачењето на сонцето предизвикува различни ефекти на осветлување во сончевиот систем: Ова создава карактеристични Фази на внатрешните планети (Меркур и Венера), во зависност од струјата, релативната положба помеѓу сонцето, земјата и внатрешната планета. Земјината месечина исто така ги покажува овие фази од истата причина, кои ги знаеме како нова месечина, фаза на депилација, полна месечина и фаза на опаѓање.
Исто така, постојат многу посебни феномени на осветлување, како што се затемнувањето на Сонцето и затемнувањето на Месечината. Астрономски, станува збор за тривијални сенки фрлени меѓу небесните објекти, кои, погледнато на одредени места, ги прават небесните тела „исчезнуваат“: Во Помрачување на Сонцето Ако новата месечина стои помеѓу линијата што ги поврзува сонцето и земјата, сенката на Месечината ја погодува земјата и една во областа на умбрата (која се протега на околу 200 км на површината на земјата) вкупно Затемнување на сонцето, едно во пенеумбра делумно Помрачување на Сонцето. Во затемнување на Месечината од друга страна, Месечината моментално се наоѓа во чадорот на земјата и се појавува црвена поради сончевата светлина расфрлана на земјата.

Соларна физика

Од гледна точка на астроном, сонцето е секако удар на среќа, не само затоа што го овозможи животот на прво место, туку и затоа што е најблиската starвезда на земјата и затоа е идеален објект за истражување за Physвездената физика е Истражувачки теми во соларната физика се физичките својства на сонцето, како и потеклото и развојот на сонцето. Нашата централна starвезда нуди можност да истражиме прилично незабележителен член на родот на везди. Во текот на elвездената физика, кога сè повеќе starsвезди во близина на Сонцето исто така може да се опишат со физички параметри, стана јасно дека сонцето не е ниту особено големо и тешко, ниту особено топло или светло.

Структура на сонцето

Сончево јадро

На Внатрешност на сонцето се состои од топла, зрачење јадро, во кои се случуваат процесите на фузија. Тука се генерираат фотоните, на кои им треба релативно долго време да патуваат низ внатрешноста на сонцето, бидејќи тие се расфрлани и повторно се емитуваат (транспорт на зрачење). Тогаш таканаречениот исто така се затвора внатре Зона на конвекција на водород во. Нивната дебелина е околу 1/10 од сончевиот радиус. Тука циркулацијата на гасните маси е ефикасен механизам за транспорт на енергија: меури со топол гас се зголемуваат со брзина од неколку километри во секунда, додека ладените гасни маси тонат (аналогно на конвекцијата во копнената атмосфера).

Фотосфера

Овој процес ја создава карактеристиката гранулација површината на сонцето, зрно во конвекциски ќелии (Гранули) со типичен дијаметар од околу 1400 км, кои имаат просечен век на траење од само до 10 минути. Температурната разлика помеѓу гранулите и меѓугрануларните области е околу 300 K. Гранулацијата е само-слична на Супер гранулација на скали со многу поголема должина од околу 30 000 км: овие имаат подолг век на траење во опсег од околу 30 часа.
Гранулацијата може да се набудува на површината на сонцето, област позната како фотосфера. Тоа е всушност слој со дебелина од само 100 до 200 км. Своето име го должи на фактот дека фотоните што ги набудуваме потекнуваат од оваа обвивка. Ова е само видливиот диск на сонцето.

Хромосфера

Над него лежи хромосферата со дебелина од околу 10.000 км. Во затемнувањата на Сонцето се појавува црвено (оттука и неговото име: грч. хромос значи боја). Овој нехомоген регион е како пламен Спикули набразден Во т.н. Flash Spectra можете накратко да ја спектроскопски хромосферата пред и по целосното затемнување на Сонцето (2-ри и 3-ти контакт). За таа цел, соларните истражувачи избираат соодветни линии за емисија на водород и калциум.

корона

Короната е најоддалечениот слој на сонцето и се појавува во целосни затемнувања на сонцето како познат ореол, па оттука и неговото име (т.т. „Круна“). Короната има исклучително мала густина на честички (10 8 честички на сантиметар кубен); неверојатно во врска со короната е тоа што доаѓа 2 до 5 милиони степени е многу пати потопла од површината на сонцето (само околу 6000 К)! Ова долго време остана мистерија Загревање на короната може да ја објасни магнетохидродинамиката (MHD): MHD брановите продираат во короналната област од сончевата плазма. Таму се уништуваат магнетните полиња со спротивен поларитет (Повторно поврзување) Што се случува со енергијата што се чуваше во магнетното поле? Па, таа се претвора во кинетичка енергија, имено топлинска енергија на честичките во короната. Високите температури се објаснуваат со магнетни ефекти.

На К-корона изложува континуитет (оттука К.), што е предизвикано од расејување на фотоферни фотони на топли коронални електрони.
На F-корона го покажува познатото Линии на Фраунхофер (затоа Ф.), Линии за апсорпција што доведоа до откривање на нов елемент: хелиум (грч. хелиос: Сонце), што било откриено само подоцна на земјата. Линиите остануваат остри бидејќи расејувањето во F-короната се одвива врз бавни честички од прашина.
На L-корона сочинува само 1% од вкупното коронално зрачење и се состои од неколку линии на емисија, особено оние од железо и калциум. Ова е вистинскиот 'отпечаток од прст' на зрачењето на короната или материјата на короната.

