To vprašanje si prej ali slej zastavi vsak zemljan, saj je obstoj našega planeta odvisen od Sonca in prav njegov vpliv določa vse najpomembnejše procese na Zemlji. Sonce je zvezda.


Obstaja več meril, po katerih lahko nebesno telo razvrstimo med planete ali zvezde, Sonce pa izpolnjuje točno tiste lastnosti, ki so lastne zvezdam.

Glavne značilnosti zvezd

Najprej se zvezda od planeta razlikuje po svoji sposobnosti oddajanja toplote in svetlobe. Planeti le odbijajo svetlobo in so v bistvu temna nebesna telesa. Površinska temperatura katere koli zvezde je veliko višja od površinske temperature.

Povprečna površinska temperatura zvezd se lahko giblje od 2 tisoč do 40 tisoč stopinj, in bližje jedru zvezde, višja je ta temperatura. Blizu središča zvezde lahko doseže milijone stopinj. Temperatura na površini Sonca je 5,5 tisoč stopinj Celzija, v jedru pa doseže 15 milijonov stopinj.

Zvezde za razliko od planetov nimajo orbit, medtem ko se vsak planet giblje po svoji orbiti glede na zvezdo, ki tvori sistem. V Osončju se okoli Sonca gibljejo vsi planeti, njihovi sateliti, meteoriti, kometi, asteroidi in vesoljski prah. Sonce je edina zvezda v Osončju.


Vsaka zvezda ima maso večjo od največjega planeta. Sonce predstavlja skoraj celotno maso celotnega sončnega sistema - masa zvezde je 99,86% celotne prostornine.

Premer Sonca na ekvatorju je 1 milijon 392 tisoč kilometrov, kar je 109-krat več od ekvatorialnega premera Zemlje. In masa sonca je približno 332.950-krat večja od mase našega planeta - je 2x10 na 27. moč ton.

Zvezde so sestavljene večinoma iz lahkih elementov, za razliko od planetov, ki so sestavljeni iz trdnih in lahkih delcev. Sonce je sestavljeno iz 73% mase in 92% prostornine vodika, 25% mase in 7% prostornine - helija. Zelo majhen delež (približno 1%) predstavlja nepomembna količina drugih elementov - niklja, železa, kisika, dušika, žvepla, silicija, magnezija, kalcija, ogljika in kroma.

Druga posebnost zvezde so jedrske ali termonuklearne reakcije, ki potekajo na njeni površini. To so reakcije, ki se dogajajo na površini Sonca: nekatere snovi se hitro spreminjajo v druge, pri čemer se sproščajo velike količine toplote in svetlobe.

To so produkti termonuklearnih reakcij, ki se pojavljajo na Soncu, ki Zemlji zagotavljajo potrebno energijo. Toda na površini planetov takšnih reakcij ni opaziti.

Planeti imajo pogosto satelite, nekatera nebesna telesa celo več. Zvezda ne more imeti satelitov. Čeprav obstajajo tudi planeti brez satelitov, se ta znak lahko šteje za posreden: odsotnost satelita še ni pokazatelj, da je nebesno telo zvezda. Za to morajo biti prisotni drugi navedeni znaki.

Sonce je tipična zvezda

Torej, središče našega sončnega sistema - Sonce - je klasična zvezda: je veliko večja in težja tudi od največjih planetov, sestavljena je iz 99% lahkih elementov, oddaja toploto in svetlobo med termonuklearnimi reakcijami, ki se pojavljajo na njeni površini. Sonce nima orbite in satelitov, ampak okoli njega kroži osem planetov in drugih nebesnih teles, ki so del sončnega sistema.

Sonce za človeka, ki ga opazuje z Zemlje, ni majhna točka, kot druge zvezde. Sonce vidimo kot velik svetel disk, ker se nahaja precej blizu Zemlje.

Če bi se Sonce, tako kot druge zvezde, vidne na nočnem nebu, premaknilo bilijone kilometrov stran od našega planeta, bi ga videli kot enako majhno zvezdo, kot vidimo druge zvezde zdaj. V vesoljskem merilu razdalja med Zemljo in Soncem - 149 milijonov kilometrov - ne velja za veliko.

Po znanstveni klasifikaciji Sonce spada v kategorijo rumenih pritlikavk. Njegova starost je približno pet milijard let, sveti pa z močno in enakomerno rumeno svetlobo. Zakaj sončna svetloba? To je posledica njegove temperature. Da bi razumeli, kako nastane barva zvezd, se lahko spomnimo na primer vročega železa: najprej postane rdeče, nato pridobi oranžen ton, nato rumen.


Če bi železo lahko dodatno segreli, bi postalo belo in nato modro. Modre zvezde so najbolj vroče: temperatura na njihovi površini je več kot 33 tisoč stopinj.

Sonce spada v kategorijo rumenih zvezd. Zanimivo je, da je znotraj sedemnajstih svetlobnih let, kjer je približno petdeset zvezdnih sistemov, Sonce četrta najsvetlejša zvezda.

Naše Sonce je res edinstvena zvezda že zato, ker je s svojim sijem omogočila ustvarjanje pogojev, primernih za življenje na našem planetu Zemlji, ki je bodisi po neverjetnem naključju bodisi po božjem načrtu na idealni oddaljenosti od Sonca. Že od antičnih časov je bilo Sonce pod veliko pozornostjo človeka, in če so v starih časih duhovniki, šamani in druidi častili našo svetilko kot božanstvo (vsi poganski kulti so imeli sončne bogove), zdaj znanstveniki aktivno preučujejo Sonce: astronomi, fiziki, astrofiziki. Kakšna je zgradba Sonca, kakšne so njegove značilnosti, starost in lega v naši galaksiji, o vsem tem preberite.

Lokacija sonca v galaksiji

Kljub svoji ogromni velikosti glede na naš planet (in druge planete) v galaktičnem merilu Sonce še zdaleč ni največja zvezda, ampak zelo majhna, obstajajo zvezde, ki so veliko večje od Sonca. Zato astronomi našo zvezdo uvrščajo med rumene pritlikavke.

Kar se tiče lokacije Sonca v galaksiji (kot tudi našega celotnega sončnega sistema), se nahaja v galaksiji Rimska cesta, bližje robu Orionovega kraka. Oddaljenost od središča galaksije je 7,5-8,5 tisoč parsekov. Poenostavljeno povedano, nismo ravno na obrobju galaksije, smo pa tudi razmeroma oddaljeni od središča - nekakšnega »galaktičnega spalnega prostora«, ne na obrobju, pa tudi ne v središču.

