петък, 26 май 2017 г.

Слънцето


   Слънцето е звездата в центъра на нашата Слънчева система и е най-големият обект в нея. То няма твърда повърхност и представлява топка газ съставена от 92,1 % водород (H2) и 7,8% хелий (He), задържани заедно от своята собствена гравитация, като това отношение бавно се променя с течение на времето, докато то превръща водорода в хелий в своето ядро. Останалата част са елементи като кислород, въглерод, неон, желязо и др.
   Слънцето съставлява 99,8 % от масата на цялата Слънчева система. Тъй като то не е солидно тяло, различните му части се въртят с различна скорост. При екватора то се завърта веднъж на всеки 25 дена, докато полюсите му се завъртат около оста веднъж на всеки 36 Земни дни. Все пак ядрото му се върти като твърдо тяло.
    Слънчевата атмосфера представлява тънък слой газове, и те са мястото където наблюдаваме слънчевите петна и слънчевите изригвания. Около Слънцето обикалят 8 планети, поне 5 планети-джуджета, десетки хиляди астероиди и стотици трилиони комети и ледени късове. Без интензивната слънчева енергия, на Земята нямаше да има живот. Енергията създадена в ядрото захранва Слънцето и произвежда всичките топлина и светлина, които получаваме на Земята. Всяка секунда около 700 милиона тона водород се превръщат в около 695 милиона тона хелий, а останалите 5 милиона тона се излъчват като енергия под формата на радиация и гама лъчи.
   Радиусът на Слънцето е 695 508 км., което е 109 пъти повече от Земния. Масата му е почти 2х10^30 кг., 333 000 пъти повече от тази на Земята. Плътността му е 1,4 г/см^3, което е 0,256 от тази на Земята. Притеглянето на повърхността му е 28 пъти по-силно от Земното. Силната гравитация създава невероятното налягане и температура в ядрото му. Температурата в ядрото на Слънцето е приблизително 15 милиона градуса по Целзий, а налягането е около 250 милиарда атмосфери, което е достатъчно да поддържа термоядрения синтез. В центъра на ядрото си, плътността на Слънцето е 150 пъти по-голяма от тази на водата.
  Възрастта на Слънцето се определя на 4,6 милиарда години, като се смята, че то се е формирало вследствие на гравитационния колапс на регион от огромен молекулярен облак. Повечето от материята се е събрала в центъра, докато останалата част се е разпростряла в орбитиращ диск, който вследствие се е превърнал в Слънчевата система. Централната маса е ставала все по-гореща и плътна, започвайки процес на термоядрен синтез в ядрото си. Смята се, че почти всички звезди се формират при подобен процес. Друга теория за формирането на Слънцето гласи, че формирането му е било задвижено от ударните вълни на една или повече близки експлозии на супернови. Това се предполага от високото съдържание на тежки елементи, като злато и уран в Слънчевата система. Тези елементи най-вероятно са били създадени при ендотермични ядрени реакции по време на супернова.
  Разстоянието до Земята е 149,6 милиона километра. Това разстояние е познато като "астрономическа единица" (AU) и то служи като скала за измерване на разстоянията в цялата Слънчева система. Връзката и взаимодействието между Слънцето и Земята движат сезоните, океанските течения, атмосферните условия и климата.
   Обемът на Слънцето е достатъчен за да побере около 1 милион Земи в себе си. То има 6 слоя, като 3 от тях са вътрешни - сърцевина, радиационен пояс и конвективна зона и 3 са външни - видимата повърхност (фотосферата), хромосферата и най-отдалечените региони, короната. Енергията от ядрото се извежда навън от радиацията, която отскача около радиационната зона и й отнема около 170 000 години за да достигне до конвективната зона. Температурата пада под 2 милиона градуса в конвективната зона, където огромни балони от гореща плазма (супа от йонизирани атоми) се придвижват навън. Слънчевата повърхност - фотосферата - е регион с дебелина 500 километра, от който се излъчва повечето слънчева радиация, която ние засичаме като слънчева светлина и наблюдаваме на Земята 8 минути след като е напуснала Слънцето. Слънчевите петна във фотосферата са зони със силни магнитни полета, които са по-хладни (с температура около 3500 градуса по Целзий) и затова са по-тъмни от заобикалящия ги регион. Те могат да бъдат много големи, почти 50 000 км. в диаметър. Причиняват се от сложни и не много добре разбрани взаимодействия в магнитното поле на Слънцето. Броят на слънчевите петна варира на всеки 11 години, като част от слънчевия цикъл на магнитна активност. Също свързани с този цикъл са ярките слънчеви изригвания и огромните коронални изхвърляния на маса, които се случват там. Температурата на фотосферата е около 5500 градуса по Целзий. Над фотосферата лежат тънката хромосфера и короната. Видимата светлина от тези региони обикновено е твърде слаба за да бъде забелязана на фона на ярката фотосфера, но по време на пълни слънчеви затъмнения, когато Луната покрива фотосферата, хромосферата може да бъде видяна, като червен обръч около Слънцето, докато короната образува красив бял поток плазма навън, образувайки точките на короната. Над фотосферата температурата се увеличава с височината, достигайки 2 милиона градуса по Целзий в най-горната част на короната. Източникът на това коронално нагряване е бил научна мистерия в продължение на повече от 50 години. Възможни решения идват от наблюденията с обсерваторията SOHO и мисията за коронално изследване TRACE, но точният отговор все още убягва на учените. Наскорошни мисии на НАСА, като STEREO и SDO значително увеличиха нашите познания за слънчевата корона, доближавайки ни още повече до отговора. Те също ни дадоха безпрецедентни познания за физическия феномен на "космическото време" като слънчевите изригвания, короналните изхвърляния на маса и слънчевите високоенергийни частици. Космическото време може да има неприятен ефект върху нашите технологии в космоса и тук на Земята, като тези мисии ни помогнаха да се разработят космически метеорологични доклади.
