Еволюцията на слънцето и живота на земята. Строеж, изследване и еволюция на Слънцето и звездите. Устройството и еволюцията на Вселената

Намира се в центъра на собствената си слънчева система. Около него се въртят осем планети, една от които е нашият дом, планетата Земя. Слънцето е звездата, от която пряко зависи животът и съществуването ни, защото без него ние дори нямаше да се родим. И ако Слънцето изчезне (както нашите учени все още прогнозират, това ще се случи в далечното бъдеще, след няколко милиарда години), тогава на човечеството и на цялата планета като цяло ще им бъде много трудно. Затова в момента е най-важната звезда за нас. Една от най-интригуващите и интересни теми, свързани с космоса, е устройството и еволюцията на Слънцето. Именно този въпрос ще разгледаме в тази статия.

Как се роди тази звезда?

Еволюцията на Слънцето е много важен въпрос за нашия живот. Появи се много по-рано от Земята. Учените предполагат, че сега е в средата на своя кръговат на живота, тоест тази звезда вече е на около четири или пет милиарда години, което е много, много. Произходът и еволюцията на Слънцето са тясно преплетени, тъй като раждането на звезда играе важна роля в неговото развитие.

Казано накратко, Слънцето е образувано от голямо натрупване на газови облаци, прах и различни вещества. Веществата се натрупваха и натрупваха, в резултат на което центърът на това натрупване започна да придобива собствена маса и гравитация. След това се разпространи в цялата мъглявина. Нещата стигат дотам, че средата на цялата тази маса, състояща се от водород, придобива плътност и започва да привлича облаци газ и летящи наоколо прахови частици. Тогава имаше термоядрена реакция, благодарение на която нашето Слънце светна. И така, постепенно нараствайки, това вещество се трансформира в това, което сега наричаме звезда.

В момента това е един от основните източници на живот на Земята. Само ако температурата му се повиши с няколко процента, ние вече нямаше да съществуваме. Именно благодарение на Слънцето нашата планета се роди и имаше идеални условия за по-нататъшно развитие.

Характеристики и състав на Слънцето

Устройството и еволюцията на Слънцето са взаимосвързани. Именно по структурата му и няколко други фактора учените определят какво ще се случи с него в бъдеще и как може да повлияе на човечеството, животинския и растителен свят на нашата планета. Нека разберем малко за тази звезда.

Преди това се смяташе, че Слънцето е обикновено жълто джудже, което не представлява нищо. Но по-късно се оказа, че съдържа много химични елементи, и то много масивни. Ако опишете подробно от какво се състои нашата звезда, можете да отделите цяла статия за това, така че мога да го спомена само накратко.

Водородът и хелият играят най-важна роля в състава на Слънцето. Съдържа и много други вещества, например желязо с кислород, никел и азот и много други, но те представляват само 2% от състава.

Повърхностното покритие на тази звезда се нарича корона. Той е много тънък, така че е почти невидим (освен когато слънцето притъмнява). Короната има неравна повърхност. В тази връзка тя е покрита с дупки. Именно през тези дупки слънчевият вятър прониква с голяма скорост. Под тънката обвивка е хромосферата, която е опъната в дебелина на 16 хиляди километра. Именно в тази част на звездата протичат различни химични и физични реакции. Точно там се образува и прочутият слънчев вятър – приток на вихър от енергия, който често е причина за различни процеси на Земята (полярно сияние и магнитни бури). А най-мощните огнени бури възникват във фотосферата - плътен и непрозрачен слой. Основната задача на газовете в тази част е консумацията на енергия и светлина от долните слоеве. Температурата тук достига шест хиляди градуса. Мястото на газовия енергиен обмен е в конвективната зона. Оттук газовете се издигат във фотосферата и след това се връщат обратно, за да получат необходимата енергия. И в котела (най-долния слой на звездата) има много важни и сложни процеси, свързани с протонни термоядрени реакции. Оттук цялото Слънце получава своята енергия.

Последователност на еволюцията на Слънцето

Така стигаме до най-важния въпрос на нашата статия. Еволюцията на слънцето е промените, които се случват със звездата в хода на нейния живот: от раждането до смъртта. По-рано сме обсъждали защо е важно хората да са наясно с този процес. Сега ще анализираме няколко етапа от еволюцията на Слънцето в ред.

След един милиард години

Очаква се температурата на слънцето да се повиши с десет процента. В тази връзка целият живот на нашата планета ще изчезне. Така че остава да се надяваме, че до този момент хората ще овладеят други галактики. Също така е възможно някакъв живот в океана все още да има шанс да съществува. Ще настъпи период на максимална температура на една звезда през целия й живот.

Три и половина милиарда години по-късно

Яркостта на Слънцето почти ще се удвои. В тази връзка ще има пълно изпаряване и изпаряване на водата в космоса, след което никакъв земен живот няма да има шанс да съществува. Земята ще стане като Венера. Освен това, в процеса на еволюция на Слънцето, неговият източник на енергия постепенно ще изгори, покритието ще се разшири, а ядрото, напротив, ще започне да намалява.

След шест и половина милиарда години

В централната точка на слънцето, където се намира източникът на енергия, запасите от водород ще бъдат напълно изчерпани и хелият ще започне собствено свиване поради факта, че не може да съществува в такива условия. Частиците водород продължават да изгарят само в короната на Слънцето. Самата звезда ще започне да се превръща в свръхгигант, увеличавайки обема и размерите си. Яркостта постепенно ще нараства заедно с температурата, което ще доведе до още по-голямо разширяване.

