Temperatura sunca i termonuklearna reakcija koja je u toku. Kolika je temperatura na Suncu? Temperatura 1000 km od sunca

24.10.2023

Težina: 1,99×10 30 kg;

Prečnik: 1.392.000 km;

Zapremina: 1,41×10 18 km³;
Površina: 6,08×10 12 km²;

Prosječna gustina: 1409 kg/m³;
Spektralna klasa: G2V;
Temperatura površine: 5778 K;
Temperatura jezgre: 13,500,000 K;

Osvjetljenje: 3,88×10 26 W;
galaktička godina:230-250 miliona godina;

Dob: oko 5 milijardi godina;

Udaljenost od Zemlje: 149,6 miliona km.

Kroz istoriju ljudske civilizacije, Sunce je bilo predmet obožavanja u mnogim kulturama. Kult Sunca postojao je u starom Egiptu, gdje je Ra bio solarno božanstvo. Stari Grci su imali boga sunca Heliosa, koji se, prema legendi, svaki dan vozio po nebu u svojim kolima. Grci su vjerovali da Helios živi na istoku u prekrasnoj palati, okružen godišnjim dobima - ljeto, zima, proljeće i jesen. Kada Helios ujutro napusti svoju palatu, zvijezde se gase, noć ustupa mjesto danu. Zvijezde se ponovo pojavljuju na nebu kada Helios nestane na zapadu, gdje se sa svojih kočija prebacuje u prekrasan čamac i plovi preko mora do mjesta izlaska sunca. U drevnom ruskom paganskom panteonu postojala su dva solarna božanstva - Khors (stvarno personificirano sunce) i Dazhdbog. Čak i moderna osoba treba samo da pogleda u Sunce i počinje da shvata koliko je ovisna o njemu. Uostalom, da nije bilo svjetske zvijezde, tada ne bi postojala toplina potrebna za biološki razvoj i život. Naša Zemlja bi se pretvorila u ledenu planetu zamrznutu stoljećima; slična situacija na južnoj i sjevernoj hemisferi postojala bi u cijelom svijetu.

Naše Sunce je ogromna svjetleća kugla plina, unutar koje se odvijaju složeni procesi i, kao rezultat, energija se neprekidno oslobađa. Unutrašnji volumen Sunca može se podijeliti na nekoliko regija. Supstanca u njima se razlikuje po svojim svojstvima, a energija se širi različitim fizičkim mehanizmima. U centralnom dijelu Ned postoji izvor njegove energije, ili, slikovito rečeno, ta „šporet“ koja ga greje i ne dozvoljava da se ohladi. Ovo područje se zove jezgro. Pod težinom vanjskih slojeva, materija unutar Sunca je komprimirana, i što je dublja, to je jača. Njegova gustina raste prema centru zajedno sa povećanjem pritiska i temperature. U jezgru, gdje temperatura dostiže 15 miliona Kelvina, oslobađa se energija. Ova energija se oslobađa kao rezultat fuzije atoma lakih hemijskih elemenata u atome težih. U dubinama Sunca jedan atom helijuma nastaje od četiri atoma vodika. To je bila ta strašna energija koju su ljudi naučili da oslobađaju tokom eksplozije hidrogenske bombe. Postoji nada da će ljudi u bliskoj budućnosti moći naučiti da ga koriste u miroljubive svrhe. Jezgro ima radijus od približno 150-175 hiljada km(25% radijusa Sunca). Polovina Sunčeve mase je koncentrisana u njegovom volumenu i oslobađa se gotovo sva energija koja podržava sjaj Sunca. Za svaku sekundu u centru Sunca, oko 4,26 miliona tona supstance. To je toliko ogromna energija da će, kada se potroši svo gorivo (vodonik se u potpunosti pretvori u helijum), to biti dovoljno za život u milionima godina koje dolaze.

WITH trostrukost Sunca. U središtu Sunca nalazi se solarno jezgro.

Fotosfera je vidljiva površina Sunca

koji je glavni izvor zračenja. Ned

okružen solarnom koronom, koja ima veoma visoku temperaturu,

međutim, izuzetno je rijetka, pa je vidljiva i nenaoružanim

okom samo tokom perioda potpunog pomračenja Sunca.

Približna raspodjela temperature u solaru
atmosfera do srži

Energija sunca

Zašto Sunce sija i ne hladi se milijardama godina? Koje „gorivo“ daje energiju? Naučnici su vekovima tražili odgovore na ova pitanja, a tek početkom 20. veka. pronađeno je ispravno rješenje. Sada je poznato da Sunce, kao i druge zvijezde, sija zbog termonuklearnih reakcija koje se dešavaju u njegovim dubinama.Glavna supstanca koja čini Sunce je vodonik, koji čini oko 71% ukupne mase zvijezde. Skoro 27% pripada helijumu, a preostalih 2% dolazi od težih elemenata kao što su ugljenik, azot, kiseonik i metali. Glavno "gorivo" na Suncu je vodonik. Od četiri atoma vodika, kao rezultat lanca transformacija, nastaje jedan atom helija. I od svakog grama vodonika koji učestvuje u reakciji, 6.×10 11 J energija! Na Zemlji bi ova količina energije bila dovoljna za zagrijavanje 1000 m 3 vode od temperature od 0°C do tačke ključanja. U jezgri se jezgro atoma lakih vodonikovih elemenata spaja u jezgro težeg atoma vodika (ovo jezgro se naziva deuterijum). Masa novog jezgra znatno je manja od ukupne mase jezgara od kojih je nastalo. Ostatak mase se pretvara u energiju, koju odnesu čestice koje se oslobađaju tokom reakcije. Ova energija se gotovo u potpunosti pretvara u toplinu.Rezultat takvih transformacijskih lanaca je pojava novog jezgra, koji se sastoji od dva protona i dva neutrona - jezgra helija.Ova termonuklearna reakcija pretvaranja vodika u helijum naziva se proton-proton, jer počinje bliskim približavanjem dva jezgra atoma vodika-protona.

Reakcija vodonika koji se pretvara u helijum je odgovorna za činjenicu da je sada mnogo više helijuma unutar Sunca nego na njegovoj površini. Naravno, postavlja se pitanje: šta će se dogoditi sa Suncem kada sav vodonik u njegovom jezgru izgori i pretvori se u helijum, i koliko brzo će se to dogoditi? Ispostavilo se da će se za oko 5 milijardi godina sadržaj vodika u jezgri Sunca toliko smanjiti da će njegovo "sagorijevanje" početi u sloju oko jezgra. To će dovesti do "naduvavanja" solarne atmosfere, povećanja veličine Sunca, pada temperature na površini i povećanja njegovog jezgra. Postepeno, Sunce će se pretvoriti u crvenog diva - relativno hladnu zvijezdu ogromne veličine, koja prelazi granice svoje orbite. Život Sunca tu se neće završiti, pretrpeće još mnogo promena dok na kraju ne postane hladna i gusta gasna lopta, unutar koje se ne odvijaju termonuklearne reakcije.

Ovako će otprilike izgledati Sunce sa površine Zemlje

5 milijardi godina, kada se vodonik u jezgru potpuno potroši. Ned

pretvoriće se u crvenog diva, čije će jezgro biti jako komprimovano,

a vanjski slojevi su u prilično ispražnjenom stanju.

Naša zvijezda je tako ogromna. da može da izdrži

1.300.000 svezaka Zemlje. Obim Sunca na ekvatoru

iznosi 4,37 miliona km (na primjer, Zemlja je 40 000 km)

Kako je nastalo Sunce

Kao i sve zvijezde, naše Sunce je nastalo kao rezultat dužeg izlaganja međuzvjezdanoj materiji (gas i prašina). U početku, zvijezda je bila kuglasto jato koje se prvenstveno sastojalo od vodonika. Zatim su, zbog gravitacijskih sila, atomi vodika počeli pritiskati jedni druge, gustoća se povećala, i kao rezultat toga, formirano je prilično komprimirano jezgro. U trenutku kada se zapali prva termonuklearna reakcija, počinje zvanično rođenje zvijezde.

Zvezda masivna kao Sunce, trebalo bi da postoji ukupno oko 10 milijardi godina. Dakle, sada je Sunce otprilike u sredini svog životnog ciklusa (trenutno je njegov povratak oko 5 milijardi godina). Za 4-5 milijardi godina pretvoriće se u zvezdu crvenog diva. Kako vodonično gorivo u jezgru izgori, njegova vanjska ljuska će se proširiti, a jezgro će se skupiti i zagrijati. In about 7,8 milijardi godina kada temperatura u jezgru dostigne približno 100 miliona K, u njemu će započeti termonuklearna reakcija sinteze ugljika i kisika iz helija. U ovoj fazi razvoja, temperaturne nestabilnosti unutar Sunca dovest će do toga da će ono početi gubiti masu i bacati svoju ljusku. Očigledno će ekspandirajući vanjski slojevi Sunca stići do moderne orbite Zemlje u ovom trenutku. Istovremeno, studije pokazuju da će i prije ovog trenutka gubitak mase od strane Sunca dovesti do njegovog pomjeranja u orbitu dalje od Sunca i na taj način izbjeći apsorpciju od strane vanjskih slojeva solarne plazme.

