Солнце — Мир Знаний

Солнце

Солнце — огромный газовый шар, в центре которого идут ядерные реакции. Основная доля массы Солнечной системы сосредоточена в нашем светиле (99,8 %), именно поэтому оно удерживает притяжением все объекты системы размером более 60 млрд км. Солнце родилось из газопылевой туманности около 4,5 млрд лет назад. Именно тогда в гигантском холодном шаре закипели мощные термоядерные процессы, которые сегодня уже исчерпали почти половину всего водорода, составляющего сердцевину ядра. Когда водородное топливо окончательно исчезнет, ядерные процессы кардинально изменятся — и начнется эра колоссальных взрывных превращений, сопровождаемых гибелью внутренних планет, а Солнечная система превратится в планетарную газопылевую туманность.

Состав и структура


Цвет светила желто-оранжевый, и наблюдаем мы его таким из-за излучения отрицательных ионов водорода. При погружении в глубины фотосферы быстро теряется ее прозрачность — и именно поэтому доступный зрению край Солнца кажется довольно резким.

На поверхности звезды много интересных деталей в виде светлых полос, зернистых образований и пузырьков. Зернистые образования называются гранулами, их размеры сравнительно невелики; достигая в поперечнике нескольких тысяч километров, они разделены дистанцией в несколько сотен километров. Обычно в спокойном состоянии на солнечной поверхности можно одновременно увидеть около миллиона гранул, причем каждая существует всего несколько минут. Их структура чем-то напоминает пчелиные соты, поскольку каждая ячейка окружена темными промежутками. В гранулированных сотах солнечной поверхности вещество поднимается и тут же опускается вглубь из-за внутренних конвекционных потоков.

Ядро

В центре Солнца расположен пусковой механизм, инициирующий непрерывные термоядерные процессы невероятной силы. Здесь происходит постоянное превращение водорода в гелий, в результате чего выделяется колоссальное количество энергии, заставляющее звезду излучать ярчайшие потоки света. Эта зона самая плотная и горячая. Несмотря на огромную плотность вещества, в тысячи раз превосходящую самые твердые металлы, ядро пребывает в жидком состоянии. Примечательно, что разные слои Солнца вращаются вокруг центральной оси с различной скоростью, быстрее всего — ядро, которое занимает около 25 % общего объема звезды.

Зона лучистого переноса

Процессы термоядерного превращения полностью прекращаются. Температура во всей толщине слоя почти одинаковая, поэтому перенос энергии осуществляется не конвекционным способом (перемешиванием вещества), а путем поглощения и излучения фотонов. Вещество в этой области практически неподвижно, из-за чего скорость ее вращения вокруг центральной точки совпадает со скоростью ядра.

Конвективная зона

Эта область занимает довольно большой объем (около 2/3) Солнца и простирается вплоть до его фотосферы. Из-за обширных размеров слоя температура и плотность вещества в ближайших к центру районах и у поверхности значительно разнятся между собой, поэтому процессы, происходящие в конвективной зоне, напоминают постоянное закипание воды, когда холодные потоки под своей тяжестью устремляются вниз, замещаясь более горячими.

Фотосфера

У видимого края диска лежат наиболее глубокие слои разреженного солнечного вещества, называемые фотосферой. На фоне всего диска толщина фотосферы совершенно незначительна, поэтому ее и определяют как граничную поверхность Солнца.

В солнечной атмосфере непрерывно бушуют штормы, периодически переходящие в ураганы. Они сопровождаются появлением солнечных пятен и протуберанцев — чудовищно гигантских выбросов вещества фотосферы. Пятна обычно группируются из нескольких больших и малых образований, так что могут занимать обширные районы на диске. Общая картина подобных ассоциаций все время изменяется, поскольку пятна рождаются, изменяют размер, распадаются и исчезают. При этом уровень активности нашей дневной звезды однозначно определяется количеством пятен. Особенно много их бывает в период активного Солнца.

Солнце главным образом состоит из водорода и гелия. В центральных областях светила температура достигает более 15 млн °С В подобных условиях солнечное вещество совсем не похоже на обычный разогретый газ. Стремительно сталкивающиеся атомы срывают внешние электронные оболочки и превращаются в ионы. Солнечная вспышка представляет собой совершенно уникальный процесс выброса световой, тепловой и кинетической энергий в солнечную атмосферу. Вспышка затрагивает почти все слои солнечной атмосферы, включая хромосферу, фотосферу и корону — так называют самые внешние, сильно разреженные ее слои. Последняя имеет сложную лучистую структуру, которую можно наблюдать во время полного солнечного затмения.

Космический путь Солнца


Наше светило стремительно направляется в центр созвездия Геркулеса, одновременно вращаясь вокруг центра Млечного Пути со скоростью 240 км/с. Солнечная система расположена вблизи плоскости симметрии галактического диска, на расстоянии около 8 тыс. парсек (27 тыс. световых лет) от галактического центра (практически на равном расстоянии от центра Галактики и ее края), на окраине рукава Ориона. Солнце является типичным желтым карликом и в полном соответствии с закономерностями звездной эволюции через несколько миллиардов лет превратится в красного гиганта. В эту эпоху солнечная атмосфера достигнет земной орбиты, затем постепенно рассеется, и на месте нашего светила останется звезда — белый карлик. Слабый холодный свет солнечного остатка будет выбрасывать запасы энергии еще миллиарды лет, пока полностью не превратится в невидимый остывший объект.

Большинство звезд гаснет тихо, переходя в мир холодных небесных тел практически незаметно, но есть среди звездного населения Вселенной и амбициозные создания, заявляющие о своей кончине на весь мир. Это видимые даже днем вспышки сверхновых, упоминания о которых можно встретить в летописях самых разных племен и народов. В среднем подобные чудовищные звездные взрывы происходят в каждой галактике раз в два-три десятилетия. В максимуме своего блеска вспышка сверхновой вполне может затмить сотни миллиардов звезд, превышая свет от всего остального галактического звездного населения.

Еще в 1930-х годах ученые предполагали, что взрывы сверхновых образуют сверхплотные нейтронные звезды. Много позже это подтвердило открытие пульсаров — очень быстро вращающихся нейтронных звезд. Один из первых пульсаров был обнаружен в самом центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца на месте сверхновой вспышки 1054 года.

Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинского алфавита O, B, A, F, G, К, М, R, N. Каждый класс делится на 10 подклассов. Солнце — звезда класса G подкласса 2. Близкие по спектральному классу светила обозначаются от G0 до G9. Причем звезда с большим номером спектрального класса характеризуется меньшей температурой на поверхности.

Вам понравится

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Поделиться записью в соц. сетях