След осем милиарда години (крайният етап от развитието на Слънцето)

Изгарянето на водород ще започне в цялата звезда. Това е моментът, когато ядрото й се нагрява много, много силно. Слънцето напълно ще напусне своята орбита в процеса на разширяване от всички горепосочени процеси и ще има правото да се нарече червен гигант. В този момент радиусът на звездата ще нарасне повече от 200 пъти, а повърхността й ще се охлади. Земята няма да бъде погълната от разпаленото Слънце и ще излезе от орбитата си. По-късно може да се абсорбира. Но ако това не се случи, тогава цялата вода на планетата ще премине в газообразно състояние и ще се изпари, а атмосферата ще бъде погълната от най-силния слънчев вятър.

Резултат

Както споменахме по-рано, еволюцията на Слънцето ще повлияе значително на нашия живот и съществуването на планетата като цяло. Както не е много трудно да се досетите, при всички случаи ще бъде много зле за Земята. В крайна сметка, в резултат на еволюцията си, звездата ще унищожи цялата цивилизация и вероятно дори ще погълне нашата планета.

Беше лесно да се направят такива заключения, защото хората вече знаеха, че Слънцето е звезда. Еволюцията на Слънцето и звездите от същия размер и вид протича по подобен начин. Въз основа на това са изградени тези теории, а също и потвърдени от фактите. Смъртта е неразделна част от живота на всяка звезда. И ако човечеството иска да оцелее, тогава в бъдеще ще трябва да положим всичките си усилия, за да напуснем нашата планета и да избегнем нейната съдба.

Рефератът по астрономия е попълнен от: Каримов А.

Възрастта на звездите и слънцето

Възрастта на небесните тела се определя по различни методи. Най-точният от тях е да се определи възрастта на скалите по съотношението на количеството на радиоактивния елемент уран в тях към количеството олово. Оловото е крайният продукт от спонтанното разпадане на урана. Скоростта на този процес е точно известна и не може да бъде променена по никакъв начин. Колкото по-малко уран е останал и колкото повече олово е натрупано в скалата, толкова по-стара е тя. Най-древният скалив земната кора очевидно са малко по-стари от земната кора. Изследването на фосилизираните останки от животни и растения показва, че през последните стотици милиони години радиацията на Слънцето не се е променила значително. Така че Слънцето трябва да е по-старо от Земята. Има звезди, които, както за първи път доказа академик В. А. Амбарцумян, са много по-млади от Земята. Според скоростта на изразходване на енергия от горещите свръхгиганти може да се съди, че възможните запаси от тяхната енергия им позволяват да изразходват дори толкова щедро само за кратко време. Това означава, че горещите свръхгиганти са млади - те са 1 милион-10 милиона. години.

Младите звезди се намират в спиралните ръкави на галактиката, както и газовите мъглявини, от които се образуват звездите. Мъглявини, държани в клони магнитно поле, но магнитното поле не може да задържи звездите. Звездите, които не са имали време да се разсеят от клона, са млади. Напускайки клона, те остаряват.

Звезди от кълбовиден куп съвременна теориявътрешна структура и еволюция на звездите, най-старите. Те могат да бъдат до 10 милиарда. години. Ясно е, че звездната система - галактиките трябва да са по-стари от звездите, от които са съставени. Повечето от тях трябва да са на не по-малко от 10 милиарда години. години. В звездната Вселена има не само бавни промени, но и бързи, дори катастрофални. Например, за период от около година, обикновена, очевидно, звезда пламва като "свръхнова" и за същото приблизително време намалява яркостта си. В резултат на това вероятно се превръща в малка звезда, състояща се от неутрони и въртяща се с период от порядъка на секунда или по-бързо. Плътността му (по време на спада) нараства до плътността на атомните ядра и неутроните и се превръща в най-мощния излъчвател на радио и рентгенови лъчи, които, подобно на светлината му, пулсират с периода на въртене на звездата. Пример за такъв пулсар, както ги наричат, е слабата звезда в центъра на разширяващата се радио мъглявина Рак. Вече се знае много за останките от свръхнови под формата на пулсари и радиомъглявини като мъглявината Рак.

На първо място науката повдигна въпроса за произхода на Слънчевата система, но по-късно стана ясно, че той трябва да бъде решен заедно с проблема за произхода и развитието на звездите. Може би е трудно да го решите правилно, без да знаете как се образуват и развиват галактиките.

Зависимост на еволюцията на звездите от тяхната маса.

Според съвременните представи, житейски пътна една звезда се определя от нейната първоначална маса и химичен състав. Каква е възможната минимална маса на една звезда, не можем да кажем със сигурност. Факт е, че звездите с малка маса са много слаби обекти и е доста трудно да се наблюдават. Теорията за еволюцията на звездите твърди, че в тела с тегло под седем до осем стотни от масата на Слънцето не могат да протичат дълготрайни термоядрени реакции. Тази стойност е близка до минималната маса на наблюдаваните звезди. Светимостта им е десет хиляди пъти по-малка от тази на слънцето. Температурата на повърхността на такива звезди не надвишава 2-3 хиляди градуса. Едно такова тъмночервено джудже е Проксима, най-близката звезда до Слънцето в съзвездието Кентавър.

При звездите с голяма маса, от друга страна, тези реакции протичат с огромна скорост. Ако масата на родена звезда надвишава 50 - 70 слънчеви маси, тогава след запалването на термоядреното гориво изключително интензивното излъчване с неговото налягане може просто да изхвърли излишната маса. Звезди, чиято маса е близка до границата, са открити например в мъглявината Тарантула в съседната ни галактика Големия Магеланов облак. Те съществуват и в нашата галактика. След няколко милиона години, а може би дори и по-рано, тези звезди могат да експлодират като свръхнови (така наречените експлодиращи звезди с висока енергия на избухване).

Структурата на звездите зависи от тяхната маса. Ако една звезда е няколко пъти по-масивна от Слънцето, тогава дълбоко в нейните дълбини се получава интензивно смесване на материята, подобно на вряща вода. Такава област се нарича конвективно ядро на звезда. Колкото по-голяма е звездата, толкова по-голяма част от нея е конвективното ядро. Останалата част от звездата остава в равновесие. Източникът на енергия е в конвективното ядро. Тъй като водородът се превръща в хелий, молекулната маса на веществото на ядрото се увеличава, а обемът му намалява. В същото време външните области на звездата се разширяват, тя се увеличава по размер и температурата на нейната повърхност пада. Гореща звезда - син гигант - постепенно се превръща в червен гигант.

Продължителността на живота на една звезда е пряко свързана с нейната маса. Звезди с маса 100 пъти по-голяма от масата на слънцето живеят само няколко милиона години. Ако масата е две или три слънчеви, продължителността на живота се увеличава до милиард години.

Етапи на развитие на звездите.

Раждането на звездите е мистериозен процес, скрит от нашите очи, дори и тези, въоръжени с телескоп. Едва в средата на ХХ век. астрономите разбраха, че не всички звезди са се родили по едно и също време в далечната епоха на формирането на Галактиката, че млади звезди се появяват и в наше време. През 60-те – 70-те години. е създадена първата, все още много груба теория за образуването на звезди. По-късно новите техники за наблюдение - инфрачервени телескопи и радиотелескопи с милиметрови вълни - значително разшириха познанията ни за произхода и формирането на звездите. И изучаването на този проблем започва още по времето на Коперник, Галилей и Нютон.

Създавайки теорията за универсалната гравитация, Исак Нютон накара много любознателни хора да се замислят за причините за еволюцията на небесните тела. Един от образованите и амбициозни свещеници, д-р Ричард Бентли, който се стреми да използва научните постижения, за да оправдае съществуването на Бог, изучава подробно трудовете на Нютон и от време на време се обръща към великия физик с въпроси.

В едно от писмата Бентли пита дали силата на гравитацията може да обясни произхода на звездите. Нютон започва да мисли по тази тема и в своето отговорно съобщение до млад свещеник от 10 декември 1692 г. той очертава възгледа си относно възможността за гравитационно струпване на космическа материя: „... Ако тази материя беше равномерно разпределена в безкрайно пространство, тя никога не би могла да се обедини в една маса, но част от нея ще се кондензира тук, а другата там, образувайки безкраен брой огромни маси, разпръснати на огромни разстояния една от друга в това безкрайно пространство.

Ето как биха могли да се образуват Слънцето и неподвижните звезди ... ".

Оттогава идеята на Нютон никога не е била оспорвана от почти никого. Но бяха необходими три века, за да се превърне великата хипотеза в надеждна теория, твърдо базирана на наблюдения.

Какво има предвид Нютон, като говори за материя, разпределена в пространството? Наистина, междузвездната материя е открита веднага след изобретяването на телескопа.

Газовите облаци изглеждат като мъгливи петънца в небето. N. Peiresk през 1612 г. за първи път споменава Голямата мъглявина на Орион. С подобряването на телескопите бяха открити други мъгливи петна. В каталога на Чарлз Месие (1783) са описани 103 от тях, а в списъците на Уилям Хершел (1818) вече са отбелязани 2500 обекта от „незвезден тип“. И накрая, Новият общ каталог на мъглявините и звездните купове на Джон Драйер (1888) изброява 7840 незвездни обекта.

В продължение на три века мъглявините, особено спиралните мъглявини, се смятаха за относително близки образувания, свързани с образуването на звезди и планети. Хершел, например, беше абсолютно сигурен, че не само е открил много облаци от предзвездна материя, но дори е видял със собствените си очи как тази материя постепенно променя формата си под въздействието на гравитацията и се кондензира в звезди.

Както се оказа по-късно, някои мъглявини наистина са свързани с раждането на звезди. Но в повечето случаи ярки мъгливи петна се оказаха не газови облаци, а много далечни звездни системи. Така че оптимизмът на астрономите беше преждевременен и пътят към мистерията на раждането на звездите все още предстоеше, дълъг.

До средата на XIX век. физиците биха могли да приложат газовите закони и закона за запазване на енергията към звездите. От една страна те разбраха, че звездите не могат да светят вечно. Източникът на тяхната енергия все още не е открит, но каквото и да се окаже, все пак възрастта на звездата е измерена и трябва да се родят нови звезди, които да заменят старите.

От друга страна, тези ярки и горещи облаци от междузвезден газ, които астрономите успяха да открият в своите телескопи, очевидно не отговаряха на физиците като предполагаема субстанция на бъдещи звезди. В крайна сметка горещият газ има тенденция да се разширява под въздействието на вътрешно налягане. И физиците не бяха сигурни, че гравитацията може да победи налягането на газа.

И така, какво ще спечели - налягането или гравитацията? През 1902 г. младият английски физик Джеймс Джийнс за първи път изследва уравненията на движението на газ, като взема предвид гравитацията, и открива, че те имат две решения. Ако масата на газа е малка и гравитацията му е слаба и се нагрява доста силно, тогава в него се разпространяват вълни на компресия и разреждане - обикновени звукови вибрации. Но ако облакът от газ е масивен и студен, тогава гравитацията надделява над налягането на газа. Тогава облакът започва да се свива като цяло, превръщайки се в плътна газова топка - звезда. Критичните стойности на масата (Mj) и размера (Rj) на облака, при които той губи стабилност и започва неконтролируемо свиване - колапс, оттогава се наричат Jeans.