Uprkos tome, sva voda na Zemlji će se pretvoriti u gasovito stanje, a većina će se raspršiti u svemir. Porast temperature Sunca u ovom periodu je takav da tokom narednog 500-700 miliona godina Zemljina površina će biti prevruća da bi podržala život kakav danas poznajemo.

Poslije Ned proći će kroz fazu crveni gigant, termalne pulsacije će dovesti do toga da će se njegova vanjska ljuska otkinuti i od nje će se formirati planetarna maglina. U centru ove magline ostat će zvijezda bijelog patuljaka formirana iz veoma vrućeg jezgra Sunca, koja će se postepeno hladiti i blijediti tokom mnogo milijardi godina.

Skoro cijeli ciklus svog života, Sunce se pojavljuje
kao žuta zvezda, sa sjajem na koji smo navikli

Sunce obasjava i grije našu planetu, bez ovog života on bi bio nemoguć ne samo za ljude, već i za mikroorganizme. Naša zvijezda je glavni (iako ne i jedini) motor procesa koji se odvijaju na Zemlji. Ali Zemlja ne prima samo toplinu i svjetlost od Sunca. Različite vrste sunčevog zračenja i tokovi čestica imaju stalan uticaj na njen život. Sunce šalje na Zemlju elektromagnetne talase iz svih oblasti spektra - od višekilometarskih radio talasa do gama zraka. U atmosferu planete dopiru i nabijene čestice različitih energija – kako visoke (solarne kosmičke zrake, tako i niske i srednje (tokovi sunčevog vjetra, emisije baklji). Međutim, vrlo mali dio nabijenih čestica iz međuplanetarnog prostora ulazi ( ostali odbijaju ili odlažu geomagnetno polje) Ali njihova energija je dovoljna da izazove auroru i poremećaj magnetnog polja naše planete.

Ned nalazi se na udaljenosti od 149,6 miliona km. Upravo se ta veličina u astronomiji obično naziva astronomska jedinica (a.e.). Ako se iznenada naša zvijezda u ovom trenutku ugasi, onda za nju nećemo znati čak 8,5 minuta - upravo je toliko vremena potrebno sunčevoj svjetlosti da putuje od Sunca do Zemlje brzinom od 300.000 km/s. Naša lokacija je najpovoljnija za održavanje potrebne klime za nastanak biološkog života. Kada bi Zemlja bila čak i malo bliže Suncu nego što je sada, onda bi naša planeta bila spaljena od vrućine, a ciklus vode u prirodi bio bi poremećen i sva živa bića bi prestala da postoji. U to vrijeme bi udaljenost planete od Sunca bila obilježena nevjerovatnim padom temperature, smrzavanjem vode i pojavom novog ledenog doba. Što bi na kraju dovelo do potpunog izumiranja svih organizama na planeti.

Temperatura površine Sunca određuje se analizom sunčevog spektra. Poznato je da je izvor energije za sve prirodne procese na Zemlji, stoga su naučnici utvrdili kvantitativnu vrijednost zagrijavanja različitih dijelova naše zvijezde.

Intenzitet zračenja u pojedinim delovima boje spektra odgovara temperaturi od 6000 stepeni. Ovo je temperatura površine Sunca ili fotosfere.

U vanjskim slojevima sunčeve atmosfere - u hromosferi i u koroni - primjećuju se više temperature. U koroni je otprilike jedan do dva miliona stepeni. Na mjestima jakih izbijanja temperatura za kratko vrijeme može dostići i pedeset miliona. Zbog visokog zagrijavanja u koroni iznad baklje, jako se povećava intenzitet rendgenskih i radio emisija.

Proračuni zagrijavanja naše zvijezde

Najvažniji proces koji se odvija na Suncu je pretvaranje vodonika u helijum. Taj proces je izvor sve energije Sunca.
Solarno jezgro je veoma gusto i veoma toplo. Često dolazi do nasilnih sudara elektrona, protona i drugih jezgara. Ponekad su sudari protona toliko brzi da se oni, savladavajući silu električnog odbijanja, približavaju jedni drugima unutar udaljenosti njihovog prečnika. Na ovoj udaljenosti počinje djelovati nuklearna sila, uslijed čega se protoni spajaju i oslobađaju energiju.

Četiri protona se postupno spajaju i formiraju jezgro helijuma, pri čemu se dva protona pretvaraju u neutrone, dva pozitivna naboja se oslobađaju u obliku pozitrona i pojavljuju se dvije neprimjetne neutralne čestice - neutrina. Kada naiđu na elektrone, oba pozitrona se pretvaraju u fotone gama zraka (anihilacija).

Energija mirovanja atoma helija je manja od energije mirovanja četiri atoma vodika.

Razlika u masi pretvara se u gama fotone i neutrine. Ukupna energija svih generiranih gama fotona i dva neutrina je 28 MeV. Naučnici su uspjeli doći emisija fotona.
Ovo je količina energije koju Sunce emituje u jednoj sekundi. Ova vrijednost predstavlja snagu sunčevog zračenja.

Temperatura naše najbliže zvijezde je heterogena i značajno varira. U jezgri Sunca, gravitaciono privlačenje proizvodi ogroman pritisak i temperaturu, koja može dostići 15 miliona stepeni Celzijusa. Atomi vodika se komprimiraju i spajaju, stvarajući helijum. Ovaj proces se naziva termonuklearna reakcija.
Termonuklearna reakcija proizvodi ogromne količine energije. Energija teče do površine sunca, atmosfere i šire. Iz jezgra energija se kreće u radijativnu zonu, gdje provodi do 1 milion godina, a zatim prelazi u konvektivnu zonu, gornji sloj unutrašnjosti Sunca. Temperatura ovdje pada ispod 2 miliona stepeni Celzijusa. Ogromni mjehurići vruće plazme formiraju "supu" od joniziranih atoma i kreću se prema gore prema fotosferi.
Temperatura u fotosferi je skoro 5,5 hiljada stepeni Celzijusa. Ovdje sunčevo zračenje postaje vidljiva svjetlost. Sunčeve pjege u fotosferi su hladnije i tamnije od onih u okolnom području. U središtu velikih sunčevih pjega, temperature mogu pasti do nekoliko hiljada stepeni Celzijusa.
Hromosfera, sljedeći sloj sunčeve atmosfere, je nešto hladnija na 4320 stepeni. Prema Nacionalnoj solarnoj opservatoriji, hromosfera doslovno znači "sfera boje". Vidljiva svjetlost iz hromosfere je obično preslaba da bi se mogla vidjeti na svjetlijoj fotosferi, ali tokom potpunih pomračenja Sunca, kada mjesec prekrije fotosferu, hromosfera je vidljiva kao crveni rub oko Sunca.
"Hromosfera izgleda crveno zbog ogromne količine vodonika koju sadrži", piše Nacionalna solarna opservatorija na svojoj web stranici.
Temperature u koroni značajno rastu, što se može vidjeti i tokom pomračenja dok plazma struji prema gore. Korona može biti iznenađujuće vruća u poređenju sa tijelom sunca. Temperatura ovdje varira od 1 milion stepeni do 10 miliona stepeni Celzijusa.
Kako se korona hladi, gubeći toplinu i zračenje, materijal se izbacuje u obliku sunčevog vjetra, koji se ponekad ukršta sa Zemljom.
Sunce je najveći i najmasivniji objekat u Sunčevom sistemu. Nalazi se 149,5 miliona km od Zemlje. Ova udaljenost se naziva astronomska jedinica i koristi se za mjerenje udaljenosti u cijelom Sunčevom sistemu. Potrebno je oko 8 minuta da sunčeva svetlost i toplota stignu do naše planete, tako da postoji još jedan način da odredite udaljenost do Sunca - 8 svetlosnih minuta.

Prethodno smo objavili članak "" u kojem smo napisali da " Pacijent je primljen na Medicinski fakultet i bolnicu u Kalkuti sa žaljenjem na povraćanje i bolove u stomaku. Ljekari su pregledali 48-godišnjeg muškarca i ustanovili..."

Možda će vas zanimati i članak "", iz kojeg ćete saznati da " Da li biste prepoznali vanzemaljca? Naučnici sugerišu da bi vanzemaljska bića mogla "izgledati kao mi". Prethodna istraživanja oblikovala su ideje o vanzemaljcima na osnovu onoga što vidimo..."

