Arhitectura soarelui

Arhitectura soarelui

Cartea este bine ilustrată și este destinată cercurilor largi de cititori.

Cartea: Steaua zilei. Povestea soarelui nostru

Arhitectura soarelui

Dacă vă uitați la soare cu ochiul simplu, acesta pare a fi un disc galben perfect, strălucitor. Pe fotografiile de pe Soare, obținute în lumină vizibilă, se observă că pe marginea discului Soarele este puțin mai întunecat. Acest fenomen se numește întunecare la margine. Acesta poate fi explicat după cum urmează. Raza de vizibilitate pătrunde vertical în centrul discului vizibil, trecând prin atmosfera de gaz a Soarelui. Când privim la margine, linia de vedere se desfășoară în paralel cu suprafața Soarelui și traversează numai straturile superioare ale gazului fierbinte, ceva mai rece. Astfel, lumina care vine de la marginea Soarelui este radiată de un gaz mai rece și trebuie să treacă printr-o grosime mai mare a atmosferei decât lumina provenită din centrul discului. Aceasta este explicația pentru întunecarea la margine. Dar ce ne spune acest lucru despre structura Soarelui? Principala concluzie care poate fi trasă este că gazele din atmosfera inferioară sunt mai fierbinți decât gazele din atmosfera superioară. Desigur, ați putea crede că aceasta nu este o descoperire atât de mare. Cu toate acestea, această mică informație despre arhitectura soarelui ar putea fi făcută doar pe baza unei simple observații.







Apropo, unele stele arată strălucirea până la margine (acestea sunt mai calde pe margine). Aceasta înseamnă că schimbarea temperaturii cu altitudinea este opusă temperaturii solare. Chiar mai complicată este imaginea plăcii radio a Soarelui nostru: luminozitatea radio de la marginea Soarelui este mai mare. Aceasta înseamnă că o parte a emisiei radio este generată în atmosfera externă.

Pentru a lua în considerare structura Soarelui, voi descrie o călătorie imaginară prin centrul Soarelui pe Pământ - deși o astfel de călătorie face particule de lumină - fotoni tot timpul, transferând lumină și căldură.

Mergeți într-o excursie, să ne întrebăm cum știm temperatura și densitatea. Valorile majorității parametrilor fizici nu sunt măsurate, ci sunt calculate teoretic. Structura părții interioare a Soarelui este determinată de reflecție și de calcul. Iată etapele acestei căi: teorie, ecuații de scriere, computere puternice. Și, bineînțeles, avem nevoie de mai mult noroc. În mod normal, sunt cunoscute doar câteva caracteristici globale, cum ar fi masa sau raza, precum și condițiile fizice pe suprafața radiantă. Ca urmare a observațiilor altor stele, știm și dependența reciprocă a anumitor parametri (de exemplu, temperatura suprafeței și masa). Compoziția chimică a Soarelui poate fi determinată, după cum vom vedea mai jos, din datele spectroscopice. Teoreticianul trebuie, pe baza tuturor acestor date, să creeze un model matematic al Soarelui. Dacă acest model corespunde tuturor proprietăților observaționale cunoscute și continuă să corespundă unor rezultate noi, atunci poate fi considerat o aproximare destul de bună față de realitate. Această metodă a fost folosită în fizica solară timp de aproape o jumătate de secol. Acum avem o înțelegere globală rezonabilă a structurii Soarelui. Nu putem schimba în mod arbitrar anumiți parametri solari, cum ar fi, de exemplu, temperatura de bază, fără a afecta în mod semnificativ magnitudinea luminozității observate a Soarelui. Deci, să începem călătoria noastră imaginară din adâncurile Soarelui, dintr-o zonă care până acum poate fi studiată doar cu ajutorul matematicii și tehnologiei informatice.

Arhitectura soarelui

Fig. Zonele principale din interiorul Soarelui.

Partea centrală a Soarelui pentru scurtcircuit este numită nucleul. În interior, materia este extrem de comprimată. Soarele este într-o stare stabilă sub acțiunea forțelor gravitaționale din propria sa materie, iar miezul solar este comprimat de greutatea materialului care se suprapune. Deși raza de bază este egal cu aproximativ un sfert din raza soarelui, și, prin urmare, volumul nucleului este mai mic de 2% din volumul total al Soarelui, aproape jumătate din masa solare ambalate în acesta. Cuvântul "ambalat" corespunde realității - de fapt, densitatea din nucleu este de 155 g / cm3. Este de 10 ori mai mare decât densitatea plumbului. Presiunea internă este imensă,

3 × 10 11 atmosfere, iar temperatura este de 14-15 milioane de grade Kelvin.

Condițiile sunt exact identice cu cele necesare pentru funcționarea unui reactor nuclear. Nucleul este o stație nucleară controlată, unde hidrogenul este transformat în heliu. Energia eliberată ca rezultat al proceselor nucleare traversează nucleul sub forma radiației.

