Opis, skład i struktura wewnętrzna Słońca

Od najdawniejszych czasów słońce roznieciło ludzi na całym świecie. Nie jest przypadkiem, że istniały w różnych częściach naszej planety, aw niektórych miejscach nadal istnieją mity i kulty słoneczne, które są mniej lub bardziej osobliwe dla kultu Słońca. Odegrali ważną rolę w religii Egipcjan, Indian, Indian, a także, według niektórych badaczy, w religiach słowiańskich. Nie mając wyposażenia, które mają współczesni naukowcy i nie wiedząc, jaka jest wewnętrzna struktura Słońca, nasi przodkowie zrozumieli, że jest źródłem życia na Ziemi.

Słońce jest jedną z gwiazd Drogi Mlecznej, jedyną gwiazdą w Układzie Słonecznym. Zgodnie z klasyfikacją widmową należy do klasy żółtych karłów. Słońce nie jest bardzo gorącą i stosunkowo niewielką gwiazdą, ale w stosunku do Ziemi jej wymiary są ogromne. We wszystkich punktach Słońca zawsze zachowywana jest równowaga grawitacji i ciśnienia gazu. Siły te działają w przeciwnych kierunkach. W związku z tym, ze względu na optymalny stosunek, Słońce pozostaje dość stabilnym ciałem astronomicznym. Skład i struktura wewnętrzna Słońca są obecnie dobrze zbadane.

Skład słońca

Słońce zawiera około 75% wodoru i 25% wagowych 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 zaledwie 0,1% całkowitej masy.

Naukowcy od dawna próbowali uzyskać pojęcie o składzie i wewnętrznej strukturze Słońca za pomocą takich metod astronomicznych, jak obserwacja, spektroskopia, analiza teoretyczna itp. W rezultacie doszli do wniosku, że dzięki wybuchowi narodziła się gwiazda składająca się głównie z helu i wodoru. Ich związek jest zmienny, ponieważ w głębi Słońca wodór przekształca się w hel dzięki ciągłemu procesowi syntezy jądrowej. Rozpoczęcie tego procesu jest niemożliwe bez ekstremalnie wysokiej temperatury i dużej masy ciała niebieskiego.

Wewnętrzna struktura słońca

Słońce jest kulistym ciałem w równowadze. W równych odległościach od centrum, fizyczne wskaźniki są wszędzie takie same, ale zmieniają się stale, jeśli poruszamy się od środka do powierzchni odniesienia. Słońce ma kilka warstw, a ich temperatura jest wyższa niż bliżej środka. Nie wspominając już o tym, że hel i wodór w różnych warstwach mają różne cechy.

Rdzeń słoneczny

Rdzeń jest centralną częścią słońca. Zostało ustalone eksperymentalnie, że rozmiar rdzenia słonecznego wynosi około 25% całkowitego promienia słońca i składa się z wysoce skompresowanej materii. Masa jądra - prawie połowa całości masy słońca. Warunki panujące w naszej oprawie są ekstremalne. Temperatura i ciśnienie osiągają maksymalną wydajność: temperatura rdzenia wynosi około 14 milionów K, a ciśnienie w nim osiąga 250 miliardów atm. Gaz w rdzeniu słonecznym jest ponad 150 razy gęściejszy niż woda. Jest to dokładnie miejsce, w którym zachodzi reakcja termojądrowa, któremu towarzyszy uwalnianie energii. Wodór zamienia się w hel, a wraz z nim światło i ciepło, które następnie docierają do naszej planety i nadają jej życie.

W odległości większej niż 30% promienia od rdzenia temperatura spada poniżej 5 milionów stopni, więc reakcje jądrowe prawie nigdy tam nie występują.

Strefa transferu promienistego

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

W wyniku reakcji termojądrowej zachodzącej w rdzeniu słonecznym powstają różne fotony promieniowania. Po przejściu przez strefę transferu radiacyjnego i wszystkie kolejne warstwy, zostają wyrzucone w kosmos i wędrują tam z wiatrem słonecznym, docierając ze Słońca do Ziemi w zaledwie 8 minut. Naukowcy byli w stanie ustalić, że fotony potrzebują około 200 000 lat, aby pokonać tę strefę.

Strefa transferu radiacyjnego to nie tylko Słońce, ale także inne gwiazdy. Jego wielkość i siła zależą od wielkości gwiazdy.