   Слънчевото магнитно поле е много силно и много сложно. Неговата магнитосфера (също така позната като хелиосфера) се простира далеч отвъд Плутон (на поне 3 пъти по-голямо разстояние отколкото е неговата орбита). В допълнение към топлината и светлината, Слънцето също така излъчва поток от заредени частици (предимно електрони и протони) с ниска плътност, познат като слънчев вятър, който се разпространява в Слънчевата система с около 450 км/сек. Слънчевият вятър, както и много по-високо заредените частици изхвърлени от слънчевите изригвания, освен че предизвикват красивите полярни сияния на Земята, при по-голяма момента интензивност могат да имат катастрофален ефект върху електропреносната ни мрежа, телекомуникационните и радио връзките и като цяло биха причинили щети за трилиони евро на човечеството. Слънчевият вятър има голям ефект върху опашките на кометите, като дори има измерим ефект върху траекториите на космическите ни совалки.
   Излъчването на енергия от Слънцето не е напълно константно. Нито пък е такава активността на слънчевите петна. През втората половина на 17-ти век е имало период на много ниска активност на слънчевите петна, наречен минимумът на Маундер. Той съвпада с наднормено студено време в северна Европа, познат понякога като "Малката ледена епоха".
   Скоростта необходима на едно тяло за да избяга от гравитационното притегляне на Слънцето е 2 223 720 км/ч, което е 55 пъти повече от скоростта необходима за напускане на Земното гравитационно притегляне. Често се казва, че Слънцето е обичайна по размер звезда. Всъщност съществуват много повече звезди, които са по-малки от Слънцето.  Около 90% от звездите във вселената са с по-малка маса от неговата. Средният размер на звездите в нашата галактика е може би по-малко от половината от масата на Слънцето. Слънцето е звезда тип G, според спектралната класификация на звездите и неформално бива отнасяно към "жълтите джуджета", тъй като неговата видима радиация е най-интензивна в жълто-зелената част на спектъра. На разстояние от 17 светлинни години от Слънцето се намират още около 50 звездни системи, като най-близката звезда от тях е Проксима Кентавър, намираща се на около 4,2 светлинни години от него. Слънцето се класира четвърто по маса измежду тези си най-близки съседи.
    Слънцето обикаля около центъра на Млечния Път на разстояние от около 25 000 светлинни години от него, като гледано от галактическия северен полюс, то завършва една своя пълна обиколка за около 225-250 милиона години. Тъй като Млечният Път се движи спрямо космическия микровълнов радиационен фон в посока на съзвездието Хидра със скорост от 550 км/с, резултантната скорост на Слънцето спрямо радиационния фон е около 370 км/с в посока на съзвездието Лъв.
    От образуването си досега, Слънцето е използвало около половината водород в ядрото си. То ще продължи да излъчва радиация "спокойно" още около 5 милиарда години, като преди края на живота си вече светимостта му ще е 2 пъти по-голяма от сега, правейки температурата на Земята по висока от тази на Венера в момента. Когато изразходи водородното си гориво, то ще претърпи радикални промени, в резултат на които ще настъпи тотално унищожение на Земята. То няма достатъчно голяма маса за да експлодира като свръхнова и вместо това ще се превърне в червен гигант. Уголемявайки се то ще обгърне орбитите на вътрешните планети, включително тази на Земята. Когато водородът в ядрото свърши след около 5,4 милиарда години, Слънцето бавно ще удвои размера си в течение на половин милиард години. След това в следващите половин милиард години ще започне да се разширява по-бързо, докато стане 200 пъти по-голямо отколкото е днес и няколко хиляди пъти по светимо. Тогава ще стартира фазата на червения гигант, в която Слънцето ще прекара около 1 милиард години, губейки около 1/3 от своята маса. След тази фаза на Слънцето ще му остават още около 120 милиона години активен живот. Първо хелият в ядрото ще се запали бурно, и Слънцето ще се свие до размер 10 пъти сегашния си, с 50 пъти по-голяма светимост и малко по-ниска температура от тази днес. Продължавайки да изгаря хелия в ядрото си, то ще става малко по-голямо и по светимо в следващите 100 милиона години. Когато хелият привърши, Слънцето ще повтори разширението си, което е претърпяло при изразходването на водорода, като този път това ще се случи по-бързо. 20 милиона години след това, Слънцето ще започне да става все по-нестабилно, с бърза загуба на маса и термични пулсации, които ще увеличат размера и светимостта му в продължение на няколко стотин хиляди години. Термичните пулсации ще стават все по големи, изхвърляйки външната му обвивка, която ще образува планетарен облак около него и ще го остави с 50% по-малко маса. Температурата на оголеното ядро ще бъде около 100 000 градуса по Целзий, като то постепенно ще се охлади и нашата звезда ще се превърне в Бяло джудже. Планетарният облак ще се разсее за около 10 000 години, но бялото джудже ще оцелее още трилиони години преди да избледнее напълно и да се слее с черния космически фон. 

Няма коментари:

Публикуване на коментар