физички податоци на сонцето

Маса: Мсол = 1.989 10 30 кг. Оваа количина дефинира основна масовна скала во астрофизиката, Сончева маса.
Сончев радиус: Rsol = 6,96 10 5 км
Соларна површина: 6,09 × 10 18 м 2
Соларен волумен: 1,41 × 10 27 m 3
Сончева константа (густина на флукс на сончево зрачење, интегрирана над сите фреквенции): S = 1,37 kW m -2
Осветленост (производ на сончева константа и сончева површина; но исто така произлегува и од сончевиот радиус и ефективната температура): Lsol = 3,853 × 10 26 W = 3,853 × 10 33 erg/s
Осветленост на Х-зраци: 4,7 × 10 27 erg/s (максимум), 2,7 × 10 26 erg/s (минимум)
средна густина на гас (количник на сончева маса и соларен волумен): 1.408 g cm -3
Ефективна температура (сонце како Планк радијатор, закон 4): Теф = 5780 К.
Спектрален тип (изведен од температурата на површината): G2V, а жолто џуџе
очигледна визуелна осветленост: mV = -26,7 mag
апсолутна визуелна осветленост: MV = 4,87 маг
Гравитационо забрзување на површината: Г.сол = 274,0 m/s 2 = 27,93 Г. (Г.: средно забрзување поради гравитација)
многу променлива во однос на времето и просторот Магнетно поле со 10 -4 Т средна јачина и 1 Т силна, локални совети!
средна брзина на бегство на површината: vesc = 617,7 km s -1
време на ротациони странични страни на средните ширини: 2,1928 10 6 s = 23,38 d (диференцијална ротација)
Наклон на сончевата екваторијална рамнина наспроти еклиптиката: 7 степени 15 минути
Средно растојание од сонцето до земјата: 149.597870 × 10 6 км = 1 АУ. Астрономската единица AU е основна единица на должината за скалите на големината во Сончевиот систем.
Металност (метална фреквенција во однос на неметали): 2%

(Извори на податоци: Астрономија на студенти момчиња, Статус 1989 година и пресметан; Исклучен LX Перес и сор. ApJ 528, 537, 2000)

Evolutionвездена еволуција на сонцето

Од aвездена еволутивна гледна точка, сонцето е во сегашната фаза на главната низа, на која ќе остане неколку милијарди години. Потоа следува сцената на црвениот гигант. Процесот на централна термонуклеарна фузија е ланец на стр, додека ЦНО циклусот игра само маргинална улога (учество од 3% во производството на хелиум). За околу пет милијарди години, кога ќе се исцрпи водородот за процесите на фузија, сонцето ќе ги одбие своите надворешни лушпи и ќе се обедини како стабилна конечна конфигурација Бело џуџе околу половина сончева маса лево, која е вградена во шарена планетарна маглина. Најдоцна до тогаш, избројани се сончевите денови во нашиот сончев систем.

Модели на сонцето

Соларен ветер и поларни светла

Исто така, насилната емисија на честички на сонцето, Сончев ветер, е предизвикана од магнетохидродинамични бранови (торзивен воз Алфв? бран, TAWT), кои се движат надвор од површината на сонцето и ја привлекуваат соларната плазма во процесот. Ова создава типични, заоблени структури (петелки), што на крајот пукна и ја ослободува плазмата во меѓупланетарниот медиум. Но, помалку силно врзаните коронални честички, исто така, се шират во меѓупланетарниот простор. Ако кинетичката енергија на честичките е доволно голема, тие можат да достигнат дури и до земјата. Потоа се заробени од земната магнетосфера и ги нарекуваат шарените Северни светла се појавија. Ова е по можност направено на магнетните (не географски!) Полови на земјата, бидејќи таму магнетното поле слично на дипол во форма на инка не може да ги блокира наелектризираните честички.

Сонцето како емитер на Х-зраци

Измереното Емисија на Х-зраци од сонцето се должи на топлинска емисија на корона и ерупции, како и на бремаштралунг, што се создава од сопирани плазматски честички (на пример, во сончево магнетно поле).

егзотични честички од сонцето?

Сонцето може да емитува егзотична форма на многу лесни честички: хипотетички оски. Некои физичари претпоставуваат дека може да се создадат од фотони со осцилации (Ефект на Примакоф) и се забележуваат во хелиоскопите на земјената акција. За нефизичарите, следново сигурно звучи лошо: Акциите се псевдоскаларни бозони Намбу-Голдстоун кои ја кршат хиралната симетрија Печеи-Квин (област на квантната хромодинамика). Би било од големо значење за физиката на честичките и космологијата да знаат дали овој ефект на Примакоф навистина се случува во природата.

Можеби ќе ве интересира: Спектрум - Die Woche: 48/2020