Prędzej czy później każdy Ziemianin zadaje sobie to pytanie, ponieważ istnienie naszej planety zależy od Słońca i to właśnie jego wpływ determinuje wszystkie najważniejsze procesy na Ziemi. Słońce jest gwiazdą.


Istnieje szereg kryteriów, według których ciało niebieskie można sklasyfikować jako planetę lub gwiazdę, a Słońce spełnia dokładnie te cechy, które są właściwe gwiazdom.

Główne cechy gwiazd

Przede wszystkim gwiazda różni się od planety zdolnością do emitowania ciepła i światła. Planety odbijają tylko światło i są zasadniczo ciemnymi ciałami niebieskimi. Temperatura powierzchni dowolnej gwiazdy jest znacznie wyższa niż temperatura powierzchni.

Średnia temperatura powierzchni gwiazd może wynosić od 2 tysięcy do 40 tysięcy stopni, a im bliżej jądra gwiazdy, tym wyższa jest ta temperatura. W pobliżu centrum gwiazdy może sięgać milionów stopni. Temperatura na powierzchni Słońca wynosi 5,5 tys. stopni Celsjusza, a wewnątrz jądra sięga 15 mln stopni.

Gwiazdy w przeciwieństwie do planet nie mają orbit, natomiast każda planeta porusza się po swojej orbicie względem gwiazdy tworzącej układ. W Układzie Słonecznym wokół Słońca krążą wszystkie planety, ich satelity, meteoryty, komety, asteroidy i pył kosmiczny. Słońce jest jedyną gwiazdą w Układzie Słonecznym.


Każda gwiazda ma masę większą niż nawet największa planeta. Słońce stanowi prawie całą masę całego Układu Słonecznego - masa gwiazdy stanowi 99,86% całkowitej objętości.

Średnica Słońca na równiku wynosi 1 milion 392 tysięcy kilometrów, czyli 109 razy więcej niż równikowa średnica Ziemi. A masa Słońca jest około 332 950 razy większa od masy naszej planety - wynosi 2x10 do 27 potęgi ton.

Gwiazdy składają się głównie z lekkich pierwiastków, w przeciwieństwie do planet, które składają się z cząstek stałych i lekkich. Słońce składa się w 73% masowych i 92% objętościowych z wodoru, 25% masowych i 7% objętościowych z helu. Bardzo niewielki udział (ok. 1%) stanowi niewielka ilość innych pierwiastków – niklu, żelaza, tlenu, azotu, siarki, krzemu, magnezu, wapnia, węgla i chromu.

Inną charakterystyczną cechą gwiazdy są reakcje jądrowe lub termojądrowe zachodzące na jej powierzchni. Są to reakcje zachodzące na powierzchni Słońca: niektóre substancje szybko przekształcają się w inne, uwalniając duże ilości ciepła i światła.

To właśnie produkty reakcji termojądrowych zachodzących na Słońcu dostarczają Ziemi niezbędną energię. Ale na powierzchni planet takich reakcji nie obserwuje się.

Planety często mają satelity, a niektóre ciała niebieskie mają ich nawet kilka. Gwiazda nie może mieć satelitów. Chociaż istnieją również planety bez satelitów, dlatego znak ten można uznać za pośredni: brak satelity nie jest jeszcze wskaźnikiem, że ciało niebieskie jest gwiazdą. Aby to zrobić, muszą być również obecne inne wymienione znaki.

Słońce jest typową gwiazdą

Zatem centrum naszego Układu Słonecznego - Słońce - jest klasyczną gwiazdą: jest znacznie większa i cięższa niż nawet największe planety, składa się w 99% z lekkich pierwiastków, emituje ciepło i światło podczas reakcji termojądrowych zachodzących na jego powierzchni. Słońce nie ma orbity ani satelitów, ale wokół niego kręci się osiem planet i innych ciał niebieskich wchodzących w skład Układu Słonecznego.

Słońce dla osoby obserwującej je z Ziemi nie jest małym punktem, jak inne gwiazdy. Widzimy Słońce jako duży, jasny dysk, ponieważ znajduje się dość blisko Ziemi.

Gdyby Słońce, podobnie jak inne gwiazdy widoczne na nocnym niebie, oddaliło się od naszej planety o biliony kilometrów, widzielibyśmy je jako tę samą małą gwiazdę, którą widzimy obecnie inne gwiazdy. W skali kosmicznej odległość między Ziemią a Słońcem – 149 milionów kilometrów – nie jest uważana za dużą.

Według klasyfikacji naukowej Słońce należy do kategorii żółtych karłów. Jego wiek wynosi około pięciu miliardów lat i świeci jasnym, a nawet żółtym światłem. Dlaczego światło Słońca? Dzieje się tak za sprawą jego temperatury. Aby zrozumieć, jak powstaje kolor gwiazd, możemy przypomnieć sobie przykład gorącego żelaza: najpierw zmienia kolor na czerwony, potem nabiera odcienia pomarańczowego, a następnie żółtego.


Gdyby żelazo dało się dalej podgrzać, zrobiłoby się białe, a potem niebieskie. Niebieskie gwiazdy są najgorętsze: temperatura na ich powierzchni przekracza 33 tysiące stopni.

Słońce należy do kategorii gwiazd żółtych. Co ciekawe, w promieniu siedemnastu lat świetlnych, gdzie znajduje się około pięćdziesięciu systemów gwiezdnych, Słońce jest czwartą najjaśniejszą gwiazdą.

Nasze Słońce jest naprawdę wyjątkową gwiazdą, choćby dlatego, że jego blask umożliwił stworzenie warunków odpowiednich do życia na naszej planecie Ziemi, która albo przez niesamowity zbieg okoliczności, albo przez genialny plan Boga, znajduje się w idealnej odległości od Słońca. Od czasów starożytnych Słońce było pod szczególną uwagą człowieka i jeśli w starożytności kapłani, szamani i druidzi czcili nasze światło jako bóstwo (wszystkie kulty pogańskie miały bogów słonecznych), teraz naukowcy aktywnie badają Słońce: astronomowie, fizycy, astrofizycy. Jaka jest budowa Słońca, jakie są jego cechy, jego wiek i położenie w naszej galaktyce, przeczytaj o tym wszystkim.

Położenie Słońca w galaktyce

Pomimo swoich ogromnych rozmiarów w stosunku do naszej planety (i innych planet) w skali galaktycznej, Słońce jest dalekie od największej gwiazdy, ale bardzo małe, istnieją gwiazdy znacznie większe od Słońca. Dlatego astronomowie klasyfikują naszą gwiazdę jako żółtego karła.

Jeśli chodzi o położenie Słońca w galaktyce (jak również w całym naszym Układzie Słonecznym), to znajduje się ono w galaktyce Drogi Mlecznej, bliżej krawędzi Ramiona Oriona. Odległość od centrum galaktyki wynosi 7,5-8,5 tysięcy parseków. Mówiąc prościej, nie jesteśmy dokładnie na obrzeżach galaktyki, ale jesteśmy też stosunkowo daleko od centrum – swego rodzaju „uśpionego obszaru galaktycznego”, nie na obrzeżach, ale też nie w centrum.