Характеристики на основните състояния на междузвездния газ

Въпреки това, по времето на Джинс и дори много по-късно, астрономите не можеха да уточнят газа, от който се образуват звездите. Докато търсеха предзвездна материя, физиците най-накрая разбраха защо звездите блестят. Изследванията на атомното ядро и откриването на термоядрени реакции позволиха да се обясни причината за дългото сияние на звездите.

Лекция: Съвременни представи за произхода и еволюцията на Слънцето и звездите

Слънцето се е образувало от огромен облак газ преди 4,5 милиарда години. Точно като други звезди, които се кондензират от молекулярни облаци, Слънцето е израснало гравитационно от океан от водород, хелий и други елементи. Планетите са се образували от остатъците от материя. Натрупването и сблъсъците определят техния размер и разположение в играта на космически билярд.

Когато хелиоцентричният модел получава признание през 18 век, възникват въпроси за произхода на слънчевата система. Небуларната хипотеза - че слънцето и планетите са се образували от гигантски облак от газ - е предложена през 1734 г. от Емануел Сведенборг и развита по-късно през същия век от Имануел Кант и Пиер Симон Лаплас. Въпреки че като цяло е правилен, оттогава той се разви мощно. Точно както други звезди се образуват от молекулярни облаци - мъглявината Орион, например - така и Слънцето трябва да е кондензирало от облак, богат на водород, хелий и други елементи. Облакът-предшественик на Слънцето изглежда е бил широк много светлинни години и е съдържал достатъчно газ, за да създаде хиляди слънца. Нашата звезда може да не е била единствената в този облак: съдейки по метеоритите, съдържащи тежкия изотоп на желязото, мъглявината е била замърсена от емисии от близка супернова. Така Слънцето може да израсне сред други масивни звезди, които са имали по-кратък живот и са избухнали преди раждането на Слънчевата система. Слънцето постепенно се издигна от особено плътна зона на облака поради действието на гравитационните сили. За 100 000 години тя се е превърнала в протозвезда – гореща, плътна газова топка, в която все още не е осъществен ядрен синтез. Беше заобиколен от диск от газ и прах, стотици пъти по-голям от радиуса на орбитата на Земята днес. Около 50 милиона години по-късно ядреният двигател на Слънцето се задейства и то стана звезда от главната последователност.

Вътрешните региони на формиращата се слънчева система бяха много горещи, така че летливите компоненти - като водата - не можеха да се утаят. Каменисти, богати на метали планети са се образували на базата на атоми на елементи с високи точки на топене: желязо, никел, алуминиеви сплави, силикати - сега те са основата на вулканичните скали, наблюдавани на Земята. Планетите от земната група - Меркурий, Венера, Земя и Марс - постепенно нарастват от сливането на по-малки обекти. Смята се, че вътрешните планети са се образували по-далеч от Слънцето, отколкото са днес, тъй като техните орбити се свиват, докато планетите се забавят, докато се движат през газа, който все още е уловен в постепенно разсейващия се диск.

Гигантските газови планети - Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун - се образуват по-нататък, отвъд "снежната линия", където летливите компоненти остават замръзнали. Тези планети бяха достатъчно големи, за да могат да изсмукват атмосфера от водород и хелий. Тази четворка съставлява 99% от масата, въртяща се около Слънцето. След 10 милиона години младото Слънце помете целия газ, останал в диска, планетите заеха местата си и спряха да растат. Първоначално се смяташе, че планетите са се образували предимно там, където ги виждаме днес. Но през двадесети век астрономите разбраха, че всичко е различно. Те разработиха нови теории и предположиха, че планетите всъщност се движат активно поради сблъсъци - така нареченият космически билярд.

Когато вътрешните планети бяха почти формирани, все още имаше много ембрионални планети с размер на луна в тяхната зона. Те мощно се сблъскаха с готови планети. Знаем, че това се е случило: Земята спечели Луната при един такъв сблъсък, Меркурий загуби по-голямата част от външната си обвивка при друг. Най-вероятната причина за тези сблъсъци е, че тогава орбитите на планетите са били по-издължени и следователно често са пресичали траекториите на по-малки обекти. Оттогава орбитите са променили формата си и са станали почти кръгли - вероятно поради последователни сблъсъци или гравитация на отломки. Скалистите парчета в астероидния пояс между Марс и Юпитер може да са останки от планета, разбита от множество сблъсъци. Тази зона беше особено податлива на катаклизми поради гравитационното влияние на Юпитер, най-голямата планета в Слънчевата система. Промяната в орбитата на Юпитер е причинила обилни разрушения. Гравитационният "резонанс" раздвижи района в близост до орбитата му. Последвалите сблъсъци разбиха планетата там, от която останаха само разпръснати астероиди. Някои ледени астероиди от този пояс можеха да бъдат пренесени в орбитата на Земята, поради което на младата планета се появи вода. Може да доставя вода и комети. Юпитер и други външни планети късни етапиформации се движеха активно. В радиусите на най-отдалечените планети дискът би бил твърде студен и дифузен, за да произведе наистина големи обекти. И така, обектите от пояса на Уран, Нептун и Кайпер, включително Плутон и комети, най-вероятно са произлезли по-близо до Слънцето и са били изхвърлени далеч от гравитационни взаимодействия. Нептун може да е влязъл точно в орбитата на Уран и след това да е излязъл от нея. Вероятната причина е орбитален танц, започнал между Юпитер и Сатурн 500 милиона години след раждането на Слънчевата система. За известно време орбиталният период на Юпитер е наполовина по-малък от този на Сатурн, причинявайки резонансни вибрации, които отекват в цялата слънчева система. Нептун беше изтласкан навън и малки ледени тела бяха разпръснати в пояса на Кайпер.