Miscând 1/4 din raza soarelui, lăsăm miezul și intrăm în zona convectivă, care se extinde până la suprafața vizibilă a Soarelui. În această zonă, jumătatea rămasă a masei Soarelui este concentrată. Nu există producție de energie, deoarece temperatura și presiunea substanței scad sub valorile necesare funcționării reactorului nuclear. Cu cât suntem mai aproape de suprafață, cu atât temperatura și presiunea sunt mai mici. Cu alte cuvinte, ne mutam de-a lungul direcției de temperatură și de gradient de densitate. La o distanță de 0,1 rază solară sub suprafața soarelui, temperatura este de aproximativ 600.000 K, iar presiunea este de numai 1 milion de atmosfere. În interiorul zonei convective, au loc mișcări de materie pe scară largă, ca rezultat al transferului energiei de la miez spre suprafață.







Pe suprafața vizibilă a Soarelui, pe care astronomii o numesc fotosferă, vederea poate pătrunde într-o distanță destul de mare. În interiorul Soarelui este complet opac (altfel am putea vedea prin el). Prin urmare, călătorul nostru imaginar din centrul Soarelui poate vedea la numai 1 cm de el în orice direcție. Fotosfera este un strat de tranziție în care substanța se răcește atât de mult încât devine transparentă. Lumina poate pãrãsi aceastã suprafaþã fãrã nici o interferenþã deosebitã, ºi de aceea vedem aceastã suprafaþã. Un alt fapt important de notat este faptul că discul galben al soarelui are o margine foarte ascuțit, și din cauza gazului stralucitoare de minge, ne-am putea aștepta la o neclaritate. Claritatea marginii este asociată cu o tranziție bruscă foarte rapidă, de la aproape opacitatea completă la transparența ridicată. Că vom vedea lumina alba a soarelui provine în principal din stratul în care există o astfel de schimbare dramatică în parametrii. Grosimea acestui strat este de aproximativ 500 km, mai puțin de 0,1% din raza solară, astfel încât muchia Soare atât de clare. Acum devine ușor de înțeles întunecare fenomen la nivelul membrelor: deoarece linia de vedere, mersul pe jos spre centrul discului, are loc la adâncime de 500 km, și, prin urmare, realizează un straturi calde și luminoase decât linia de vedere îndreptată spre marginea discului.

Pe suprafața soarelui, temperatura scade la aproximativ 6000 K, presiunea este de până la 1/6 din atmosferă, iar densitatea este complet mică, devine mai puțin de o milionime din densitatea apei obișnuite.

Ne mișcăm mai departe prin straturile atmosferei exterioare a Soarelui, care amintește de coaja de ceapă. Pe fotosfera alb-galben se află o regiune relativ rece, numită cromosferă. Este vizibil pentru câteva secunde în timpul unei eclipse solare ca un inel roz în jurul discului Soarelui. Nu există o limită clară între fotosferă și cromosferă. Dacă temperatura a scăzut la aproximativ 4500 ° K, atunci putem presupune că aceasta este deja cromosfera. Apoi, temperatura crește cu altitudinea, ajungând la 10.000 ° K la cromosferă de sus, și apoi se ridică brusc la 1 Mill. Grade la limita cu coroană la o înălțime de mai multe mii de kilometri deasupra fotosferei. Între timp, densitatea scade la 10 - 16 g / cm3 (în 1 cm 3 conține 10 milioane de atomi de hidrogen).

Cel mai înalt strat al atmosferei Soarelui este o coroană care se întinde pe cel puțin 10 raze solare. În interiorul coroanei, temperatura este peste tot 10 6 K sau mai mare. Substanța corona în lumina vizibilă este aproape complet transparentă și, prin urmare, lumina coroanei în sine este foarte slabă. Din acest motiv, coroana poate fi văzută numai în timpul eclipselor totale de soare.

Coroana este o sursă puternică de radiații cu raze X. La o temperatură de aproximativ 106 K numai atomii grei, cum ar fi atomii de fier, sunt capabili să păstreze unii dintre electronii lor în orbite (și chiar nu mai mult de unul sau doi). Astfel de atomi grei "decolorați" dau linii de emisie în regiunea de raze X a spectrului. Atomii care captează din nou electronii pe orbită, de asemenea, radiază raze X. De asemenea, emisia de raze X are loc atunci când astfel de atomi interacționează unul cu celălalt.

Deasupra coroanei, călătorii imaginari cad în regiunea vântului solar. Acest vânt este format din coroană. Și într-adevăr, chiar vârful coroanei, la distanță de milioane de mile de la suprafața Soarelui, zboară în spațiul cosmic. Forțele gravitației solare nu sunt suficiente pentru a menține particulele la o asemenea distanță.