Tak wygląda położenie Słońca na mapie galaktycznej.

Charakterystyka Słońca

Według astronomicznej klasyfikacji ciał niebieskich, Słońce jest gwiazdą klasy G, jaśniejszą niż 85% innych gwiazd w galaktyce, z których wiele to czerwone karły. Średnica Słońca wynosi 696342 km, masa - 1,988 x 1030 kg. Jeśli porównamy Słońce z Ziemią, jest ono 109 razy większe od naszej planety i 333 000 razy masywniejsze.

Porównawcze rozmiary Słońca i planet.

Chociaż Słońce wydaje nam się żółte, jego prawdziwy kolor jest biały. Wygląd żółtego koloru jest tworzony przez atmosferę gwiazdy.

Temperatura Słońca w górnych warstwach wynosi 5778 stopni Kelvina, ale w miarę zbliżania się do jądra wzrasta jeszcze bardziej i jądro Słońca jest niewiarygodnie gorące - 15,7 miliona stopni Kelvina

Słońce ma również silny magnetyzm; na jego powierzchni znajdują się północny i południowy biegun magnetyczny oraz linie magnetyczne, które ulegają rekonfiguracji co 11 lat. W momencie takiej restrukturyzacji dochodzi do intensywnych emisji promieniowania słonecznego. Pole magnetyczne Słońca wpływa również na pole magnetyczne Ziemi.

Budowa i skład Słońca

Nasze Słońce składa się głównie z dwóch pierwiastków: (74,9%) i helu (23,8%). Oprócz nich w niewielkich ilościach występują: (1%), węgiel (0,3%), neon (0,2%) i żelazo (0,2%). Wewnątrz Słońce jest podzielone na warstwy:

• rdzeń,
• strefy radiacyjne i konwekcyjne,
• fotosfera,
• atmosfera.

Jądro Słońca ma największą gęstość i zajmuje około 25% całkowitej objętości Słońca.

Struktura Słońca jest schematyczna.

To właśnie w jądrze Słońca energia cieplna wytwarzana jest w wyniku syntezy jądrowej, przekształcającej wodór w hel. Tak naprawdę rdzeń jest rodzajem silnika słonecznego, dzięki niemu nasza oprawa oddaje ciepło i ogrzewa nas wszystkich.

Dlaczego świeci słońce

To właśnie blask Słońca powstaje w wyniku niestrudzonej pracy jądra słonecznego, a raczej reakcji termojądrowej, która stale w nim zachodzi. Spalanie Słońca następuje w wyniku przemiany wodoru w hel; jest to wieczna reakcja termojądrowa, która stale zasila nasze światło.

Plamy słoneczne

Tak, na Słońcu też są plamy. Plamy słoneczne to ciemniejsze obszary na powierzchni Słońca, a są ciemniejsze, ponieważ ich temperatura jest niższa niż temperatura otaczającej ją fotosfery. Same plamy słoneczne powstają pod wpływem linii magnetycznych i ich rekonfiguracji.

wiatr słoneczny

Wiatr słoneczny to ciągły strumień plazmy pochodzącej z atmosfery słonecznej i wypełniający cały Układ Słoneczny. Wiatr słoneczny powstaje, ponieważ z powodu wysokiej temperatury w koronie słonecznej ciśnienie w leżących nad nią warstwach nie może się zrównoważyć z ciśnieniem w samej koronie. Dlatego następuje okresowe uwalnianie plazmy słonecznej do otaczającej przestrzeni. O tym zjawisku jest już cały osobny artykuł na naszej stronie.

Zaćmienie słońca to rzadkie zjawisko astronomiczne, w którym Księżyc jest Słońcem, w całości lub w części.

Schematycznie zaćmienie słońca wygląda tak.

Ewolucja Słońca i jego przyszłość

Naukowcy uważają, że nasza gwiazda ma 4,57 miliarda lat. W tym odległym czasie powstał z części obłoku molekularnego reprezentowanego przez hel i wodór.

Jak narodziło się Słońce? Według jednej z hipotez chmura molekularna helu i wodoru zaczęła się obracać pod wpływem momentu pędu i jednocześnie zaczęła intensywnie się nagrzewać wraz ze wzrostem ciśnienia wewnętrznego. W tym samym czasie większość masy skoncentrowała się w środku i zamieniła się w samo Słońce. Silne ciśnienie doprowadziło do wzrostu ciepła i syntezy jądrowej, dzięki czemu działa zarówno Słońce, jak i inne gwiazdy.

Tak wygląda ewolucja gwiazdy, w tym Słońca. Według tego schematu nasze Słońce znajduje się obecnie w fazie małej gwiazdy, a obecna epoka Słońca to środek tej fazy. Za około 4 miliardy lat Słońce zamieni się w czerwonego olbrzyma, rozszerzy się jeszcze bardziej i zniszczy Wenus, a być może także naszą Ziemię. Jeśli Ziemia jako planeta przetrwa, życie na niej do tego czasu nie będzie już możliwe. Ponieważ za 2 miliardy lat blask Słońca wzrośnie tak bardzo, że wszystkie oceany Ziemi po prostu wyparują, Ziemia zostanie spalona i zamieni się w ciągłą pustynię, temperatura na powierzchni Ziemi wyniesie 70 C i jeśli życie możliwe, będzie to tylko głęboko pod ziemią. Dlatego mamy jeszcze około miliarda lat na znalezienie nowego schronienia dla ludzkości w bardzo odległej przyszłości.

Ale wróćmy do Słońca, które zamieniło się w czerwonego olbrzyma, pozostanie w tym stanie przez około 120 milionów lat, po czym rozpocznie się proces zmniejszania jego wielkości i temperatury. A kiedy pozostały w jego jądrze hel zostanie spalony w ciągłym piecu reakcji termojądrowych, Słońce straci swoją stabilność i eksploduje, zamieniając się w mgławicę planetarną. Ziemia na tym etapie, podobnie jak sąsiednia, najprawdopodobniej zostanie zniszczona przez eksplozję słoneczną.

Za kolejne 500 milionów lat z mgławicy słonecznej uformuje się biały karzeł, który będzie istniał przez kolejne biliony lat.

• Wewnątrz Słońca można zmieścić milion Ziem lub planet wielkości naszej.
• Kształt Słońca tworzy niemal idealną kulę.
• 8 minut i 20 sekund – tyle czasu potrzebuje promień słońca, aby dotrzeć do nas ze źródła, mimo że Ziemia jest oddalona od Słońca o 150 milionów km.
• Samo słowo „Słońce” pochodzi od staroangielskiego słowa oznaczającego „południe” - „południe”.
• I mamy dla Ciebie złą wiadomość, w przyszłości Słońce spali Ziemię, a następnie całkowicie ją zniszczy. Stanie się to jednak nie wcześniej niż za 2 miliardy lat.