Слънцето (астро. ☉) е единствената звезда в Слънчевата система. Други обекти от тази система се въртят около Слънцето: планети и техните спътници, планети джуджета и техните спътници, астероиди, метеороиди, комети и космически прах.

Вътрешната структура на Слънцето

Нашето Слънце е огромна светеща топка от газ, в която протичат сложни процеси и в резултат на това непрекъснато се освобождава енергия. Вътрешният обем на Слънцето може да бъде разделен на няколко области; материята в тях се различава по свойствата си, а енергията се разпределя чрез различни физични механизми. Нека ги опознаем, започвайки от самия център.

В централната част на Слънцето е източникът на неговата енергия или образно казано онази „печка“, която го нагрява и не му позволява да изстине. Тази област се нарича ядро. Под тежестта на външните слоеве материята вътре в Слънцето се компресира и колкото по-дълбоко, толкова по-здрава. Плътността му се увеличава към центъра заедно с повишаването на налягането и температурата. В ядрото, където температурата достига 15 милиона келвина, се отделя енергия.

Тази енергия се освобождава в резултат на сливането на атоми на леки химични елементи в атоми на по-тежки. Във вътрешността на Слънцето четири водородни атома образуват един хелиев атом. Това беше тази ужасна енергия, която хората се научиха да освобождават при експлозия. водородна бомба. Има надежда, че в близко бъдеще човек ще може да се научи как да го използва за мирни цели (през 2005 г. бяха излъчени новини за началото на строителството на първия международен термоядрен реактор във Франция).

Ядрото има радиус не повече от една четвърт от общия радиус на Слънцето. Половината от слънчевата маса обаче е съсредоточена в неговия обем и почти цялата енергия, която поддържа сиянието на Слънцето, се освобождава. Но енергията на горещото ядро трябва по някакъв начин да излезе навън, към повърхността на Слънцето. Съществуват различни начинипренос на енергия в зависимост от физическите условия на околната среда, а именно: радиационен пренос, конвекция и топлопроводимост. Топлопроводимостта не играе голяма роля в енергийните процеси в Слънцето и звездите, докато радиационният и конвективният транспорт са много важни.

Непосредствено около ядрото започва зона на пренос на лъчиста енергия, където тя се разпространява чрез поглъщане и излъчване на част от светлината от веществото - кванти. Плътността, температурата и налягането намаляват, докато се отдалечавате от ядрото, а енергията тече в същата посока. Като цяло този процес е изключително бавен. За да стигнат квантите от центъра на Слънцето до фотосферата, са необходими много хиляди години: в края на краищата, бивайки повторно излъчени, квантите променят посоката си през цялото време, като се движат назад почти толкова често, колкото и напред.

Гама-квантите се раждат в центъра на Слънцето. Тяхната енергия е милиони пъти по-голяма от енергията на квантите на видимата светлина, а дължината на вълната е много малка. По пътя квантите претърпяват удивителни трансформации. Отделен квант първо се абсорбира от някакъв атом, но веднага се излъчва отново; най-често в този случай се появява не един предходен квант, а два или повече. Съгласно закона за запазване на енергията общата им енергия се запазва и следователно енергията на всеки от тях намалява. Така възникват кванти на все по-ниски енергии. Мощните гама кванти изглежда се разделят на по-малко енергийни кванти - първо рентгенови, след това ултравиолетови и

накрая видими и инфрачервени лъчи. В резултат на това слънцето излъчва най-много енергия във видимата светлина и неслучайно очите ни са чувствителни към нея.

Както вече казахме, един квант отнема много време, за да проникне през плътната слънчева материя навън. Така че, ако „печката“ вътре в Слънцето внезапно изгасне, тогава ще разберем за това едва след милиони години. По пътя си през вътрешните слънчеви слоеве енергийният поток се натъква на област, където непрозрачността на газа се увеличава значително. Това е конвективната зона на Слънцето. Тук енергията вече не се пренася чрез радиация, а чрез конвекция.

Какво е конвекция?

Когато една течност заври, се разбърква. Газът може да се държи по същия начин. Огромни потоци горещ газ се издигат нагоре, където отдават топлината си на околната среда, а охладеният слънчев газ се спуска надолу. Изглежда, че слънчевата материя кипи и се разбърква. Конвективната зона започва приблизително на разстояние 0,7 радиуса от центъра и се простира почти до най-видимата повърхност на Слънцето (фотосферата), където преносът на основния енергиен поток отново става лъчист. Въпреки това, поради инерцията, тук все още проникват горещи потоци от по-дълбоки, конвективни слоеве. Моделът на гранулиране на повърхността на Слънцето, добре познат на наблюдателите, е видима проява на конвекция.

конвективна зона на слънцето

Радиоактивната зона е около 2/3 от вътрешния диаметър на Слънцето, а радиусът е около 140 хиляди км. Отдалечавайки се от центъра, фотоните губят енергията си под въздействието на сблъсъка. Това явление се нарича явление конвекция. Това е подобно на процеса, който протича във вряща кана: енергията, идваща от нагревателния елемент, е много освен товаколичеството топлина, отнета чрез проводимост. Горещата вода, която е близо до огъня, се издига, докато по-студената вода потъва. Този процес се нарича конвенция. Смисълът на конвекцията е, че по-плътен газ се разпределя по повърхността, охлажда се и отново отива в центъра. Процесът на смесване в конвективната зона на Слънцето е непрекъснат. Гледайки през телескоп повърхността на Слънцето, можете да видите неговата гранулирана структура - гранулация. Усещането е, че се състои от гранули! Това се дължи на конвекция, възникваща под фотосферата.

фотосфера на слънцето

Тънък слой (400 км) - фотосферата на Слънцето, се намира непосредствено зад конвективната зона и представлява "реалната слънчева повърхност", видима от Земята. За първи път гранулите върху фотосферата са заснети от французина Янсен през 1885 г. Една средна гранула е с размер 1000 км, движи се със скорост 1 км/сек и съществува около 15 минути. Тъмни образувания върху фотосферата могат да се наблюдават в екваториалната част, след което се изместват. Най-силните магнитни полета са отличителен белег на такива петна. НО тъмен цвятполучена поради по-ниската температура спрямо околната фотосфера.

Хромосфера на Слънцето

Слънчевата хромосфера (цветна сфера) е плътен слой (10 000 km) от слънчевата атмосфера, който се намира точно зад фотосферата. Наблюдаването на хромосферата е доста проблематично, поради близостта й до фотосферата. Най-добре се вижда, когато Луната затвори фотосферата, т.е. по време на слънчеви затъмнения.

Слънчевите изпъкналости са огромни емисии на водород, наподобяващи светещи дълги нишки. Протуберанци се издигат на големи разстояния, достигайки диаметъра на Слънцето (1,4 млн. км), движат се със скорост около 300 км/сек, а температурата в същото време достига 10 000 градуса.

слънчева корона

Слънчевата корона е външните и разширени слоеве на слънчевата атмосфера, произхождащи от хромосферата. Дължината на слънчевата корона е много голяма и достига няколко слънчеви диаметъра. На въпроса къде точно свършва учените все още не са получили категоричен отговор.

Съставът на слънчевата корона е разредена, силно йонизирана плазма. Съдържа тежки йони, електрони с ядро от хелий и протони. Температурата на короната достига от 1 до 2 милиона градуса К, спрямо повърхността на Слънцето.

Слънчевият вятър е непрекъснато изтичане на материя (плазма) от външната обвивка на слънчевата атмосфера. Състои се от протони, атомни ядра и електрони. Скоростта на слънчевия вятър може да варира от 300 км/сек до 1500 км/сек, в съответствие с процесите, протичащи на Слънцето. Слънчевият вятър се разпространява в цялата Слънчева система и, взаимодействайки с магнитното поле на Земята, причинява различни явленияедно от които е северното сияние.

Слънчева радиация

Слънцето излъчва своята енергия във всички дължини на вълните, но по различни начини. Приблизително 44% от енергията на излъчване е във видимата част на спектъра, като максимумът съответства на жълто-зеления цвят. Около 48% от енергията, загубена от Слънцето, се отнася от инфрачервените лъчи от близкия и далечен диапазон. Гама лъчите, рентгеновите лъчи, ултравиолетовото и радио лъчение представляват само около 8%.

Видимата част на слънчевата радиация, когато се изследва с помощта на инструменти за спектрален анализ, се оказва нееднородна - в спектъра се наблюдават абсорбционни линии, описани за първи път от Й. Фраунхофер през 1814 г. Тези линии възникват, когато фотони с определени дължини на вълната се абсорбират от атоми на различни химични елементи в горните, относително студени слоеве на слънчевата атмосфера. Спектралният анализ дава възможност да се получи информация за състава на Слънцето, тъй като определен набор от спектрални линии изключително точно характеризира химичен елемент. Така например с помощта на наблюдения на спектъра на Слънцето беше предсказано откриването на хелий, който по-късно беше изолиран на Земята.

Видове радиация

В хода на наблюденията учените установиха, че Слънцето е мощен източник на радиоизлъчване. Радиовълните проникват в междупланетното пространство, които се излъчват от хромосферата (сантиметрови вълни) и короната (дециметрови и метрови вълни). Радиоизлъчването на Слънцето има два компонента - постоянен и променлив (избухвания, "шумни бури"). По време на силни слънчеви изригвания радиоизлъчването от Слънцето се увеличава хиляди и дори милиони пъти в сравнение с радиоизлъчването от тихото Слънце. Това радиоизлъчване има нетермичен характер.

Рентгеновите лъчи идват главно от горните слоеве на хромосферата и короната. Особено силна е радиацията в годините на максимална слънчева активност.

Слънцето излъчва не само светлина, топлина и всякакви други видове електромагнитно излъчване. Освен това е източник на постоянен поток от частици - корпускули. Неутрино, електрони, протони, алфа частици и по-тежки атомни ядра всички заедно съставляват корпускулярното излъчване на Слънцето. Значителна част от това излъчване е повече или по-малко непрекъснато изтичане на плазма - слънчевият вятър, който е продължение на външните слоеве на слънчевата атмосфера - слънчевата корона. На фона на този постоянно духащ плазмен вятър, отделни региони на Слънцето са източници на по-насочени, засилени, така наречените корпускулярни потоци. Най-вероятно те са свързани със специални области на слънчевата корона - коронарни дупки, а също така, вероятно, с дълготрайни активни области на Слънцето. И накрая, най-мощните краткотрайни потоци от частици, главно електрони и протони, са свързани със слънчевите изригвания. В резултат на най-мощните светкавици частиците могат да придобият скорости, които съставляват значителна част от скоростта на светлината. Частиците с такава висока енергия се наричат слънчеви космически лъчи.

Слънчевата корпускулярна радиация оказва силно влияние върху Земята и преди всичко върху горните слоеве на нейната атмосфера и магнитното поле, причинявайки много геофизични явления. Магнитосферата и земната атмосфера ни предпазват от вредното въздействие на слънчевата радиация.

Интензивност на слънчевата радиация

Имайки изключително високи температури, Слънцето е много силен източник на радиация. Видимият диапазон на слънчевата радиация има най-висок интензитет на радиация. В същото време голямо количество от невидимия спектър също достига Земята. Вътре в Слънцето протичат процеси, при които се синтезират хелиеви атоми от водородни атоми. Тези процеси се наричат процеси на ядрен синтез, те са придружени от освобождаване на огромно количество енергия. Тази енергия води до факта, че Слънцето се нагрява до температура от 15 милиона градуса по Целзий (във вътрешната му част).

На повърхността на Слънцето (фотосферата) температурата достига 5500 °C. На тази повърхност Слънцето излъчва енергия със стойност 63 MW/m². Само малка част от тази радиация достига повърхността на Земята, което позволява на човечеството да съществува комфортно на нашата планета. Средният интензитет на радиация към земната атмосфера е приблизително равен на 1367 W/m². Тази стойност може да варира в диапазона от 5% поради факта, че, движейки се по елиптична орбита, Земята се отдалечава от Слънцето на различни разстояния през годината. Стойността от 1367 W/m² се нарича слънчева константа.

Слънчева енергия на земната повърхност

Атмосферата на Земята не позволява преминаването на цялата слънчева енергия. Земната повърхност достига не повече от 1000 W/m2. Част от енергията се абсорбира, част се отразява в слоевете на атмосферата и в облаците. Голямо количество радиация се разпръсква в слоевете на атмосферата, което води до образуването на разсеяна радиация (дифузна). На повърхността на Земята също част от радиацията се отразява и се разсейва. Сумата от разсеяната и директната радиация се нарича обща слънчева радиация. Разсеяната радиация може да бъде от 20 до 60%.

Количеството енергия, достигащо земната повърхност, също се влияе от географската ширина и времето на годината. Оста на нашата планета, минаваща през полюсите, е наклонена с 23,5 ° спрямо орбитата на въртене около Слънцето. Между март

До септември слънчевата светлина удря повече Северното полукълбо, през останалото време - Южното. Следователно продължителността на деня през лятото и зимата е различна. Географската ширина на района влияе върху продължителността на дневните часове. Колкото по на север, толкова по-дълго лятно времеи обратно.

Слънчева еволюция

Предполага се, че Слънцето се е родило в мъглявина от сгъстен газ и прах. Има поне две теории за това какво е довело до първоначалното свиване на мъглявината. Според една от тях се предполага, че един от спиралните ръкави на нашата галактика е преминал през нашия регион на космоса преди около 5 милиарда години. Това може да причини лека компресия и да доведе до образуването на гравитационни центрове в газово-праховия облак. Наистина, сега по спиралните ръкави виждаме доста голям брой млади звезди и светещи газови облаци. Друга теория предполага, че някъде наблизо (в мащаба на Вселената, разбира се) е избухнала древна масивна свръхнова. Получената ударна вълна може да бъде достатъчно силна, за да инициира звездообразуване в "нашата" газово-прахова мъглявина. Тази теория се подкрепя от факта, че учените, изучаващи метеорити, са открили доста елементи, които могат да се образуват по време на експлозия на свръхнова.

Освен това, когато такава грандиозна маса (2 * 1030 kg) беше компресирана под въздействието на гравитационните сили, самата тя беше силно нагрята от вътрешно налягане до температури, при които термоядрените реакции биха могли да започнат в нейния център. В централната част температурата на Слънцето е 15 000 000K, а налягането достига стотици милиарди атмосфери. Така беше запалена новородена звезда (не бъркайте с нови звезди).

По принцип Слънцето в началото на своя живот се състои от водород. Именно водородът в хода на термоядрените реакции се превръща в хелий, докато енергията, излъчвана от Слънцето, се освобождава. Слънцето принадлежи към тип звезди, наречени жълто джудже. Това е звезда от главната последователност и принадлежи на спектрален клас G2. Масата на една самотна звезда съвсем недвусмислено определя нейната съдба. По време на живота си (~5 милиарда години), в центъра на нашата звезда, където температурата е доста висока, около половината от наличния там водород е изгорял. Приблизително същите, 5 милиарда години, Слънцето е оставило да живее във формата, към която сме свикнали.

След като водородът свърши в центъра на звездата, Слънцето ще се увеличи по размер и ще се превърне в червен гигант. Това ще има дълбок ефект върху Земята: температурата ще се повиши, океаните ще изкипят, животът ще стане невъзможен. След това, след като е изчерпала напълно "горивото" и вече няма силата да задържи външните слоеве на червения гигант, нашата звезда ще завърши живота си като бяло джудже, зарадвайки извънземните астрономи от непознатото за нас бъдеще с нова планетарна мъглявина , чиято форма може да се окаже много странна поради влиянието на планетите.

Смъртта на слънцето от времето

Още след 1,1 милиарда години звездата ще увеличи яркостта си с 10%, което ще доведе до силно нагряване на Земята.
След 3,5 милиарда години яркостта ще се увеличи с 40%. Океаните ще започнат да се изпаряват и целият живот на Земята ще свърши.
След 5,4 милиарда години ядрото на звездата ще остане без гориво – водород. Слънцето ще започне да се увеличава по размер поради разреждането на външната обвивка и нагряването на ядрото.
След 7,7 милиарда години нашата звезда ще се превърне в червен гигант, т.к. увеличи 200 пъти поради това планетата Меркурий ще бъде погълната.
В края, след 7,9 милиарда години, външните слоеве на звездата ще бъдат толкова разредени, че ще се разпаднат в мъглявина, а в центъра на бившето Слънце ще има малък обект - бяло джудже. Ето как ще свърши нашата слънчева система. Всички строителни елементи, останали след колапса, няма да бъдат загубени, те ще станат основа за раждането на нови звезди и планети.

Най-често срещаните звезди във Вселената са червените джуджета. Голяма част от това се дължи на ниската им маса, която им позволява да живеят много дълго време, преди да станат бели джуджета.
Почти всички звезди във Вселената имат същото химичен състави реакцията на ядрен синтез се случва във всяка звезда и е почти идентична, определя се само от доставката на гориво.
Както знаем, подобно на бяло джудже, неутронните звезди са един от последните процеси в еволюцията на звездите, до голяма степен възникващи след експлозия на свръхнова. Преди това често беше трудно да се различи бяло джудже от неутронна звезда, но сега учените, използващи телескопи, откриха разлики в тях. Неутронната звезда събира повече светлина около себе си и това лесно се вижда с инфрачервени телескопи. Осмо място сред интересни фактиотносно звездите.
Поради невероятната си маса, според общата теория на относителността на Айнщайн, черната дупка всъщност е извивка в пространството, така че всичко в нейното гравитационно поле се избутва към нея. Гравитационното поле на черна дупка е толкова силно, че дори светлината не може да излезе от него.
Доколкото знаем, когато горивото на една звезда свърши, тя може да нарасне по размер повече от 1000 пъти, след което се превръща в бяло джудже и поради скоростта на реакцията експлодира. Тази реакция е по-известна като свръхнова. Учените предполагат, че във връзка с този дълъг процес се образуват такива мистериозни черни дупки.
Много от звездите, които виждаме на нощното небе, могат да изглеждат като един блясък светлина. Това обаче не винаги е така. Повечето от звездите, които виждаме в небето, всъщност са две звездни системи или бинарни звездни системи. Те са просто невъобразимо далеч и ни се струва, че виждаме само една светлинка.
Звездите с най-кратък живот са най-масивни. Те са голяма маса от химикали и са склонни да изгарят горивото си много по-бързо.
Въпреки факта, че понякога ни се струва, че слънцето и звездите блестят, всъщност не е така. Ефектът на блещукане е просто светлина от звездата, която в момента преминава през земната атмосфера, но все още не е достигнала очите ни. Трето място сред най-интересните факти за звездите.
Разстоянията, включени в оценката колко далече е звездата, са невъобразимо големи. Помислете за пример: Най-близката звезда до земята е на разстояние от около 4,2 светлинни години и за да стигнем до нея, дори и на най-бързия ни кораб, ще отнеме около 70 000 години.
Най-студения известна звезда, това е кафяво джудже "CFBDSIR 1458+10B" с температура само около 100 °C. Най-горещата известна звезда е син свръхгигант, разположен в Млечния път, наречен "Зета Пурус" с температура над 42 000 °C.

Може ли слънцето да повтори съдбата на L2 Korma?

Слънчева еволюция

Изследователи от международен екип са изследвали звездата L2 Puppis, за да разберат какво крие бъдещето и каква ще бъде еволюцията.
Екипът използва радиотелескопа Alma, за да изследва звездата L2 Puppis, която се оценява на около 208 светлинни години от Земята. Като част от изследването експертите установиха, че звездата има много общо с нашето Слънце.

„Открихме, че L2 Puppis е доста стар обект, на около 10 милиарда години“, каза Хоман Уорд от KU Leuven.

Преди около пет милиарда земни години тази звезда беше много подобна на Слънцето. Слънцето, каквото е днес, имаше същата маса. Третата част от масата на звездата е била загубена за нея в процеса на съществуване. Същият процес ще засегне и Слънцето, но това ще се случи в много далечно бъдеще.
Професор Сара Дечин от Института по астрономия на Кентъки каза, че е вероятно след няколко милиарда години Слънцето, подобно на L2 Puppis, да се превърне в червен гигант. И ще има 100 пъти повече от сега и това е само една от другите очаквани промени.
„Слънцето също изпитва интензивна загуба на маса в резултат на много силен звезден вятър“, каза Десин. „В крайна сметка еволюцията на Слънцето ще го превърне в малко бяло джудже с размерите на Земята след 7 милиарда години. Но в същото време е много по-плътен и по-тежък от Земята. Една чаена лъжичка от веществото на такова бяло джудже съдържа около 5 тона материя.
На разстояние два пъти по-голямо от разстоянието от Земята до Слънцето, в орбитата L2 на Puppis, екипът откри обект. Той може да ни покаже как ще изглежда Земята след много дълго време.
Вероятно животът на Земята в този момент вече няма да е възможен, но планетата няма да бъде погълната от Слънцето. Други планети от земната група - и Венера най-вероятно ще бъдат унищожени от Слънцето, а какво ще се случи със Земята все още не е напълно разбрано.

„Вече разбираме, че Слънцето значително ще се увеличи по размер и ще стане много по-ярко. Тези обстоятелства със сигурност ще унищожат всякакви прояви на живот на Земята “, каза Дечин. „Но ще успее ли скалистото ядро на планетата да преодолее етапа на червения гигант и да продължи да съществува в орбита около останките на Слънцето – бяло джудже?“

Учените все още не са сигурни дали Земята ще оцелее след Слънцето или ще бъде погълната от него, но изучаването на L2 Puppis може да ни помогне да разберем съдбата на нашата планета.