О Слънце и звезда най-близо до Земята, е на около 150 милиона километра от нас и е отговорен за поддържането на цялата Слънчева система в нея взаимодействиегравитационно: осем планети и другите небесни тела, които го съставят, като планети джуджета, астероиди и комети.
Вижсъщо: Слънчева система - произход, планети, звезди, любопитства
Слънчеви характеристики
Съставът на Слънцето е от 74% в водород и 24% в хелий, като останалият процент се формира главно от кислород, въглерод и желязо. Всички енергияпроизведени от Слънцето идва от процеса на Ядрен синтез поради високите температури на сърцевината му (около 15 милиона келвина) и огромното му налягане.
Следователно, нашата звезда е в състояние да преобразува атоми от водород в хелий, и цифрите са невероятни: всяка секунда Слънцето слива около 600 милиона тона водород в хелий, превръщайки част от тази маса в енергия, под формата на електромагнитни вълни, като гама.
Като цяло слънцето консумира около 4 милиона тона от масата си в секунда, което е повече от достатъчно, за да запази сиянието си през следващите 6 или 7 милиарда години, поради
страхотенпаста, което е приблизително 1.98.1031 кг, повече от 330 000 пъти масата на Земята.Поради огромната си маса, земно притегляне на повърхността на Слънцето достига 274 m / s², 27,4 пъти по-голяма от масата на Земята. Това прави скоростта на отработените газове там да достигне 617 км / сек, повече от 2 милиона километра в час.
периода на въртене на слънцето около собствената си ос е 27дни за вашия Еквадор, което превръща 7189 км / ч и от 35дни за вашия стълбове. Тази разлика в периода на въртене поражда диференциално въртене (наречено слънчево динамо), отговорно за неговия голям магнитна активност, тъй като цялата материя, присъстваща в звездата, се йонизира (в плазматично състояние), пораждайки бурислънчева, изригваниякоронарни съдове и петнаслънчева.
Прочетисъщо: Какво е ядрено делене?
физическа структура на слънцето
Слънцето може да бъде разделено на части с различни физични свойства, вижте кои са те:
- Ядро: където се случват ядрени сливания и процесът на нуклеосинтеза представлява около 25% от масата на Слънцето.
- Радиационна зона: където електромагнитното излъчване, произведено от ядрото, се отразява многократно и са необходими хиляди години, за да избяга от неговата вътрешност.
- Конвективна зона: нестабилен слой, който предава топлина чрез конвекция, в този регион възникват слънчеви изригвания.
- Фотосфера: най-външния слой на Слънцето, именно на тази основа се излъчва цялата слънчева светлина. Фотосферата е с дебелина около 100 км.
- Хромосфера: слой с ниска плътност, който отбелязва прехода между слънчевата атмосфера и слънчевата корона.
- Корона: аура на плазма който прониква в милиони километри около Слънцето, температурата му може да достигне 1 000 000 ºC. Смята се, че тази температура възниква поради интензивното магнитно поле на Слънцето.
слънчева възраст
Смята се, че възрастта на Слънцето е 4,6 милиарда години и това, за около 7 милиарда години, той ще бъде a червен гигант, с екваториален радиус 200 пъти по-голям от настоящия (от 6 963,108 m, почти 109 пъти по-голям от радиуса на Земята) и до 5000 пъти по-ярък, „поглъщащ“ орбитата на нашата планета.
След като достигне тази марка, Слънцето ще може да слее атоми на въглерод поради високите температури. Последните етапи на звездната еволюция на Слънцето показват, че тази звезда ще стане a-N-AБял - клас звезди изключителноплътен - представя по-малко от половината от сегашната си маса поради процеса на ядрен синтез и излъчването на слънчеви ветрове, компресирани в радиус до 17 пъти по-малък, оставяйки голям облак от звезден прах около него.
цвят на слънцето
Слънцето се счита за a звезда на основната последователност (който произвежда енергията си чрез сливане на водород), от категория a-N-AЖълто. Въпреки името, това не е малка или жълтеникава звезда, всъщност е по-голяма и по-ярка от добрата. част от звездите, видими с просто око, въпреки че са много далеч от това да са едни от най-големите или повече светещ.
прилагателното Жълто, от своя страна е свързано с неговата повърхностна температура (около 6000 ºC) и неговата светимост: това е много звезда Повече ▼студ и всяко по-малкосветещ че бяло и синьо се обажда.
Освен това слънцето е способно да произвежда всичкоВиедължиниввълна на видимата светлина, така че когато се гледа извън Земята, цветът му е Бял. Жълтият тон, който наблюдаваме, когато гледаме тази звезда, се появява поради разсейването на слънчевите лъчи при навлизането им в атмосфера, вижте снимката по-долу, направена на височина 22 км.
