Ryža. 5. Zatmenie Slnka.

Pozrime sa bližšie na tento všeobecný vzdelávací obraz pôvodu zatmenia Slnka.

Smer pohybu Zeme je proti smeru hodinových ručičiek, od západu na východ červená šípka.
Ak by bol Mesiac statický, potom by sa tieň Mesiaca počas rotácie Zeme posúval opačným smerom, na západ, pozdĺž čiernych strelcov.
Mesiac sa však pohybuje v smere rotácie Zeme ( pozdĺž červenej šípky), jeho obežná rýchlosť je viac ako dvojnásobkom rýchlosti jeho rotácie. Preto sa pozoruje pohyb mesačného tieňa na zemskom povrchu zo západu na východ. Ale akou rýchlosťou sa má tieň vzďaľovať od pozorovateľa na zemi doľava, t.j. smerom na východ (pozorovateľ otočený na juh) - otázka je otvorená? ... otvorené na diskusiu!

Poďme si teda zhrnúť niektoré výsledky našej štúdie pohybu Mesiaca.

Mesiac sa pohybuje naľavo od pevnej hviezdnej gule (pre pozorovateľa zo Zeme orientovaného na juh), zo západu na východ, v smere rotácie samotnej Zeme, ale rýchlejšie, rýchlosťou jednej rotácie za 27,3 dňa. , 13,2 ° za deň, príp 1,023 km/s D rozsvieti Slnko a pri zatmení Slnka po ňom „beží“ sprava. Stáva sa to preto, že Slnko sa pohybuje pozdĺž znamení zverokruhu aj na východ, pričom za 365,24 dní urobí celý kruh, pomalšie ako 1 ° za deň.

Tieň Mesiaca sa pohybuje doľava, predbieha rotáciu Zeme, prechádza po zemskom povrchu zo západu na východ.

Pre pozorovateľa zo Zeme (na severnej pologuli) nastane obraz samotného zatmenia, posunu svietidiel Slnka a Mesiaca doprava, na západ, t.j. od východu do západu slnka. Tento pohyb je spojený s rotáciou Zeme okolo svojej osi zo západu na východ.

Niektoré otázky nastolené v téme zostávajú otvorené, rád si vypočujem odpovede a zdôvodnenia.

Sám sa pokúsim v ďalšej časti objasniť tieto otázky na základe skutočnej rotácie Mesiaca.
Pokračovanie nabudúce…

Už túto sobotu 11. augusta 2018 sa do vesmíru vydá nová misia na štúdium Slnka - Parker Solar Probe (alebo Parker solar probe). Za pár rokov sa zariadenie priblíži k Slnku bližšie, ako sa to doteraz podarilo akémukoľvek človekom vyrobenému objektu. Redakcia N+1 s pomocou šéfa Sergeja Bogačeva výskumník Laboratórium slnečnej röntgenovej astronómie FIAN sa rozhodlo zistiť, prečo vedci posielajú prístroj na také horúce miesto a aké výsledky sa od neho očakávajú.

Keď sa pozrieme na nočnú oblohu, vidíme obrovské množstvo hviezd – najpočetnejšiu kategóriu objektov vo vesmíre, ktoré možno pozorovať zo Zeme. Práve tieto obrovské žiariace plynové gule vyrábajú vo svojich termonukleárnych „peciach“ mnohí chemické prvkyťažší ako vodík a hélium, bez ktorých by naša planéta a všetok život na nej ani my sami neexistovali.

Hviezdy sú od Zeme vo veľkej vzdialenosti – vzdialenosť k najbližšej z nich, Proxima Centauri, sa odhaduje na niekoľko svetelných rokov. Existuje však jedna hviezda, ktorej svetlo trvá len osem minút, kým sa k nám dostane – toto je naše Slnko a jeho pozorovanie nám pomáha dozvedieť sa viac o iných hviezdach vo vesmíre.