Słońce, wideo

I na zakończenie ciekawy dokument naukowy z Discovery Channel – „Co kryje słońce”.

P.S. Słońce może również wpływać na zdrowie człowieka. Aby zabezpieczyć się przed możliwym negatywnym działaniem promieni słonecznych, warto stosować wysokiej jakości kremy z filtrem przeciwsłonecznym, które można kupić w sklepie internetowym http://dska.com.ua/

Według współczesnych koncepcji Słońce składa się z szeregu koncentrycznych sfer lub obszarów, z których każdy ma specyficzne cechy. Schematyczny przekrój Słońca ukazuje jego cechy zewnętrzne wraz z hipotetyczną budową wewnętrzną. Energia uwalniana w wyniku reakcji termojądrowych w jądrze Słońca stopniowo przedostaje się na widoczną powierzchnię gwiazdy. Przechodzi ono poprzez procesy, podczas których atomy pochłaniają, reemitują i rozpraszają promieniowanie, tj. metodą belkową. Po przejściu około 80 procent drogi z jądra na powierzchnię gaz staje się niestabilny, a następnie energia przekazywana jest poprzez konwekcję na widoczną powierzchnię Słońca i do jego atmosfery.
Wewnętrzna struktura Słońca jest warstwowa lub przypomina muszlę, składa się z szeregu sfer lub obszarów. W centrum znajduje się rdzeń, następnie obszar promieniowego przenoszenia energii, następnie strefa konwekcyjna i wreszcie atmosfera. Wielu badaczy uwzględnia trzy obszary zewnętrzne: fotosferę, chromosferę i koronę. To prawda, że ​​​​inni astronomowie za atmosferę słoneczną uważają tylko chromosferę i koronę. Zastanówmy się krótko nad cechami tych obszarów.

Jądro to centralna część Słońca, w której panuje bardzo wysokie ciśnienie i temperatura, zapewniające przebieg reakcji jądrowych. Wydzielają ogromne ilości energii elektromagnetycznej w niezwykle krótkich zakresach długości fal.

Obszar radiacyjnego przenoszenia energii znajduje się nad rdzeniem. Tworzy go praktycznie nieruchomy i niewidoczny gaz o ultrawysokiej temperaturze. Energia wytworzona w jądrze przekazywana jest za jego pośrednictwem do zewnętrznych sfer Słońca metodą wiązkową, bez poruszania się gazu. Proces ten należy sobie wyobrazić mniej więcej w ten sposób. Z rdzenia do obszaru przenoszenia promieniowania energia wchodzi w zakresach skrajnie krótkich - promieniowanie gamma, a wychodzi w promieniach rentgenowskich o dłuższych falach, co wiąże się ze spadkiem temperatury gazu w kierunku strefy peryferyjnej.

Obszar konwekcyjny Słońca

Region konwekcyjny - położony nad poprzednim. Tworzy go także niewidzialny gorący gaz w stanie mieszania konwekcyjnego. Mieszanie spowodowane jest położeniem obszaru pomiędzy dwoma środowiskami, które znacznie różnią się ciśnieniem i temperaturą w nich panującą. Przenoszenie ciepła z wnętrza Słońca na powierzchnię następuje w wyniku lokalnego unoszenia się silnie nagrzanych mas powietrza pod wysokim ciśnieniem na obrzeża gwiazdy, gdzie temperatura gazu jest niższa i gdzie zasięg światła promieniowania słonecznego zaczyna się. Szacuje się, że grubość obszaru konwekcyjnego wynosi w przybliżeniu 1/10 promienia Słońca.

Fotosfera

Fotosfera to najniższa z trzech warstw atmosfery Słońca, położona bezpośrednio nad gęstą masą niewidzialnego gazu w obszarze konwekcyjnym. Fotosferę tworzy gorący zjonizowany gaz, którego temperatura u podstawy jest bliska 10 000° K (tj. temperatura absolutna), a na górnej granicy, położonej około 300 km powyżej, około 5000° K. Średnia temperatura fotosfery przyjmuje się, że temperatura fotosfery wynosi 5700° K. W tej temperaturze gorący gaz emituje energię elektromagnetyczną, głównie w zakresie długości fal optycznych. To właśnie ta dolna warstwa atmosfery, widoczna jako żółtawo-jasny dysk, jest wizualnie postrzegana jako Słońce.

Przez przezroczyste powietrze fotosfery jej podstawa jest wyraźnie widoczna przez teleskop - kontakt z masą nieprzezroczystego powietrza obszaru konwekcyjnego. Interfejs ma ziarnistą strukturę zwaną granulacją. Ziarna lub granulki mają średnicę od 700 do 2000 km. Zmienia się położenie, konfiguracja i wielkość granulek. Obserwacje wykazały, że każda granulka z osobna ulega ekspresji tylko przez krótki czas (około 5-10 minut), a następnie znika, zastępując ją nową granulką. Na powierzchni Słońca granulki nie pozostają w bezruchu, ale wykonują nieregularne ruchy z prędkością około 2 km/s. Łącznie lekkie ziarna (granulki) zajmują do 40 procent powierzchni dysku słonecznego.

Proces granulacji jest reprezentowany przez obecność w najniższej warstwie fotosfery nieprzezroczystego gazu obszaru konwekcyjnego - złożonego systemu cyrkulacji pionowej. Jasna komórka to część gazu docierająca z głębin, która jest bardziej nagrzana niż ta już ochłodzona na powierzchni, a zatem mniej jasna i kompensacyjnie opadająca. Jasność granulek jest o 10-20 procent większa niż otaczające je tło, co wskazuje na różnicę ich temperatur rzędu 200-300°C.

Obrazowo, granulację na powierzchni Słońca można porównać do wrzenia gęstej cieczy, takiej jak stopiona smoła, kiedy pojawiają się pęcherzyki powietrza z lekkimi wznoszącymi się strumieniami, a zanurzone części cieczy charakteryzują się ciemniejszymi i bardziej płaskimi obszarami.

Badania mechanizmu przenoszenia energii w kuli gazowej Słońca z obszaru centralnego na powierzchnię i jej promieniowania w przestrzeń kosmiczną wykazały, że jest ona przenoszona za pomocą promieni. Nawet w strefie konwekcyjnej, gdzie energia jest przenoszona przez ruch gazów, większość energii jest przenoszona przez promieniowanie.

Zatem powierzchnia Słońca emitująca w przestrzeń kosmiczną energię w zakresie światła widma fal elektromagnetycznych jest rozrzedzoną warstwą gazów fotosfery, a widoczna przez nią ziarnista górna powierzchnia warstwy nieprzezroczystego gazu obszaru konwekcyjnego To. Ogólnie rzecz biorąc, ziarnistą strukturę, czyli granulację, uznaje się za charakterystyczną dla fotosfery – dolnej warstwy atmosfery słonecznej.