Tako je videti položaj Sonca na galaktičnem zemljevidu.

Značilnosti sonca

Po astronomski klasifikaciji nebesnih teles je Sonce zvezda razreda G, svetlejše od 85 % drugih zvezd v galaksiji, od katerih so mnoge rdeče pritlikavke. Premer Sonca je 696342 km, masa - 1,988 x 1030 kg. Če primerjamo Sonce z Zemljo, je 109-krat večje od našega planeta in 333.000-krat masivnejše.

Primerjalne velikosti Sonca in planetov.

Čeprav se nam Sonce zdi rumeno, je njegova prava barva bela. Videz rumene barve ustvarja atmosfera zvezde.

Temperatura Sonca je v zgornjih plasteh 5778 stopinj Kelvina, ko pa se približuje jedru, se še poveča in jedro Sonca je neverjetno vroče - 15,7 milijona stopinj Kelvina.

Sonce ima tudi močan magnetizem, na njegovi površini sta severni in južni magnetni pol ter magnetne črte, ki se spreminjajo vsakih 11 let. V času takšnega prestrukturiranja prihaja do intenzivnih sončnih emisij. Tudi magnetno polje Sonca vpliva na magnetno polje Zemlje.

Zgradba in sestava Sonca

Naše Sonce je v glavnem sestavljeno iz dveh elementov: (74,9 %) in helija (23,8 %). Poleg njih so v majhnih količinah prisotni še: (1 %), ogljik (0,3 %), neon (0,2 %) in železo (0,2 %). V notranjosti je Sonce razdeljeno na plasti:

• jedro,
• cone sevanja in konvekcije,
• fotosfera,
• vzdušje.

Sončevo jedro ima največjo gostoto in zavzema približno 25 % celotne prostornine Sonca.

Zgradba Sonca je shematična.

V sončnem jedru nastaja toplotna energija z jedrsko fuzijo, pri kateri se vodik pretvori v helij. Pravzaprav je jedro nekakšen sončni motor, zahvaljujoč njemu naša svetilka sprošča toploto in nas vse greje.

Zakaj sonce sije

Ravno sij Sonca nastane zaradi neutrudnega dela sončnega jedra ali natančneje termonuklearne reakcije, ki se v njem nenehno dogaja. Gorenje Sonca nastane zaradi pretvorbe vodika v helij; to je večna termonuklearna reakcija, ki nenehno hrani naše svetilo.

Sončne pege

Da, tudi na Soncu so pege. Sončeve pege so temnejša območja na površini Sonca, temnejša pa so zato, ker je njihova temperatura nižja od temperature okoliške fotosfere Sonca. Same sončne pege nastanejo pod vplivom magnetnih linij in njihove rekonfiguracije.

sončen veter

Sončni veter je neprekinjen tok plazme, ki prihaja iz sončne atmosfere in napolni celoten sončni sistem. Sončev veter nastane, ker se zaradi visoke temperature v sončni koroni tlak prekrivajočih plasti ne more uravnovesiti s tlakom v sami koroni. Zato prihaja do periodičnega sproščanja sončne plazme v okoliški prostor. Na naši spletni strani je o pojavu cel ločen članek.

Sončev mrk je redek astronomski pojav, pri katerem je Luna v celoti ali delno Sonce.

Shematično je sončni mrk videti takole.

Razvoj sonca in njegova prihodnost

Znanstveniki verjamejo, da je naša zvezda stara 4,57 milijarde let. V tistem daljnem času je nastal iz dela molekularnega oblaka, ki sta ga predstavljala helij in vodik.

Kako se je rodilo Sonce? Po eni od hipotez naj bi se helij-vodikov molekularni oblak začel vrteti zaradi vrtilne količine in se hkrati z naraščanjem notranjega tlaka začel intenzivno segrevati. Hkrati se je večina mase koncentrirala v središču in se spremenila v samo Sonce. Močan pritisk je povzročil povečanje toplote in jedrske fuzije, zahvaljujoč kateri delujejo tako Sonce kot druge zvezde.

Tako je videti razvoj zvezde, vključno s Soncem. Po tej shemi je naše Sonce trenutno v fazi majhne zvezde, trenutna sončna starost pa je sredina te faze. Čez približno 4 milijarde let se bo Sonce spremenilo v rdečega velikana, se še bolj razširilo in uničilo Venero, morda pa tudi našo Zemljo. Če bo Zemlja kot planet preživela, potem življenje na njej takrat ne bo več mogoče. Ker se bo čez 2 milijardi let sij Sonca toliko povečal, da bodo vsi zemeljski oceani preprosto zavreli, Zemlja bo sežgana in se spremenila v trdno puščavo, temperatura na zemeljski površini bo 70 C in če bo življenje mogoče, le globoko pod zemljo. Zato imamo še približno milijardo ali več let, da najdemo novo zatočišče za človeštvo v zelo oddaljeni prihodnosti.

Toda vrnimo se k Soncu, ko se bo spremenilo v rdečega velikana, bo ostalo v tem stanju približno 120 milijonov let, nato pa se bo začel proces zmanjševanja njegove velikosti in temperature. In ko bo preostali helij v njegovem jedru zgorel v stalnem ognju termonuklearnih reakcij, bo Sonce izgubilo svojo stabilnost in eksplodiralo ter se spremenilo v planetarno meglico. Zemljo na tej stopnji, pa tudi sosednjo, bo najverjetneje uničila sončna eksplozija.

Čez nadaljnjih 500 milijonov let bo iz sončne meglice nastala bela pritlikavka, ki bo obstajala še trilijone let.

• V Sonce bi lahko spravili milijon Zemelj ali planetov velikosti našega.
• Oblika Sonca tvori skoraj popolno kroglo.
• 8 minut in 20 sekund – to je čas, ki ga potrebuje sončni žarek, da nas doseže od svojega izvora, kljub temu, da je Zemlja od Sonca oddaljena 150 milijonov km.
• Sama beseda "sonce" izvira iz stare angleške besede za "jug" - "jug".
• In za vas imamo slabo novico, v prihodnosti bo Sonce Zemljo sežgalo, nato pa popolnoma uničilo. Vendar se bo to zgodilo šele čez 2 milijardi let.