Slnko je k nám oveľa bližšie, ako sa na prvý pohľad zdá. V určitom zmysle sa Zem nachádza vo vnútri Slnka – neustále ju obmýva prúdenie slnečného vetra prichádzajúceho z koróny – vonkajšej časti atmosféry hviezdy. Práve prúdy častíc a žiarenia zo Slnka riadia „vesmírne počasie“ v blízkosti planét. Vznik polárnych žiaroviek a porúch v planetárnych magnetosférach závisí od týchto prúdov, zatiaľ čo slnečné erupcie a výrony koronálnej hmoty vyraďujú satelity, ovplyvňujú evolúciu foriem života na Zemi a určujú radiačné zaťaženie vesmírnych misií s ľudskou posádkou. Navyše, podobné procesy prebiehajú nielen v slnečnej sústave, ale aj v iných planetárnych sústavách. Pochopenie procesov v slnečnej koróne a vnútornej heliosfére nám preto umožňuje lepšie sa orientovať v správaní plazmového „oceánu“ obklopujúceho Zem.

Štruktúra Slnka

Wikimedia Commons

„Vzhľadom na odľahlosť Slnka o ňom dostávame takmer všetky informácie prostredníctvom žiarenia, ktoré vytvára. Aj niektoré jednoduché parametre, ako je teplota, ktorá sa dá na Zemi zmerať bežným teplomerom, sa pre Slnko a hviezdy určujú oveľa komplikovanejšie – podľa ich žiarenia. To platí aj pre zložitejšie charakteristiky, ako je magnetické pole. Magnetické pole je schopné ovplyvňovať spektrum žiarenia, štiepiť v ňom čiary - ide o takzvaný Zeemanov efekt. A práve vďaka tomu, že pole mení spektrum žiarenia hviezdy, sme schopní to zaregistrovať. Ak by takýto vplyv v prírode neexistoval, nevedeli by sme nič o magnetickom poli hviezd, pretože neexistuje spôsob, ako priamo priletieť k hviezde, “hovorí Sergey Bogachev.

"Ale táto metóda má tiež obmedzenia - vezmite si aspoň skutočnosť, že absencia žiarenia nás pripravuje o informácie. Ak hovoríme o Slnku, tak slnečný vietor nevyžaruje svetlo, takže neexistuje spôsob, ako na diaľku určiť jeho teplotu, hustotu a ďalšie vlastnosti. Nevyžaruje svetlo ani magnetické pole. Áno, v spodných vrstvách slnečnej atmosféry sú magnetické trubice naplnené svetelnou plazmou, čo umožňuje merať magnetické pole v blízkosti povrchu Slnka. Už vo vzdialenosti jedného slnečného polomeru od jeho povrchu sú však takéto merania nemožné. A takýchto príkladov je veľa. Ako byť v takejto situácii? Odpoveď je veľmi jednoduchá: musíte vypustiť sondy, ktoré dokážu letieť priamo k Slnku, ponoriť sa do jeho atmosféry a do slnečného vetra a priamo na mieste vykonávať merania. Takéto projekty sú rozšírené, aj keď menej známe ako projekty vesmírnych teleskopov, ktoré robia pozorovania na diaľku a poskytujú oveľa pôsobivejšie údaje (napríklad fotografie) ako sondy, ktoré produkujú nudné prúdy čísel a grafov. Ale ak hovoríme o vede, potom, samozrejme, len málo vzdialených pozorovaní možno porovnať v sile a presvedčivosti so štúdiom objektu, ktorý sa nachádza v blízkosti, “pokračuje Bogachev.

Tajomstvá Slnka

Odvtedy sa Slnko pozoruje Staroveké Grécko a v Staroveký Egypt a za posledných 70 rokov viac ako tucet vesmírnych satelitov, medziplanetárnych staníc a ďalekohľadov, od Sputniku-2 až po dnes fungujúce vesmírne observatóriá, ako sú SDO, SOHO alebo STEREO, pozorne monitorovalo (a monitoruje) správanie k nám najbližšie hviezdy a jej okolie. Napriek tomu majú astronómovia stále veľa otázok súvisiacich so štruktúrou Slnka a jeho dynamikou.

Napríklad už viac ako 30 rokov sa vedci stretávajú s problémom slnečných neutrín, ktorý spočíva v nedostatku registrovaných elektrónových neutrín produkovaných v jadre Slnka v dôsledku jadrových reakcií v porovnaní s ich teoreticky predpovedaným počtom. Ďalšia záhada súvisí s anomálnym ohrevom koróny. Táto najvzdialenejšia vrstva atmosféry hviezdy má teplotu viac ako milión stupňov Kelvina, zatiaľ čo viditeľný povrch Slnka (fotosféra), nad ktorým sa nachádza chromosféra a koróna, je zahriaty len na šesťtisíc stupňov Kelvina. Zdá sa to zvláštne, pretože logicky by vonkajšie vrstvy hviezdy mali byť chladnejšie. Priamy prenos tepla medzi fotosférou a korónou je nedostatočný na zabezpečenie týchto teplôt, čo znamená, že tu pracujú iné mechanizmy ohrevu korony.

Koróna Slnka počas úplného zatmenia Slnka v auguste 2017.

Goddard Space Flight Center/Gopalswamy NASA

Na vysvetlenie tejto anomálie existujú dve hlavné teórie. Podľa prvého sú magnetoakustické vlny a Alfvenove vlny zodpovedné za prenos tepla z konvekčnej zóny a fotosféry Slnka do chromosféry a koróny, ktoré rozptýlením v koróne zvyšujú teplotu plazmy. Táto verzia má však množstvo nevýhod, napríklad magnetoakustické vlny nedokážu zabezpečiť prenos dostatočne veľkého množstva energie do koróny v dôsledku rozptylu a odrazu späť do fotosféry a Alfvenove vlny premieňajú svoju energiu na tepelnú energiu plazmy relatívne. pomaly. Okrem toho, po dlhú dobu žiadny priamy dôkaz o šírení vĺn cez slnečná koróna jednoducho neexistovali – až v roku 1997 vesmírne observatórium SOHO prvýkrát zachytilo magnetoakustické slnečné vlny s frekvenciou jeden milihertz, ktoré poskytujú len desať percent energie potrebnej na zahriatie koróny na pozorovateľné teploty.

Druhá teória dáva do súvislosti anomálne zahrievanie koróny s neustále sa vyskytujúcimi mikrovzplanutiami vznikajúcimi v dôsledku neustáleho prepájania magnetických čiar v lokálnych oblastiach magnetického poľa vo fotosfére. Túto myšlienku navrhol v 80. rokoch americký astronóm Eugene Parker, ktorého meno je sonda a ktorý tiež predpovedal prítomnosť slnečného vetra, prúdu vysokoenergetických nabitých častíc nepretržite emitovaných Slnkom. Zatiaľ sa však nepotvrdila ani teória mikrovýpadov. Je možné, že oba mechanizmy fungujú na Slnku, ale to treba dokázať, a preto je potrebné letieť k Slnku v pomerne malej vzdialenosti.

S korónou je spojené aj ďalšie tajomstvo Slnka - mechanizmus vzniku slnečného vetra, ktorý vypĺňa celý slnečná sústava. Práve na ňom závisia také javy vesmírneho počasia, ako sú polárna žiara alebo magnetické búrky. Astronómovia sa zaujímajú o mechanizmy vzniku a urýchľovania pomalého slnečného vetra, ktorý sa rodí v koróne, ako aj o úlohu magnetických polí v týchto procesoch. Aj tu existuje niekoľko teórií s dôkazmi aj nedostatkami a očakáva sa, že sonda Parker pomôže bodovať i.

„Vo všeobecnosti v súčasnosti existujú dostatočne vyvinuté modely slnečného vetra, ktoré predpovedajú, ako by sa jeho charakteristiky mali meniť, keď sa vzďaľuje od Slnka. Presnosť týchto modelov je pomerne vysoká vo vzdialenostiach rádovo obežnej dráhy Zeme, ale nie je jasné, ako presne opisujú slnečný vietor v tesnej vzdialenosti od Slnka. Možno s tým pomôže Parker. Ďalšou pomerne zaujímavou otázkou je zrýchlenie častíc na Slnku. Po zábleskoch prichádzajú na Zem potoky Vysoké číslo zrýchlené elektróny a protóny. Nie je však celkom jasné, či k ich zrýchleniu dochádza priamo na Slnku a potom sa jednoducho pohybujú k Zemi zotrvačnosťou, alebo či sú tieto častice na ceste k Zemi dodatočne (a možno úplne) urýchľované medziplanetárnym magnetom. lúka. Možno, keď na Zem dorazia údaje zozbierané sondou v blízkosti Slnka, bude sa dať riešiť aj tento problém. Existuje niekoľko ďalších podobných problémov, ktoré sa dajú vyriešiť rovnakým spôsobom – porovnaním podobných meraní v blízkosti Slnka a na úrovni obežnej dráhy Zeme. Vo všeobecnosti je misia zameraná na riešenie takýchto problémov. Môžeme len dúfať, že zariadenie bude úspešné,“ hovorí Sergej Bogačev.

Rovno do pekla

Sonda Parker odštartuje 11. augusta 2018 zo štartovacieho komplexu SLC-37 na leteckej základni Cape Canaveral, do vesmíru ju vynesie ťažká nosná raketa Delta IV Heavy - ide o najvýkonnejšiu raketu v prevádzke, dokáže vypustiť na nízku obežnú dráhu takmer 29 ton nákladu. Z hľadiska nosnosti ho prekonáva iba jeden, no tento nosič je zatiaľ v štádiu testovania. Aby sme sa dostali do stredu slnečnej sústavy, je potrebné uhasiť veľmi vysokú rýchlosť, ktorú má Zem (a všetky objekty na nej) voči Slnku – asi 30 kilometrov za sekundu. Okrem výkonnej rakety to bude vyžadovať sériu gravitačných manévrov v blízkosti Venuše.

Podľa plánu bude proces približovania sa k Slnku trvať sedem rokov – s každým novým obehom (celkovo ich je 24) sa zariadenie priblíži k hviezde. Prvé perihélium prejde 1. novembra vo vzdialenosti 35 polomerov Slnka (asi 24 miliónov kilometrov) od hviezdy. Potom, po sérii siedmich gravitačných manévrov v blízkosti Venuše, sa zariadenie priblíži k Slnku na vzdialenosť asi 9-10 slnečných polomerov (asi šesť miliónov kilometrov) – stane sa tak v polovici decembra 2024. To je sedemkrát bližšie ako perihélium obežnej dráhy Merkúra, žiadna človekom vyrobená kozmická loď sa nikdy nedostala tak blízko k Slnku (aktuálny rekord patrí aparatúre Helios-B, ktorá sa k hviezde priblížila na 43,5 milióna kilometrov).

Schéma letu k Slnku a hlavné pracovné dráhy sondy.

Hlavné fázy práce na každej z obežných dráh.

Výber takejto polohy na pozorovania nie je náhodný. Podľa výpočtov vedcov sa vo vzdialenosti desiatich polomerov od Slnka nachádza Alfvenov bod – oblasť, kde sa slnečný vietor zrýchli natoľko, že opustí Slnko a vlny šíriace sa v plazme ho už neovplyvňujú. Ak môže byť sonda blízko bodu Alfven, potom môžeme predpokladať, že vstúpila do slnečnej atmosféry a dotkla sa Slnka.

Sonda "Parker" v zmontovanom stave, počas inštalácie na tretí stupeň nosnej rakety.

"Úlohou sondy je merať hlavné charakteristiky slnečného vetra a slnečnej atmosféry pozdĺž jeho trajektórie. Vedecké prístroje na palube nie sú unikátne, nemajú rekordné charakteristiky (okrem schopnosti odolávať prietokom slnečné žiarenie v perihéliu obežnej dráhy). Parker Solar Probe je konvenčná kozmická loď s prístrojmi na jedinečnej obežnej dráhe. Plánuje sa, že väčšina (možno aj všetky vedecké prístroje) zostane mimo obežnej dráhy, s výnimkou perihélia, kde je zariadenie najbližšie k Slnku. V istom zmysle taký vedecký program okrem toho zdôrazňuje, že hlavnou úlohou misie je študovať slnečný vietor a slnečnú atmosféru. Keď sa zariadenie vzdiali od perihélia, údaje z tých istých prístrojov sa zmenia na bežné, a aby sa ušetril zdroj vedeckých prístrojov, jednoducho sa prepnú do pozadia až do ďalšieho priblíženia. V tomto zmysle sú schopnosť dosiahnuť danú trajektóriu a schopnosť žiť na nej určitý čas faktormi, od ktorých bude v prvom rade závisieť úspech misie,“ hovorí Sergej Bogačev.

Zariadenie tepelného štítu "Parker".

Greg Stanley/Johns Hopkins University

Pohľad na tepelný štít v štádiu inštalácie na sonde.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Sonda "Parker" s inštalovaným tepelným štítom.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Na prežitie v blízkosti hviezdy je sonda vybavená tepelným štítom, ktorý funguje ako „dáždnik“, pod ktorým sa skryjú všetky vedecké prístroje. Predná strana štítu odolá teplotám presahujúcim 1400 stupňov Celzia, zatiaľ čo zadná strana štítu, kde sú umiestnené vedecké prístroje, nesmie prekročiť tridsať stupňov Celzia. Takýto teplotný rozdiel zabezpečuje špeciálny dizajn tohto „slnečného dáždnika“. S celkovou hrúbkou len 11,5 centimetra ho tvoria dva panely z uhlíkovo-grafitového kompozitu, medzi ktorými je vrstva uhlíkovej peny. Predná strana štítu má ochranný náter a bielu keramickú vrstvu, ktorá zvyšuje jeho reflexné vlastnosti.

Okrem štítu je na riešenie problému prehrievania navrhnutý aj chladiaci systém, ktorý ako chladivo používa 3,7 litra tlakovej deionizovanej vody. Elektrické vedenie prístroja je vyrobené s použitím vysokoteplotných materiálov, ako sú zafírové trubice a niób, a počas priblíženia sa k Slnku solárne panely budú odstránené pod tepelným štítom. Okrem silného zahrievania budú musieť inžinieri misie počítať so silným svetelným tlakom Slnka, ktorý bude prekážať správnej orientácii sondy. Na uľahčenie tejto práce sú senzory inštalované na sonde na rôznych miestach. slnečné svetlo, ktoré pomáhajú kontrolovať ochranu vedeckých zariadení pred vplyvom Slnka.

Nástroje

Takmer všetky vedecké prístroje sondy sú „nabrúsené“ na štúdium elektromagnetických polí a vlastností slnečnej plazmy, ktorá ju obklopuje. Jedinou výnimkou je optický teleskop WISPR (Wide-field Imager for Solar PRObe), ktorého úlohou bude získavať snímky slnečnej koróny a slnečného vetra, vnútornej heliosféry, rázové vlny a akékoľvek iné štruktúry pozorované zariadením.

- jediná hviezda v slnečnej sústave: popis a charakteristiky s fotografiou, Zaujímavosti, zloženie a štruktúra, umiestnenie v galaxii, vývoj.

Slnko je centrom a zdrojom života našej slnečnej sústavy. Hviezda patrí do triedy žltých trpaslíkov a zaberá 99,86 % celkovej hmotnosti našej sústavy a nad všetkými nebeskými telesami prevláda sila gravitácie. V dávnych dobách ľudia okamžite pochopili dôležitosť Slnka pre pozemský život, takže zmienka o jasnej hviezde sa nachádza už v prvých textoch a skalných maľbách. Bolo to ústredné božstvo, ktoré vládlo nad všetkým.

Dozvieme sa najzaujímavejšie fakty o Slnku - jedinej hviezde v slnečnej sústave.

Do vnútra sa zmestí milión Zemí

• Ak naplníme našu hviezdu Slnka, potom sa dovnútra zmestí 960 000 Zemí. Ak sú však stlačené a zbavené voľného priestoru, počet sa zvýši na 1300 000. Povrch Slnka je 11990-krát väčší ako povrch Zeme.

Drží 99,86 % hmotnosti systému

• Je 330 000-krát hmotnejšia ako Zem. Približne ¾ pripadá vodíku a zvyšok je hélium.

Takmer dokonalá guľa

• Rozdiel medzi rovníkovým a polárnym priemerom Slnka je len 10 km. To znamená, že máme jedno z nebeských telies najbližšie k sfére.

Teplota v strede stúpa na 15 miliónov ° C

• V jadre Slnka je táto teplota možná vďaka fúzii, kde sa vodík premieňa na hélium. Horúce objekty sa zvyčajne rozširujú, takže naša hviezda môže explodovať, ale je brzdená silnou gravitáciou. Teplota povrchu Slnka je „len“ 5780 °C.

Jedného dňa slnko pohltí zem

• Keď Slnko spotrebuje celú zásobu vodíka (130 miliónov rokov), prejde na hélium. To spôsobí, že sa zväčší a pohltí prvé tri planéty. Toto je javisko červeného obra.

Jedného dňa dosiahne veľkosť zeme

• Po červenom obrovi sa zrúti a zanechá stlačenú hmotu v gule veľkosti Zeme. Toto je štádium bieleho trpaslíka.

Slnečný lúč k nám dorazí za 8 minút

• Zem je od Slnka vzdialená 150 miliónov km. Rýchlosť svetla je 300 000 km/s, takže lúč trvá 8 minút a 20 sekúnd. Je však tiež dôležité pochopiť, že trvalo milióny rokov, kým fotóny svetla prešli z jadra slnka na povrch.

Rýchlosť Slnka - 220 km / s

• Slnko je od galaktického stredu vzdialené 24 000 – 26 000 svetelných rokov. Na obežnej dráhe preto strávi 225 – 250 miliónov rokov.

Vzdialenosť Zem-Slnko sa počas roka mení

• Zem sa pohybuje po eliptickej orbitálnej dráhe, takže vzdialenosť je 147-152 miliónov km (astronomická jednotka).

Toto je hviezda stredného veku

• Vek Slnka je 4,5 miliardy rokov, čo znamená, že už spálilo asi polovicu zásob vodíka. Tento proces však bude pokračovať ďalších 5 miliárd rokov.

Je tam silné magnetické pole

• Slnečné erupcie sa uvoľňujú počas magnetické búrky. Vidíme to ako tvorbu slnečných škvŕn, kde sa magnetické čiary a točiť sa ako zemské tornáda.

Slnečný vietor tvorí hviezda

• Slnečný vietor je prúd nabitých častíc prechádzajúci celou slnečnou sústavou so zrýchlením 450 km/s. Vietor sa objavuje tam, kde sa šíri magnetické pole Slnka.

Meno Slnka

• Samotné slovo pochádza zo starej angličtiny a znamená „juh“. Existujú aj gotické a nemecké korene. Pred rokom 700 po Kr Nedeľa sa nazývala „slnečný deň“. Úlohu zohral aj preklad. Z pôvodného gréckeho „heméra helíou“ sa stalo latinské „dies solis“.

Charakteristika Slnka

Slnko je hviezda hlavnej postupnosti typu G s absolútnou magnitúdou 4,83, ktorá je jasnejšia ako asi 85 % iných hviezd v galaxii, z ktorých mnohé sú červenými trpaslíkmi. S priemerom 696342 km a hmotnosťou 1,988 x 1030 kg je Slnko 109-krát väčší ako zem a 333 000-krát masívnejšie.

Toto je hviezda, takže hustota sa líši v závislosti od vrstvy. Priemerná hodnota dosahuje 1,408 g/cm 3 . Ale bližšie k jadru sa zvyšuje na 162,2 g/cm 3 , čo je 12,4-krát viac ako na Zemi.

Na oblohe sa javí ako žltá, ale skutočná farba je biela. Viditeľnosť vytvára atmosféra. Teplota sa zvyšuje, keď sa približujete k stredu. Jadro sa zahreje na 15,7 milióna K, koróna sa zahreje na 5 miliónov K a viditeľný povrch sa zahreje na 5778 K.

Slnko je vyrobené z plazmy, preto je obdarené vysokým magnetizmom. Existujú severné a južné magnetické póly a čiary tvoria aktivitu pozorovanú na povrchovej vrstve. Tmavé škvrny označujú chladné miesta a sú náchylné na cyklickosť.

Výrony koronálnej hmoty a erupcie nastávajú, keď sa magnetické siločiary znovu zarovnajú. Cyklus trvá 11 rokov, počas ktorých aktivita stúpa a ustupuje. Najväčší počet slnečných škvŕn sa vyskytuje pri maximálnej aktivite.

Zdanlivá magnitúda dosahuje -26,74, čo je 13 miliárd krát jasnejšia ako Sirius (-1,46). Zem je od Slnka vzdialená 150 miliónov km = 1 AU. Na prekonanie tejto vzdialenosti potrebuje svetelný lúč 8 minút a 19 sekúnd.

Zloženie a štruktúra Slnka

Hviezda je naplnená vodíkom (74,9 %) a héliom (23,8 %). Medzi ťažšie prvky patrí kyslík (1 %), uhlík (0,3 %), neón (0,2 %) a železo (0,2 %). Vnútorná časť sa delí na vrstvy: jadro, radiačné a konvekčné zóny, fotosféra a atmosféra. Jadro je vybavené najvyššou hustotou (150 g / cm 3) a zaberá 20-25% celkového objemu.

Hviezda strávi mesiac na jednu rotáciu osi, ale toto je hrubý odhad, pretože my áno plazmová guľa. Analýza ukazuje, že jadro rotuje rýchlejšie ako vonkajšie vrstvy. Kým rovníkovej čiare trvá rotácia 25,4 dňa, na póloch 36 dní.

V jadre nebeské teleso slnečná energia vzniká v dôsledku jadrovej fúzie, ktorá premieňa vodík na hélium. Vytvára takmer 99% tepelnej energie.

Medzi radiačnou a konvekčnou zónou je prechodová vrstva - tacholín. Ukazuje prudkú zmenu rovnomernej rotácie radiačnej zóny a diferenciálnej rotácie konvekčnej zóny, čo spôsobuje vážny posun. Konvekčná zóna je 200 000 km pod povrchom, kde je tiež nižšia teplota a hustota.

Viditeľný povrch sa nazýva fotosféra. Nad touto guľou sa svetlo môže voľne šíriť do priestoru a uvoľňuje slnečnú energiu. V hrúbke pokrýva stovky kilometrov.

Horná časť fotosféry sa zahrieva horšie ako spodná. Teplota stúpne na 5700 K a hustota stúpne na 0,2 g/cm3.

