Сончевиот систем - сè што сакате да знаете за Сонцето.
Сонцето го прославиле античките цивилизации и бил издигнат на ранг на божество, служел при составувањето на календарите на кои се темелеле настаните во животот на луѓето од тие времиња, тој секогаш претставувал важен дел од физичкиот живот, но особено од духовниот.
Сонцето, гигантот на Сончевиот систем, всушност е нормална starвезда, скромна по големина, температура и манифестации. Сонцето е 2везда G2V, сместена во главната низа (периодот на зрелост на theвездата), точно во нејзината средина. Навистина масивните starsвезди постојат во мал број, додека малите starsвезди, како што се црвените џуџиња, се исклучително бројни.
Сонцето е осамена starвезда, за разлика од многу други слични starsвезди. Повеќе од две третини од видливите starsвезди се заробени во двојни или повеќе системи; а сепак генералниот тренд е за системи со една starвезда; повеќето црвени џуџиња, кои се многу повеќе од останатите theвезди, се претставени во единечни системи.
Сонцето се формираше во центарот на гасовита маглина. Компјутерските модели на elвездената еволуција покажуваат дека тоа е возраста на 4,57 милијарди години, се наоѓа на околу половина од неговиот живот. Немање доволно маса да експлодира во супернова, нејзината иднина ќе се трансформира во црвен гигант, во текот на 4-5 милијарди години, а горните слоеви ќе се шират кога ќе се потроши водородот во јадрото.
Орбитите на внатрешните планети ќе бидат проголтани, можеби на Земјата. Сепак, можно е масата што Сонцето ќе ја изгуби до степен да стане црвен гигант, да ја истурка орбитата на Земјата нанадвор. Сепак, климата нема да биде воопшто поволна, со целосно испарување на атмосферата и океаните.
Штом ќе заврши фазата на црвениот гигант, силните термички импулси ќе предизвикаат исфрлање на горните слоеви на starвездата во вселената, формирајќи планетарна маглина. Сè што ќе остане зад нас е густото, жешко јадро, кое постепено ќе се лади за многу милијарди години.
Сонцето кружи околу центарот на Млечниот пат на растојание од 25 000-28 000 а.л. од галактичкиот центар, револуција која трае 225-250 милиони години. Брзината со која се движи Сончевиот систем е 217 km/s, што значи една светлосна година на 1.400 години или 1 AU на секои 8 дена.
Иако станува збор само за везда со средна големина, Сонцето содржи повеќе од 99% од масата на целиот Сончев систем. Тоа е скоро совршена сфера, поларната оска се разликува од екваторот само за 10 км.
Сонцето кружи околу центарот на гравитација на Сончевиот систем, кој се наоѓа близу до неговата површина, главно поради големата маса на планетата Јупитер. Центрифугалната сила на екваторот произведена од бавната ротација на Сонцето е 18 милиони пати послаба од силата на гравитацијата. Плимните ефекти на планетите се премногу слаби за да произведат деформација.
Сонцето е најблиската starвезда до Земјата, на растојание од околу 149,6 милиони км. Ова растојание се смета за мерка на должината, наречена астрономска единица (AU), што се користи за мерење на растојанија во Сончевиот систем. Огромната сфера на јонизиран гас обезбедува фотосинтеза на растенијата, е главен извор на фосилни горива, ни ги дава годишните времиња, океанските струи и климата.
Сонцето станува сè посветло со текот на времето. На почетокот, наскоро по формирањето на Земјата, Сонцето сјаеше со само 75% од силата што ја прави денес.
Сонцето е 332.900 пати помасивно од Земјата и содржи 99,86% од масата на целиот Сончев систем. Ги обединува, со својата гравитациона сила, сите тела што се дел од овој систем. Дијаметарот на Сонцето е 1.390.000 км, а температурата во центарот е 15.600.000 К, додека таа на површината е само 5.700 К (без сончеви дамки).
Горните слоеви на Сонцето ротираат поинаку од јадрото. А слоевите на екваторот ротираат поинаку отколку на половите. Овие работи се случуваат затоа што theвездата не е цврсто тело како Земјата, туку е гасовита. Само неговото јадро се однесува како цврсто тело (поради многу високиот притисок што го одржува компактно).
Сонцето емитува релативно низок интензитет на зрачење од електрично наелектризирани честички (особено протони и електрони), познати како сончев ветер, кој се шири со брзина од 450 км/секунда.
Соларен систем (концепт на уметник)
кредит: keepwalking07.deviantart.com
Сончевиот циклус
Соларната материја се наоѓа во форма на гас или плазма, поради многу високата температура. Ова овозможува сонцето побрзо да ротира на екваторот (за 25 дена) отколку на повисоки географски широчини (35 дена). Различната ротација доведува до напнатост на линиите на магнетното поле, произведувајќи дамки и соларни проминенции.
Сончевиот циклус се должи на фактот дека јадрото не секогаш се однесува идентично. Така, како што реакциите на фузија трошат водород, температурата и притисокот почнуваат да се намалуваат, предизвикувајќи релаксација, зголемување на волуменот. Но, намалувањето на притисокот ја прави масата да не може да ја издржи гравитацијата, па затоа настанува мал колапс, што повторно доведува до зголемен притисок и температура и продолжување на циклусот.