I naravno, ne propustite "", samo ovdje ćete naučiti da " Zaposleni u dječjoj bolnici UCSF Benioff u Oaklandu bili su prvi u Sjedinjenim Državama koji su testirali uređivanje genoma direktno na živoj osobi, a ne putem…"

SUN
zvijezda oko koje orbitiraju Zemlja i druge planete Sunčevog sistema. Sunce igra izuzetnu ulogu za čovječanstvo kao primarni izvor većine vrsta energije. Život kakav poznajemo ne bi bio moguć da Sunce sija malo jače ili malo slabije. Sunce je tipična mala zvijezda, ima ih na milijarde. Ali zbog svoje blizine nama, samo ona omogućava astronomima da detaljno proučavaju fizičku strukturu zvijezde i procese na njenoj površini, što je praktički nedostižno u odnosu na druge zvijezde čak i najmoćnijim teleskopima. Kao i druge zvijezde, Sunce je vruća lopta plina, uglavnom napravljena od vodonika, komprimirana vlastitom gravitacijom. Energija koju emituje Sunce rađa se duboko u njegovim dubinama tokom termonuklearnih reakcija koje pretvaraju vodonik u helijum. Istječući, ova energija se zrači u svemir iz fotosfere - tankog sloja sunčeve površine. Iznad fotosfere nalazi se vanjska atmosfera Sunca - korona, koja se proteže preko mnogih radijusa Sunca i spaja se s međuplanetarnim medijem. Budući da je plin u koroni vrlo razrijeđen, njen sjaj je izuzetno slab. Obično nevidljiva na pozadini vedrog dnevnog neba, korona postaje vidljiva samo tokom potpunih pomračenja Sunca. Gustina gasa monotono opada od centra Sunca do njegove periferije, a temperatura, dostižući 16 miliona K u centru, opada na 5800 K u fotosferi, ali zatim ponovo raste na 2 miliona K u koroni. Prijelazni sloj između fotosfere i korone, posmatran kao svijetlocrveni rub tokom potpunih pomračenja Sunca, naziva se hromosfera. Sunce ima 11-godišnji ciklus aktivnosti. Tokom ovog perioda, broj sunčevih pjega (tamnih područja u fotosferi), baklji (neočekivano posvjetljenje u hromosferi) i prominencija (gusti, hladni oblaci vodonika koji se kondenzuju u koroni) raste i ponovo opada. U ovom članku ćemo govoriti o gore navedenim područjima i pojavama na Suncu. Nakon kratkog opisa Sunca kao zvijezde, razgovarat ćemo o njegovoj unutrašnjoj strukturi, zatim o fotosferi, hromosferi, baklji, prominencijama i koroni.
Sunce je kao zvezda. Sunce se nalazi u jednom od spiralnih krakova Galaksije na udaljenosti većoj od polovine galaktičkog radijusa od njenog centra. Zajedno sa susjednim zvijezdama, Sunce se okreće oko centra Galaksije u periodu od cca. 240 miliona godina. Sunce je žuti patuljak spektralne klase G2 V, koji pripada glavnoj sekvenci na Hertzsprung-Russell dijagramu. Glavne karakteristike Sunca date su u tabeli. 1. Imajte na umu da iako je Sunce gasovito do samog centra, njegova prosječna gustina (1,4 g/cm3) premašuje gustinu vode, a u središtu Sunca je znatno veća čak i od zlata ili platine, što imaju gustinu od cca. 20 g/cm3. Površina Sunca na temperaturi od 5800 K emituje 6,5 kW/cm2. Sunce rotira oko ose u pravcu opšte rotacije planeta. Ali pošto Sunce nije čvrsto tijelo, različiti dijelovi njegove fotosfere rotiraju različitim brzinama: period rotacije na ekvatoru je 25 dana, a na geografskoj širini od 75° - 31 dan.

Tabela 1.
KARAKTERISTIKE SUNCA

UNUTRAŠNJA STRUKTURA SUNCA
Pošto ne možemo direktno da posmatramo unutrašnjost Sunca, naše znanje o njegovoj strukturi zasniva se na teorijskim proračunima. Poznavajući iz posmatranja masu, poluprečnik i luminoznost Sunca, za izračunavanje njegove strukture potrebno je napraviti pretpostavke o procesima stvaranja energije, mehanizmima njenog prijenosa od jezgra do površine i hemijskom sastavu materije. Geološki dokazi pokazuju da se sjaj Sunca nije značajno promijenio u posljednjih nekoliko milijardi godina. Koji izvor energije ga može održati tako dugo? Konvencionalni procesi hemijskog sagorevanja nisu prikladni za ovo. Čak i gravitaciona kompresija, prema proračunima Kelvina i Helmholtza, mogla je održati Sunčev sjaj samo pribl. 100 miliona godina. Ovaj problem je 1939. godine rešio G. Bethe: izvor sunčeve energije je termonuklearna transformacija vodonika u helijum. Budući da je efikasnost termonuklearnog procesa vrlo visoka, a Sunce se gotovo u potpunosti sastoji od vodonika, time je problem u potpunosti riješen. Dva nuklearna procesa obezbeđuju sjaj Sunca: proton-protonska reakcija i ciklus ugljenik-azot (vidi i ZVEZDE). Proton-protonska reakcija dovodi do formiranja jezgra helijuma iz četiri jezgra vodika (protona) uz oslobađanje 4,3×10-5 erg energije u obliku gama zraka, dva pozitrona i dva neutrina za svako jezgro helijuma. Ova reakcija daje 90% sunčeve svjetlosti. Potrebno je 1010 godina da se sav vodonik u jezgru Sunca pretvori u helijum. Godine 1968. R. Davis i njegove kolege počeli su mjeriti fluks neutrina nastalih tokom termonuklearnih reakcija u Sunčevom jezgru. Ovo je bio prvi eksperimentalni test teorije izvora sunčeve energije. Neutrini vrlo slabo stupaju u interakciju sa materijom, pa slobodno napuštaju dubine Sunca i stižu do Zemlje. Ali iz istog razloga je izuzetno teško registrirati se s instrumentima. Uprkos poboljšanju opreme i usavršavanju solarnog modela, uočeni tok neutrina je i dalje 3 puta manji od predviđenog. Postoji nekoliko mogućih objašnjenja: ili hemijski sastav Sunčevog jezgra nije isti kao i njegova površina; ili matematički modeli procesa koji se dešavaju u jezgru nisu sasvim tačni; ili na putu od Sunca do Zemlje, neutrino menja svoja svojstva. Potrebna su dalja istraživanja u ovoj oblasti.
vidi takođe NEUTRINSKE ASTRONOMIJE. U prenošenju energije iz unutrašnjosti Sunca na površinu zračenje ima glavnu ulogu, konvekcija je od sekundarnog značaja, a toplotna provodljivost uopšte nije bitna. Na visokim temperaturama u unutrašnjosti Sunca, zračenje je uglavnom predstavljeno rendgenskim zracima talasne dužine 2-10. Konvekcija igra značajnu ulogu u središnjem dijelu jezgra i u vanjskom sloju koji leži direktno ispod fotosfere. Godine 1962. američki fizičar R. Layton otkrio je da dijelovi Sunčeve površine osciliraju okomito s periodom od cca. 5 minuta. Proračuni R. Ulricha i K. Wolfa pokazali su da se zvučni talasi pobuđeni turbulentnim kretanjima gasa u konvektivnoj zoni koja leži ispod fotosfere mogu manifestovati na ovaj način. U njemu se, kao u orguljskoj luli, pojačavaju samo oni zvuci čija se talasna dužina tačno uklapa u debljinu zone. Godine 1974. njemački naučnik F. Debner je eksperimentalno potvrdio proračune Ulricha i Wolfa. Od tada je posmatranje 5-minutnih oscilacija postalo moćna metoda za proučavanje unutrašnje strukture Sunca. Analizirajući ih, bilo je moguće utvrditi da: 1) debljina konvektivne zone iznosi cca. 27% radijusa Sunca; 2) jezgro Sunca verovatno rotira brže od površine; 3) sadržaj helijuma unutar Sunca je cca. 40% težine. Zabilježena su i zapažanja oscilacija s periodima između 5 i 160 minuta. Ovi duži zvučni valovi mogu prodrijeti dublje u unutrašnjost Sunca, što će pomoći u razumijevanju strukture sunčeve unutrašnjosti i eventualno riješiti problem nedostatka solarnih neutrina.
ATMOSFERA SUNCA
Fotosfera. Ovo je proziran sloj debeo nekoliko stotina kilometara, koji predstavlja "vidljivu" površinu Sunca. Pošto je atmosfera iznad praktički prozirna, zračenje, došavši do fotosfere odozdo, slobodno je napušta i odlazi u svemir. Bez sposobnosti da apsorbuje energiju, gornji slojevi fotosfere moraju biti hladniji od donjih. Dokazi za to mogu se vidjeti na fotografijama Sunca: u centru diska, gdje je debljina fotosfere duž linije vida minimalna, svjetlija je i plava nego na rubu (na „kraju“) diska. disk. Godine 1902. proračuni A. Schustera, a kasnije E. Milnea i A. Eddingtona, potvrdili su da je temperaturna razlika u fotosferi upravo takva da osigurava prijenos zračenja kroz prozirni plin iz donjih slojeva u gornje slojeve. . Glavna tvar koja apsorbira i ponovno emituje svjetlost u fotosferi su negativni vodikovi joni (atomi vodika s dodatnim vezanim elektronom).
Fraunhoferov spektar. Sunčeva svetlost ima kontinuirani spektar sa apsorpcionim linijama koje je otkrio J. Fraunhofer 1814. godine; oni ukazuju na to da su pored vodonika, mnogi drugi hemijski elementi prisutni u sunčevoj atmosferi. Apsorpcione linije se formiraju u spektru jer atomi u gornjim, hladnijim slojevima fotosfere apsorbuju svetlost koja dolazi odozdo na određenim talasnim dužinama, a ne emituju je tako intenzivno kao topli niži slojevi. Raspodjela svjetline unutar Fraunhoferove linije ovisi o broju i stanju atoma koji je proizvode, tj. na hemijski sastav, gustinu i temperaturu gasa. Stoga, detaljna analiza Fraunhoferovog spektra omogućava određivanje uslova u fotosferi i njenog hemijskog sastava (tabela 2). Tabela 2.
HEMIJSKI SASTAV FOTOSFERE SUNCA
Element Logaritam relativnog broja atoma

Vodonik _________12.00
Helijum___________11.20
Ugljik __________8.56
Azot _____________7.98
Kiseonik _________9,00
Natrijum ___________6,30
Magnezijum___________7.28
Aluminijum _________6.21
Silicijum __________7,60
Sumpor _____________7.17
Kalcijum __________6,38
Chrome _____________6.00
Gvožđe___________6,76

Najzastupljeniji element nakon vodonika je helijum, koji proizvodi samo jednu liniju u optičkom spektru. Zbog toga se sadržaj helijuma u fotosferi ne mjeri baš precizno i o njemu se sudi iz spektra hromosfere. Nisu uočene varijacije u hemijskom sastavu u sunčevoj atmosferi.
vidi takođe RANGE .
Granulacija. Fotografije fotosfere snimljene u bijelom svjetlu pod vrlo dobrim uslovima posmatranja pokazuju male svijetle tačke - "granule" odvojene tamnim prostorima. Prečnik granula cca. 1500 km. Stalno se pojavljuju i nestaju, traju 5-10 minuta. Astronomi su dugo sumnjali da je granulacija fotosfere povezana s konvektivnim kretanjem plina zagrijanog odozdo. Spektralna mjerenja J. Beckersa dokazala su da u središtu granule vrući plin zapravo pliva brzinom. UREDU. 0,5 km/s; zatim se širi na strane, hladi i polako pada duž tamnih granica granula.
Supergranulacija. R. Leighton je otkrio da je fotosfera također podijeljena na mnogo veće ćelije prečnika od cca. 30.000 km - "super granule". Supergranulacija odražava kretanje materije u konvektivnoj zoni ispod fotosfere. U središtu ćelije, plin se diže na površinu, širi se na strane brzinom od oko 0,5 km/s i pada na njezinim rubovima; Svaka ćelija živi oko jedan dan. Kretanje plina u supergranulama konstantno mijenja strukturu magnetnog polja u fotosferi i hromosferi. Fotosferski plin je dobar provodnik elektriciteta (budući da su neki od njegovih atoma jonizirani), pa se čini da su linije magnetnog polja zamrznute u njemu i prenose se kretanjem plina do granica supergranula, gdje se koncentrišu i polje povećava se snaga.
Sunčeve pjege. Godine 1908. J. Hale je otkrio jako magnetsko polje u sunčevim pjegama, koje izbijaju iz unutrašnjosti na površinu. Njegova magnetna indukcija je toliko velika (do nekoliko hiljada gausa) da je sam jonizovani gas primoran da svoje kretanje podredi konfiguraciji polja; na mjestima, polje inhibira konvektivno miješanje plina, što uzrokuje njegovo hlađenje. Stoga je plin u sunčevoj pjegi hladniji od okolnog fotosferskog plina i čini se tamnijim. Mrlje obično imaju tamno jezgro - "sjenu" - i svjetliju "senzu" koja ga okružuje. Obično je njihova temperatura 1500 i 400 K niža nego u okolnoj fotosferi.

Pega počinje svoj rast iz male tamne „pore“ prečnika 1500 km. Većina pora nestane u roku od jednog dana, ali mrlje koje iz njih izrastu traju sedmicama i dostižu prečnik od 30.000 km. Detalji rasta i propadanja sunčevih pjega nisu u potpunosti shvaćeni. Na primjer, nije jasno da li su magnetne cijevi točke komprimirane horizontalnim kretanjem plina ili su spremne da „iskore“ ispod površine. R. Howard i J. Harvey su 1970. otkrili da se mrlje kreću u smjeru opće rotacije Sunca brže od okolne fotosfere (oko 140 m/s). Ovo ukazuje da su mrlje povezane sa subfotosferskim slojevima koji rotiraju brže od vidljive površine Sunca. Obično se od 2 do 50 mrlja kombinira u grupu, često ima bipolarnu strukturu: na jednom kraju grupe nalaze se mrlje jednog magnetskog polariteta, a na drugom - suprotnog. Ali postoje i multipolarne grupe. Broj sunčevih pjega na solarnom disku se redovno mijenja u periodu od cca. 11 godina. Na početku svakog ciklusa, nove tačke se pojavljuju na visokim solarnim širinama (± 50°). Kako se ciklus razvija i povećava broj sunčevih pjega, one se pojavljuju na sve nižim geografskim širinama. Kraj ciklusa je obilježen rađanjem i raspadanjem nekoliko sunčevih pjega u blizini ekvatora (± 10°). Tokom ciklusa, većina „vodećih“ (zapadnih) mrlja u bipolarnim grupama ima isti magnetni polaritet, koji je različit na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca. U sljedećem ciklusu, polaritet vodećih tačaka je obrnut. Stoga se često govori o potpunom 22-godišnjem ciklusu solarne aktivnosti. Još uvijek postoji mnogo misterija u prirodi ovog fenomena.
Magnetna polja. U fotosferi se magnetsko polje sa indukcijom većom od 50 G uočava samo u sunčevim pjegama, u aktivnim područjima koja okružuju pjege, kao i na granicama supergranula. Ali L. Stenflo i J. Harvey su pronašli indirektne indicije da je magnetno polje fotosfere zapravo koncentrisano u tankim cijevima prečnika 100-200 km, gdje je njegova indukcija od 1000 do 2000 Gausa. Magnetoaktivne regije razlikuju se od tihih samo po broju magnetnih cijevi po jedinici površine. Vjerovatno je da se solarno magnetsko polje stvara u dubinama konvektivne zone, gdje kipući plin uvija slabo početno polje u moćna magnetna užad. Diferencijalna rotacija materije raspoređuje ove snopove duž paralela, a kada polje u njima postane dovoljno snažno, oni lebde u fotosferu, razbijajući se prema gore u odvojenim lukovima. Vjerovatno se tako rađaju mrlje, iako je oko toga još uvijek dosta neizvjesnosti. Proces propadanja mrlja je mnogo potpunije proučavan. Supergranule koje plutaju na rubovima aktivnog područja hvataju magnetne cijevi i rastavljaju ih. Postepeno opšte polje slabi; slučajno spajanje cijevi suprotnog polariteta dovodi do njihovog međusobnog uništenja.
Hromosfera. Između relativno hladne, guste fotosfere i vruće, razrijeđene korone nalazi se hromosfera. Slabo svjetlo hromosfere obično nije vidljivo na pozadini svijetle fotosfere. Može se vidjeti u obliku uske trake iznad limba Sunca kada je fotosfera zatvorena prirodno (u vrijeme potpune pomračenja Sunca) ili umjetno (u posebnom teleskopu - koronagrafu). Kromosfera se također može proučavati preko cijelog Sunčevog diska ako se posmatranja vrše u uskom spektralnom opsegu (oko 0,5) blizu centra jake apsorpcione linije. Metoda se zasniva na činjenici da što je veća apsorpcija, to je dubina do koje naš pogled prodire u sunčevu atmosferu plića. Za takva opažanja koristi se spektrograf posebnog dizajna - spektroheliograf. Spektroheliogrami pokazuju da je hromosfera heterogena: svjetlija je iznad sunčevih pjega i duž granica supergranula. Budući da je upravo u tim područjima pojačano magnetsko polje, očito je da se uz njegovu pomoć energija prenosi iz fotosfere u hromosferu. Verovatno ga nose zvučni talasi pobuđeni turbulentnim kretanjem gasa u granulama. Ali mehanizmi zagrijavanja hromosfere još nisu detaljno shvaćeni. Hromosfera snažno emituje u tvrdom ultraljubičastom opsegu (500-2000), koji je nedostupan za posmatranje sa Zemljine površine. Od ranih 1960-ih, mnoga važna mjerenja ultraljubičastog zračenja iz gornje atmosfere Sunca napravljena su pomoću raketa i satelita na velikim visinama. Više od 1000 emisionih linija različitih elemenata pronađeno je u njegovom spektru, uključujući linije višestruko ioniziranog ugljika, dušika i kisika, kao i glavne serije vodonika, helija i helijum iona. Proučavanje ovih spektra pokazalo je da se prijelaz iz hromosfere u koronu događa na segmentu od samo 100 km, gdje temperatura raste od 50.000 do 2.000.000 K. Pokazalo se da se zagrijavanje hromosfere u velikoj mjeri događa iz korone termičkim provodljivost. U blizini grupa sunčevih pjega u hromosferi uočavaju se svijetle i tamne vlaknaste strukture, često izdužene u smjeru magnetskog polja. Iznad 4000 km vidljive su neravne, nazubljene formacije koje se razvijaju prilično brzo. Kada se posmatra limb u centru prve Balmerove linije vodonika (Ha), hromosfera na ovim visinama je ispunjena mnogim spikulama - tankim i dugim oblacima vrelog gasa. O njima se malo zna. Prečnik pojedinačne spikule je manji od 1000 km; ona živi ok. 10 min. Brzinom od cca. Spikule od 30 km/s se dižu do visine od 10.000-15.000 km, nakon čega se ili rastvaraju ili spuštaju. Sudeći po spektru, temperatura spikula je 10.000-20.000 K, iako je okolna korona na ovim visinama zagrijana na najmanje 600.000 K. Čini se da su spikule regije relativno hladne i guste hromosfere koje se privremeno uzdižu u vruću, razrijeđenu koronu. Brojanje unutar granica supergranula pokazuje da broj spikula na nivou fotosfere odgovara broju granula; verovatno postoji fizička veza između njih.
Treperi. Hromosfera iznad grupe sunčevih pjega može odjednom postati svjetlija i ispaliti prasak plina. Ova pojava, nazvana "baklja", jedna je od najtežih za objasniti. Balje snažno emituju u cijelom rasponu elektromagnetnih valova - od radija do rendgenskih zraka, a često emituju snopove elektrona i protona relativističkim brzinama (tj. blizu brzine svjetlosti). Oni pobuđuju udarne talase u međuplanetarnom mediju koji dopiru do Zemlje. Bakterije se češće javljaju u blizini grupa mrlja sa složenom magnetskom strukturom, posebno kada nova mrlja počinje brzo da raste u grupi; takve grupe proizvode nekoliko epidemija dnevno. Slabe epidemije se javljaju češće od jakih. Najsnažnije baklje zauzimaju 0,1% solarnog diska i traju nekoliko sati. Ukupna energija baklje je 1023-1025 J. Rendgenski spektri baklji dobijeni satelitom SMM (Solar Maximum Mission) omogućili su značajno bolje razumijevanje prirode baklji. Početak baklje može biti obilježen rendgenskim praskom s talasnom dužinom fotona manjom od 0,05, uzrokovanom, kako pokazuje njegov spektar, protokom relativističkih elektrona. Za nekoliko sekundi ovi elektroni zagrijavaju okolni plin na 20.000.000 K, i on postaje izvor rendgenskog zračenja u rasponu od 1-20, stotine puta većeg od fluksa u ovom rasponu od tihog Sunca. Na ovoj temperaturi, atomi željeza gube 24 od svojih 26 elektrona. Gas se tada hladi, ali i dalje emituje rendgenske zrake. Blic takođe emituje radio talase. P. Wild iz Australije i A. Maxwell iz SAD-a proučavali su razvoj baklje pomoću radio analoga spektrografa – “dinamičkog spektralnog analizatora” koji bilježi promjene u snazi i frekvenciji zračenja. Ispostavilo se da frekvencija zračenja tokom prvih nekoliko sekundi baklje pada sa 600 na 100 MHz, što ukazuje da se poremećaj širi kroz koronu 1/3 brzine svjetlosti. Godine 1982. američki radio astronomi, koristeći VLA radio interferometar u kom. Novi Meksiko i podaci sa SMM satelita razriješili su fine detalje u hromosferi i koroni tokom baklje. Nije iznenađujuće što se pokazalo da su to petlje, vjerovatno magnetne prirode, u kojima se oslobađa energija koja zagrijava plin tokom baklje. Tokom završne faze baklje, relativistički elektroni zarobljeni u magnetnom polju nastavljaju da emituju visoko polarizovane radio talase, krećući se spiralno oko linija magnetnog polja iznad aktivnog regiona. Ovo zračenje može trajati nekoliko sati nakon izbijanja. Iako se plin uvijek izbacuje iz područja baklje, njegova brzina obično ne prelazi brzinu bijega sa površine Sunca (616 km/s). Međutim, baklje često emituju tokove elektrona i protona koji stignu do Zemlje za 1-3 dana i uzrokuju aurore i poremećaje magnetnog polja na njoj. Ove čestice, čija energija dostiže milijarde elektron volti, vrlo su opasne za astronaute u orbiti. Stoga astronomi pokušavaju predvidjeti sunčeve baklje proučavajući konfiguraciju magnetnog polja u hromosferi. Složena struktura polja sa uvrnutim linijama sile, spremna za ponovno povezivanje, ukazuje na mogućnost bljeska.
Prominencije. Solarni prominenci su relativno hladne mase gasa koje se pojavljuju i nestaju u vrućoj koroni. Kada se posmatraju koronografom u Ha liniji, oni su vidljivi na solarnom ekstremitetu kao svetli oblaci na pozadini tamnog neba. Ali kada se promatraju spektrohelografom ili Lyot interferentnim filterima, oni se pojavljuju kao tamni filamenti na pozadini svijetle hromosfere.

Oblici izbočina su izuzetno raznoliki, ali se može razlikovati nekoliko glavnih tipova. Izbočine Sunčevih pjega podsjećaju na zavjese duge do 100.000 km, visoke 30.000 km i debljine 5.000 km. Neke istaknutosti imaju razgranatu strukturu. Rijetke i lijepe izbočine u obliku petlje imaju zaobljen oblik promjera cca. 50.000 km. Gotovo sve ispupčenja pokazuju finu strukturu plinovitih filamenata, vjerovatno ponavljajući strukturu magnetnog polja; prava priroda ovog fenomena nije jasna. Plin u ispupčenjima obično se kreće prema dolje u potocima brzinom od 1-20 km/s. Izuzetak su "sergije" - izbočine koje lete naviše sa površine brzinom od 100-200 km/s, a zatim se sporije vraćaju nazad. Prominencije se rađaju na rubovima grupa sunčevih pjega i mogu postojati nekoliko okretaja Sunca (tj. nekoliko zemaljskih mjeseci). Spektri prominencija su slični onima u hromosferi: svijetle linije vodonika, helijuma i metala na pozadini slabog kontinuiranog zračenja. Tipično, emisione linije tihih prominencija su tanje od hromosferskih linija; Ovo je vjerovatno zbog manjeg broja atoma duž linije vida u prominenci. Analiza spektra pokazuje da je temperatura tihih prominencija 10.000-20.000 K, a gustina oko 1010 at./cm3. Aktivne prominencije pokazuju linije ioniziranog helijuma, što ukazuje na značajno višu temperaturu. Temperaturni gradijent u prominencijama je veoma velik, budući da su okružene koronom sa temperaturom od 2.000.000 K. Broj prominencija i njihova distribucija duž geografske širine tokom 11-godišnjeg ciklusa prati distribuciju sunčevih pjega. Međutim, na visokim geografskim širinama postoji drugi pojas istaknutosti, koji se pomera prema polu tokom maksimalnog perioda ciklusa. Zašto nastaju ispupčenja i šta ih podržava u razrijeđenoj koroni nije sasvim jasno.
Kruna. Spoljašnji dio Sunca - korona - sija slabo i vidljiv je golim okom samo za vrijeme potpunih pomračenja Sunca ili korištenjem koronografa. Ali je mnogo svjetliji na rendgenskim zracima i u radio opsegu.
vidi takođe EKSTRA-ATMOSFERNA ASTRONOMIJA. Korona sjajno sija u rendgenskom opsegu jer se njena temperatura kreće od 1 do 5 miliona K, a tokom baklji dostiže 10 miliona K. Rendgenski spektri korone su se nedavno počeli dobijati sa satelita, a proučavani su i optički spektri mnogo godina tokom potpunih pomračenja. Ovi spektri sadrže linije višestruko ioniziranih atoma argona, kalcija, željeza, silicija i sumpora, koji se formiraju samo na temperaturama iznad 1.000.000 K.