Sonce, video

In za zaključek zanimiv znanstveni dokumentarec Discovery Channela - "Kaj sonce skriva."

P.S. Sonce lahko vpliva tudi na zdravje ljudi. Za zaščito pred morebitnimi negativnimi vplivi sončne svetlobe je pomembna uporaba kakovostne sončne kreme, ki jo lahko kupite v spletni trgovini http://dska.com.ua/

Po sodobnih konceptih je Sonce sestavljeno iz številnih koncentričnih krogel ali regij, od katerih ima vsaka svoje značilnosti. Shematski prerez Sonca prikazuje njegove zunanje značilnosti skupaj s hipotetično notranjo strukturo. Energija, ki se sprošča pri termonuklearnih reakcijah v Sončevem jedru, se postopoma prebija do vidne površine zvezde. Prenaša se skozi procese, med katerimi atomi absorbirajo, ponovno oddajajo in razpršujejo sevanje, tj. po metodi žarka. Ko preteče približno 80 odstotkov poti od jedra do površja, postane plin nestabilen, nato pa se energija s konvekcijo prenese na vidno površino Sonca in v njegovo atmosfero.
Notranja struktura Sonca je plastna ali školjkasta, sestavljena je iz številnih krogel ali regij. V središču je jedro, nato območje radialnega prenosa energije, nato konvektivna cona in na koncu atmosfera. Številni raziskovalci vključujejo tri zunanje regije: fotosfero, kromosfero in korono. Res je, da drugi astronomi za sončno atmosfero štejejo samo kromosfero in korono. Na kratko se osredotočimo na značilnosti teh območij.

Jedro je osrednji del Sonca z ultra visokim pritiskom in temperaturo, ki zagotavlja potek jedrskih reakcij. Sproščajo ogromne količine elektromagnetne energije v izjemno kratkih območjih valovnih dolžin.

Območje prenosa sevalne energije se nahaja nad jedrom. Tvori ga praktično negiben in neviden ultravisokotemperaturni plin. Energija, ki nastaja v jedru, se skozi žarkovno metodo brez premikanja plina prenese na zunanje sfere Sonca. Ta proces bi si morali predstavljati nekako takole. Iz jedra v območje prenosa sevanja energija vstopa v ekstremno kratkovalovnih območjih - sevanje gama, izstopa pa v dolgovalovnem rentgenskem sevanju, kar je povezano z zniževanjem temperature plina proti obrobnemu območju.

Konvektivno območje Sonca

Konvektivna regija - nahaja se nad prejšnjo. Prav tako ga tvori nevidni vroč plin v stanju konvektivnega mešanja. Mešanje nastane zaradi položaja območja med dvema okoljema, ki se močno razlikujeta v tlaku in temperaturi, ki prevladujeta v njih. Prenos toplote iz notranjosti Sonca na površje nastane kot posledica lokalnih dvigov močno segrete zračne mase pod visokim pritiskom na obrobje zvezde, kjer je temperatura plina nižja in kjer je svetlobni obseg sončnega sevanja. se začne. Debelina konvektivnega območja je ocenjena na približno 1/10 sončnega polmera.

Fotosfera

Fotosfera je najnižja od treh plasti Sončeve atmosfere, ki se nahaja neposredno na vrhu goste mase nevidnega plina v konvektivnem območju. Fotosfero tvori vroč ioniziran plin, katerega temperatura na dnu je blizu 10.000 ° K (tj. absolutna temperatura), na zgornji meji, ki se nahaja približno 300 km nad njo, pa okoli 5.000 ° K. Povprečna temperatura fotosfera je 5700° K. Pri tej temperaturi vroč plin oddaja elektromagnetno energijo pretežno v območju optičnih valovnih dolžin. To spodnjo plast ozračja, vidno kot rumenkasto svetel disk, vizualno zaznavamo kot Sonce.

Skozi prozorni zrak fotosfere je njena osnova jasno vidna skozi teleskop - stik z maso neprozornega zraka konvektivnega območja. Vmesnik ima zrnato strukturo, imenovano granulacija. Zrna ali granule imajo premer od 700 do 2000 km. Položaj, konfiguracija in velikost granul se spreminjajo. Opazovanja so pokazala, da se vsako zrnce posebej izrazi le kratek čas (približno 5-10 minut), nato pa izgine in ga nadomesti novo zrnce. Na površini Sonca zrnca ne ostanejo nepremična, ampak se neenakomerno gibljejo s hitrostjo približno 2 km/s. Skupaj lahka zrna (granule) zasedajo do 40 odstotkov površine sončnega diska.

Proces granulacije je predstavljen kot prisotnost neprozornega plina konvektivne regije v najnižji plasti fotosfere - kompleksnega sistema navpičnih kroženj. Svetla celica je del plina, ki prihaja iz globin in je bolj segret kot tisti, ki je že ohlajen na površini, in zato manj svetel, kompenzacijsko tone navzdol. Svetlost granul je 10-20 odstotkov večja od okoliškega ozadja, kar kaže na razliko v njihovih temperaturah 200-300 ° C.

Slikovito lahko granulacijo na površini Sonca primerjamo z vrenjem goste tekočine, kot je staljeni katran, ko se pojavijo zračni mehurčki s svetlimi dvigajočimi se curki, temnejša in položnejša področja pa označujejo potopljene dele tekočine.

Študije mehanizma prenosa energije v plinski krogli Sonca iz osrednjega območja na površje in njenega sevanja v vesolje so pokazale, da jo prenašajo žarki. Tudi v konvektivnem območju, kjer se energija prenaša z gibanjem plinov, se večina energije prenese s sevanjem.

Tako je površina Sonca, ki oddaja energijo v vesolje v svetlobnem območju spektra elektromagnetnih valov, redčena plast plinov fotosfere in zrnata zgornja površina plasti neprozornega plina konvektivne regije, vidne skozi to. Na splošno je zrnata struktura ali granulacija prepoznana kot značilna za fotosfero - spodnji sloj sončne atmosfere.