Сончевиот циклус е период од 22 години во кој сончевото магнетно поле се врти за 360 степени, магнетните полови се враќаат наназад. Магнетната активност има важно влијание врз активноста на вездата. Циклусот има максимум еднаш на секои 11 години, а исто така и минимум. Максимумот се карактеризира со чести сончеви дамки, чести и силни соларни експлозии, интензивирање на сите соларни феномени воопшто.
Сончевите дамки се региони каде што магнетната активност е многу силна, што доведува до пониска (но сепак жешка!) температура од околината; тие имаат помала осветленост. Температурата на овие места е помеѓу 4.000-4.500 К, во споредба со нормалната температура на површината од нешто повеќе од 5.700 К.
Сончевите дамки се видлив дел од магнетните флукси во конвективната зона. Ако напрегањето на флуксот достигне одредена граница, тој ќе се појави со главата кон површината на Сонцето. Точките обично се појавуваат во парови и имаат спротивни поларитети. Тие мигрираат долж сончевиот циклус, приближувајќи се кон екваторот за време на максималниот период. Лесно се гледаат со мал телескоп, со соодветна заштита.
ПОМРАЧУВАЊЕ НА СОНЦЕТО
Затемнувањето на Сонцето ги вклучува Сонцето, Месечината и Земјата. Тие мора да бидат усогласени, Месечината да минува помеѓу Сонцето и Земјата. Месечинскиот диск ќе го покрие сончевиот диск за кратко време.
Овој настан се случува само кога Месечината е полна, но не секој месец. Авионот на орбитата на Месечината е наклонет на 5 степени до еклиптиката. Затемнувањето на тој начин се јавува во две лунарни позиции, наречени јазли, каде што орбитата на Месечината ја сече орбитата на Земјата.
затемнувања тие можат да бидат од три вида: делумно (кога сончевиот диск не е целосно покриен со лунарниот диск); прстен (кога Месечината е далеку од Земјата и нејзината очигледна големина на небото е помала од онаа на Сонцето); ВКУПНИ (кога сонцето е целосно покриено со Месечината). Максималното времетраење на целосното затемнување на Сонцето е 7 минути.
За време на целосното затемнување можете да ја видите сончевата корона (инаку невидлива поради многу силна светлина) и делови од хромосферата. Небото одеднаш ќе се затемни, бидејќи по половина час од заоѓањето на сонцето, во тој момент на небото се појавуваат најсјајните starsвезди и планети. Температурата може да падне, а дури може да се појави некое време, поради температурните разлики во воздушните маси.
ВНИМАВНО! Никогаш не гледајте директно на Сонцето, тоа може да предизвика привремено или трајно слепило! Никогаш не користете астрономски инструменти без неопходна заштита при проучување на Сонцето, бидејќи неговата засилена светлина може да предизвика трајно слепило и изгореници.!
СОСТАВОТ НА СОНЦЕТО
Сонцето е дел од третата генерација на starsвезди во универзумот. Изобилството на тешки елементи, кои можат да се формираат само во многу жешки starsвезди или веднаш по експлозијата на супернова, ја потврдува оваа теорија.
Спектралната класа на која и припаѓа Сонцето е G2V. G2 значи дека температурата на површината е приближно 5.500 К., бојата е бела (атмосферата му дава жолтеникав ефект). Спектарот содржи јонизирани и неутрални метални линии, а исто така и водород. В. значи дека е во главната низа, генерирајќи енергија преку фузија на водород и е во хидростатичка рамнотежа.
Во нашата галаксија има над 100 милиони starsвезди кои се дел од оваа спектрална класа, па затоа се многу слични на нашето Сонце.
Составот на Сонцето. (во зависност од бројот на атоми): 92,1% Н.; 7,8% Тој; 0,061% О; 0,030% C; 0,0084% N; 0,0076% Не; 0,0037% Fe; 0,0031% Si; 0,0024% Mg; 0,0015% S; 0,0015% други артикли.
СТРУКТУРА НА СОНЦЕТО
Како и Земјата, Сонцето е составено од неколку слоеви кои ја дефинираат неговата структура. Но, за разлика од Земјата, таа е целосно гасовита и нема добро дефинирана површина. Температурата и густината драматично се зголемуваат додека се движиме кон центарот. Во центарот густината достигнува 150 g/cm 3, додека во круната едвај достигнува 1x10 -15 g/cm 3, слично на вакуумот произведен во земните лаборатории.
Сепак, структурата на Сонцето е добро дефинирана. Сончевиот ентериер не се гледа директно, бидејќи е нетранспарентно за електромагнетното зрачење. Хелиошеологијата користи бранови произведени од сончеви земјотреси за мерење и визуелизација на внатрешната структура.