Prin urmare, ele se evaporă în spațiu și formează un vânt constând din particule. Viteza inițială a vântului este de aproximativ 4000 km / s. Treptat, viteza scade, iar în spatele planetei noastre este de 400 km / s. Nu vă fie teamă, vântul care are o viteză atât de mare nu este teribil, deoarece densitatea sa este mică: în volumul ceștii de ceai vor fi doar aproximativ 1000 de particule. În timpul anului, Soarele, din cauza vântului solar, pierde 200 milioane de milioane de tone (200 × 10 18 grame) sau 3 × 10 6 tone pe 1 sec. Valoarea variază într-o anumită măsură în funcție de starea activității Soarelui.

Descoperirea vântului solar a fost făcută mai devreme de începutul zborului de tip satelit IMP. În mod surprinzător, descoperirea vântului solar a fost rezultatul observațiilor astronomice ale surselor radio extrem de îndepărtate, situate la o distanță de miliarde de ani lumină de sistemul solar. Aceste surse erau numite quasari. În 1964, astronomii de la Cambridge au descoperit că atunci când soarele se apropie de linia de vedere îndreptată spre o sursă de radio îndepărtată, există o perturbare a semnalului radio. Acest fenomen, numit scintilații interplanetare, are aproximativ aceeași natură fizică ca pâlpâirea stelelor pe cerul de noapte. Neregularitățile vântului solar - condensarea și rărirea pe calea propagării undelor radio conduc la perturbări ale traiectoriei lor și provoacă efectul de "pâlpâire".

Descoperirea vântului solar a condus la un alt rezultat neprevăzut. Cercetătorii din Cambridge au construit un telescop special pentru studierea vântului solar și a efectului acestuia asupra radiațiilor surselor radio. Câteva luni mai târziu, cu acest instrument au fost deschise pulsare. Pulsarii sunt stele rotative cu neutroni, "bile" de materie nucleară cu un diametru de 10 km și o masă aproape de masa Soarelui. Timp de decenii, teoreticienii și-au prezis existența, dar nimeni nu știa cum să-i găsească în zonele reci ale unui univers infinit. A fost destul de întâmplătoare că Soarele a contribuit la descoperirea lor!

Planeta care se deplasează în jurul Soarelui în orbitele sale eliptice traversează straturile exterioare ale atmosferei Soarelui. Două planete cu câmpuri magnetice puternice, și anume Pământul și Jupiter, deflectă "atacul direct" al fluxurilor vântului solar datorită cavității lor magnetice, numită magnetosferă. Călătorii imaginari ar trebui să observe o schimbare a câmpului magnetic din apropierea Pământului. Fața undei de șoc în vântul solar este situată chiar înainte de "tamponul" magnetic. Rețineți că călătoria dinspre Soare pe această parte a drumului nu mai poate fi considerată doar o fantezie de imaginație, deoarece oamenii au traversat această zonă în drum spre Lună. În plus, mediul magnetic al Pământului a fost studiat cu ajutorul multor sateliți.

Lângă orbita Saturnului, la o distanță de 1 miliard de kilometri de Soare, atmosfera Soarelui este deja indistinguizabilă de mediul interplanetar, umplută cu condensări de gaze rătăcitoare și particule de praf. Apropo, praful interplanetar este cauza fenomenului frumos asociat cu Soarele, și anume, lumina zodiacală. Acest fenomen este de asemenea numit un faliment în creștere și arată ca un con de lumină la orizont, vizibil în vest imediat după apus sau în est chiar înainte de răsărit. Lumina zodiacală este cauzată de împrăștierea radiației solare prin particule de praf din spațiul interplanetar. Pe nopți întunecate de lună, aproximativ 1/3 din lumina totală a cerului cade pe partea sa. Nu l-am văzut niciodată într-adevăr în Anglia, dar în Australia acest fenomen mi-a făcut o mare impresie. Lumina zodiacă este adesea bine văzută în zonele cu lumină scăzută din statele sudice americane.

Lăsând sistemul nostru solar, observăm că Soarele arată ca multe alte stele. Soarele este una dintre multele stele ale tipului G2. Dar, așa cum a arătat călătoria noastră imaginară, Soarele este singura stea pe care suntem capabili să o descompunem, în mod figurat vorbind, în rafturi. Deși avem o idee despre regiunile interioare ale stelelor, nu putem examina suficient suprafețele lor, nu le examinăm coroanele, nu le detectăm vânturile stelare slabe și putem urmări zilnic schimbările din atmosferă. Desigur, există o mulțime de ambiguități în imaginea pe care am descris-o. Dar celelalte stele mai îndepărtate de la noi sunt și mai vagi.







Articole similare

Pagina anterioară

Pagina următoare

Trimiteți-le prietenilor: