Temperatura sunca i termonuklearna reakcija koja je u tijeku. Kolika je temperatura na Suncu? Temperatura 1000 km od sunca
Težina:
1,99×10 30 kg;
Promjer: 1.392.000 km;
Zapremina: 1,41×10 18 km³;
Površina: 6,08×10 12 km²;
Spektralna klasa: G2V;
Temperatura površine: 5778 K;
Središnja temperatura: 13 500 000 K;
Svjetlina: 3,88×10 26 W;
Galaktička godina:230-250 milijuna godina;
Dob: oko 5 milijardi godina;
Udaljenost od Zemlje: 149,6 milijuna km.
Kroz povijest ljudske civilizacije, Sunce je bilo predmet štovanja u mnogim kulturama. Kult Sunca postojao je u starom Egiptu, gdje je Ra bio solarno božanstvo. Stari Grci imali su boga sunca Heliosa koji se, prema legendi, svaki dan vozio nebom u svojim kolima. Grci su vjerovali da Helios živi na istoku u prekrasnoj palači, okružen godišnjim dobima - ljeto, zima, proljeće i jesen. Kad Helios ujutro napusti svoju palaču, zvijezde se gase, noć ustupa mjesto danu. Zvijezde se ponovno pojavljuju na nebu kada Helios nestaje na zapadu, gdje se sa svoje kočije prebacuje na prekrasan čamac i plovi preko mora do mjesta izlaska sunca. U drevnom ruskom poganskom panteonu postojala su dva solarna božanstva - Khors (pravo personificirano sunce) i Dazhdbog. Čak i moderna osoba dovoljno je samo pogledati u Sunce i počinje shvaćati koliko je ovisan o njemu. Uostalom, da nema svjetske zvijezde, ne bi bilo ni topline potrebne za biološki razvoj i život. Naša bi se Zemlja pretvorila u ledeni planet stoljećima smrznut, a slična situacija na južnoj i sjevernoj hemisferi postojala bi u cijelom svijetu.
Sunce naše je ogromna svjetleća kugla plina, unutar koje se odvijaju složeni procesi i, kao rezultat toga, neprestano se oslobađa energija. Unutarnji volumen Sunca može se podijeliti na nekoliko područja. Tvar u njima se razlikuje po svojim svojstvima, a energija se širi različitim fizičkim mehanizmima. U središnjem dijelu Sunce postoji izvor njegove energije, slikovito rečeno, ta “peć” koja ga grije i ne dopušta mu da se ohladi. To se područje naziva jezgrom. Pod težinom vanjskih slojeva materija unutar Sunca se sabija, i što je dublje, to je jača. Njegova gustoća raste prema središtu zajedno s povećanjem tlaka i temperature. U jezgri, gdje temperatura doseže 15 milijuna Kelvina, oslobađa se energija. Ta se energija oslobađa kao rezultat spajanja atoma lakih kemijskih elemenata u atome težih. U dubinama Sunca jedan atom helija nastaje od četiri atoma vodika. Upravo su tu strašnu energiju ljudi naučili oslobađati tijekom eksplozije hidrogenske bombe. Postoji nada da će ljudi u bliskoj budućnosti moći naučiti koristiti ga u miroljubive svrhe. Jezgra ima radijus od približno 150-175 tisuća km(25% polumjera Sunca). U njegovom volumenu koncentrirana je polovica Sunčeve mase i oslobađa se gotovo sva energija koja podržava sjaj Sunca. Za svaku sekundu u središtu Sunca, oko 4,26 milijuna tona tvari. To je tako golema energija da će, kada se potroši svo gorivo (vodik se u potpunosti pretvori u helij), biti dovoljno za život u nadolazećim milijunima godina.
S trostrukost Sunca. U središtu Sunca je solarna jezgra.
Fotosfera je vidljiva površina Sunca
koji je glavni izvor zračenja. Sunce
okružen sunčevom koronom, koja ima vrlo visoku temperaturu,
međutim, izuzetno je rijedak, pa je vidljiv nenaoružanim osobama
okom samo u razdobljima potpune pomrčine Sunca.
atmosfera sve do srži
Energija sunca
Zašto Sunce sija, a ne hladi se milijardama godina? Koje "gorivo" daje energiju? Na ova pitanja znanstvenici stoljećima traže odgovore, a tek početkom 20.st. pronađeno je ispravno rješenje. Sada je poznato da Sunce, kao i druge zvijezde, sjaji zbog termonuklearnih reakcija koje se odvijaju u njegovim dubinama.Glavna tvar koja čini Sunce je vodik, koji čini oko 71% ukupne mase zvijezde. Gotovo 27% otpada na helij, a preostalih 2% dolazi iz težih elemenata poput ugljika, dušika, kisika i metala. Glavno "gorivo" na Suncu je vodik. Od četiri atoma vodika, kao rezultat lanca transformacija, nastaje jedan atom helija. I od svakog grama vodika koji sudjeluje u reakciji, 6.×10 11 J energija! Na Zemlji bi ta količina energije bila dovoljna da zagrije 1000 m 3 vode od temperature 0°C do vrelišta. U jezgri dolazi do spajanja jezgre atoma lakih vodikovih elemenata u jezgru težeg vodikovog atoma (ta se jezgra naziva deuterij). Masa nove jezgre znatno je manja od ukupne mase jezgri od kojih je nastala. Ostatak mase se pretvara u energiju, koju odnose čestice koje se oslobađaju tijekom reakcije. Ta se energija gotovo u potpunosti pretvara u toplinu.Rezultat takvih transformacijskih lanaca je nastanak nove jezgre, koja se sastoji od dva protona i dva neutrona - jezgre helija.Ova termonuklearna reakcija pretvaranja vodika u helij naziva se proton-proton, budući da počinje bliskim približavanjem dviju jezgri vodikovih atoma-protona.Reakcija pretvaranja vodika u helij zaslužna je za to što sada unutar Sunca ima puno više helija nego na njegovoj površini. Naravno, postavlja se pitanje: što će se dogoditi sa Suncem kada sav vodik u njegovoj jezgri izgori i pretvori se u helij i koliko brzo će se to dogoditi? Ispostavilo se da će se za otprilike 5 milijardi godina sadržaj vodika u Sunčevoj jezgri toliko smanjiti da će njegovo "izgaranje" početi u sloju oko jezgre. To će dovesti do "napuhavanja" sunčeve atmosfere, povećanja veličine Sunca, pada temperature na površini i povećanja njegove jezgre. Postupno će se Sunce pretvoriti u crvenog diva - relativno hladnu zvijezdu ogromne veličine, koja prelazi granice svoje orbite. Život Sunca tu neće biti kraj, doživjet će još mnoge promjene dok na kraju ne postane hladna i gusta plinska kugla unutar koje se ne odvijaju nikakve termonuklearne reakcije.
Ovako će otprilike izgledati Sunce od površine Zemlje
5 milijardi godina, kada se vodik u jezgri potpuno potroši. Sunce
će se pretvoriti u Crvenog diva, čija će jezgra biti jako stisnuta,
a vanjski slojevi su u prilično ispražnjenom stanju.
Naša zvijezda je tako velika. da može držati oko
1.300.000 svezaka Zemlje. Opseg Sunca na ekvatoru
je 4,37 milijuna km (na primjer, Zemlja je 40 000 km)
Kako je nastalo Sunce
Kao i sve zvijezde, naše Sunce nastalo je kao rezultat dugotrajnog izlaganja međuzvjezdanoj tvari (plinu i prašini). U početku je zvijezda bila kuglasti skup koji se prvenstveno sastojao od vodika. Zatim su se atomi vodika zbog gravitacijskih sila počeli pritiskati jedan o drugi, gustoća se povećala, a kao rezultat toga nastala je prilično stisnuta jezgra. U trenutku kada se prva termonuklearna reakcija zapali, počinje službeno rađanje zvijezde.
Zvijezda masivna poput Sunca, trebala bi postojati 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 pretvorit će se u zvijezdu crvenog diva. Kako vodikovo gorivo u jezgri izgara, njezin vanjski omotač će se širiti, a jezgra će se skupljati i zagrijavati. Za otprilike 7,8 milijardi godina kada temperatura u jezgri dosegne približno 100 milijuna 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 odbacivati svoj omotač. Očigledno će vanjski slojevi Sunca koji se šire doći do moderne orbite Zemlje u ovom trenutku. U isto vrijeme, studije pokazuju da će čak i prije tog trenutka gubitak mase od strane Sunca dovesti do toga da se ono pomakne u orbitu koja je dalje od Sunca i na taj način izbjegne apsorpciju od strane vanjskih slojeva solarne plazme.
Unatoč tome, sva voda na Zemlji prijeći će u plinovito stanje, a većina će se raspršiti u svemir. Porast temperature Sunca u tom razdoblju je takav da tijekom sljedećeg 500-700 milijuna godina Zemljina površina bit će prevruća za život kakav danas poznajemo.
Nakon Sunce proći će kroz fazu crveni div, toplinske pulsacije će dovesti do toga da će se njegova vanjska ljuska otkinuti i iz nje će se formirati planetarna maglica. U središtu ove maglice ostat će zvijezda bijeli patuljak nastala iz vrlo vruće jezgre Sunca, koja će se postupno hladiti i blijedjeti tijekom mnogo milijardi godina.
Gotovo cijeli ciklus njegovog života, Sunce se pojavljuje
poput žute zvijezde, sa sjajem na koji smo navikli
Sunce obasjava i grije našu planetu, bez toga bi život na njoj 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. Razne vrste sunčevog zračenja i strujanja čestica imaju stalni utjecaj na njezin život. Sunce na Zemlju šalje elektromagnetske valove iz svih područja spektra – od višekilometarskih radio valova do gama zraka. U atmosferu planeta također dopiru nabijene čestice različitih energija - kako visokih (Sunčeve kozmičke zrake, tako niskih i srednjih (strujanja Sunčevog vjetra, emisije iz baklji). No, vrlo mali dio nabijenih čestica iz međuplanetarnog prostora ulazi ( ostali skreću ili odgađaju geomagnetsko polje) Ali njihova energija je dovoljna da izazove auroru i poremećaj magnetskog polja našeg planeta.
Sunce nalazi se na udaljenosti od 149,6 milijuna km. Upravo se ta veličina u astronomiji obično naziva astronomska jedinica (a.e). Ako se naša zvijezda iznenada ugasi u tom trenutku, tada za to nećemo znati čak 8,5 minuta - upravo toliko je vremena potrebno sunčevoj svjetlosti da putuje od Sunca do Zemlje brzinom od 300 000 km/s. Naš položaj je najpovoljniji za održavanje potrebne klime za nastanak biološkog života. Da je Zemlja samo malo bliže Suncu nego što je sada, tada bi naš planet bio spaljen od vrućine, a ciklus vode u prirodi bio bi poremećen, a sve živo bi prestalo postojati. Tada će udaljenost planeta od Sunca biti obilježena nevjerojatnim padom temperature, smrzavanjem vode i nastankom novog ledenog doba. Što bi u konačnici dovelo do potpunog izumiranja svih organizama na planetu.
Temperatura površine Sunca određena je analizom Sunčevog spektra. Poznato je da je izvor energije za sve prirodne procese na Zemlji, stoga su znanstvenici utvrdili kvantitativnu vrijednost zagrijavanja raznih dijelova naše zvijezde.
Intenzitet zračenja u pojedinim obojenim dijelovima spektra odgovara temperaturi od 6000 stupnjeva. To je temperatura Sunčeve površine ili fotosfere.
U vanjskim slojevima sunčeve atmosfere - u kromosferi i koroni - uočavaju se više temperature. U koroni je otprilike jedan do dva milijuna stupnjeva. Na mjestima jakih žarišta temperatura za kratko vrijeme može doseći i pedeset milijuna. 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 pretvorba vodika u helij. Upravo je taj proces izvor sve energije Sunca.
Sunčeva jezgra je vrlo gusta i vrlo vruća. Često dolazi do žestokih sudara elektrona, protona i drugih jezgri. Ponekad su sudari protona tako brzi da se oni, svladavajući silu električnog odbijanja, približavaju jedan drugome unutar udaljenosti svog promjera. Na toj udaljenosti počinje djelovati nuklearna sila, uslijed koje se protoni spajaju i oslobađaju energiju.
Četiri protona postupno se spajaju u jezgru helija, pri čemu se dva protona pretvaraju u neutrone, dva pozitivna naboja oslobađaju se u obliku pozitrona i pojavljuju se dvije neprimjetne neutralne čestice - neutrini. Kad se susretnu s elektronima, oba se pozitrona pretvaraju u fotone gama zraka (anihilacija).
Energija mirovanja atoma helija manja je 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. Znanstvenici su uspjeli dobiti emisija fotona.
To je količina energije koju Sunce emitira u jednoj sekundi. Ova vrijednost predstavlja snagu sunčevog zračenja.
Temperatura naše najbliže zvijezde je heterogena i značajno varira. U jezgri Sunca, gravitacijska privlačnost proizvodi ogroman tlak i temperaturu, koji mogu doseći 15 milijuna stupnjeva Celzijusa. Atomi vodika su komprimirani i spojeni zajedno, stvarajući helij. Taj se proces naziva termonuklearna reakcija.
Termonuklearna reakcija proizvodi ogromne količine energije. Energija teče prema površini sunca, atmosferi i šire. Iz jezgre se energija kreće u radijacionu zonu, gdje provodi do 1 milijun godina, a zatim prelazi u konvektivnu zonu, gornji sloj unutrašnjosti Sunca. Temperatura ovdje pada ispod 2 milijuna Celzijevih stupnjeva. Ogromni mjehurići vruće plazme tvore "juhu" ioniziranih atoma i kreću se prema gore prema fotosferi.
Temperatura u fotosferi je gotovo 5,5 tisuća stupnjeva 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 i do nekoliko tisuća Celzijevih stupnjeva.
Kromosfera, sljedeći sloj sunčeve atmosfere, nešto je hladnija na 4320 stupnjeva. Prema Nacionalnom solarnom opservatoriju, kromosfera doslovno znači "kugla boje". Vidljiva svjetlost iz kromosfere obično je preslaba da bi se vidjela u odnosu na svjetliju fotosferu, ali tijekom potpune pomrčine Sunca, kada Mjesec prekriva fotosferu, kromosfera je vidljiva kao crveni rub oko Sunca.
“Kromosfera se čini crvenom zbog ogromne količine vodika koji sadrži”, piše Nacionalni solarni opservatorij na svojoj web stranici.
Temperature značajno rastu u koroni, što također može biti vidljivo tijekom pomrčine dok plazma teče prema gore. Korona može biti iznenađujuće vruća u usporedbi sa Sunčevim tijelom. Temperatura ovdje varira od 1 milijuna stupnjeva do 10 milijuna stupnjeva Celzijusa.
Kako se korona hladi, gubeći toplinu i zračenje, materijal se ispuhuje u obliku solarnog vjetra, koji ponekad križa put sa Zemljom.
Sunce je najveći i najmasivniji objekt u Sunčevom sustavu. Nalazi se 149,5 milijuna km od Zemlje. Ta se udaljenost naziva astronomskom jedinicom i koristi se za mjerenje udaljenosti u cijelom Sunčevom sustavu. Sunčevoj svjetlosti i toplini potrebno je oko 8 minuta da dođu do našeg planeta, pa postoji još jedan način određivanja udaljenosti do Sunca – 8 svjetlosnih minuta.
Prethodno smo objavili članak "" u kojem smo napisali da " Pacijent je primljen u Calcutta Medical College i bolnicu žaleći se na povraćanje i bolove u želucu. Liječnici su pregledali 48-godišnjeg muškarca i utvrdili..."
Možda će vas zanimati i članak "", iz kojeg ćete saznati da " Biste li prepoznali vanzemaljca? Znanstvenici sugeriraju da bi izvanzemaljska bića mogla "izgledati poput nas". Prethodna istraživanja oblikovala su ideje o vanzemaljcima na temelju onoga što vidimo..."
I naravno, ne propustite “”, samo ovdje ćete saznati da “ Zaposlenici dječje bolnice UCSF Benioff u Oaklandu prvi su u Sjedinjenim Državama testirali uređivanje genoma izravno na živoj osobi, a ne putem…"
SUNCE
zvijezda oko koje kruže Zemlja i drugi planeti Sunčeva sustava. Sunce ima iznimnu ulogu za čovječanstvo kao primarni izvor većine vrsta energije. Život kakav poznajemo ne bi bio moguć da Sunce sja malo jače ili malo slabije. Sunce je tipična mala zvijezda, ima ih na milijarde. No, zbog svoje blizine nama, jedino ona omogućuje astronomima detaljno proučavanje fizičke strukture zvijezde i procesa na njezinoj površini, što je u odnosu na druge zvijezde praktički nedostižno čak i s najjačim teleskopima. Kao i druge zvijezde, Sunce je vruća kugla plina, uglavnom sačinjena od vodika, komprimirana vlastitom gravitacijom. Energija koju emitira Sunce rađa se duboko u njegovim dubinama tijekom termonuklearnih reakcija koje pretvaraju vodik u helij. 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 stapa se s međuplanetarnim medijem. Budući da je plin u koroni vrlo razrijeđen, njegov je sjaj izuzetno slab. Obično nevidljiva na pozadini svijetlog neba danju, korona postaje vidljiva samo tijekom potpune pomrčine Sunca. Gustoća plina monotono opada od središta Sunca prema njegovoj periferiji, a temperatura, dosegnuvši 16 milijuna K u središtu, pada na 5800 K u fotosferi, ali zatim ponovno raste na 2 milijuna K u koroni. Prijelazni sloj između fotosfere i korone, promatran kao jarkocrveni rub tijekom potpune pomrčine Sunca, naziva se kromosfera. Ciklus aktivnosti Sunca traje 11 godina. Tijekom tog razdoblja, broj sunčevih pjega (tamnih područja u fotosferi), bljeskova (neočekivanih posvjetljenja u kromosferi) i prominencija (gustih, hladnih oblaka vodika koji se kondenziraju u koroni) raste i ponovno opada. U ovom članku ćemo govoriti o gore navedenim područjima i pojavama na Suncu. Nakon kratkog opisa Sunca kao zvijezde, govorit ćemo o njegovoj unutarnjoj strukturi, zatim fotosferi, kromosferi, bakljama, prominencijama i koroni.
Sunce je poput zvijezde. Sunce se nalazi u jednom od spiralnih krakova Galaksije na udaljenosti većoj od polovice galaktičkog polumjera od njezina središta. Sunce se zajedno sa susjednim zvijezdama okreće oko središta Galaksije s periodom od cca. 240 milijuna godina. Sunce je žuti patuljak spektralne klase G2 V, koji pripada glavnom nizu na Hertzsprung-Russell dijagramu. Glavne karakteristike Sunca date su u tablici. 1. Imajte na umu da iako je Sunce plinovito sve do središta, njegova prosječna gustoća (1,4 g/cm3) premašuje gustoću vode, au središtu Sunca znatno je veća čak i od one zlata ili platine, što imaju gustoću od cca. 20 g/cm3. Površina Sunca pri temperaturi od 5800 K emitira 6,5 kW/cm2. Sunce se okreće oko osi u smjeru opće rotacije planeta. Ali budući da Sunce nije čvrsto tijelo, različita područja njegove fotosfere rotiraju različitim brzinama: period rotacije na ekvatoru je 25 dana, a na geografskoj širini 75° - 31 dan.
Stol 1.
KARAKTERISTIKE SUNCA
UNUTARNJA STRUKTURA SUNCA
Budući da ne možemo izravno promatrati unutrašnjost Sunca, naše znanje o njegovoj strukturi temelji se na teoretskim proračunima. Poznavajući iz promatranja masu, radijus i luminozitet Sunca, za izračunavanje njegove strukture potrebno je napraviti pretpostavke o procesima stvaranja energije, mehanizmima njezina prijenosa od jezgre do površine i kemijskom sastavu tvari. Geološki dokazi pokazuju da se Sunčev sjaj nije značajnije promijenio u posljednjih nekoliko milijardi godina. Koji izvor energije to može održati tako dugo? Konvencionalni kemijski procesi izgaranja nisu prikladni za to. Čak je i gravitacijska kompresija, prema izračunima Kelvina i Helmholtza, mogla zadržati Sunčev sjaj samo cca. 100 milijuna godina. Taj je problem 1939. riješio G. Bethe: izvor sunčeve energije je termonuklearna transformacija vodika u helij. Budući da je učinkovitost termonuklearnog procesa vrlo visoka, a Sunce se gotovo isključivo sastoji od vodika, time je problem u potpunosti riješen. Dva nuklearna procesa osiguravaju Sunčev sjaj: reakcija proton-proton i ciklus ugljik-dušik (vidi također STARS). Reakcija proton-proton dovodi do stvaranja jezgre helija iz četiri jezgre vodika (protona) uz oslobađanje 4,3×10-5 erg energije u obliku gama zraka, dva pozitrona i dva neutrina za svaku jezgru helija. Ova reakcija osigurava 90% Sunčevog sjaja. Potrebno je 1010 godina da se sav vodik u jezgri Sunca pretvori u helij. Godine 1968. R. Davis i njegovi kolege počeli su mjeriti tok neutrina proizvedenih tijekom termonuklearnih reakcija u solarnoj jezgri. Bio je to prvi eksperimentalni test teorije o izvoru sunčeve energije. Neutrini vrlo slabo stupaju u interakciju s materijom, pa slobodno napuštaju dubine Sunca i dolaze do Zemlje. Ali iz istog razloga izuzetno je teško registrirati se s instrumentima. Unatoč poboljšanju opreme i usavršavanju solarnog modela, opaženi tok neutrina i dalje je 3 puta manji od predviđenog. Postoji nekoliko mogućih objašnjenja: ili kemijski sastav Sunčeve jezgre nije isti kao onaj na njegovoj površini; ili matematički modeli procesa koji se odvijaju u jezgri nisu sasvim točni; ili na putu od Sunca do Zemlje neutrino mijenja svoja svojstva. Potrebna su daljnja istraživanja u ovom području.
vidi također NEUTRINSKA ASTRONOMIJA. U prijenosu energije iz Sunčeve unutrašnjosti na površinu glavnu ulogu ima zračenje, konvekcija je sekundarne važnosti, a toplinska vodljivost uopće nije bitna. Pri visokim temperaturama u unutrašnjosti Sunca zračenje je uglavnom predstavljeno x-zrakama valne duljine 2-10. Konvekcija igra značajnu ulogu u središnjem području jezgre i u vanjskom sloju koji leži neposredno 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 valovi pobuđeni turbulentnim kretanjem plina u konvektivnoj zoni koja leži ispod fotosfere mogu manifestirati na ovaj način. U njemu se, kao u orguljama, pojačavaju samo oni zvukovi čija valna duljina točno odgovara debljini zone. Godine 1974. njemački znanstvenik F. Debner eksperimentalno je potvrdio izračune Ulricha i Wolfa. Od tada je promatranje 5-minutnih oscilacija postalo moćna metoda za proučavanje unutarnje strukture Sunca. Analizirajući ih, moguće je saznati da: 1) debljina konvektivne zone iznosi cca. 27% polumjera Sunca; 2) jezgra Sunca vjerojatno se okreće brže od površine; 3) sadržaj helija unutar Sunca je cca. 40% težine. Također su zabilježena opažanja 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 možda riješiti problem nedostatka solarnih neutrina.
ATMOSFERA SUNCA
Fotosfera. Ovo je proziran sloj debeo nekoliko stotina kilometara, koji predstavlja "vidljivu" površinu Sunca. Budući da je atmosfera iznad praktički prozirna, zračenje, dospjevši u fotosferu odozdo, slobodno je napušta i odlazi u svemir. Bez sposobnosti apsorpcije energije, gornji slojevi fotosfere moraju biti hladniji od donjih. Dokazi za to mogu se vidjeti na fotografijama Sunca: u središtu diska, gdje je debljina fotosfere duž vidne linije minimalna, ono je svjetlije i plavije nego na rubu (na “kraku”) disk. Godine 1902. proračuni A. Schustera, a kasnije E. Milnea i A. Eddingtona, potvrdili su da je temperaturna razlika u fotosferi upravo tolika da osigurava prijenos zračenja kroz proziran plin iz nižih slojeva u gornje. . Glavna tvar koja apsorbira i ponovno emitira svjetlost u fotosferi su negativni vodikovi ioni (vodikovi atomi s dodatnim elektronom).
Fraunhoferov spektar. Sunčeva svjetlost ima kontinuirani spektar s apsorpcijskim linijama koje je otkrio J. Fraunhofer 1814.; ukazuju da su osim vodika u sunčevoj atmosferi prisutni i mnogi drugi kemijski elementi. Apsorpcijske linije nastaju u spektru jer atomi u gornjim, hladnijim slojevima fotosfere apsorbiraju svjetlost koja dolazi odozdo na određenim valnim duljinama i ne emitiraju je tako intenzivno kao vrući donji slojevi. Raspodjela svjetline unutar Fraunhoferove linije ovisi o broju i stanju atoma koji je proizvode, tj. o kemijskom sastavu, gustoći i temperaturi plina. Dakle, detaljnom analizom Fraunhoferovog spektra moguće je odrediti uvjete u fotosferi i njezin kemijski sastav (tablica 2). Tablica 2.
KEMIJSKI SASTAV SUNČEVE FOTOSFERE
Element Logaritam relativnog broja atoma
Vodik _________12.00
Helij___________11.20
Ugljik __________8,56
Dušik _____________7,98
Kisik _________9.00
Natrij ___________6,30
Magnezij___________7,28
Aluminij _________6.21
Silicij __________7,60
Sumpor _____________7.17
Kalcij __________6.38
Krom _____________6,00
Željezo___________6.76
Najrasprostranjeniji element nakon vodika je helij, koji stvara samo jednu liniju u optičkom spektru. Stoga se sadržaj helija u fotosferi ne mjeri baš točno, već se prosuđuje prema spektrima kromosfere. Nisu uočene nikakve varijacije u kemijskom sastavu sunčeve atmosfere.
vidi također DOSEG .
Granulacija. Fotografije fotosfere snimljene u bijelom svjetlu pod vrlo dobrim uvjetima promatranja pokazuju male svijetle točke - "granule", odvojene tamnim razmacima. Promjeri 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 lebdi velikom brzinom. U REDU. 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 promjera cca. 30.000 km - "super granule". Supergranulacija odražava kretanje tvari 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 njezine rubove; Svaka stanica živi oko jedan dan. Kretanje plina u supergranulama stalno mijenja strukturu magnetskog polja u fotosferi i kromosferi. Fotosferski plin je dobar vodič elektriciteta (budući da su neki od njegovih atoma ionizirani), pa se čini da su linije magnetskog polja zamrznute u njemu i prenose se kretanjem plina do granica supergranula, gdje se koncentriraju i polje snaga se povećava.
Sunčane pjege. Godine 1908. J. Hale otkrio je jako magnetsko polje u sunčevim pjegama koje iz unutrašnjosti izlaze na površinu. Njegova je magnetska indukcija toliko velika (do nekoliko tisuća gausa) da je sam ionizirani plin prisiljen svoje kretanje podrediti konfiguraciji polja; u točkama, polje inhibira konvektivno miješanje plina, što uzrokuje njegovo hlađenje. Stoga je plin u Sunčevoj pjegi hladniji od okolnog fotosferskog plina i čini se tamnijim. Pjege obično imaju tamnu jezgru - "sjenu" - i svjetliju "penumbru" koja je okružuje. Tipično, njihova temperatura je 1500, odnosno 400 K niža nego u okolnoj fotosferi.
Pjega počinje svoj rast od male tamne "pore" promjera 1500 km. Većina pora nestaje u roku od jednog dana, ali mrlje koje izrastaju iz njih traju tjednima i dosežu promjer od 30 000 km. Pojedinosti o rastu i raspadanju sunčevih pjega nisu u potpunosti shvaćene. Na primjer, nije jasno jesu li magnetske cijevi pjege komprimirane horizontalnim kretanjem plina ili su spremne "izroniti" ispod površine. R. Howard i J. Harvey otkrili su 1970. da se pjege kreću u smjeru opće rotacije Sunca brže od okolne fotosfere (oko 140 m/s). To ukazuje da su pjege povezane s subfotosferskim slojevima koji se okreću brže od vidljive površine Sunca. Obično se od 2 do 50 točaka kombinira u skupinu, često ima bipolarnu strukturu: na jednom kraju skupine nalaze se točke jednog magnetskog polariteta, a na drugom - suprotnog. Ali postoje i multipolarne skupine. Broj Sunčevih pjega na Sunčevom disku redovito se mijenja s periodom od cca. 11 godina. Na početku svakog ciklusa pojavljuju se nove pjege na visokim solarnim širinama (± 50°). Kako se ciklus razvija i broj Sunčevih pjega raste, one se pojavljuju na sve nižim geografskim širinama. Kraj ciklusa obilježen je rađanjem i raspadanjem nekoliko Sunčevih pjega u blizini ekvatora (± 10°). Tijekom ciklusa većina “vodećih” (zapadnih) pjega u bipolarnim skupinama ima isti magnetski polaritet, koji je različit na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca. U sljedećem ciklusu, polaritet vodećih točaka je obrnut. Stoga se često govori o potpunom 22-godišnjem ciklusu solarne aktivnosti. U prirodi ovog fenomena još uvijek postoji mnogo misterija.
Magnetska polja. U fotosferi se magnetsko polje s indukcijom većom od 50 G opaža samo u sunčevim pjegama, u aktivnim regijama koje okružuju pjege, a također i na granicama supergranula. Ali L. Stenflo i J. Harvey pronašli su neizravne indikacije da je magnetsko polje fotosfere zapravo koncentrirano u tankim cijevima promjera 100-200 km, gdje je njegova indukcija od 1000 do 2000 Gaussa. Magnetoaktivna područja razlikuju se od mirnih područja samo po broju magnetskih cijevi po jedinici površine. Vjerojatno se solarno magnetsko polje stvara u dubinama konvektivne zone, gdje kipući plin uvija slabo početno polje u snažna magnetska užad. Diferencijalna rotacija materije raspoređuje te snopove duž paralela, a kada polje u njima postane dovoljno jako, oni plutaju u fotosferu, lomeći se prema gore u zasebnim lukovima. Vjerojatno se tako rađaju pjege, iako oko toga još uvijek ima puno nejasnoća. Proces truljenja mrlja proučavan je puno potpunije. Supergranule koje lebde na rubovima aktivnog područja hvataju magnetske cijevi i razdvajaju ih. Postupno opće polje slabi; slučajno spajanje cijevi suprotnog polariteta dovodi do njihovog međusobnog uništenja.
Kromosfera. Između relativno hladne, guste fotosfere i vruće, razrijeđene korone nalazi se kromosfera. Slabo svjetlo kromosfere 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 pomrčine Sunca) ili umjetno (u posebnom teleskopu - koronagrafu). Kromosfera se također može proučavati preko cijelog sunčevog diska ako se promatranja provode u uskom spektralnom području (oko 0,5) u blizini središta jake apsorpcijske linije. Metoda se temelji na činjenici da što je veća apsorpcija, to je manja dubina do koje naš pogled prodire u sunčevu atmosferu. Za takva promatranja koristi se spektrograf posebne izvedbe - spektroheliograf. Spektroheliogrami pokazuju da je kromosfera heterogena: svjetlija je iznad sunčevih pjega i duž granica supergranula. Budući da je u tim područjima magnetsko polje pojačano, očito je da se uz njegovu pomoć energija prenosi iz fotosfere u kromosferu. Vjerojatno ga prenose zvučni valovi pobuđeni turbulentnim kretanjem plina u granulama. Ali mehanizmi zagrijavanja kromosfere još nisu detaljno razjašnjeni. Kromosfera snažno emitira u tvrdom ultraljubičastom području (500-2000), koje je nedostupno za promatranje sa Zemljine površine. Od ranih 1960-ih, mnoga važna mjerenja ultraljubičastog zračenja iz gornje atmosfere Sunca napravljena su pomoću raketa i satelita za velike visine. U njegovom spektru pronađeno je više od 1000 emisijskih linija različitih elemenata, uključujući linije višestruko ioniziranog ugljika, dušika i kisika, kao i glavne serije vodika, helija i iona helija. Proučavanje ovih spektara pokazalo je da se prijelaz iz kromosfere u koronu događa u segmentu od samo 100 km, gdje se temperatura povećava od 50 000 do 2 000 000 K. Pokazalo se da se zagrijavanje kromosfere uglavnom događa iz korone toplinskim kondukcija. U blizini skupina Sunčevih pjega u kromosferi opažaju se svijetle i tamne vlaknaste strukture, često izdužene u smjeru magnetskog polja. Iznad 4000 km vidljive su neravne, nazubljene formacije koje se prilično brzo razvijaju. Kada se promatra limb u središtu prve Balmerove linije vodika (Ha), kromosfera na tim visinama je ispunjena mnogim spikulama - tankim i dugim oblacima vrućeg plina. O njima se malo zna. Promjer pojedine spikule manji je od 1000 km; ona živi ok. 10 min. Pri brzini od cca. Spikule brzinom od 30 km/s dižu se 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 tim visinama zagrijana na najmanje 600 000 K. Čini se da su spikule područja relativno hladne i guste kromosfere koja se privremeno uzdižu u vruću, rijetku koronu. Brojanje unutar granica supergranula pokazuje da broj spikula na razini fotosfere odgovara broju granula; vjerojatno postoji fizička veza između njih.
Bljeskovi. Kromosfera iznad skupine sunčevih pjega može iznenada postati svjetlija i izbaciti nalet plina. Ovaj fenomen, nazvan "flare", jedan je od najtežih za objasniti. Baklje snažno emitiraju u cijelom rasponu elektromagnetskih valova - od radijskih do x-zraka, a često emitiraju snopove elektrona i protona relativističkim brzinama (tj. bliskim brzini svjetlosti). Oni pobuđuju udarne valove u međuplanetarnom mediju koji dopiru do Zemlje. Baklje se češće javljaju u blizini skupina pjega sa složenom magnetskom strukturom, osobito kada nova pjega počne brzo rasti u skupini; takve skupine proizvode nekoliko epidemija dnevno. Slabi napadi javljaju se češće od jakih. Najsnažnije baklje zauzimaju 0,1% Sunčevog diska i traju nekoliko sati. Ukupna energija baklje je 1023-1025 J. Rentgenski spektri baklji dobiveni satelitom SMM (Solar Maximum Mission) omogućili su znatno bolje razumijevanje prirode baklji. Početak baklje može biti obilježen praskom X-zraka s valnom duljinom fotona manjom od 0,05, uzrokovanom, kao što njegov spektar pokazuje, protokom relativističkih elektrona. U nekoliko sekundi ti elektroni zagrijavaju okolni plin na 20.000.000 K, i on postaje izvor rendgenskog zračenja u rasponu od 1-20, stotinama puta većeg od toka tihog Sunca u tom rasponu. Na ovoj temperaturi atomi željeza gube 24 od svojih 26 elektrona. Plin se tada hladi, ali i dalje nastavlja emitirati X-zrake. Bljeskalica također emitira radio valove. P. Wild iz Australije i A. Maxwell iz SAD-a proučavali su razvoj baklje pomoću radijskog analoga spektrografa - "dinamičkog analizatora spektra" koji bilježi promjene u snazi i frekvenciji zračenja. Pokazalo se da frekvencija zračenja tijekom prvih nekoliko sekundi baklje pada sa 600 na 100 MHz, što ukazuje da se poremećaj širi koronom brzinom od 1/3 brzine svjetlosti. Godine 1982. američki radioastronomi, koristeći VLA radio interferometar u kom. Novi Meksiko i podaci sa satelita SMM razriješili su fine karakteristike u kromosferi i koroni tijekom baklje. Nije iznenađujuće da se pokazalo da su to petlje, vjerojatno magnetske prirode, u kojima se oslobađa energija koja zagrijava plin tijekom baklje. Tijekom završne faze baklje, relativistički elektroni zarobljeni u magnetskom polju nastavljaju emitirati visoko polarizirane radio valove, krećući se u spirali oko linija magnetskog polja iznad aktivnog područja. Ovo zračenje može trajati nekoliko sati nakon izbijanja. Iako se plin uvijek izbacuje iz područja baklje, njegova brzina obično ne prelazi brzinu bijega s površine Sunca (616 km/s). No baklje često emitiraju struje elektrona i protona koji za 1-3 dana stignu do Zemlje i uzrokuju polarnu svjetlost i poremećaje magnetskog polja na njoj. Ove čestice, s energijama koje dosežu milijarde elektron volti, vrlo su opasne za astronaute u orbiti. Stoga astronomi pokušavaju predvidjeti Sunčeve baklje proučavajući konfiguraciju magnetskog polja u kromosferi. Složena struktura polja s iskrivljenim linijama sile, spremnim za ponovno spajanje, ukazuje na mogućnost baklje.
Prominencije. Solarne prominencije su relativno hladne mase plina koje se pojavljuju i nestaju u vrućoj koroni. Kada se promatraju koronagrafom u liniji Ha, vidljivi su na solarnom limbu kao svijetli oblaci na tamnoj pozadini neba. Ali kada se promatraju spektroheliografom ili Lyotovim interferencijskim filtrima, pojavljuju se kao tamne niti na pozadini svijetle kromosfere.
Oblici izbočina su vrlo raznoliki, ali se može razlikovati nekoliko glavnih tipova. Izbočine Sunčevih pjega nalikuju zastorima dugim do 100 000 km, visokim 30 000 km i debelim 5 000 km. Neke izbočine imaju razgranatu strukturu. Rijetke i lijepe ispupčenja u obliku petlje zaobljenog su oblika promjera cca. 50.000 km. Gotovo sve izbočine pokazuju finu strukturu plinovitih niti, vjerojatno ponavljajući strukturu magnetskog polja; prava priroda ovog fenomena nije jasna. Plin u prominencijama obično se kreće prema dolje u strujama brzinom od 1-20 km/s. Izuzetak su "sergije" - izbočine koje lete prema gore s površine brzinom od 100-200 km/s, a zatim sporije padaju natrag. Prominencije se rađaju na rubovima skupina sunčevih pjega i mogu trajati nekoliko revolucija Sunca (tj. nekoliko zemaljskih mjeseci). Spektri prominencija slični su onima u kromosferi: svijetle linije vodika, helija i metala na pozadini slabog kontinuiranog zračenja. Tipično, emisije tihih prominencija su tanje od kromosferskih linija; To je vjerojatno zbog manjeg broja atoma duž vidne linije u prominenciji. Analiza spektra pokazuje da je temperatura tihih prominencija 10 000-20 000 K, a gustoća oko 1010 at./cm3. Aktivne prominencije pokazuju linije ioniziranog helija, što ukazuje na znatno višu temperaturu. Temperaturni gradijent u prominencijama je vrlo velik, budući da su okružene koronom s temperaturom od 2.000.000 K. Broj prominencija i njihov raspored duž geografske širine tijekom 11-godišnjeg ciklusa prati distribuciju Sunčevih pjega. Međutim, na velikim geografskim širinama postoji drugi pojas prominencija, koji se pomiče prema polu tijekom maksimalnog razdoblja ciklusa. Zašto nastaju prominencije i što ih podržava u razrijeđenoj koroni nije sasvim jasno.
Kruna. Vanjski dio Sunca - korona - slabo svijetli i vidljiv je golim okom samo za vrijeme potpune pomrčine Sunca ili pomoću koronagrafa. Ali mnogo je svjetlije u X-zrakama iu radijskom rasponu.
vidi također IZVANATMOSFERNA ASTRONOMIJA. Korona jako sjaji u rendgenskom području jer joj se temperatura kreće od 1 do 5 milijuna K, a tijekom baklji doseže 10 milijuna K. Rendgenski spektri korone počeli su se dobivati nedavno sa satelita, a proučavani su optički spektri dugi niz godina tijekom potpunih pomrčina. Ovi spektri sadrže linije višestruko ioniziranih atoma argona, kalcija, željeza, silicija i sumpora, koji nastaju samo na temperaturama iznad 1.000.000 K.
Bijela svjetlost korone, koja je tijekom pomrčine vidljiva do udaljenosti od 4 solarna radijusa, nastaje kao rezultat raspršenja fotosferskog zračenja slobodnim elektronima korone. Posljedično, promjena sjaja korone s visinom ukazuje na raspodjelu elektrona, a budući da je glavni element potpuno ionizirani vodik, takva je i raspodjela gustoće plina. Koronalne strukture jasno se dijele na otvorene (zrake i polarne četke) i zatvorene (petlje i lukovi); ionizirani plin točno ponavlja strukturu magnetskog polja u koroni, jer ne može se kretati preko linija sile. Budući da polje izlazi iz fotosfere i povezano je s 11-godišnjim ciklusom Sunčevih pjega, izgled korone se mijenja tijekom ovog ciklusa. U razdoblju minimuma korona je gusta i svijetla samo u ekvatorijalnom pojasu, ali kako ciklus napreduje, koronalne zrake se pojavljuju na višim geografskim širinama, a u maksimumu se mogu vidjeti na svim geografskim širinama. Od svibnja 1973. do siječnja 1974. koronu su kontinuirano promatrale 3 posade astronauta s orbitalne postaje Skylab. Njihovi podaci pokazali su da su tamne koronalne "rupe", gdje su temperatura i gustoća plina značajno smanjene, područja iz kojih plin velikom brzinom leti u međuplanetarni prostor, stvarajući snažna strujanja u mirnom solarnom vjetru. Magnetska polja u koronalnim rupama su "otvorena", tj. proširio daleko u svemir, dopuštajući plinu da pobjegne koroni. Ove konfiguracije polja prilično su stabilne i mogu trajati tijekom razdoblja minimalne solarne aktivnosti do dvije godine. Koronalna rupa i s njom povezana struja rotiraju zajedno s površinom Sunca u razdoblju od 27 dana i, ako struja udari u Zemlju, svaki put izazivaju geomagnetske oluje. Energetska ravnoteža vanjske atmosfere Sunca. Zašto Sunce ima tako vruću koronu? To još ne znamo. Ali postoji prilično razumna hipoteza da se energija u vanjsku atmosferu prenosi zvučnim i magnetohidrodinamičkim (MHD) valovima, koji nastaju turbulentnim kretanjem plina ispod fotosfere. Ulazeći u gornje razrijeđene slojeve, ti valovi postaju udarni valovi, a njihova se energija raspršuje, zagrijavajući plin. Zvučni valovi zagrijavaju donju kromosferu, a MHD valovi šire se duž linija magnetskog polja dalje u koronu i zagrijavaju je. Dio topline iz korone, zbog toplinske vodljivosti, odlazi u kromosferu i tamo se zrači u svemir. Preostala toplina održava koronalno zračenje u zatvorenim krugovima i ubrzava tokove solarnog vjetra u koronalnim rupama.
vidi također
Svjetlo, kojem naš planet, njegova biosfera i ljudska civilizacija duguju svoje postojanje, prilično je banalno sa stajališta astronoma.
Ovo je obična žuta zvijezda vrlo uobičajene klase G2. Svakih 225-250 milijuna godina, ona dovrši punu revoluciju u gotovo kružnoj orbiti s polumjerom od 26 000 svjetlosnih godina oko središta tipične velike spiralne galaksije s pasivnom jezgrom koja ne emitira snažne struje energije. No, upravo je u toj običnosti naša sreća. Zvijezde koje su hladnije i toplije (a pogotovo one blizu aktivnih galaktičkih centara) mnogo su manje prikladne za ulogu kolijevke života, barem one koje se temelje na ugljiku
Aleksej Levin
Prema općeprihvaćenim 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, naše dnevno svjetlo nije rođeno niotkuda. Njegova majka bio je gigantski oblak plina i prašine, koji se uglavnom sastojao od molekularnog vodika, koji se pod utjecajem vlastite gravitacije polako sabijao i deformirao dok se nije pretvorio u ravni disk. Moguće je da je postojao i otac u obliku kozmičkog događaja, koji je povećao gravitacijsku nestabilnost oblaka i potaknuo njegov kolaps (to bi mogao biti susret s masivnom zvijezdom ili eksplozija supernove). U središtu diska pojavila se kugla blistave plazme s površinskom temperaturom od nekoliko tisuća stupnjeva, pretvarajući dio svoje gravitacijske energije u toplinu.
Novorođena zvijezda nastavila se smanjivati, zagrijavajući sve više i više svoje dubine. Nakon nekoliko milijuna godina njihova je temperatura dosegla 10 milijuna Celzijevih stupnjeva i tamo su počele samoodržive reakcije termonuklearne fuzije. Mlada protozvijezda pretvorila se u normalnu zvijezdu glavnog niza. Materija bliže i dalje periferije diska kondenzirala se u hladna tijela – 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 sunčeve površine, čiji su tipični periodi nekoliko minuta", objašnjava Alexander Kosovichev, viši istraživač na Sveučilištu Stanford. — Otvoreni su početkom šezdesetih godina prošlog stoljeća. Konkretno, osoblje Krimskog astrofizičkog opservatorija, na čelu s akademikom Severnyjem, učinilo je puno na ovom području. Oscilacije su pobuđene turbulentnom konvekcijom u pripovršinskim slojevima Sunca. Tijekom tih procesa nastaju zvučni valovi koji se šire unutar Sunca. Određivanjem karakteristika ovih valova dobivamo informacije koje nam omogućuju izvođenje zaključaka o unutarnjoj strukturi Sunca i mehanizmima po kojima se generiraju magnetska polja. Helioseizmologija je već omogućila određivanje dubine konvektivne zone, razjašnjavanje prirode rotacije sunčevih slojeva i razjašnjavanje naših ideja o pojavi sunčevih pjega, koje su zapravo nakupine magnetskog polja. Sada znamo da se solarni dinamo jako razlikuje od planetarnog dinama jer radi u vrlo turbulentnom okruženju. Generira i globalno dipolno polje i mnoga lokalna polja. Mehanizmi interakcije između polja različitih razmjera još nisu poznati; treba ih razjasniti. Općenito, ova znanost ima veliku budućnost.”
Evo nekih podataka o putovnici Sunca. Starost - 4,59 milijardi godina; težina - 1.989x1030 kg; prosječni radijus - 696 000 km; prosječna gustoća - 1,409 g / cm 3 (gustoća zemaljske tvari je četiri puta veća); efektivna površinska temperatura (izračunata uz pretpostavku 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, promatrana teleskopom (naravno, zaštićena posebnim filterom), izgleda kao skup zrna ili saća. Ova struktura se naziva solarna granulacija. Nastaje konvekcijom, odnosno toplinskim kruženjem strujanja plina - vrući plin "lebdi", a hladni tone na granice granula koje su vidljive kao tamna područja. Tipična veličina granula je oko 1000 km. Na slici - obrnuta računalna slika izračunata pomoću Dopplerovog efekta - kretanje tokova plina od promatrača prikazano je svijetlim tonovima, prema promatraču - tamnim tonovima. Lijevo je kompozitna slika (odozgo i suprotno od kazaljke na satu): unutarnja struktura Sunca s jezgrom i konvektivnom zonom; fotosfera s tamnom mrljom; kromosfera; solarna baklja; gore desno je istaknuto mjesto.
Budući da Sunce ne rotira oko vlastite osi kao jedinstvena cjelina, ono nema strogo definirane dane. Površina njegove ekvatorijalne zone čini punu revoluciju za 27 zemaljskih dana, a polarne zone - za 35 dana. Aksijalna rotacija Sunčeve unutrašnjosti još je složenija i još uvijek nepoznata u svim detaljima.
U kemijskom sastavu sunčeve tvari prirodno dominiraju vodik (približno 72% mase) i helij (26%). Nešto manje od postotka je kisik, 0,4% je ugljik, a oko 0,1% je neon. Ako te omjere izrazimo u broju atoma, ispada da na milijun atoma vodika dolazi 98 000 atoma helija, 850 atoma kisika, 360 atoma ugljika, 120 atoma neona, 110 atoma dušika te po 40 atoma željeza i silicija.
Solarna mehanika
Slojevita struktura Sunca često se uspoređuje s lukom. Ova analogija nije baš uspješna, budući da su sami slojevi prožeti snažnim vertikalnim tokovima materije i energije. Ali u prvoj je procjeni prihvatljivo. Sunce sija zahvaljujući termonuklearnoj energiji koja se stvara u njegovoj jezgri. Temperatura tamo doseže 15 milijuna stupnjeva Celzijusa, gustoća - 160 g / cm 3, tlak - 3,4x1011 atm. U tim paklenim uvjetima odvija se nekoliko lanaca termonuklearnih reakcija koje čine proton-proton ciklus (p-p ciklus). Svoj naziv duguje početnoj reakciji u kojoj se sudaraju dva protona i stvaraju jezgru deuterija, pozitron i elektronski neutrino.
Tijekom tih transformacija (a ima ih dosta), vodik se spaljuje i rađaju se različiti izotopi takvih elemenata periodnog sustava kao što su helij, berilij, litij i bor. Posljednja tri elementa ulaze u nuklearne reakcije ili se raspadaju, ali helij ostaje - odnosno njegov glavni izotop, helij-4, ostaje. Kao rezultat toga, ispada da četiri protona stvaraju jednu jezgru helija, dva pozitrona i dva neutrina. Pozitroni odmah anihiliraju s elektronima, a neutrini napuštaju Sunce, praktički ne reagirajući s njegovom materijom. Svaka reakcija p-p ciklusa oslobađa 26,73 megaelektronvolta u obliku kinetičke energije stvorenih čestica i gama zračenja.
Da se protosolarni oblak sastoji isključivo od elemenata nastalih tijekom Velikog praska (vodik i helij-4 s vrlo malom primjesom deuterija, helija-3 i litija-7), tada bi te reakcije sve dokrajčile. Međutim, sastav protosolarne tvari bio je znatno bogatiji, a neosporan dokaz tome je barem prisutnost željeza u Sunčevoj atmosferi. Ovaj element, kao i njegovi najbliži susjedi u periodnom sustavu, rađa se samo u dubinama mnogo masivnijih zvijezda, gdje temperature dosežu milijarde stupnjeva. Sunce nije jedno od njih. Ako je željezo tamo još prisutno, to je samo zato što je primarni oblak već bio kontaminiran ovim metalom i mnogim drugim elementima. Sve su one nastale u nuklearnim pećima divovskih zvijezda prethodnih generacija, koje su eksplodirale kao supernove i rasule proizvode svoje kreativne aktivnosti po svemiru.
Ova okolnost ne mijenja uvelike gornju shemu intrasolarne termonuklearne fuzije, ali ipak uvodi neke izmjene u nju. Činjenica je da se na 15 milijuna stupnjeva vodik može pretvoriti u helij u ciklusu ugljik-dušik-kisik (CNO ciklus). Na svom početku, proton se sudara s jezgrom ugljika-12 i stvara jezgru dušika-13 i kvant gama-zraka. Dušik se raspada u jezgru ugljika-13, pozitron i neutrino. Teška jezgra ugljika ponovno se sudara s protonom, iz kojeg se proizvodi dušik-14 plus gama zraka. Dušik guta treći proton, oslobađa gama kvant i kisik-15, koji se pretvara u dušik-15, pozitron i neutrino. Jezgra dušika hvata posljednji, četvrti proton i dijeli se na jezgre ugljika-12 i helija-4. Ukupna ravnoteža je ista kao u prvom ciklusu: četiri protona na početku, alfa čestica (aka jezgra helija-4), par pozitrona i par neutrina na kraju. Plus, naravno, isti izlaz energije, gotovo 27 MeV. Što se tiče ugljika-12, on se uopće ne troši u ovom ciklusu, nestaje u prvoj reakciji i ponovno se pojavljuje u posljednjoj. Ovo nije gorivo, već katalizator.
Sunce se okreće oko svoje osi, ali ne kao jedinstvena cjelina. Na slici je prikazan računalni model temeljen na Dopplerovim mjerenjima brzine rotacije pojedinih dijelova Sunca koje je prikupio svemirski opservatorij SOHO (Solar Heliospheric Observatory). Boja označava brzinu rotacije (opadajućim redoslijedom: crvena, žuta, zelena, plava). Područja vruće plazme koja se kreću različitim brzinama formiraju "vrpce", na čijim granicama nastaju poremećaji lokalnih magnetskih polja, zbog čega se ovdje najčešće pojavljuju sunčeve pjege.
Reakcije CNO ciklusa unutar Sunca prilično su spore i daju samo jedan i pol posto ukupne energije. Međutim, ne treba ih zaboraviti, barem zato što će inače izračunata snaga toka solarnih neutrina biti podcijenjena. Misteriji neutrinskog zračenja Sunca vrlo su zanimljivi, ali ovo je potpuno samostalna tema koja ne ulazi u okvire ovog članka.
Jezgra vrlo mladog Sunca sastojala se od 72% vodika. Izračuni modela su pokazali da sada čini samo 35% mase središnje zone jezgre 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 sličnost je ovdje vrlo uvjetna. Deseci kilograma snažne nuklearne bombe imaju snagu od megatona i desetke megatona ekvivalenta TNT-a. Ali solarna jezgra, uz svu svoju gigantsku masu, proizvodi samo oko sto milijardi megatona u sekundi. Lako je izračunati da je prosječna izlazna energija šest mikrovata po kilogramu – ljudsko tijelo proizvodi toplinu 200.000 puta aktivnije. Solarna termonuklearna fuzija ne "eksplodira", već polako, polako "tinja" - na našu veliku sreću.
Prijenos zračenja
Vanjska granica jezgre je približno 150 000 km od središta Sunca (0,2 polumjera). U ovoj zoni temperatura pada na 9 milijuna stupnjeva. Naknadnim hlađenjem prestaju reakcije ciklusa proton-proton - protoni nemaju dovoljno kinetičke energije da svladaju elektrostatsko odbijanje i stope se u jezgru deuterija. Reakcije CNO ciklusa također se ne događaju tamo, jer je njihov temperaturni prag još viši. Stoga na granici jezgre solarna termonuklearna fuzija nestaje.
Trodimenzionalni model Sunčeve pjege, izgrađen na temelju podataka dobivenih pomoću jednog od instrumenata (Michelson Doppler Imager) svemirske zvjezdarnice SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Gornja ravnina je površina Sunca, donja ravnina prolazi na dubini od 22 tisuće kilometara. Ravnina okomitog presjeka proširena je na 24 tisuće kilometara. Boje označavaju područja s različitim brzinama zvuka (silaznim redoslijedom - od crvene preko plave do crne). Same pjege su mjesta gdje jaka magnetska polja ulaze u sunčevu atmosferu. Vidljivi su kao područja s nižim temperaturama na Sunčevoj površini, obično okružena toplijim aktivnim područjima koja se nazivaju fakule. Broj pjega na Suncu se mijenja s periodom od 11 godina (što ih je više to je veća aktivnost Sunca).
Jezgra je okružena debelim sfernim slojem, koji završava na okomitoj točki od 0,7 solarnih radijusa. Ovo je zona zračenja. Ispunjena je vodikovo-helijevom plazmom, čija gustoća opada stotinu puta kako se kreće od unutarnje granice zone prema vanjskoj, od 20 do 0,2 g/cm 3 . Iako su vanjski slojevi plazme hladniji od unutarnjih, temperaturni gradijent tamo nije toliko velik da nastaju vertikalni tokovi tvari koji prenose toplinu iz donjih slojeva u gornje (ovaj mehanizam prijenosa topline naziva se konvekcija). U supranuklearnom sloju nema i ne može biti konvekcije. Energija oslobođena u jezgri prolazi kroz nju u obliku kvanta elektromagnetskog zračenja.
Kako se to događa? Gama kvanti nastali u središtu jezgre raspršeni su u njezinoj supstanci, postupno gubeći energiju. Oni dopiru do granice jezgre u obliku mekog X-zraka (valne duljine reda veličine jednog nanometra i energije 400−1300 eV). Tamošnja plazma za njih je gotovo neprozirna; fotoni u njoj mogu putovati samo djelić centimetra. Pri sudaru s ionima vodika i helija kvanti im predaju svoju energiju koja se dijelom troši na održavanje kinetičke energije čestica na istoj razini, a dijelom se ponovno emitira u obliku novih kvanta veće duljine. Tako fotoni postupno difundiraju kroz plazmu, umiru i ponovno 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 njezine vanjske granice.
Budući da je materija u zoni prijenosa zračenja nepomična, ona se vrti oko Sunčeve osi kao jedinstvena cjelina. Ali samo zasad. Kako fotoni putuju prema površini Sunca, prelaze sve veće udaljenosti između sudara s ionima. To znači da se razlika u kinetičkoj energiji emitirajućih i apsorbirajućih čestica stalno povećava jer je sunčeva tvar na većim dubinama toplija nego na manjim. Zbog toga se plazma destabilizira i u njoj nastaju uvjeti za fizičko kretanje tvari. Zona prijenosa zračenja prelazi u konvektivnu zonu.
Fotografija Sunčeve korone snimljena tijekom potpune pomrčine Sunca 26. veljače 1998. Korona je vanjski dio sunčeve atmosfere koji se sastoji od razrijeđenog vodika zagrijanog na temperaturu od oko milijun stupnjeva Celzijusa. Boje na slici su sintetičke i označavaju smanjenje svjetline korone kako se udaljava od Sunca (plava i ružičasta mrlja u sredini je Mjesec).
Konvekcijska zona
Počinje na dubini od 0,3 radijusa i proteže se sve do površine Sunca (odnosno njegove atmosfere). Njegova baza je zagrijana na 2 milijuna stupnjeva, dok temperatura vanjske granice ne doseže ni 6000˚C. Od radijalne zone odijeljen je tankim međuslojem – tahoklinom. U njemu se događaju najzanimljivije, ali još nedovoljno proučene stvari. U svakom slučaju, postoji razlog za vjerovanje da tokovi plazme koji se kreću u tahoklinu daju glavni doprinos formiranju solarnog magnetskog 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 solarna materija neizbježno postaje rijetka kako se udaljava od središta. Na donjoj granici zone gustoća plazme je 0,2 gustoće vode, a ulaskom u atmosferu opada na 0,0001 gustoće zemljinog zraka iznad razine mora.
Materija u konvektivnoj zoni kreće se na vrlo zbunjujući način. Iz njegove baze uzdižu se snažni, ali spori tokovi vruće plazme (promjera sto tisuća 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 metrima u sekundi. Na dubini od nekoliko tisuća kilometara, uzdižuća se visokotemperaturna plazma dijeli na divovske stanice. Najveći od njih imaju linearne dimenzije od oko 30-35 tisuća kilometara - nazivaju se supergranule. Bliže površini formiraju se mezogranule karakteristične veličine 5000 km, a još bliže - granule 3-4 puta manje. Supergranule žive oko jedan dan, granule obično ne više od četvrt sata. Kada ti produkti zajedničkog gibanja plazme dođu do sunčeve površine, lako su vidljivi kroz teleskop s posebnim filtrom.
Atmosfera
Prilično je komplicirano. Sva sunčeva svjetlost odlazi u svemir s njegove niže razine, koja se naziva fotosfera. Glavni izvor svjetlosti je donji sloj fotosfere debljine 150 km. Debljina cijele fotosfere je oko 500 km. Duž te vertikale temperatura plazme opada od 6400 do 4400 K.
U fotosferi se stalno pojavljuju područja niske temperature (do 3700 K), koja slabije svijetle i detektiraju se u obliku tamnih mrlja. Broj Sunčevih pjega varira s razdobljem od 11 godina, ali nikada ne pokrivaju više od 0,5% Sunčevog diska.
Iznad fotosfere je kromosferski sloj, a još više je Sunčeva kruna. Postojanje korone poznato je od pamtivijeka jer je jasno vidljiva tijekom potpune pomrčine Sunca. Kromosfera je otkrivena relativno nedavno, tek sredinom 19. stoljeća. Dana 18. srpnja 1851. stotine astronoma okupljenih u Skandinaviji i okolnim zemljama promatrali su Mjesec kako prekriva Sunčev disk. Nekoliko sekundi prije pojave korone i neposredno prije kraja potpune faze pomrčine, znanstvenici su primijetili svijetleći crveni polumjesec na rubu diska. Tijekom pomrčine 1860. 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 kromosferom.
Gustoća kromosfere je izuzetno niska čak iu usporedbi s fotosferom, samo 10−100 milijardi čestica po 1 cm³. Ali zagrijava se jače - do 20.000˚C. U kromosferi se stalno uočavaju tamne izdužene strukture - kromosferne niti (njihova vrsta su dobro poznate prominencije). Oni su nakupine gušće i hladnije plazme, podignute iz fotosfere petljama magnetskog polja. Vidljiva su i područja povećane svjetline - flokuli. I konačno, izdužene plazma strukture - spikule - stalno se pojavljuju u kromosferi i nestaju nakon nekoliko minuta. To su svojevrsni nadvožnjaci kojima materija teče iz fotosfere u koronu.
Buduća sudbina naše zvijezde izravno ovisi o procesima u Sunčevoj unutrašnjosti. Kako se zalihe vodika smanjuju, jezgra se postupno skuplja i zagrijava, što povećava sjaj Sunca. Otkako je postao zvijezda glavne sekvence, već je porastao za 25-30% - i taj će se proces nastaviti. Za otprilike 5 milijardi godina temperatura jezgre dosegnut će stotine milijuna stupnjeva, a zatim će se u njenom središtu zapaliti helij (uz nastanak ugljika i kisika). U to vrijeme, vodik će biti spaljen na periferiji, a njegova zona izgaranja lagano će se pomaknuti prema površini. Sunce će izgubiti hidrostatsku stabilnost, njegovi vanjski slojevi će se jako napuhati i ono će se pretvoriti u gigantsko, ali ne osobito sjajno, svjetlilo - crvenog diva. Sjaj ovog diva bit će dva reda veličine veći od sadašnjeg sjaja Sunca, ali će mu životni vijek biti puno kraći. U središtu njegove jezgre brzo će se nakupiti velika količina ugljika i kisika, koji više neće moći buknuti - neće biti dovoljne temperature. Vanjski sloj helija nastavit će gorjeti, postupno se šireći i stoga hladeći. Brzina termonuklearnog izgaranja helija izuzetno brzo raste s porastom temperature i pada s 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 desetaka kilometara u sekundi. Prvo, zvjezdani omotač koji se širi, pod utjecajem ionizirajućeg ultraljubičastog zračenja iz donjih zvjezdanih slojeva, zasjat će jarko plavim i zelenim svjetlom - u ovoj fazi to se naziva planetarna maglica. Ali nakon tisuća ili, najviše, desetaka tisuća godina, maglica će se ohladiti, potamniti i raspršiti u svemiru. Što se tiče jezgre, transformacija elemenata će potpuno prestati, a ona će sjati samo zahvaljujući akumuliranoj toplinskoj energiji, hlađenju i sve više blijeđenju. Neće se moći urušiti u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu; neće imati dovoljno mase. Takvi ohlađeni ostaci zvijezda solarnog tipa koje su umrle u Boseu nazivaju se bijeli patuljci.
Korona je najtopliji dio atmosfere, čija temperatura doseže nekoliko milijuna stupnjeva. To se zagrijavanje može objasniti pomoću nekoliko modela koji se temelje na principima magnetohidrodinamike. Nažalost, svi su ti procesi vrlo složeni i vrlo slabo proučeni. Kruna je također puna raznih struktura - rupa, petlji, traka.
Solarni problemi
Unatoč činjenici da je Sunce najveći i najvidljiviji objekt na Zemljinom nebu, u fizici naše zvijezde postoji mnogo neriješenih problema. “Znamo da magnetizam Sunca ima iznimno snažan utjecaj na dinamiku njegove atmosfere - na primjer, uzrokuje nastanak sunčevih pjega. Ali kako nastaje i kako se širi u plazmi još nije razjašnjeno", odgovara Steven Keil, direktor američkog Nacionalnog solarnog opservatorija, na premijerovo pitanje. — Na drugo mjesto stavio bih dešifriranje mehanizma sunčevih baklji. To su kratkotrajne, ali iznimno snažne emisije brzih elektrona i protona, u kombinaciji s generiranjem jednako snažnih tokova elektromagnetskog zračenja širokog spektra valnih duljina. Prikupljene su opsežne informacije o izbijanjima, ali još nema razumnih modela za njihovu pojavu. Konačno, bilo bi potrebno razumjeti na koje načine fotosfera energizira koronu i zagrijava je do temperatura koje su tri reda veličine više od njezine temperature. A za to je, prije svega, potrebno ispravno odrediti parametre magnetskih polja unutar korone, budući da su te veličine daleko od potpuno poznatih.”