Kromosfera sonca

Kromosfera. Med popolnim sončnim mrkom je na samem robu zatemnjenega diska Sonca viden rožnati sij - to je kromosfera. Nima ostrih meja, ampak je kombinacija številnih svetlih izboklin ali plamenov, ki so v neprekinjenem gibanju. Kromosfero včasih primerjajo z gorečo stepo. Jeziki kromosfere se imenujejo spikule. V premeru imajo od 200 do 2000 km (včasih do 10.000) in dosežejo višino več tisoč kilometrov. Predstavljati si jih je treba kot tokove plazme (vroč ioniziran plin), ki uhajajo iz Sonca.

Ugotovljeno je bilo, da prehod iz fotosfere v kromosfero spremlja nenaden dvig temperature s 5700 K na 8000 - 10000 K. Do zgornje meje kromosfere, ki se nahaja približno na nadmorski višini 14000 km od površine sonce se temperatura dvigne na 15000 - 20000 K. Gostota snovi na takšnih višinah je le 10-12 g / cm3, to je sto in celo tisočkrat manjša od gostote spodnjih plasti kromosfere.

Sončna korona

Sončna korona je zunanja atmosfera Sonca. Nekateri astronomi ga imenujejo atmosfera Sonca. Tvori ga najbolj redek ioniziran plin. Razteza se približno na razdaljo 5 sončnih premerov, ima sijočo strukturo in rahlo sveti. Opazovati ga je mogoče le med popolnim sončnim mrkom. Sončna korona ima približno enako svetlost kot Luna ob polni luni, kar je le približno 5/1.000.000 svetlosti Sonca. Koronalni plini so visoko ionizirani, kar določa njihovo temperaturo približno 1 milijon stopinj. Zunanje plasti korone oddajajo koronalni plin – sončni veter – v vesolje. To je drugi tok energije (po sevalnem elektromagnetnem) od Sonca, ki ga prejmejo planeti. Hitrost odstranjevanja koronalnega plina od Sonca se poveča od nekaj kilometrov na sekundo pri koroni do 450 km/s na ravni Zemljine orbite, kar je povezano z zmanjšanjem gravitacijske sile Sonca z večanjem razdalje. Koronalni plin, ki se postopoma redči, ko se oddaljuje od Sonca, zapolni ves medplanetarni prostor. Na telesa sončnega sistema vpliva tako neposredno kot preko magnetnega polja, ki ga nosi s seboj. Interakcija je z magnetnimi polji planetov. Prav koronalni plin (sončni veter) je glavni povzročitelj polarnega sija na Zemlji in aktivnosti drugih procesov v magnetosferi.

Že od pradavnine je Sonce razveseljevalo ljudi po vsem svetu. Ni naključje, da so na različnih koncih našega planeta obstajali in ponekod še vedno obstajajo solarni miti in kulti, za katere je tako ali drugače značilno čaščenje Sonca. Imeli so pomembno vlogo v religijah Egipčanov, Indijcev, Indijancev, po mnenju nekaterih učenjakov pa tudi v slovanskih religijah. Ne da bi še imeli opremo, ki jo imajo sodobni znanstveniki, in ne da bi vedeli, kakšna je notranja zgradba Sonca, so naši predniki razumeli, da je to vir življenja na Zemlji.

Sonce je ena od zvezd Mlečne ceste, edina zvezda v Osončju. Po spektralni klasifikaciji spada v razred rumenih pritlikavk. Sonce ni zelo vroča in razmeroma majhna zvezda, vendar je glede na Zemljo njegova velikost ogromna. Na vseh točkah Sonca se vedno ohranja ravnovesje gravitacije in tlaka plina. Te sile delujejo v nasprotnih smereh druga proti drugi. Tako Sonce zaradi njunega optimalnega razmerja ostaja dokaj stabilno astronomsko telo. Sestava in notranja struktura Sonca sta trenutno precej dobro proučeni.

Sestava sonca

Sonce vsebuje približno 75 % vodika in 25 % helija glede na maso (92,1 % vodika in 7,8 % helija glede na število atomov). Drugi elementi (silicij, kisik, dušik, žveplo, magnezij, kalcij, krom, železo, nikelj, ogljik in neon) predstavljajo le 0,1 % celotne mase.

Znanstveniki so že dolgo poskušali dobiti predstavo o sestavi in ​​notranji strukturi Sonca z uporabo astronomskih metod, kot so opazovanje, spektroskopija, teoretična analiza itd. Posledično so prišli do zaključka, da se je zaradi eksplozije rodila zvezda, sestavljena predvsem iz helija in vodika. Njihovo razmerje se spreminja, ker se globoko v Soncu zaradi nenehnega procesa jedrske fuzije vodik spreminja v helij. Zagon tega procesa je nemogoč brez izjemno visoke temperature in velike mase nebesnega telesa.

Notranja struktura Sonca

Sonce je sferično telo v ravnovesju. Na enakih razdaljah od središča so fizični indikatorji povsod enaki, vendar se enakomerno spreminjajo, ko se premikate od središča do pogojne površine. Sonce ima več plasti, njihova temperatura pa je višja, čim bližje sredini so. Treba je omeniti, da imata helij in vodik v različnih plasteh različne lastnosti.

sončno jedro

Jedro je osrednji del Sonca. Eksperimentalno je bilo ugotovljeno, da je velikost sončnega jedra približno 25% celotnega polmera Sonca in je sestavljeno iz močno stisnjene snovi. Masa jedra je skoraj polovica celotne mase Sonca. Pogoji v jedru naše zvezde so ekstremni. Temperatura in tlak tam dosežeta svoj maksimum: temperatura jedra je približno 14 milijonov K, tlak v njem pa doseže 250 milijard atm. Plin v sončnem jedru je več kot 150-krat gostejši od vode. To je točno mesto, kjer pride do termonuklearne reakcije, ki jo spremlja sproščanje energije. Vodik se spremeni v helij, z njim pa se pojavita svetloba in toplota, ki nato dosežeta naš planet in mu podarita življenje.

Na razdalji od jedra več kot 30% polmera postane temperatura nižja od 5 milijonov stopinj, zato jedrske reakcije tam skoraj ne prihajajo več.

Območje prenosa sevanja

Območje prenosa sevanja se nahaja na meji jedra. Zavzema naj bi okoli 70 % celotnega polmera zvezde in je sestavljena iz vroče snovi, skozi katero se toplotna energija prenaša iz jedra v zunanjo plast.

Kot posledica termonuklearne reakcije, ki poteka v sončnem jedru, nastajajo različni fotoni sevanja. Po prehodu skozi območje prenosa sevanja in vse nadaljnje plasti se vržejo v vesolje in tam tavajo skupaj s sončnim vetrom, ki doseže Zemljo od Sonca v samo 8 minutah. Znanstveniki so lahko ugotovili, da fotoni potrebujejo približno 200.000 let, da premagajo to območje.

Ne le Sonce, tudi druge zvezde imajo območje prenosa sevanja. Njegova velikost in moč sta odvisni od velikosti zvezde.

Konvektivna cona

Konvekcijsko območje je zadnje v notranji zgradbi Sonca in njemu podobnih zvezd. Nahaja se zunaj območja prenosa sevanja in zavzema zadnjih 20 % polmera Sonca (približno tretjino prostornine zvezde). Energija v njej se prenaša s konvekcijo. Konvekcija je prenos toplote v curkih in tokovih z aktivnim mešanjem. Ta postopek je podoben vreli vodi. Tokovi vročega plina se premikajo na površje in oddajajo toploto zunaj, ohlajeni plin pa se vrne nazaj v globine Sonca, zaradi česar se reakcija jedrske fuzije nadaljuje. Ko se približuje površini, temperatura materiala v konvektivnem območju pade na 5800 K. Skoraj vse zvezde imajo konvektivno območje, kot je območje prenosa sevanja.

Vseh zgornjih plasti Sonca ni mogoče opazovati.

Atmosfera sonca

Nad konvektivnim pasom je več opaznih plasti Sonca – atmosfere. Njegovo kemično sestavo določimo s spektralno analizo. Notranja struktura Sončeve atmosfere vključuje tri plasti: fotosfero (v prevodu iz grščine "svetlobna krogla"), kromosfero ("barvna krogla") in korona. V zadnjih dveh plasteh se pojavijo magnetni izbruhi.

Fotosfera

Fotosfera je edina plast Sonca, vidna z našega planeta. Temperatura fotosfere je 6000 K. Sveti z belo-rumeno svetlobo. To je sredina te plasti, ki velja za konvencionalno površino Sonca in se uporablja za izračun razdalj, torej za merjenje višine in globine.

Debelina fotosfere je približno 700 km, sestavljena je iz plina in oddaja sončno sevanje, ki doseže Zemljo. Zgornje plasti fotosfere so hladnejše in bolj redke od spodnjih. Valovi, ki nastanejo v konvektivnem območju in fotosferi, prenašajo mehansko energijo v zgornje predele in jih segrejejo. Posledično je zgornji del fotosfere najhladnejši - približno 4500 K. Na obeh straneh se temperatura hitro dvigne.

Kromosfera

Kromosfera je zelo redka zračna lupina Sonca, poleg fotosfere, sestavljena predvsem iz vodika. Zaradi izjemne svetlosti ga je mogoče videti le med popolnim sončnim mrkom. Beseda "kromosfera" je iz grščine prevedena kot "barvna krogla". Ko Luna zakrije Sonce, postane kromosfera zaradi prisotnosti vodika rožnata. Ta plast je hladnejša od prejšnje, ker je njena gostota manjša. Temperatura plinov v zgornjih plasteh kromosfere je 50.000 K.

Na višini 12.000 km nad fotosfero postane vodikova spektralna črta nerazločljiva. Nekoliko višje so bile zabeležene sledi kalcija. Njegova spektralna črta se konča po nadaljnjih 2000 km. Dlje ko je od Sončeve površine, bolj vroč in redkejši je plin.

krona

Na višini 14.000 km nad fotosfero se začne korona - tretja zunanja lupina Sonca. Korona je sestavljena iz energijskih izbruhov in prominenc – posebnih plazemskih tvorb. Njegova temperatura se giblje od 1 do 20 milijonov K, obstajajo tudi koronalne luknje s temperaturo 600 tisoč K, od koder prihaja sončni veter. Začenši od dna se temperatura poveča, na nadmorski višini 70.000 km od površine Sonca pa začne padati.

Zgornja meja korone še ni določena, prav tako ne natančen vzrok nenavadno visoke temperature. Tako kot kromosfera je tudi sončna korona vidna samo med mrki ali ob uporabi posebne opreme. Sončna korona je močan vir stalnega rentgenskega in ultravijoličnega sevanja.

Danes človeštvo ve precej o notranji strukturi Sonca in procesih, ki se v njem dogajajo. Tehnološki napredek je veliko prispeval k razjasnitvi njihove narave. S pridobivanjem znanja o Soncu lahko dobite predstavo o drugih zvezdah. A ker je Sonce mogoče opazovati le od daleč, ima še veliko nerešenih skrivnosti.

Sonce je naše vse! To je svetloba, to je toplina in še veliko več. Brez Sonca življenje na Zemlji ne bi nastalo. Zato resnično želim to gradivo posvetiti naši svetilki.

Sonce je edina zvezda, ki se nahaja v središču našega osončja in od njega so odvisne podnebne in vremenske razmere na Zemlji.

Po galaktičnih standardih je naša zvezda komaj opazna, tudi v najbližjem vesolju. Sonce je le ena izmed zvezd povprečne velikosti in mase, med 100 milijardami zvezd, ki jih najdemo v naši galaksiji, samo Rimski cesti.

Naša zvezda je sestavljena iz 70 % vodika in 28 % helija. Preostala 2 % zavzemajo delci, ki jih izpušča v vesolje, in novi elementi, ki jih sintetizira sama zvezda.

Vroči plini, ki tvorijo Sonce – večinoma vodik in helij – obstajajo v neverjetno vročem, naelektrenem stanju, imenovanem plazma.

Energijska moč Sonca znaša približno 386 milijard megavatov in nastaja s procesom zlivanja vodikovih jeder, ki ga običajno imenujemo termonuklearna fuzija.

V daljni daljni preteklosti je Sonce sijalo šibkeje kot zdaj. Nenehna opazovanja sevalnih maksimumov v več desetletjih so znanstvenikom omogočila zaključek, da se povečanje svetilnosti Sonca nadaljuje tudi v našem času. Tako se je samo v zadnjih nekaj ciklih skupni sij Sonca povečal za približno 0,1 %. Takšne spremembe močno vplivajo na naša življenja.

Poleg toplotne energije in svetlobe, ki jo vidimo, Sonce v vesolje oddaja ogromen tok nabitih delcev, imenovan sončni veter. Skozi sončni sistem se premika s hitrostjo približno 450 kilometrov na sekundo.