Strefa konwekcyjna

Strefa konwekcji jest ostatnią w wewnętrznej strukturze Słońca i innych podobnych gwiazd. Znajduje się poza strefą transferu radiacyjnego i zajmuje ostatnie 20% promienia Słońca (około jednej trzeciej objętości gwiazdy). Energia w nim jest przekazywana przez konwekcję. Konwekcja to przenoszenie ciepła przez strumienie i strumienie przez aktywne mieszanie. Ten proces przypomina wrzącą wodę. Strumienie gorącego gazu przesuwają się na powierzchnię i wydzielają ciepło na zewnątrz, a ochłodzony gaz wraca na słońce, dzięki czemu reakcja syntezy jądrowej trwa. Gdy zbliża się do powierzchni, temperatura substancji w strefie konwekcyjnej spada do 5800 K. Prawie wszystkie gwiazdy mają strefę konwekcyjną, a także strefę transferu radiacyjnego.

Wszystkie powyższe warstwy słońca nie są obserwowalne.

Atmosfera słońca

Powyżej strefy konwekcyjnej znajduje się kilka obserwowalnych warstw słońca - atmosfera. Jego skład chemiczny określany jest za pomocą analizy spektralnej. Wewnętrzna struktura słonecznej atmosfery obejmuje trzy warstwy: fotosferę (przetłumaczoną z greckiego - "świetlna kula"), chromosferę ("kolorową kulę") i koronę. W ostatnich dwóch warstwach pojawiają się rozbłyski magnetyczne.

Fotosphere

Fotosfera jest jedyną warstwą słońca widoczną z naszej planety. Temperatura fotosfery wynosi 6000 K. Świeci światłem białym i żółtym. Środek tej warstwy jest uważany za warunkową powierzchnię Słońca i służy do obliczania odległości, to znaczy wysokości i głębokości.

Grubość fotosfery wynosi około 700 km, składa się z gazu i emituje promieniowanie słoneczne docierające do Ziemi. Górne warstwy fotosfery są chłodniejsze i mniej rozładowane niż dolne. Fale powstające w strefie konwekcyjnej i fotosferze przenoszą energię mechaniczną na obszary leżące ponad nią i ogrzewają je. W rezultacie górna część fotosfery jest najzimniejsza - około 4500 K. Po obu stronach temperatura szybko wzrasta.

Chromosfera

Chromosfera to wysoce rozrzedzona powłoka powietrza słońca po fotosferze, składająca się głównie z wodoru. Ze względu na niezwykłą jasność można ją zobaczyć tylko przy całkowitym zaćmieniu Słońca. Słowo "chromosfera" w języku greckim oznacza "malowaną kulę". Kiedy księżyc zasłania słońce, chromosfera staje się różowawa z powodu obecności wodoru. Ta warstwa jest zimniejsza niż poprzednia, ponieważ jej gęstość jest mniejsza. 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. Nieznacznie wyższe ślady wapnia. Linia widma kończy się po kolejnych 2000 km. Im dalej od powierzchni Słońca, tym cieplejszy i bardziej rozładowany jest gaz.

Korona

Powyżej wysokości 14 000 km nad fotosferą zaczyna się korona - trzecia zewnętrzna powłoka Słońca. Korona składa się z erupcji i eksponatów energetycznych - specjalnych formacji plazmy. Jego temperatura waha się od 1 do 20 milionów K, istnieją również otwory koronalne o temperaturze 600 tysięcy K, z których emanuje wiatr słoneczny. Zaczynając od dołu, temperatura wzrasta, a na wysokości 70 000 km od powierzchni Słońca zaczyna się zmniejszać.

Górna granica korony nie została jeszcze ustalona, ​​jak również dokładna przyczyna niezwykle wysokiej temperatury. Podobnie jak chromosfera, korona słoneczna jest widoczna tylko podczas zaćmień lub przy użyciu specjalnego wyposażenia. Korona słoneczna jest potężnym źródłem stałego promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego.

Do tej pory ludzkość wie dużo o wewnętrznej strukturze Słońca io procesach zachodzących w nim. Wyjaśnienie ich charakteru znacznie ułatwił postęp techniczny. Poprzez zdobywanie wiedzy o Słońcu można uzyskać pojęcie o innych gwiazdach. Ale ponieważ można tylko oglądać Słońce z daleka, wciąż ma wiele nierozwiązanych tajemnic.