Chromosfera słońca

Chromosfera. Podczas całkowitego zaćmienia Słońca na samym brzegu przyciemnionego dysku Słońca widoczna jest różowa poświata - jest to chromosfera. Nie ma ostrych granic, ale jest kombinacją wielu jasnych występów lub płomieni, które są w ciągłym ruchu. Chromosferę porównuje się czasem do płonącego stepu. Języki chromosfery nazywane są spikułami. Mają średnicę od 200 do 2000 km (czasami nawet do 10 000) i osiągają wysokość kilku tysięcy kilometrów. Należy je sobie wyobrazić jako strumienie plazmy (gorącego zjonizowanego gazu) uciekające ze Słońca.

Ustalono, że przejściu z fotosfery do chromosfery towarzyszy gwałtowny wzrost temperatury z 5700 K do 8000 - 10000 K. Do górnej granicy chromosfery, położonej w przybliżeniu na wysokości 14000 km od powierzchni na słońcu temperatura wzrasta do 15 000 - 20 000 K. Gęstość materii na takich wysokościach wynosi zaledwie 10-12 g/cm3, czyli setki, a nawet tysiące razy mniej niż gęstość niższych warstw chromosfery.

Korona słoneczna

Korona słoneczna to zewnętrzna atmosfera Słońca. Niektórzy astronomowie nazywają to atmosferą Słońca. Tworzy go najbardziej rozrzedzony zjonizowany gaz. Rozciąga się na odległość około 5 średnic Słońca, ma promienną strukturę i słabo świeci. Można go zaobserwować jedynie podczas całkowitego zaćmienia słońca. Korona słoneczna ma mniej więcej taką samą jasność jak Księżyc w pełni, czyli tylko około 5/1 000 000 jasności Słońca. Gazy koronalne są silnie zjonizowane, co określa ich temperaturę na około 1 milion stopni. Zewnętrzne warstwy korony emitują gaz koronalny – wiatr słoneczny – w przestrzeń kosmiczną. Jest to drugi (po promieniującym elektromagnetycznym) przepływ energii ze Słońca otrzymywany przez planety. Prędkość usuwania gazu koronalnego ze Słońca wzrasta od kilku kilometrów na sekundę w koronie do 450 km/s na poziomie orbity Ziemi, co wiąże się ze spadkiem siły grawitacji Słońca wraz ze wzrostem odległości. Stopniowo rzednąc w miarę oddalania się od Słońca, gaz koronalny wypełnia całą przestrzeń międzyplanetarną. Wpływa na ciała Układu Słonecznego zarówno bezpośrednio, jak i poprzez niesione przez siebie pole magnetyczne. Oddziałuje z polami magnetycznymi planet. To gaz koronalny (wiatr słoneczny) jest główną przyczyną zórz polarnych na Ziemi i aktywności innych procesów zachodzących w magnetosferze.

Od czasów starożytnych Słońce zachwycało ludzi na całym świecie. To nie przypadek, że w różnych częściach naszej planety istniały, a w niektórych miejscach nadal istnieją mity i kulty słoneczne, które w takim czy innym stopniu charakteryzują się kultem Słońca. Odgrywały ważną rolę w religii Egipcjan, Hindusów, Hindusów, a także, według niektórych naukowców, w religiach słowiańskich. Nie mając jeszcze sprzętu, jakim dysponują współcześni naukowcy i nie wiedząc, jaka jest wewnętrzna budowa Słońca, nasi przodkowie zrozumieli, że jest ono źródłem życia na Ziemi.

Słońce jest jedną z gwiazd Drogi Mlecznej, jedyną gwiazdą w Układzie Słonecznym. Według klasyfikacji widmowej należy do klasy żółtych karłów. Słońce nie jest gwiazdą bardzo gorącą i stosunkowo małą, ale w porównaniu z Ziemią jego rozmiary są ogromne. We wszystkich punktach Słońca zawsze utrzymywana jest równowaga grawitacji i ciśnienia gazu. Siły te działają względem siebie w przeciwnych kierunkach. Zatem dzięki ich optymalnemu stosunkowi Słońce pozostaje dość stabilnym ciałem astronomicznym. Skład i wewnętrzna struktura Słońca są obecnie dość dobrze zbadane.

Skład Słońca

Słońce zawiera około 75% masowych wodoru i 25% helu (92,1% wodoru i 7,8% helu pod względem liczby atomów). Pozostałe pierwiastki (krzem, tlen, azot, siarka, magnez, wapń, chrom, żelazo, nikiel, węgiel i neon) stanowią jedynie 0,1% całkowitej masy.

Naukowcy od dawna próbują poznać skład i wewnętrzną strukturę Słońca, korzystając z metod astronomicznych, takich jak obserwacja, spektroskopia, analiza teoretyczna itp. W rezultacie doszli do wniosku, że dzięki eksplozji narodziła się gwiazda złożona głównie z helu i wodoru. Ich stosunek jest różny, ponieważ głęboko w Słońcu wodór przekształca się w hel w wyniku ciągłego procesu syntezy jądrowej. Rozpoczęcie tego procesu jest niemożliwe bez wyjątkowo wysokiej temperatury i dużej masy ciała niebieskiego.

Wewnętrzna struktura Słońca

Słońce jest ciałem kulistym znajdującym się w równowadze. W równych odległościach od środka wskaźniki fizyczne są wszędzie takie same, ale zmieniają się stale w miarę przemieszczania się od środka do powierzchni warunkowej. Słońce ma kilka warstw, a ich temperatura jest tym wyższa, im bliżej środka. Należy wspomnieć, że hel i wodór w różnych warstwach mają różne właściwości.

rdzeń słoneczny

Jądro jest centralną częścią Słońca. Ustalono eksperymentalnie, że rozmiar jądra słonecznego wynosi około 25% całego promienia Słońca i składa się z silnie skompresowanej materii. Masa jądra stanowi prawie połowę całkowitej masy Słońca. Warunki panujące w jądrze naszej gwiazdy są ekstremalne. Temperatura i ciśnienie osiągają tam maksimum: temperatura rdzenia wynosi około 14 milionów K, a ciśnienie w nim sięga 250 miliardów atm. Gaz w jądrze Słońca jest ponad 150 razy gęstszy od wody. To jest dokładnie miejsce, w którym zachodzi reakcja termojądrowa, której towarzyszy wyzwolenie energii. Wodór zamienia się w hel, a wraz z nim pojawia się światło i ciepło, które następnie docierają do naszej planety i dają jej życie.

W odległości ponad 30% promienia od jądra temperatura spada do mniej niż 5 milionów stopni, więc reakcje jądrowe prawie już tam nie zachodzą.

Strefa przenoszenia promieniowania

Strefa przenoszenia promieniowania znajduje się na granicy rdzenia. Podobno zajmuje około 70% całego promienia gwiazdy i składa się z gorącej materii, przez którą energia cieplna przekazywana jest z jądra do warstwy zewnętrznej.