Atmosféru Slnka predstavujú tri vrstvy: chromosféra, prechodná časť a koróna. Prvý sa tiahne na 2000 km. Prechodová vrstva zaberá 200 km a ohrieva sa na 20 000-100 000 K. Vrstva nemá jasné hranice, ale je viditeľné halo s neustálym chaotickým pohybom. Koróna sa zohreje na 8-20 miliónov K, čo je ovplyvnené slnečným magnetickým poľom.

Heliosféra je magnetická guľa siahajúca za heliopauzu (50 AU od hviezdy). Nazýva sa aj slnečný vietor.

Evolúcia a budúcnosť Slnka

Vedci sú presvedčení, že Slnko sa objavilo pred 4,57 miliardami rokov v dôsledku kolapsu časti molekulárneho oblaku, reprezentovaného vodíkom a héliom. Zároveň sa začal otáčať (v dôsledku momentu hybnosti) a so zvyšujúcim sa tlakom sa začal zahrievať.

Väčšina hmoty sa sústredila v strede a zvyšok sa zmenil na disk, ktorý by neskôr vytvoril planéty, ktoré poznáme. Gravitácia a tlak viedli k rastu tepla a jadrovej fúzie. Ozval sa výbuch a objavilo sa slnko. Na obrázku môžete sledovať fázy vývoja hviezd.

Hviezda je momentálne vo fáze hlavnej sekvencie. Vo vnútri jadra sa na energiu premení viac ako 4 milióny ton hmoty. Teplota neustále stúpa. Analýza ukazuje, že za posledných 4,5 miliardy rokov sa Slnko stalo jasnejším o 30 % s nárastom o 1 % za každých 100 miliónov rokov.

Verí sa, že nakoniec sa začne rozširovať a zmení sa na červeného obra. Kvôli nárastu veľkosti Ortuť, Venuša a možno aj Zem zomrie. Vo fáze obra zostane približne 120 miliónov rokov.

Potom začne proces znižovania veľkosti a teploty. Bude pokračovať v spaľovaní zostávajúceho hélia v jadre, kým sa nevyčerpajú zásoby. Po 20 miliónoch rokov stratí stabilitu. Zem bude zničená alebo zapálená. Po 500 000 rokoch zostane len polovica hmotnosti Slnka a vonkajší obal vytvorí hmlovinu. V dôsledku toho získame bieleho trpaslíka, ktorý bude žiť bilióny rokov a až potom sa stane čiernym.

Umiestnenie slnka v galaxii

Slnko je bližšie k vnútornému okraju Orionovho ramena mliečna dráha. Vzdialenosť od galaktického centra je 7,5-8,5 tisíc parsekov. Nachádza sa vo vnútri lokálnej bubliny – dutiny v medzihviezdnom médiu s horúcim plynom.

Slnečná sústava sa nachádza v galaktickej obývateľnej zóne. Táto oblasť je obdarená špeciálnymi vlastnosťami, ktoré môžu podporovať život. Slnečný pohyb smeruje k Vege na území Lyry a pod uhlom 60 stupňov od galaktického stredu. Spomedzi najbližších 50 systémov je naše Slnko na 40. mieste z hľadiska hmotnosti.

Predpokladá sa, že orbitálna dráha je eliptická s prítomnosťou porúch z galaktických špirálových ramien. Na jeden orbitálny let strávi 225 až 250 miliónov rokov. Preto bolo k dnešnému dňu dokončených len 20-25 obehov. Nižšie je mapa povrchu Slnka. Ak chcete, použite naše teleskopy online v reálnom čase na obdivovanie hviezdy systému. Nezabudnite sledovať vesmírne počasie pre magnetické búrky a slnečné erupcie.

slnečné neutrína

Fyzik Evgeny Litvinovič o neutrínových časticiach lietajúcich zo Slnka, čo je štandard solárny model a problém metalicity:

Kliknutím na obrázok ho zväčšíte