Starost sonca Po izračunih znanstvenikov je približno 4,6 milijarde let. Zaradi tega je zelo verjetno, da bo v sedanji obliki obstajal še nadaljnjih 5 milijard let. Sčasoma bo Sonce zajelo Zemljo. Ko bo ves vodik izgorel, bo Sonce obstajalo še nadaljnjih 130 milijonov let in kurilo helij. V tem obdobju se bo razširil do te mere, da bo zajel Merkur, Venero in Zemljo. Na tej stopnji ga lahko imenujemo rdeči velikan.

Sončna svetloba potrebuje približno 8 minut, da doseže Zemljino površje. S povprečno razdaljo 150 milijonov kilometrov od Zemlje in svetlobo, ki potuje s hitrostjo 300.000 kilometrov na sekundo, preprosto delimo eno število z drugim (razdalja s hitrostjo) damo približen čas 500 sekund ali 8 minut in 20 sekund. Delci, ki dosežejo Zemljo v teh nekaj minutah, potrebujejo milijone let, da potujejo od Sončevega jedra do njegove površine.

Sonce se po svoji orbiti giblje s hitrostjo 220 kilometrov na sekundo. Sonce se nahaja skoraj na obrobju Rimske ceste, 24.000–26.000 svetlobnih let od središča galaksije, zato potrebuje 225–250 milijonov let, da opravi eno orbito okoli središča Rimske ceste.

Razdalja od Sonca do Zemlje se skozi leto spreminja. Ker se Zemlja giblje po eliptični orbiti okoli Sonca, se razdalja med tema nebesnima telesoma giblje od 147 do 152 milijonov kilometrov. Povprečna razdalja med Zemljo in Soncem se imenuje astronomska enota (AU).

Tlak v jedru Sonca je 340 milijard-krat večji od atmosferskega tlaka na površju Zemlje.

Premer Sonca je enakovreden 109-kratnemu premeru Zemlje.

Površina Sonca je enakovredna 11.990-kratni površini Zemlje.

Če bi bilo Sonce velikost nogometne žoge, bi bil Jupiter velik kot žogica za golf, Zemlja pa velikost grahovega zrna.

Gravitacijska sila na površini Sonca je 28-krat večja kot na Zemlji. Torej bo oseba, ki na Zemlji tehta 60 kg, na Soncu tehtala 1680 kg. Preprosto povedano, potrla nas bo lastna teža.

Sončna svetloba doseže Plutonovo površje v 5,5 ure.

Sončeva najbližja soseda je zvezda Proksima Kentavra. Nahaja se 4,3 svetlobna leta stran.

Ko berete ta stavek, gre skozi vaše telo približno trilijon sončnih nevtrinov.

Svetlost Sonca je enakovredna svetlosti 4 bilijonov bilijonov 100-vatnih žarnic.

Področje Sončeve površine v velikosti poštne znamke ima svetlobo 1,5 milijona sveč.

Količina energije, ki doseže površino našega planeta, je 6000-krat večja od potreb po energiji ljudi po vsem svetu.

Zemlja prejme od Sonca 94 milijard megavatov energije. To je 40.000-kratnik letne potrebe Združenih držav.

Skupna količina fosilnih goriv na planetu Zemlja je enaka 30 sončnim dnevom.

Popolni sončni mrk traja največ 7 minut in 40 sekund.

Sončevih mrkov je približno 4-5 na leto.

Fizikalne lastnosti Sonca

Do čudovite simetrije popolnega Sončevega mrka pride, ker je Sonce 400-krat večje od Lune, a tudi 400-krat dlje od Zemlje, zaradi česar sta dve telesi na nebu enako veliki.

Polna velikost Sonca bi lahko sprejela 1,3 milijona planetov velikosti Zemlje.

99,86 % celotne mase Osončja je skoncentrirano v Soncu. Masa Sonca je 1.989.100.000.000.000.000.000 milijard kg ali 333.060-krat večja od mase Zemlje.

Temperatura v notranjosti Sonca lahko doseže 15 milijonov stopinj Celzija. V jedru Sonca se energija ustvarja z jedrsko fuzijo, ko se vodik spremeni v helij. Ker se vroči predmeti nagibajo k širitvi, bi Sonce eksplodiralo kot velikanska bomba, če ne bi bilo njegove ogromne gravitacijske sile. Temperatura na površju Sonca je bližje 5600 stopinjam Celzija.

Zemljino jedro je skoraj tako vroče kot površina Sonca, ki ima približno 5600 stopinj Celzija. Hladnejša so nekatera področja, imenovana sončne pege (3800 °C).

Različni deli Sonca se vrtijo z različnimi hitrostmi. Za razliko od navadnih planetov je Sonce velika krogla iz neverjetno vročega vodikovega plina. Zaradi njegove mobilnosti se različni deli Sonca vrtijo z različno hitrostjo. Če želite videti, kako hitro se površina vrti, morate opazovati gibanje sončnih peg glede na njeno površino. Pege na ekvatorju potrebujejo 25 zemeljskih dni, da opravijo eno rotacijo, medtem ko pege na polih opravijo rotacijo v 36 dneh.

Sončeva zunanja atmosfera je bolj vroča od njegove površine. Površina Sonca doseže temperaturo 6000 stopinj Kelvina. Toda v resnici je veliko manjši od Sončeve atmosfere. Nad površino Sonca je območje atmosfere, imenovano kromosfera, kjer lahko temperature dosežejo 100.000 Kelvinov. Ampak to ne pomeni nič. Obstaja še bolj oddaljena regija, imenovana koronalna regija, ki se razteza do prostornine, ki je celo večja od samega Sonca. Temperature v koroni lahko dosežejo 1 milijon Kelvinov.

V notranjosti Sonca, kjer potekajo termonuklearne reakcije, temperatura doseže nepredstavljivih 15 milijonov stopinj.

Sonce je skoraj popolna krogla z razliko med poloma in ekvatorjem le 10 km v premeru. Povprečni polmer Sonca je 695.508 km (109,2 x Zemljin polmer).

Po velikosti ga uvrščamo med rumene pritlikavke (G2V).

Premer Sonca je 1.392.684 kilometrov.

Sonce ima zelo močno magnetno polje. Sončni izbruhi nastanejo, ko Sonce med magnetnimi nevihtami sprosti energijske tokove nabitih delcev, ki jih vidimo kot sončne pege. V sončnih pegah so magnetne črte zavite in se vrtijo, tako kot tornadi na Zemlji.