Bijela svjetlost korone, koja je za vrijeme pomračenja vidljiva na udaljenosti od 4 sunčeva radijusa, nastaje kao rezultat raspršivanja fotosferskog zračenja slobodnim elektronima korone. Posljedično, promjena svjetline korone sa visinom ukazuje na raspodjelu elektrona, a budući da je glavni element potpuno jonizirani vodonik, to je i distribucija gustine plina. Koronalne strukture se jasno dijele na otvorene (zrake i polarne četke) i zatvorene (petlje i lukovi); jonizovani gas tačno ponavlja strukturu magnetnog polja u koroni, jer ne može da se kreće preko linija sile. Budući da polje izlazi iz fotosfere i povezano je sa 11-godišnjim ciklusom sunčevih pjega, izgled korone se mijenja tokom ovog ciklusa. Tokom perioda minimuma, korona je gusta i svijetla samo u ekvatorijalnom pojasu, ali kako ciklus napreduje, koronalni zraci se pojavljuju na višim geografskim širinama, a na maksimumu se mogu vidjeti na svim geografskim širinama. Od maja 1973. do januara 1974. koronu su kontinuirano posmatrale 3 posade astronauta sa orbitalne stanice Skylab. Njihovi podaci su pokazali da su tamne koronalne "rupe", gdje su temperatura i gustina plina značajno smanjene, područja iz kojih plin velikom brzinom izlijeće u međuplanetarni prostor, stvarajući snažne tokove na mirnom solarnom vjetru. Magnetna polja u koronalnim rupama su „otvorena“, tj. proširen daleko u svemir, omogućavajući gasu da pobegne iz korone. Ove konfiguracije polja su prilično stabilne i mogu postojati u periodima minimalne sunčeve aktivnosti do dvije godine. Koronalna rupa i tok povezan s njom rotiraju zajedno sa površinom Sunca u periodu od 27 dana i, ako potok udari u Zemlju, svaki put izazivaju geomagnetske oluje. Energetski bilans vanjske atmosfere Sunca. Zašto Sunce ima tako vruću koronu? To još ne znamo. Ali postoji prilično razumna hipoteza da se energija prenosi u vanjsku atmosferu pomoću zvučnih i magnetohidrodinamičkih (MHD) valova, koji nastaju turbulentnim kretanjem plina ispod fotosfere. Ulazeći u gornje razrijeđene slojeve, ovi valovi postaju udarni valovi, a njihova energija se raspršuje, zagrijavajući plin. Zvučni valovi zagrijavaju donju hromosferu, a MHD valovi se šire duž linija magnetskog polja dalje u koronu i zagrijavaju je. Dio toplote iz korone, zbog toplotne provodljivosti, odlazi u hromosferu i tamo se zrači u svemir. Preostala toplota održava koronalno zračenje u zatvorenim petljama i ubrzava tokove sunčevog vetra u koronalnim rupama.
vidi takođe

Svetiljka, kojoj naša planeta, njena biosfera i ljudska civilizacija duguju svoje postojanje, prilično je banalna sa stanovišta astronoma.

Ovo je obična žuta zvijezda vrlo uobičajene G2 klase. Svakih 225-250 miliona godina, ona završi punu revoluciju u gotovo kružnoj orbiti sa radijusom od 26.000 svjetlosnih godina oko centra tipične velike spiralne galaksije s pasivnim jezgrom koje ne emituje moćne tokove energije. Međutim, upravo u toj običnosti leži naša sreća. Zvijezde koje su hladnije i toplije (a posebno one blizu aktivnih galaktičkih centara) mnogo su manje prikladne za ulogu kolijevke života, barem onih na bazi ugljika.

Alexey Levin

Prema opšteprihvaćenim procjenama, Sunce je nastalo prije 4,59 milijardi godina. Istina, nedavno su neki astronomi počeli govoriti o tome da je njegova starost 6-7 milijardi godina, ali to su još uvijek samo hipoteze. Naravno, naša dnevna svjetlost nije nastala niotkuda. Njegova majka je bio gigantski oblak plina i prašine, koji se sastojao uglavnom od molekularnog vodonika, koji se pod utjecajem vlastite gravitacije polako sabijao i deformirao dok se nije pretvorio u ravan disk. Moguće je da je postojao i otac u obliku kosmičkog događaja, koji je povećao gravitacionu nestabilnost oblaka i podstakao njegov kolaps (ovo bi mogao biti susret sa masivnom zvijezdom ili eksplozija supernove). U središtu diska pojavila se sfera svjetleće plazme s površinskom temperaturom od nekoliko hiljada stepeni, pretvarajući dio svoje gravitacijske energije u toplinu.

Novorođena zvijezda nastavila je da se smanjuje, sve više zagrijavajući svoje dubine. Nakon nekoliko miliona godina njihova temperatura je dostigla 10 miliona stepeni Celzijusa i tu su počele samoodržive reakcije termonuklearne fuzije. Mlada protozvijezda se pretvorila u normalnu zvijezdu glavne sekvence. Materija bliže i dalje periferije diska se kondenzovala u hladna tela - planete i planetoide.

Trenutno, solarni istraživači imaju izuzetno moćnu tehniku za proučavanje konvektivne zone - helioseizmologiju. „Ovo je metoda proučavanja Sunca analizom njegovih oscilacija, vertikalnih oscilacija solarne površine, čiji su tipični periodi nekoliko minuta“, objašnjava Aleksandar Kosovičev, viši istraživač na Univerzitetu Stanford. — Otvoreni su početkom 1960-ih. Osoblje Krimske astrofizičke opservatorije, predvođeno akademikom Severnim, učinilo je mnogo u ovoj oblasti. Oscilacije se pobuđuju turbulentnom konvekcijom u prizemnim slojevima Sunca. Tokom ovih procesa nastaju zvučni talasi koji se šire unutar Sunca. Određivanjem karakteristika ovih talasa dobijamo informacije koje nam omogućavaju da izvučemo zaključke o unutrašnjoj strukturi Sunca i mehanizmima pomoću kojih nastaju magnetna polja. Helioseizmologija je već omogućila da se odredi dubina konvektivne zone, da se razjasni priroda rotacije solarnih slojeva i da se razjasni naše ideje o pojavi sunčevih pjega, koje su zapravo nakupine magnetskog polja. Sada znamo da se solarni dinamo veoma razlikuje od planetarnog dinamo jer radi u veoma turbulentnom okruženju. On generiše i globalno dipolno polje i mnoga lokalna polja. Mehanizmi interakcije između polja različitih razmjera još uvijek nisu poznati, ostaje da se razjasne. Generalno, ova nauka ima veliku budućnost.”

Evo nekih pasoških detalja Sunca. Starost - 4,59 milijardi godina; težina - 1.989x1030 kg; prosječni radijus - 696.000 km; prosječna gustina - 1,409 g/cm 3 (gustina zemaljske materije je četiri puta veća); efektivna površinska temperatura (izračunata pod pretpostavkom da Sunce zrači kao apsolutno crno tijelo) - 5503˚S (u smislu apsolutne temperature - 5778 kelvina); ukupna snaga zračenja - 3,83x1023 kW.

Površina Sunca (fotosfera), čak iu mirnom stanju, kada se posmatra kroz teleskop (prirodno, zaštićena posebnim filterom), izgleda kao skup zrna ili saće. Ova struktura se naziva solarna granulacija. Nastaje zbog konvekcije, odnosno termičke cirkulacije plinskih tokova – vrući plin „pluta“, a hladni gas tone prema dolje na granicama granula koje su vidljive kao tamna područja. Tipična veličina granula je oko 1000 km. Na slici - obrnuta kompjuterska slika izračunata pomoću Doplerovog efekta - kretanje gasnih tokova od posmatrača prikazano je svetlim tonovima, prema posmatraču - tamnim tonovima. Na lijevoj strani je kompozitna slika (od vrha i suprotno od kazaljke na satu): unutrašnja struktura Sunca sa jezgrom i konvektivnom zonom; fotosfera s tamnom mrljom; hromosfera; solarna baklja; u gornjem desnom uglu je istaknuto mjesto.

Pošto se Sunce ne okreće oko svoje ose kao jedinstvena celina, nema striktno definisane dane. Površina njegove ekvatorijalne zone napravi punu revoluciju za 27 zemaljskih dana, a polarne zone - za 35 dana. Aksijalna rotacija solarne unutrašnjosti je još složenija i još uvijek je nepoznata u svim svojim detaljima.

U hemijskom sastavu solarne materije prirodno dominiraju vodonik (otprilike 72% mase) i helijum (26%). Nešto manje od procenta je kiseonik, 0,4% ugljenik, a oko 0,1% neon. Ako ove omjere izrazimo u broju atoma, ispada da na milion atoma vodika ima 98.000 atoma helija, 850 atoma kisika, 360 atoma ugljika, 120 atoma neona, 110 atoma dušika i po 40 atoma željeza i silicija.