W wyniku reakcji termojądrowej zachodzącej w jądrze Słońca powstają różne fotony promieniowania. Po przejściu przez strefę transferu promieniowania i wszystkie kolejne warstwy są wyrzucane w przestrzeń kosmiczną i wędrują tam wraz z wiatrem słonecznym, docierając od Słońca do Ziemi w zaledwie 8 minut. Naukowcom udało się ustalić, że pokonanie tej strefy zajmuje fotonom około 200 000 lat.

Nie tylko Słońce, ale także inne gwiazdy mają strefę przenoszenia promieniowania. Jego wielkość i siła zależą od wielkości gwiazdy.

Strefa konwekcyjna

Strefa konwekcji jest ostatnią w wewnętrznej strukturze Słońca i innych podobnych do niej gwiazd. Znajduje się poza strefą przenoszenia promieniowania i zajmuje ostatnie 20% promienia Słońca (około jednej trzeciej objętości gwiazdy). Energia w nim przenoszona jest na drodze konwekcji. Konwekcja to przenoszenie ciepła w strumieniach i prądach poprzez aktywne mieszanie. Proces ten przypomina gotowanie wody. Strumienie gorącego gazu wypływają na powierzchnię i wydzielają ciepło na zewnątrz, a schłodzony gaz wpada z powrotem w głąb Słońca, dzięki czemu reakcja syntezy jądrowej trwa. W miarę zbliżania się do powierzchni temperatura substancji w strefie konwekcyjnej spada do 5800 K. Prawie wszystkie gwiazdy mają strefę konwekcyjną, a także strefę przenoszenia promieniowania.

Wszystkie powyższe warstwy Słońca są niewidoczne.

Atmosfera Słońca

Nad strefą konwekcyjną znajduje się kilka obserwowalnych warstw Słońca – atmosfera. Jego skład chemiczny określa się metodą analizy spektralnej. Wewnętrzna struktura atmosfery Słońca obejmuje trzy warstwy: fotosferę (przetłumaczoną z greckiego jako „sfera światła”), chromosferę („kolorowa kula”) i koronę. To właśnie w dwóch ostatnich warstwach występują rozbłyski magnetyczne.

Fotosfera

Fotosfera jest jedyną warstwą Słońca widoczną z naszej planety. Temperatura fotosfery wynosi 6000 K. Świeci ona biało-żółtym światłem. To środek tej warstwy jest uważany za konwencjonalną powierzchnię Słońca i służy do obliczania odległości, czyli pomiaru wysokości i głębokości.

Fotosfera ma grubość około 700 km, składa się z gazu i emituje promieniowanie słoneczne docierające do Ziemi. Górne warstwy fotosfery są zimniejsze i bardziej rozrzedzone niż dolne. Fale powstające w strefie konwekcyjnej i fotosferze przenoszą energię mechaniczną do leżących nad nimi obszarów i je ogrzewają. W rezultacie górna część fotosfery jest najzimniejsza - około 4500 K. Po obu jej stronach temperatura gwałtownie rośnie.

Chromosfera

Chromosfera to bardzo rozrzedzona powłoka powietrzna Słońca, obok fotosfery, składająca się głównie z wodoru. Ze względu na swoją niezwykłą jasność można ją zobaczyć tylko podczas całkowitego zaćmienia słońca. Słowo „chromosfera” zostało przetłumaczone z języka greckiego jako „kolorowa kula”. Kiedy Księżyc zasłania Słońce, chromosfera staje się różowawa z powodu obecności wodoru. Warstwa ta jest chłodniejsza od poprzedniej, ponieważ ma mniejszą gęstość. Temperatura gazów w górnych warstwach chromosfery wynosi 50 000 K.

Na wysokości 12 000 km nad fotosferą linia widma wodoru staje się nie do odróżnienia. Nieco wyższe były śladowe ilości wapnia. Jego linia widmowa kończy się po kolejnych 2000 km. Im dalej od powierzchni Słońca, tym cieplejszy i bardziej rozrzedzony jest gaz.

Korona

Na wysokości 14 000 km nad fotosferą zaczyna się korona - trzecia zewnętrzna powłoka Słońca. Korona składa się z energetycznych erupcji i protuberancji – specjalnych formacji plazmowych. Jego temperatura waha się od 1 do 20 milionów K, są też dziury koronalne o temperaturze 600 tysięcy K, skąd pochodzi wiatr słoneczny. Zaczynając od dołu, temperatura wzrasta, a na wysokości 70 000 km od powierzchni Słońca zaczyna spadać.

Nie ustalono jeszcze górnej granicy korony ani dokładnej przyczyny niezwykle wysokiej temperatury. Podobnie jak chromosfera, korona słoneczna jest również widoczna tylko podczas zaćmień lub przy użyciu specjalnego sprzętu. Korona słoneczna jest potężnym źródłem stałego promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego.

Dziś ludzkość wie całkiem sporo o wewnętrznej budowie Słońca i procesach w nim zachodzących. Postęp technologiczny w ogromnym stopniu przyczynił się do wyjaśnienia ich natury. Zdobywając wiedzę o Słońcu, możesz zyskać pojęcie o innych gwiazdach. Ponieważ jednak Słońce można obserwować jedynie z daleka, nadal kryje ono wiele nierozwiązanych tajemnic.

Słońce jest dla nas wszystkim! To jest światło, to jest ciepło i wiele więcej. Bez Słońca życie na Ziemi nie powstałoby. Dlatego naprawdę chcę zadedykować ten materiał naszemu luminarzowi.

Słońce jest jedyną gwiazdą znajdującą się w centrum naszego Układu Słonecznego i od tego zależą klimat i warunki pogodowe Ziemi.

Według standardów galaktycznych nasza gwiazda jest ledwo zauważalna, nawet w najbliższej przestrzeni. Słońce to tylko jedna z gwiazd średniej wielkości i masy spośród 100 miliardów gwiazd znajdujących się w samej naszej Galaktyce, Drodze Mlecznej.

Nasza gwiazda składa się z 70% wodoru i 28% helu. Pozostałe 2% zajmują cząstki wyemitowane w przestrzeń kosmiczną oraz nowe pierwiastki syntetyzowane przez samą gwiazdę.

Gorące gazy, z których powstało Słońce – głównie wodór i hel – istnieją w niezwykle gorącym, naelektryzowanym stanie zwanym plazmą.

Moc energetyczna Słońca wynosi około 386 miliardów megawatów i jest wytwarzana w procesie syntezy jąder wodoru, który jest powszechnie nazywany syntezą termojądrową.

W odległej przeszłości Słońce świeciło słabiej niż obecnie. Ciągłe obserwacje maksimów promieniowania przez kilka dziesięcioleci pozwoliły naukowcom stwierdzić, że wzrost jasności Słońca trwa nadal w naszych czasach. Zatem w ciągu zaledwie kilku ostatnich cykli całkowita jasność Słońca wzrosła o około 0,1%. Takie zmiany mają ogromny wpływ na nasze życie.

Oprócz energii cieplnej i światła, które widzimy, Słońce emituje w przestrzeń kosmiczną gigantyczny strumień naładowanych cząstek zwany wiatrem słonecznym. Porusza się przez Układ Słoneczny z prędkością około 450 kilometrów na sekundę.