Ali obstaja voda na Soncu? Precej čudno vprašanje... Saj vemo, da je v Soncu veliko vodika, glavnega elementa vode, da pa voda obstaja, je potreben tudi kemični element, kot je kisik. Pred kratkim je mednarodna skupina znanstvenikov odkrila, da je Sonce voda (natančneje vodna para).

Sonce v zgodovini

Starodavne kulture so gradile kamnite spomenike ali spreminjale skale za označevanje gibanja Sonca in Lune, spreminjanje letnih časov, ustvarjale koledarje in izračunavale mrke.

Kljub pravilnemu razmišljanju nekaterih starogrških mislecev so mnogi verjeli, da Sonce kroži okoli Zemlje, začenši s starogrškim znanstvenikom Ptolemajem, ki je leta 150 pr. n. št. uvedel "geocentrični" model.

Šele leta 1543 je Nikolaj Kopernik opisal heliocentrični model sončnega sistema, osredotočen na sonce, leta 1610 pa je Galileo Galilei z odkritjem Jupitrovih lun pokazal, da vsa nebesna telesa ne krožijo okoli Zemlje.

Solar Research

Leta 1990 sta NASA in Evropska vesoljska agencija izstrelili sondo Ulysses, da bi posneli prve slike polarnih območij Sonca. Leta 2004 je Nasino vesoljsko plovilo Genesis prineslo vzorce sončnega vetra nazaj na Zemljo za študij.

Najbolj znano vesoljsko plovilo (izstreljeno decembra 1995), ki opazuje Sonce, je Solar and Heliospheric Observatory SOHO, ki sta ga zgradili NASA in ESA, in nenehno spremlja svetilo ter na Zemljo pošilja nešteto fotografij. Ustvarjen je bil za preučevanje sončnega vetra, pa tudi zunanjih plasti Sonca in njegove notranje strukture. Slikal je strukturo sončnih peg pod površjem, izmeril pospešek sončnega vetra, zaznal koronalne valove in sončne tornade, zaznal več kot 1000 kometov in omogočil natančnejše napovedi vesoljskega vremena.

Novejša NASA-ina misija je vesoljsko plovilo STEREO. Gre za dve vesoljski plovili, ki sta bili izstreljeni oktobra 2006. Zasnovani so bili za ogled sončne aktivnosti iz dveh različnih izhodišč hkrati, da bi poustvarili tridimenzionalno perspektivo sončne aktivnosti, kar astronomom omogoča boljše napovedovanje vesoljskega vremena.

Sonce vibrira zaradi niza zvočnih valov, kot zvon. Če bi bil naš vid dovolj oster, bi lahko videli tresljaje, ki se širijo po površini njegovega diska in ustvarjajo zapletene vzorce. Astronomi z Univerze Stanford so natančno preučili gibanje na površini Sonca. Sončni zvočni valovi imajo običajno zelo nizko frekvenco vibracij, ki je človeško uho ne more zaznati. Da bi lahko slišali, so jih znanstveniki ojačali 42.000-krat in pritisnili za nekaj sekund valove, ki so jih merili v 40 dneh.

Alexander Kosovichev, vodja ekipe in član skupine Stanford za sončno nihanje, je našel preprost način za pretvorbo podatkov iz opreme, ki meri navpično gibanje sončne površine, v zvok. Stephen Taylor, profesor glasbe na Univerzi v Illinoisu, je komponiral glasbo za ta video in zvoke.

Ekipa je uporabila novo metodo za izračun spektra vode pri temperaturah sončnih peg. V svojih raziskavah od leta 1995 je ekipa dokumentirala prisotnost vode - seveda ne v tekoči obliki, ampak v stanju pare - v temnih predelih sončnih peg. Znanstveniki so primerjali infrardeči spekter tople vode s sončnimi pegami.

Voda v sončnih pegah povzroča nekaj podobnega "zvezdnemu učinku tople grede" in vpliva na sproščanje energije iz sončnih peg. Molekule tople vode tudi najmočneje absorbirajo infrardeče sevanje v atmosferi hladnih zvezd.

Sončne pege in izbruhi

Od leta 1610 je Galileo Galilei kot prvi v Evropi opazoval Sonce s svojim teleskopom in s tem postavil temelje za redne študije sončnih peg in sončnega cikla, ki trajajo več kot štiri stoletja. 140 let kasneje, leta 1749, je eden najstarejših observatorijev v Evropi, ki se nahaja v švicarskem mestu Zürich, začel vsakodnevno opazovati sončne pege, najprej s preprostim štetjem in skiciranjem, kasneje pa še s fotografiranjem Sonca. Trenutno številne sončne postaje nenehno opazujejo in beležijo vse spremembe na površini Sonca.

Najbolj znano obdobje menjave Sonca je enajstletni sončni cikel, v katerem svetilo prehaja skozi minimum in maksimum svoje aktivnosti.

Sončev cikel najpogosteje določamo s številom sončnih peg na fotosferi, ki ga označujemo s posebnim indeksom – Wolfovim številom. Ta indeks se izračuna na naslednji način. Najprej se prešteje število skupin sončnih peg, nato se to število pomnoži z 10 in se mu prišteje število posameznih sončnih peg. Faktor 10 približno ustreza povprečnemu številu pik v eni skupini; Na ta način je mogoče dokaj natančno oceniti število sončnih peg tudi v primerih, ko slabi opazovalni pogoji ne omogočajo neposrednega štetja vseh majhnih sončnih peg. Spodaj so rezultati takšnih izračunov v velikem časovnem obdobju, začenši z letom 1749. Jasno kažejo, da se število sončnih peg na Soncu periodično spreminja in tvori cikel sončne aktivnosti s periodo približno 11 let.

Trenutno obstajata vsaj 2 organizaciji, ki neodvisno druga od druge izvajata stalna opazovanja sončnega cikla in štejeta število peg na Soncu. Prvi je podatkovni center Sunspot Index v Belgiji, kjer se določa tako imenovano mednarodno število sončnih peg. To število (in njegov standardni odklon DEV) je prikazano v zgornji tabeli. Poleg tega število madežev šteje ameriška nacionalna uprava za oceane in atmosfero. Tukaj določeno število sončnih peg se imenuje število sončnih peg NOAA.