ОСНОВА - извор на сончева енергија
Јадрото на Сонцето е извор на целата соларна енергија. Се смета дека соларното јадро се протега на повеќе од 20% од неговиот радиус. Температурата тука е 15 милиони К, а материјата е многу густа. Овие услови овозможуваат да се случи фузија на водород.
Во јадрото, интензивната топлина не дозволува атоми да постојат и ги одделува во позитивни компоненти, електрони и јони, што резултира во електрично неутрална плазма. Многу високата температура предизвикува честичките да се движат со значителна брзина, а густината го олеснува нивниот состанок, што доведува до реакција на фузија, со што се формираат потешки јадра и се ослободува сончевата енергија. Во поголемиот дел од својот живот, Сонцето ќе произведува хелиум од водород.
Стапката на нуклеарна фузија зависи од густината, така што во јадрото на трајното Сонце е избалансирана, а starвездата пулсира малку по своите циклуси. Приближно 8,9х10 17 протони (водородни јадра) се претвораат во јадра на хелиум секоја секунда, од конверзија на материја во енергија што резултира во 383 јотавати (383x10 24 W), што е еквивалентно на 9,15х10 10 мегатони ТНТ во секунда.
Високоенергетските фотони создадени во центарот се забавуваат со апсорпција и повторна емисија на слоевите што ја сочинуваат структурата на Сонцето, поминувајќи долга и ликвидативна патека. Кога ќе ја достигнат површината, тие се ослободуваат како светлина. Патеката по која фотоните одат од центарот за да избегаат може да биде стара помеѓу 17.000 и 50 милиони години. Се проценува дека во просек оваа патека би траела околу 1 милион години. Емитираните неутрини, од друга страна, не ги запира материјата, комуницираат многу слабо со неа, претставувајќи директен извор на информации за тоа што се случува во insideвездата.
РАДИЈАТИВНА ОБЛАСТ - бавен енергетски транспорт
Откако енергијата ќе се произведе во сончевото јадро, таа мора да го напушти центарот за подоцна да стигне до повисоките региони. Физичкиот транспорт на енергија може да се изврши на неколку начини. За aвезда како Сонцето, најефективниот начин е зрачење.
Регионот околу јадрото на Сонцето е зрачна зона. Тука, енергијата, во форма на зрачење, се пренесува преку интеракции помеѓу атомите. Температурата е пониска отколку во јадрото, а некои атоми остануваат недопрени. Тие апсорбираат енергија, ја чуваат некое време, а потоа се откажуваат. Така, енергијата генерирана од нуклеарните реакции преминува од атом до атом преку зрачната зона. Зрачната зона се протега од 0,2 до 0,7 од сончевиот радиус. Во зрачната зона нема топлинска конвекција, температурниот градиент е исклучително бавен.
ЗОНА ЗА КОНВЕКЦИЈА - зона на вриење
На енергијата, штом еднаш излезе од зрачечкиот регион, ќе му треба уште еден начин на транспорт до површината, бидејќи температурата паѓа многу, на „само“ 2 милиони степени Келвин. Атомите тука исто така ќе апсорбираат енергија, но бидејќи околината е постудена, тие нема да се откажат толку брзо. Конвекцијата сега е најефикасен начин за пренос на топлина. Ние сме во зоната на конвекција.
Топла материја се крева од центарот кон површината, а студената материја се спушта. Кога ќе го допре работ на зоната на конвекција, топла материја почнува да се лади, давајќи фотони, а потоа тоне повторно. Ова движење наликува на движењето на врела вода, давајќи му ефект на гранулација. Турбулентната конвекција низ целиот регион го создава сончевото магнетно поле.
Енергијата се пренесува многу побрзо отколку со зрачење; треба само една недела или така да помине врелата материја низ овој регион за да се ослободат фотони.
ФОТОСФЕРА - вистинската површина на Сонцето.
Видливата површина на Сонцето, фотосферата, е слојот што спречува премин на видлива светлина. Поминувајќи низ фотосферата, сончевата енергија може слободно да се шири во вселената. Бидејќи Сонцето е направено од гас, неговата површина не е толку цврста како на Земјата. Гасот станува погуст кога влегуваме внатре.
Енергијата се пренесува на фотосферата повторно со зрачење. Иако тука температурата е ниска, гасот е доволно тенок за атомите да апсорбираат и ослободуваат енергија.
ХРОМОСФЕРА - во постојано движење
Над фотосферата има слој од гас со дебелина од 2.000 км, познат како хромосфера. Тука, енергијата сè уште се пренесува како зрачење. Можете да видите конвективни ќелии, слични на оние во фотосферата, но многу поголеми, а изгледот се нарекува супергранулација. Горниот слој на хромосферата е во постојано движење. Ова се материјализира во пламен што се протега на неколку илјади километри, наречен шила.
Зона на транзиција - Работите повторно се вжештуваат
Над хромосферата се наоѓа тенок слој, дебел 100 км, каде што температурата радикално се зголемува од 20 000 К на над 2 милиони степени Келвин во круната. Ова е регионот на транзиција. Драматичното затоплување се должи на целосната јонизација на хелиумот во оваа област, со што се намалува зрачењето на ладењето на плазмата.