Wiek Słońca Według obliczeń naukowców jest to około 4,6 miliarda lat. To sprawia, że ​​jest wysoce prawdopodobne, że będzie istniał w obecnej formie przez kolejne 5 miliardów lat. Ostatecznie Słońce pochłonie Ziemię. Kiedy cały wodór wypali się, Słońce będzie istnieć jeszcze przez około 130 milionów lat, spalając hel. W tym okresie rozszerzy się do takiego stopnia, że ​​pochłonie Merkurego, Wenus i Ziemię. Na tym etapie można go nazwać czerwonym olbrzymem.

Światło słoneczne potrzebuje około 8 minut, aby dotrzeć do powierzchni Ziemi. Przy średniej odległości od Ziemi wynoszącej 150 milionów kilometrów i świetle przemieszczającym się z prędkością 300 000 kilometrów na sekundę, proste podzielenie jednej liczby przez drugą (odległość przez prędkość) daje nam przybliżony czas 500 sekund, czyli 8 minut i 20 sekund. Cząsteczki, które docierają do Ziemi w ciągu tych kilku minut, podróżują z jądra Słońca na jego powierzchnię przez miliony lat.

Słońce porusza się po swojej orbicie z prędkością 220 kilometrów na sekundę. Słońce znajduje się prawie na obrzeżach Drogi Mlecznej, 24 000–26 000 lat świetlnych od centrum galaktyki, dlatego pełne okrążenie wokół centrum Drogi Mlecznej zajmuje 225–250 milionów lat.

Odległość Słońca od Ziemi zmienia się w ciągu roku. Ponieważ Ziemia porusza się po eliptycznej orbicie wokół Słońca, odległość między tymi ciałami niebieskimi waha się od 147 do 152 milionów kilometrów. Średnia odległość między Ziemią a Słońcem nazywana jest jednostką astronomiczną (AU).

Ciśnienie w jądrze Słońca jest 340 miliardów razy większe niż ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Ziemi.

Średnica Słońca jest równa 109-krotności średnicy Ziemi.

Powierzchnia Słońca jest równa 11 990 razy powierzchni Ziemi.

Gdyby Słońce było wielkości piłki nożnej, Jowisz byłby wielkości piłki golfowej, a Ziemia byłaby wielkości grochu.

Siła grawitacji na powierzchni Słońca jest 28 razy większa niż na Ziemi. Zatem osoba, która na Ziemi waży 60 kg, na Słońcu będzie ważyć 1680 kg. Mówiąc najprościej, zostaniemy zmiażdżeni własnym ciężarem.

Światło Słońca dociera do powierzchni Plutona w ciągu 5,5 godziny.

Najbliższym sąsiadem Słońca jest gwiazda Proxima Centauri. Znajduje się 4,3 lat świetlnych od nas.

Kiedy czytasz to zdanie, przez Twoje ciało przechodzi około biliona neutrin słonecznych.

Jasność Słońca odpowiada jasności 4 bilionów bilionów 100-watowych żarówek.

Obszar powierzchni Słońca wielkości znaczka pocztowego oświetla 1,5 miliona świec.

Ilość energii docierającej do powierzchni naszej planety jest 6000 razy większa niż zapotrzebowanie energetyczne ludzi na całym świecie.

Ziemia otrzymuje od Słońca 94 miliardy megawatów energii. Jest to 40 000 razy więcej niż roczne zapotrzebowanie Stanów Zjednoczonych.

Całkowita ilość paliw kopalnych na Ziemi odpowiada 30 dniom słonecznym.

Całkowite zaćmienie słońca trwa maksymalnie 7 minut i 40 sekund.

W ciągu roku występuje około 4-5 zaćmień słońca.

Właściwości fizyczne Słońca

Piękna symetria całkowitego zaćmienia Słońca występuje, ponieważ Słońce jest 400 razy większe od Księżyca, ale także 400 razy dalej od Ziemi, co sprawia, że ​​oba ciała na niebie mają tę samą średnicę.

Pełne rozmiary Słońca mogłyby pomieścić 1,3 miliona planet wielkości Ziemi.

99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego koncentruje się w Słońcu. Masa Słońca wynosi 1 989 100 000 000 000 000 000 miliardów kg, czyli 333 060 mas Ziemi.

Temperatura wewnątrz Słońca może osiągnąć 15 milionów stopni Celsjusza. W jądrze Słońca energia wytwarzana jest w wyniku syntezy jądrowej, gdy wodór zamienia się w hel. Ponieważ gorące obiekty mają tendencję do rozszerzania się, Słońce eksplodowałoby jak gigantyczna bomba, gdyby nie jego ogromna siła grawitacji. Temperatura na powierzchni Słońca jest bliższa 5600 stopni Celsjusza.

Jądro Ziemi jest prawie tak gorące jak powierzchnia Słońca, czyli około 5600 stopni Celsjusza. Zimniejsze są niektóre obszary zwane plamami słonecznymi (3800°C).

Różne części Słońca obracają się z różnymi prędkościami. W przeciwieństwie do zwykłych planet, Słońce jest dużą kulą niewiarygodnie gorącego wodoru. Ze względu na swoją mobilność różne części Słońca obracają się z różnymi prędkościami. Aby zobaczyć, jak szybko obraca się powierzchnia, należy obserwować ruch plam słonecznych względem jej powierzchni. Plamy na równiku wykonują jeden obrót w ciągu 25 dni ziemskich, natomiast plamy na biegunach wykonują obrót w ciągu 36 dni.

Zewnętrzna atmosfera Słońca jest gorętsza niż jego powierzchnia. Powierzchnia Słońca osiąga temperaturę 6000 stopni Kelvina. Ale w rzeczywistości jest znacznie mniejsza niż atmosfera Słońca. Nad powierzchnią Słońca znajduje się obszar atmosfery zwany chromosferą, w którym temperatury mogą sięgać 100 000 kelwinów. Ale to nic nie znaczy. Istnieje jeszcze bardziej odległy obszar zwany obszarem koronalnym, który rozciąga się na obszar nawet większy niż samo Słońce. Temperatury w koronie mogą osiągnąć 1 milion Kelvinów.

Wewnątrz Słońca, gdzie zachodzą reakcje termojądrowe, temperatura osiąga niewiarygodne 15 milionów stopni.

Słońce jest niemal idealną kulą, a różnica średnicy między biegunami a równikiem wynosi zaledwie 10 km. Średni promień Słońca wynosi 695 508 km (109,2 x promień Ziemi).

Pod względem wielkości jest klasyfikowany jako żółty karzeł (G2V).

Średnica Słońca wynosi 1 392 684 km.

Słońce ma bardzo silne pole magnetyczne. Rozbłyski słoneczne powstają, gdy energetyczne strumienie naładowanych cząstek są uwalniane przez Słońce podczas burz magnetycznych, które widzimy jako plamy słoneczne. W plamach słonecznych linie magnetyczne są skręcone i obracają się, podobnie jak tornada na Ziemi.