Najzgodnejša opazovanja sončnih peg ob koncu 17. stoletja, torej na začetku obdobja sistematičnega raziskovanja, so pokazala, da je Sonce takrat prehajalo skozi obdobje izjemno nizke aktivnosti. To obdobje se je imenovalo Maunderjev minimum, ki je trajal skoraj stoletje, od 1645 do 1715. Čeprav opazovanja tistih časov niso bila izvedena tako skrbno in sistematično kot sodobna, kljub temu velja, da je prehod sončnega cikla skozi zelo globok minimum znanstvenega sveta zanesljivo ugotovljen. Obdobje izjemno nizke sončne aktivnosti ustreza posebnemu podnebnemu obdobju v zgodovini Zemlje, ki se imenuje "mala ledena doba".

Vse, kar se dogaja na Soncu, močno vpliva na naš planet in ljudi, najbolj pa na nas vplivata dva eksplozivna sončna dogodka. Eden od njih so sončni izbruhi, kjer valovi sevanja z več deset milijoni stopinj nenadoma prebijejo majhno območje na površini Sonca, kar lahko poškoduje telekomunikacije in satelite. Druga vrsta pojava je koronalni izmet mase, kjer se milijarde ton nabitih delcev energije izvržejo iz sončne korone s hitrostjo milijonov kilometrov na uro. Ko ti masivni oblaki vstopijo v Zemljino zaščitno magnetosfero, stisnejo magnetne silnice in odvržejo milijone trilijonov vatov moči v zgornjo atmosfero. To vodi do preobremenitev električnih vodov, kar ima za posledico izpad električne energije in poškodbe vse občutljive opreme in vseh objektov v orbiti okoli Zemlje.

Pogosto se ta dva pojava pojavita skupaj, kot se je zgodilo oktobra 2003. Zahvaljujoč sodobnim merilnim instrumentom je tak dogodek mogoče zaznati v zgodnji fazi in omogočiti potrebne ukrepe.

Analiza podatkov SOHO in Yohkoh je pokazala, da velikanske rentgenske zanke v vroči sončni koroni zagotavljajo pomembne magnetne povezave med sončnimi pegami in sončnimi magnetnimi poli. Te velikanske zanke so dolge približno 500.000 milj in so napolnjene s 3,5 milijona F vročega, naelektrenega plina. Pojavijo se v fazi rasti 11-letnega cikla sončnih peg in so povezane s sproščanjem energije iz peg, ki se pojavi vsakih 1-1,5 let in povzroči ciklično zamenjavo magnetnih polov Sonca. Te spojine naj bi imele pomembno vlogo pri "sončnem dinamu" - procesu, ki proizvaja močna sončna magnetna polja in je vir sončnih peg, sončnih izbruhov in izbruhov mase, ki vplivajo na Zemljo.

Točkovna aktivnost narašča od minimuma do maksimuma približno 11 let. Tisti. po 22 letih se začne nov cikel. V tem času se spremeni celotno magnetno polje Sonca – severni pol postane južni in obratno; nato v naslednjem ciklu znova zamenjajte mesta.

Sončna površina je prekrita z mehurčki velikosti Teksasa. Granule so deli plazme s kratko življenjsko dobo toplote, ki se s konvekcijo prenese na površino, kot vodni mehurčki na površini vrele vode. Vzpon in spust mehurčkov proizvaja zvočne valove, ki povzročijo oddajanje zvokov vsakih 5 minut.

Najmočnejša geomagnetna nevihta v vsej zgodovini opazovanj je bila geomagnetna nevihta leta 1859. Kompleks dogodkov, vključno z geomagnetno nevihto in močnimi aktivnimi pojavi na Soncu, ki so jo povzročili, se včasih imenuje "Carringtonov dogodek", ki v literaturi imenujejo "Solar Superstorm".

Najmočnejša magnetna nevihta, ki jo je človeštvo opazovalo, je bila avgusta 1972. Bila je hitra, intenzivna in velika, najpomembnejša stvar, ki jo je spremenila v zgodovinski pojav, pa je bila polarizacija njenega magnetnega polja – nasproti Zemlji. Ko njegovo magnetno polje zadene magnetno polje Zemlje, se obe polji združita in pošljeta ogromen tok v zgornje plasti atmosfere. Električna oprema, telegrafi in telekomunikacije so bili onemogočeni v velikih delih Evrope in Amerike.

Protonska nevihta je bila najmočnejša leta 1989. Še posebej je bil nasičen z visoko pospešenimi protoni, pokrit s 100 milijoni elektronvoltov energije. Takšni protoni lahko predrejo 11 cm veliko luknjo v vodi.

Druga dejstva o Soncu

Le 55 % vseh odraslih Američanov ve, da je Sonce zvezda.

Vadba na soncu poveča porabo energije in kalorij.

Po pregovoru bodo tisti, rojeni ob zori, pametni, tisti, ki so rojeni ob sončnem zahodu, pa leni.

Helioterapija je ena najstarejših in najbolj dostopnih metod zdravljenja človeških bolezni. Ni čudno, da pravijo, da kjer sonce pride, bolezni izginejo.

Po raziskavah sončni žarki delujejo na specifične receptorje v človeški mrežnici, ki pošljejo signal možganom, naj proizvedejo več serotonina. In kot vsi vemo, je to hormon sreče.

Le 15 minut dnevne izpostavljenosti soncu je dovolj, da telo prisili, da proizvede potrebno količino vitamina E, ki je vitalnega pomena za naše telo.

Pigmentacija kože ščiti globlje plasti telesa pred izpostavljenostjo ultravijoličnim žarkom.

Barva neba je odvisna predvsem od plasti onesnaženosti zraka, kot sta dim ali prah. Normalna barva neba je modra zaradi loma sončne svetlobe z atmosferskim vodikom.

Rdeče sončne zahode povzroča močno onesnaženje ozračja. Ko sončna svetloba prehaja skozi ozračje, plasti žarkov s krajšimi valovnimi dolžinami zadržijo in absorbirajo le žarke z daljšimi valovnimi dolžinami, ki gredo skozi ozračje, to so rdeči, oranžni in rumeni žarki. Velike količine prahu in umazanije ustavijo celo rumeno luč in samo rdeči križ.

Rdeče nebo je še posebej opazno med vulkanskimi izbruhi.