Solarna mehanika

Slojevita struktura Sunca se često poredi sa lukom. Ova analogija nije baš uspješna, jer sami slojevi prodiru snažnim vertikalnim tokovima materije i energije. Ali u prvoj aproksimaciji to je prihvatljivo. Sunce sija zbog termonuklearne energije koja se stvara u njegovom jezgru. Temperatura tamo dostiže 15 miliona stepeni Celzijusa, gustina - 160 g/cm 3, pritisak - 3,4x1011 atm. U ovim paklenim uslovima odvija se nekoliko lanaca termonuklearnih reakcija koje čine proton-protonski ciklus (p-p ciklus). Svoje ime duguje početnoj reakciji u kojoj se dva protona sudaraju i proizvode jezgro deuterija, pozitron i elektronski neutrino.

Tokom ovih transformacija (a ima ih dosta) sagorijeva se vodik i rađaju se različiti izotopi elemenata periodnog sistema kao što su helijum, berilijum, litijum i bor. Posljednja tri elementa ulaze u nuklearne reakcije ili se raspadaju, ali helijum ostaje - ili bolje rečeno, ostaje njegov glavni izotop, helijum-4. Kao rezultat toga, ispada da četiri protona stvaraju jedno jezgro helijuma, dva pozitrona i dva neutrina. Pozitroni se odmah anihiliraju sa elektronima, a neutrini napuštaju Sunce, praktično bez reakcije sa njegovom materijom. Svaka reakcija p-p ciklusa oslobađa 26,73 megaelektronvolta u obliku kinetičke energije stvorenih čestica i gama zračenja.

Da se protosolarni oblak sastojao isključivo od elemenata stvorenih tokom Velikog praska (vodonik i helijum-4 sa vrlo malom primesom deuterijuma, helijuma-3 i litijuma-7), onda bi ove reakcije sve okončale. Međutim, sastav protosolarne materije bio je mnogo bogatiji, a neosporan dokaz je barem prisustvo željeza u sunčevoj atmosferi. Ovaj element, kao i njegovi najbliži susjedi u periodnom sistemu, rađa se samo u dubinama mnogo masivnijih zvijezda, gdje temperature dostižu milijarde stepeni. Sunce nije jedno od njih. Ako je tamo još uvijek prisutno željezo, to je samo zato što je primarni oblak već bio kontaminiran ovim metalom i mnogim drugim elementima. Svi su nastali u nuklearnim pećima gigantskih zvijezda prethodnih generacija, koje su eksplodirale kao supernove i raspršile proizvode svog stvaralačkog djelovanja po svemiru.

Ova okolnost ne mijenja u velikoj mjeri gornju shemu intrasolarne termonuklearne fuzije, ali ipak uvodi neke izmjene u nju. Činjenica je da se na 15 miliona stepeni vodonik može pretvoriti u helijum u ciklusu ugljenik-azot-kiseonik (CNO ciklus). Na svom početku, proton se sudara sa jezgrom ugljika-12 i stvara jezgro dušika-13 i kvant gama zraka. Azot se raspada u jezgro ugljika-13, pozitron i neutrino. Teško jezgro ugljika ponovo se sudara s protonom, iz kojeg nastaje dušik-14 plus gama zrake. Azot guta treći proton, oslobađajući gama kvant i kiseonik-15, koji se transformiše u azot-15, pozitron i neutrino. Jezgro dušika hvata posljednji, četvrti proton i dijeli se na jezgra ugljika-12 i helijuma-4. Ukupna ravnoteža je ista kao u prvom ciklusu: četiri protona na početku, alfa čestica (aka jezgra helijuma-4), par pozitrona i par neutrina na kraju. Plus, naravno, ista izlazna energija, skoro 27 MeV. Što se tiče ugljika-12, on se uopće ne troši u ovom ciklusu, nestaje u prvoj reakciji i ponovo se pojavljuje u posljednjoj. Ovo nije gorivo, već katalizator.

Sunce rotira oko svoje ose, ali ne kao jedna celina. Na slici je prikazan kompjuterski model zasnovan na Doplerovom merenju brzine rotacije pojedinih delova Sunca koje je prikupila svemirska opservatorija SOHO (Solar Heliospheric Observatory). Boja označava brzinu rotacije (u opadajućem redoslijedu: crvena, žuta, zelena, plava). Područja vruće plazme koja se kreće različitim brzinama tvore "trake", na čijim granicama nastaju poremećaji lokalnih magnetskih polja, uslijed čega se ovdje najčešće pojavljuju sunčeve pjege.

Reakcije CNO ciklusa unutar Sunca su prilično spore i daju samo jedan i po posto ukupne proizvodnje energije. Međutim, ne treba ih zaboraviti, makar samo zato što će u suprotnom izračunata snaga sunčevog neutrina biti potcijenjena. Misterije neutrinskog zračenja Sunca su vrlo zanimljive, ali ovo je potpuno nezavisna tema koja se ne uklapa u okvir ovog članka.

Jezgro veoma mladog Sunca sastojalo se od 72% vodonika. Modelski proračuni su pokazali da sada čini samo 35% mase centralne zone jezgra i 65% periferne zone. Ništa se ne može učiniti, čak i nuklearno gorivo izgori. Međutim, trajat će milijarde još pet godina. Procesi u termonuklearnoj peći Sunca ponekad se uspoređuju s eksplozijom hidrogenske bombe, ali je sličnost ovdje vrlo uslovna. Desetine kilograma moćnih nuklearnih bombi imaju prinos od megatona i desetine megatona u TNT ekvivalentu. Ali solarno jezgro, sa svom svojom gigantskom masom, proizvodi samo oko sto milijardi megatona u sekundi. Lako je izračunati da je prosječna izlazna energija šest mikrovati po kilogramu - ljudsko tijelo proizvodi toplinu 200.000 puta aktivnije. Solarna termonuklearna fuzija ne "eksplodira", već polako, polako "tinja" - na našu veliku sreću.

Radiant transfer

Vanjska granica jezgra je otprilike 150.000 km od centra Sunca (0,2 radijusa). U ovoj zoni temperatura pada na 9 miliona stepeni. Uz naknadno hlađenje, reakcije proton-protonskog ciklusa prestaju - protoni nemaju dovoljno kinetičke energije da savladaju elektrostatičko odbijanje i stope se u jezgro deuterijuma. Reakcije CNO ciklusa ni tamo se ne dešavaju, jer je njihov temperaturni prag još viši. Stoga, na granici jezgra, solarna termonuklearna fuzija nestaje.

Trodimenzionalni model sunčeve pjege, izgrađen na osnovu podataka dobivenih korištenjem jednog od instrumenata (Michelson Doppler Imager) svemirske opservatorije SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Gornja ravan je površina Sunca, donja ravnina prolazi na dubini od 22 hiljade kilometara. Vertikalna presječna ravnina proširena je na 24 hiljade kilometara. Boje označavaju područja s različitim brzinama zvuka (u opadajućem redoslijedu - od crvene do plave do crne). Same tačke su mesta gde jaka magnetna polja ulaze u sunčevu atmosferu. Oni su vidljivi kao područja s nižim temperaturama na površini Sunca, obično okružena toplijim aktivnim područjima zvanim fakule. Broj pjega na Suncu se mijenja sa periodom od 11 godina (što ih je više, to je veća aktivnost Sunca).

Jezgro je okruženo debelim sfernim slojem, koji se završava na vertikalnoj oznaci od 0,7 solarnih radijusa. Ovo je zona zračenja. Ispunjena je hidrogen-helijum plazmom, čija se gustina smanjuje sto puta kako se kreće od unutrašnje granice zone ka spoljašnjoj, sa 20 na 0,2 g/cm 3 . Iako su vanjski slojevi plazme hladniji od unutrašnjih, temperaturni gradijent tamo nije toliko velik da nastaju vertikalni tokovi materije koji prenose toplinu od nižih slojeva do gornjih (ovaj mehanizam prijenosa topline naziva se konvekcija). Nema i ne može biti nikakve konvekcije u supranuklearnom sloju. Energija oslobođena u jezgru prolazi kroz njega u obliku kvanta elektromagnetnog zračenja.

Kako se to događa? Gama kvanti nastali u centru jezgre raspršeni su u njegovoj supstanci, postepeno gubeći energiju. Oni dostižu granicu jezgra u obliku mekih rendgenskih zraka (talasna dužina reda veličine jednog nanometra i energija 400-1300 eV). Tamošnja plazma je za njih gotovo neprozirna; fotoni u njoj mogu putovati samo delić centimetra. Prilikom sudara sa ionima vodika i helijuma, kvanti im daju svoju energiju, koja se dijelom troši na održavanje kinetičke energije čestica na istom nivou, a dijelom se ponovo emituje u obliku novih kvanta veće dužine. Tako fotoni postepeno difundiraju kroz plazmu, umiru i ponovo se rađaju. Lutajući kvanti putuju prema gore (gdje je materija manje gustoće) lakše nego prema dolje, pa stoga energija zračenja teče iz dubine zone do njene vanjske granice.