Czy na Słońcu istnieje woda? Dość dziwne pytanie... Wiadomo przecież, że w Słońcu jest dużo wodoru, głównego pierwiastka wody, ale żeby była woda, potrzebny jest jeszcze pierwiastek chemiczny, jakim jest tlen. Nie tak dawno temu międzynarodowa grupa naukowców odkryła, że ​​Słońce to woda (a konkretnie para wodna).

Słońce w historii

Starożytne kultury budowały kamienne pomniki lub modyfikowane skały, aby zaznaczyć ruchy Słońca i Księżyca, zmieniające się pory roku, tworzyły kalendarze i obliczały zaćmienia.

Pomimo prawidłowego myślenia niektórych starożytnych myślicieli greckich, wielu wierzyło, że Słońce kręci się wokół Ziemi, począwszy od starożytnego greckiego naukowca Ptolemeusza, który w 150 roku p.n.e. wprowadził model „geocentryczny”.

Dopiero w 1543 roku Mikołaj Kopernik opisał heliocentryczny, skoncentrowany na Słońcu model Układu Słonecznego, a w 1610 roku odkrycie przez Galileo Galilei księżyców Jowisza wykazało, że nie wszystkie ciała niebieskie krążą wokół Ziemi.

Badania słoneczne

W 1990 roku NASA i Europejska Agencja Kosmiczna wystrzeliły sondę Ulysses, aby wykonać pierwsze zdjęcia polarnych obszarów Słońca. W 2004 roku należąca do NASA sonda Genesis przywiozła na Ziemię próbki wiatru słonecznego w celu zbadania.

Najsłynniejszym statkiem kosmicznym (wystrzelonym w grudniu 1995 r.) obserwującym Słońce jest Obserwatorium Słoneczne i Heliosferyczne SOHO, zbudowane przez NASA i ESA, które stale monitoruje światło, wysyłając niezliczone zdjęcia z powrotem na Ziemię. Został stworzony do badania wiatru słonecznego, a także zewnętrznych warstw Słońca i jego wewnętrznej struktury. Udało mu się zobrazować strukturę plam słonecznych pod powierzchnią, zmierzyć przyspieszenie wiatru słonecznego, wykryć fale koronalne i tornada słoneczne, wykryć ponad 1000 komet i umożliwić dokładniejsze przewidywanie pogody kosmicznej.

Nowszą misją NASA jest statek kosmiczny STEREO. Są to dwa statki kosmiczne wystrzelone w październiku 2006 roku. Zostały zaprojektowane do jednoczesnego obserwowania aktywności słonecznej z dwóch różnych punktów obserwacyjnych w celu odtworzenia trójwymiarowej perspektywy aktywności słonecznej, co umożliwi astronomom lepsze przewidywanie pogody kosmicznej.

Słońce wibruje pod wpływem zestawu fal akustycznych, podobnie jak dzwon. Gdybyśmy mieli wystarczająco ostry wzrok, moglibyśmy zobaczyć wibracje rozprzestrzeniające się wzdłuż powierzchni dysku, tworząc skomplikowane wzory. Astronomowie z Uniwersytetu Stanforda dokładnie zbadali ruchy na powierzchni Słońca. Fale dźwiękowe Słońca mają zazwyczaj bardzo niską częstotliwość wibracji, której ludzkie ucho nie może wykryć. Aby móc słyszeć, naukowcy wzmocnili je 42 000 razy i przez kilka sekund naciskali fale mierzone przez 40 dni.

Alexander Kosovichev, lider zespołu i członek zespołu ds. oscylacji Słońca ze Stanford, znalazł prosty sposób na przekształcenie danych ze sprzętu mierzącego pionowy ruch powierzchni Słońca na dźwięk. Muzykę i dźwięki do tego filmu skomponował Stephen Taylor, profesor muzyki na Uniwersytecie Illinois.

Zespół zastosował nową metodę do obliczenia widma wody w temperaturach plam słonecznych. W swoich badaniach prowadzonych od 1995 roku zespół dokumentował obecność wody – oczywiście nie w postaci płynnej, ale w postaci pary – w ciemnych obszarach plam słonecznych. Naukowcy porównali widmo podczerwieni gorącej wody z plamami słonecznymi.

Woda w plamach słonecznych powoduje coś w rodzaju „gwiezdnego efektu cieplarnianego” i wpływa na uwalnianie energii z plam słonecznych. Cząsteczki gorącej wody również najsilniej absorbują promieniowanie podczerwone w atmosferze zimnych gwiazd.

Plamy i rozbłyski słoneczne

Od 1610 roku Galileo Galilei jako pierwszy w Europie obserwował Słońce za pomocą swojego teleskopu, kładąc w ten sposób podwaliny pod regularne badania plam słonecznych i cyklu słonecznego, które trwają od ponad czterech stuleci. 140 lat później, w 1749 roku, jedno z najstarszych obserwatoriów w Europie, mieszczące się w szwajcarskim Zurychu, rozpoczęło codzienne obserwacje plam słonecznych, najpierw po prostu je licząc i szkicując, a później fotografując Słońce. Obecnie wiele stacji słonecznych w sposób ciągły obserwuje i rejestruje wszelkie zmiany na powierzchni Słońca.

Najbardziej znanym okresem zmian Słońca jest jedenastoletni cykl słoneczny, podczas którego oprawa przechodzi przez minimum i maksimum swojej aktywności.

Cykl słoneczny najczęściej wyznaczany jest przez liczbę plam słonecznych na fotosferze, którą charakteryzuje specjalny wskaźnik – liczba Wolfa. Wskaźnik ten oblicza się w następujący sposób. Najpierw liczy się liczbę grup plam słonecznych, następnie liczbę tę mnoży się przez 10 i dodaje liczbę pojedynczych plam słonecznych. Współczynnik 10 w przybliżeniu odpowiada średniej liczbie miejsc w jednej grupie; W ten sposób można w miarę dokładnie oszacować liczbę plam słonecznych nawet w przypadkach, gdy złe warunki obserwacyjne nie pozwalają na bezpośrednie policzenie wszystkich małych plam słonecznych. Poniżej znajdują się wyniki takich obliczeń na przestrzeni ogromnego okresu czasu, począwszy od roku 1749. Wyraźnie pokazują, że liczba plam słonecznych zmienia się okresowo, tworząc cykl aktywności słonecznej trwający około 11 lat.

Obecnie istnieją co najmniej 2 organizacje, które niezależnie od siebie prowadzą ciągłe obserwacje cyklu słonecznego i zliczają liczbę plam na Słońcu. Pierwszym z nich jest Centrum Danych Indeksu Plam Słonecznych w Belgii, w którym wyznaczana jest tzw. Międzynarodowa Liczba Plam Słonecznych. To właśnie tę liczbę (i jej odchylenie standardowe DEV) pokazano w tabeli podanej powyżej. Ponadto liczbę spotów oblicza amerykańska Narodowa Administracja Oceaniczna i Atmosferyczna. Określona tutaj liczba plam słonecznych nazywana jest liczbą plam słonecznych NOAA.