Слънчева температура
Температурата на Слънцето е доста разнообразна и може да бъде доста сложна за разбиране, поради големия брой понятия, участващи в обяснението ѝ. О ядрослънчева може да достигне 15 милиона келвина, именно в този регион се образуват хелиевите атоми чрез Сливанеядрена. Районът непосредствено близо до ядрото, известен като зонарадиоактивен, може да има температури, вариращи между 2 и 7 милиона келвина.
На границите на радиоактивната зона е зонаконвективен, където големи течения на плазма които са способни да предават енергия към външната страна на Слънцето чрез конвекция. Конвективната зона има средна температура от 2 милиона келвина. Повърхността на Слънцето, от своя страна, се нарича фотосфера, има средна температура от 5778 от келвин.
Вижте също: Пет забавни факта за Слънчевата система
Слънчева радиация
Енергията, произведена от Слънцето, частично достига Земята под формата на вълниелектромагнитни. На земната повърхност, интензивност на слънчевата радиация пристига в 1366 kW / m² (киловати на квадратен метър) и тази стойност варира с по-малко от 0,1 процента през целия орбитален период. Цялата тази енергия идва от ядрени синтези, които се извършват в ядрото на Слънцето и са способни да преобразуват водородните атоми в атоми на хелий.
По време на процеса на синтез около 0,7% от масата на водородните атоми се трансформира в енергия, според уравнението на известния физик. Алберт Айнщайн: E = mc². Използвайки тази формула, можем да изчислим, че всеки ядрен синтез е в състояние да освободи до 6,8 мегаелектронни волта (MeV).
Около 1,3% от цялата енергия, която се произвежда от Слънцето, е под формата на малки частици, наречени неутрино. Вие неутрино те са толкова малки, че са способни да обикалят вътрешността на нашата планета, без да докоснат нито един атом. Слънцето излъчва огромно количество от тези частици, за да ви даде представа, тук на Земята сме изложени на 8.10 поток10 неутрино на квадратен сантиметър, всяка секунда.
Както вече знаем, голяма част от останалата енергия, която се произвежда от Слънцето, се излъчва под формата на електромагнитни вълни. Вие фотонивсветлина които са създадени в слънчевото ядро могат да достигнат повърхността му само след период от около 170 000 години. Това се случва поради голямата плътност вътре в Слънцето, следователно, когато гледаме звездата, светлината, която достига до очите ни, е произведена преди най-малко 170 хиляди години. След като напусне Слънцето, светлината отнема малко повече от осем минути, за да достигне Земята.
Прочетете още: История на астрономията - еволюцията на тази наука
Слънчев вятър
в допълнение на електромагнитни вълни а от неутриното Слънцето изхвърля голямо количество водородни и хелиеви йони, пораждайки това, което наричаме вятърслънчева. слънчевият вятър е a плазмаотопляем които могат да се движат със скорост до 900 км / с. Температурата на слънчевия вятър може да достигне до 1 милион градуса по Целзий. Близо до Земята температурата му е около 200 000 К.
Слънчевият вятър се разпространява през междупланетната среда по протежение на комплекс траекторияспирала, ръководени от интензивното магнитно поле, произведено от Слънцето. Тяхната висока скорост означава, че тези частици достигат Юпитер за приблизително 27 дни, същия период, необходим на Слънцето, за да завърши оборот около собствената си ос.
Когато частиците на слънчевия вятър се срещнат с полемагнитниназемен, те са ускорени и се въртят спирално към магнитните полюси на Земята. Възбуждането, причинено от триене между частиците на слънчевия вятър и атмосферата, води до излъчване на видима светлина, популярно известно като полярно сияниеполярна.
Смята се, че магнитното влияние на Слънцето се простира между 84 и 94 астрономически единици, на тези разстояния все още е възможно да се открие присъствието на слънчевия вятър и влиянието на магнитното поле на Слънцето. Астрономическата единица от своя страна е еквивалентна на разстоянието между Земята и Слънцето, тоест около 150 милиона километра. За целите на сравнението, планетата Нептун се намира на 30 астрономически единици от Слънцето.
еволюция на слънцето
Слънцето "изгаря" водород поне 4,6 милиарда години. Някои физически модели показват, че звездата е до 10% по-ярки на всеки милиард години, така че днешното слънце е с около 40% по-ярко, отколкото е било по време на създаването му.
О бъдещенаСлънце ще бъде белязан от момента, в който целият ви водород се преобразува в хелий. Когато това се случи, размерът му ще бъде увеличен до 200 пъти, достигайки орбитата на Венера.
В Финал от вашия живот, слънцето ще пострада огромно колапсгравитационно, размерът му ще се намалява, докато не се промени в бяла джудже звезда. Астрономите изчисляват, че на този етап Слънцето ще има около 50% от текущата ви маса и че размерът му е сравним с този на Земята.
От мен Рафаел Хелерброк