Budući da je materija nepomična u zoni prijenosa zračenja, rotira se oko solarne ose kao jedinstvena cjelina. Ali samo za sada. Kako fotoni putuju prema površini Sunca, oni putuju sve veće udaljenosti između sudara s ionima. To znači da se razlika u kinetičkoj energiji emitiranja i apsorpcije čestica stalno povećava, jer je sunčeva materija na većim dubinama toplija nego na plićim. Kao rezultat, plazma se destabilizuje i u njoj nastaju uslovi za fizičko kretanje materije. Zona prijenosa zračenja pretvara se u konvektivnu zonu.

Fotografija solarne korone snimljena tokom potpunog pomračenja Sunca 26. februara 1998. godine. Korona je vanjski dio sunčeve atmosfere, koji se sastoji od razrijeđenog vodonika zagrijanog na temperaturu od oko milion stepeni Celzijusa. Boje na slici su sintetičke i ukazuju na smanjenje sjaja korone kako se udaljava od Sunca (plava i ružičasta tačka u centru je Mjesec).

Zona konvekcije

Počinje na dubini od 0,3 radijusa i proteže se sve do površine Sunca (tačnije, njegove atmosfere). Njegova baza je zagrejana na 2 miliona stepeni, dok temperatura spoljne granice ne dostiže ni 6000˚C. Od radijalne zone je odvojen tankim međuslojem - tahoklinom. U njemu se dešavaju najzanimljivije, ali još nedovoljno proučene stvari. U svakom slučaju, postoji razlog za vjerovanje da tokovi plazme koji se kreću u tahoklini daju glavni doprinos formiranju solarnog magnetnog polja. Lako je izračunati da zona konvekcije zauzima oko dvije trećine volumena Sunca. Međutim, njegova masa je vrlo mala - samo dva posto Sunca. To je prirodno, jer se solarna materija neizbježno razrjeđuje kako se udaljava od centra. Na donjoj granici zone, gustina plazme je 0,2 gustine vode, a ulaskom u atmosferu opada na 0,0001 gustine zemljinog vazduha iznad nivoa mora.

Materija se u konvektivnoj zoni kreće na vrlo zbunjujući način. Iz njegove baze uzdižu se snažni, ali spori tokovi vruće plazme (prečnika stotinu hiljada kilometara), čija brzina ne prelazi nekoliko centimetara u sekundi. Prema njima se spuštaju ne tako snažni mlazovi manje zagrijane plazme, čija se brzina već mjeri u metrima u sekundi. Na dubini od nekoliko hiljada kilometara, plazma visoke temperature koja se diže je podijeljena na džinovske ćelije. Najveći od njih imaju linearne dimenzije od oko 30-35 hiljada kilometara - nazivaju se supergranulama. Bliže površini formiraju se mezogranule karakteristične veličine od 5000 km, a još bliže - 3-4 puta manje granule. Supergranule žive oko jedan dan, granule obično ne više od četvrt sata. Kada ovi proizvodi kolektivnog kretanja plazme stignu do površine Sunca, lako su vidljivi kroz teleskop sa posebnim filterom.

Atmosfera

Prilično je komplikovano. Sva sunčeva svjetlost odlazi u svemir sa njegovog donjeg nivoa, koji se naziva fotosfera. Glavni izvor svjetlosti je donji sloj fotosfere, debljine 150 km. Debljina cijele fotosfere je oko 500 km. Duž ove vertikale temperatura plazme opada sa 6400 na 4400 K.

U fotosferi se stalno pojavljuju područja niske temperature (do 3700 K), koja slabije sijaju i detektuju se u obliku tamnih mrlja. Broj sunčevih pjega varira u periodu od 11 godina, ali one nikada ne pokrivaju više od 0,5% solarnog diska.

Iznad fotosfere je hromosferski sloj, a još više je solarna korona. Postojanje korone poznato je od pamtiveka, jer je jasno vidljiva tokom potpunih pomračenja Sunca. Hromosfera je otkrivena relativno nedavno, tek sredinom 19. stoljeća. Dana 18. jula 1851. stotine astronoma okupljenih u Skandinaviji i okolnim zemljama posmatralo je kako Mjesec prekriva solarni disk. Nekoliko sekundi prije pojave korone i neposredno prije kraja potpune faze pomračenja, naučnici su primijetili svijetleći crveni polumjesec na rubu diska. Tokom pomračenja 1860. godine bilo je moguće ne samo bolje ispitati takve baklje, već i dobiti njihove spektrograme. Devet godina kasnije, engleski astronom Norman Lockyer nazvao je ovu zonu hromosferom.

Gustina hromosfere je izuzetno niska čak i u poređenju sa fotosferom, samo 10-100 milijardi čestica po 1 cm³. Ali se zagreva jače - do 20.000˚C. U hromosferi se stalno uočavaju tamne izdužene strukture - hromosferni filamenti (njihova vrsta su dobro poznate prominencije). Oni su nakupine gušće i hladnije plazme, podignute iz fotosfere pomoću petlji magnetnog polja. Vidljive su i oblasti povećanog sjaja – flokule. I konačno, izdužene plazma strukture - spikule - stalno se pojavljuju u kromosferi i nestaju nakon nekoliko minuta. Ovo su neka vrsta nadvožnjaka duž kojih materija teče od fotosfere do korone.

Buduća sudbina naše zvijezde direktno zavisi od procesa u unutrašnjosti Sunca. Kako se rezerve vodika smanjuju, jezgro se postepeno skuplja i zagrijava, što povećava svjetlinu Sunca. Otkako je postala zvijezda glavne sekvence, već je porastao za 25-30% - i ovaj proces će se nastaviti. Za oko 5 milijardi godina, temperatura jezgra će dostići stotine miliona stepeni, a zatim će se helijum zapaliti u njegovom centru (uz formiranje ugljenika i kiseonika). U ovom trenutku će vodonik sagorijevati na periferiji, a njegova zona sagorijevanja će se lagano pomicati prema površini. Sunce će izgubiti hidrostatičku stabilnost, njegovi vanjski slojevi će se jako naduvati i pretvorit će se u gigantsko, ali ne posebno svijetlo, svjetiljku - crvenog diva. Sjaj ovog diva biće dva reda veličine veći od trenutnog sjaja Sunca, ali će mu životni vek biti mnogo kraći. U središtu njegovog jezgra brzo će se nakupiti velika količina ugljika i kisika, koji više neće moći rasplamsati - neće biti dovoljno temperature. Spoljni sloj helijuma će nastaviti da gori, postepeno se širi i stoga hladi. Brzina termonuklearnog sagorevanja helijuma raste izuzetno brzo sa porastom temperature i opada sa padom temperature. Stoga će unutrašnjost crvenog diva početi snažno pulsirati, a na kraju može doći do toga da će njegova atmosfera biti izbačena u okolni prostor brzinom od nekoliko desetina kilometara u sekundi. Prvo, zvezdana ljuska koja se širi, pod uticajem jonizujućeg ultraljubičastog zračenja iz donjih zvezdanih slojeva, će blistati plavom i zelenom svetlošću - u ovoj fazi naziva se planetarna maglina. Ali nakon hiljada ili, najviše, desetina hiljada godina, maglina će se ohladiti, potamniti i raspršiti se u svemiru. Što se jezgre tiče, transformacija elemenata će potpuno prestati, a ona će blistati samo zbog akumulirane toplotne energije, hlađenja i sve više blijeđenja. Neće se moći srušiti u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu; neće biti dovoljno mase. Takvi rashladni ostaci zvijezda solarnog tipa koje su umrle u Boseu nazivaju se bijelim patuljcima.

Korona je najtopliji dio atmosfere, njena temperatura dostiže nekoliko miliona stepeni. Ovo zagrijavanje se može objasniti korištenjem nekoliko modela zasnovanih na principima magnetohidrodinamike. Nažalost, svi ovi procesi su veoma složeni i veoma slabo proučeni. Kruna je također puna raznih struktura - rupa, petlji, traka.

Solarni problemi

Uprkos činjenici da je Sunce najveći i najvidljiviji objekat na Zemljinom nebu, postoji mnogo nerešenih problema u fizici naše zvezde. “Znamo da magnetizam Sunca ima izuzetno snažan utjecaj na dinamiku njegove atmosfere – na primjer, stvara sunčeve pjege. Ali kako nastaje i kako se širi u plazmi još nije razjašnjeno”, odgovara na pitanje premijera Steven Keil, direktor američke Nacionalne solarne opservatorije. — Na drugo mjesto stavio bih dešifriranje mehanizma solarnih baklji. To su kratkoročne, ali izuzetno snažne emisije brzih elektrona i protona, u kombinaciji s generiranjem jednako snažnih tokova elektromagnetnog zračenja najrazličitijih valnih dužina. Prikupljene su opsežne informacije o epidemijama, ali još ne postoje razumni modeli za njihovu pojavu. Konačno, bilo bi neophodno razumjeti na koji način fotosfera energizira koronu i zagrijava je do temperatura koje su tri reda veličine veće od njene temperature. A za to je, prije svega, potrebno pravilno odrediti parametre magnetnih polja unutar korone, jer su te veličine daleko od potpuno poznate.”