Najwcześniejsze obserwacje plam słonecznych pod koniec XVII wieku, czyli u zarania ery systematycznych badań, wykazały, że Słońce przechodziło wówczas okres wyjątkowo małej aktywności. Okres ten nazwano Minimum Maundera i trwał prawie sto lat, od 1645 do 1715 roku. Chociaż obserwacje tamtych czasów nie były prowadzone tak dokładnie i systematycznie, jak współczesne, niemniej jednak przejście cyklu słonecznego przez bardzo głębokie minimum jest uważane przez świat naukowy za wiarygodnie ustalone. Okres wyjątkowo niskiej aktywności słonecznej odpowiada szczególnemu okresowi klimatycznemu w historii Ziemi, zwanemu „małą epoką lodowcową”.

Wszystko, co dzieje się na Słońcu, ma ogromny wpływ na naszą planetę i ludzi, ale są dwa wybuchowe zdarzenia słoneczne, które wpływają na nas najbardziej. Jednym z nich są rozbłyski słoneczne, podczas których fale promieniowania o wartości kilkudziesięciu milionów stopni nagle przedostają się przez niewielki obszar powierzchni Słońca, mogąc uszkodzić telekomunikację i satelity. Innym rodzajem zjawiska jest koronalny wyrzut masy, podczas którego miliardy ton naładowanych cząstek energii wyrzucane są z korony słonecznej z prędkością milionów kilometrów na godzinę. Kiedy te masywne chmury dostają się do ochronnej magnetosfery Ziemi, ściskają linie pola magnetycznego i wyrzucają miliony bilionów watów mocy do górnych warstw atmosfery. Prowadzi to do przeciążeń linii energetycznych, skutkujących przerwami w dostawie prądu i uszkodzeniami wszystkich wrażliwych urządzeń i wszystkich obiektów na orbicie okołoziemskiej.

Często te dwa zjawiska występują razem, jak miało to miejsce w październiku 2003 roku. Dzięki nowoczesnym przyrządom pomiarowym można wykryć takie zdarzenie we wczesnym stadium i podjąć niezbędne działania.

Analiza danych SOHO i Yohkoh wykazała, że ​​gigantyczne pętle promieniowania rentgenowskiego w gorącej koronie słonecznej zapewniają ważne połączenia magnetyczne między plamami słonecznymi a biegunami magnetycznymi Słońca. Te gigantyczne pętle mają długość około 500 000 mil i są wypełnione gorącym, naelektryzowanym gazem o pojemności 3,5 miliona F. Pojawiają się w fazie wzrostu 11-letniego cyklu plam słonecznych i są związane z uwalnianiem energii z plam, które następuje co 1-1,5 roku i powoduje cykliczne odwracanie się biegunów magnetycznych Słońca. Uważa się, że związki te odgrywają ważną rolę w „dynamo słonecznym” – procesie wytwarzającym silne pola magnetyczne Słońca i będącym źródłem plam słonecznych, rozbłysków słonecznych i wyrzutów masy uderzających w Ziemię.

Aktywność plamki wzrasta od minimum do maksimum przez około 11 lat. Te. po 22 latach rozpoczyna się nowy cykl. W tym czasie zmienia się całe pole magnetyczne Słońca - biegun północny staje się południem i odwrotnie; następnie w następnym cyklu ponownie zamieńcie się miejscami.

Powierzchnię Słońca pokrywają bąbelki wielkości Teksasu. Granulki to części plazmy o krótkim czasie życia, w których ciepło jest przenoszone na powierzchnię w drodze konwekcji, podobnie jak pęcherzyki wody na powierzchni wrzącej wody. Unoszące się i opadające bąbelki wytwarzają fale dźwiękowe, które powodują emisję dźwięków co 5 minut.

Najpotężniejszą burzą geomagnetyczną w całej historii obserwacji była burza geomagnetyczna z 1859 roku. Zespół zdarzeń obejmujący zarówno burzę geomagnetyczną, jak i potężne, aktywne zjawiska na Słońcu, które ją spowodowały, nazywany jest czasem „zdarzeniem Carringtona”, które w literaturze nazywana jest „super burzą słoneczną”.

Najpotężniejsza burza magnetyczna zaobserwowana przez ludzkość miała miejsce w sierpniu 1972 roku. Była szybka, intensywna i duża, ale najważniejszą rzeczą, która uczyniła z niej zjawisko historyczne, była polaryzacja jej pola magnetycznego - przeciwna do Ziemi. Kiedy jego pole magnetyczne uderza w pole magnetyczne Ziemi, oba pola łączą się i wysyłają ogromny strumień do górnych warstw atmosfery. Urządzenia elektryczne, telegrafy i telekomunikacja zostały wyłączone w dużej części Europy i Ameryki.

Burza protonowa była najsilniejsza w 1989 r. Był szczególnie nasycony silnie przyspieszonymi protonami, pokrytymi energią 100 milionów elektronowoltów. Takie protony mogą przeniknąć przez 11-centymetrową dziurę w wodzie.

Inne fakty o Słońcu

Tylko 55% dorosłych Amerykanów wie, że Słońce jest gwiazdą.

Ćwiczenia na słońcu zwiększają wydatek energetyczny i kaloryczny.

Według przysłowia urodzony o świcie będzie mądry, ale urodzony o zachodzie słońca będzie leniwy.

Helioterapia jest jedną z najstarszych i najbardziej dostępnych metod leczenia dolegliwości człowieka. Nic dziwnego, że mówią, że tam, gdzie wschodzi słońce, znikają choroby.

Według badań promienie słoneczne działają na określone receptory w ludzkiej siatkówce, które wysyłają sygnał do mózgu, aby wyprodukował więcej serotoniny. A jak wszyscy wiemy, jest to hormon szczęścia.

Wystarczy 15 minut codziennej ekspozycji na słońce, aby organizm wyprodukował odpowiednią ilość niezbędnej dla naszego organizmu witaminy E.

Pigmentacja skóry chroni głębsze warstwy ciała przed działaniem promieni ultrafioletowych.

Kolor nieba zależy przede wszystkim od warstw zanieczyszczeń powietrza, takich jak dym czy pył. Normalnym kolorem nieba jest niebieski, wynikający z załamania światła słonecznego przez wodór atmosferyczny.

Czerwone zachody słońca są spowodowane dużym zanieczyszczeniem atmosfery. Kiedy światło słoneczne przechodzi przez atmosferę, warstwy promieni o krótszych długościach fal zatrzymują i pochłaniają tylko promienie o dłuższych falach, które przechodzą przez atmosferę, czyli promienie czerwone, pomarańczowe i żółte. Duże ilości kurzu i brudu zatrzymują nawet żółte światło i tylko czerwony krzyż.

Czerwone niebo jest szczególnie widoczne podczas erupcji wulkanów.