Care este temperatura soarelui în grade. Temperatura soarelui și reacția termonucleară în curs

Temperatura este o caracteristică foarte importantă a stării unei substanțe, de care depind principalele sale caracteristici. proprietăți fizice. Determinarea sa este una dintre cele mai dificile probleme astrofizice. Acest lucru se datorează atât complexității metodelor existente de determinare a temperaturii, cât și inexactității fundamentale a unora dintre ele. Cu rare excepții, astronomii nu pot măsura temperatura cu niciun instrument montat pe corp. Cu toate acestea, chiar dacă acest lucru s-ar putea face, în multe cazuri instrumentele de măsurare a căldurii ar fi inutile, deoarece citirile lor ar diferi foarte mult de valoarea reală a temperaturii. Un termometru dă citiri corecte numai atunci când este în echilibru termic cu corpul a cărui temperatură este măsurată. Prin urmare, pentru corpurile care nu sunt în echilibru termic, este fundamental imposibil să se folosească un termometru și trebuie folosite metode speciale pentru a le determina temperatura. Să luăm în considerare principalele metode de determinare a temperaturilor și să indicăm cele mai importante cazuri de aplicare a acestora.

Determinarea temperaturii din lățimea liniilor spectrale. Această metodă se bazează pe utilizarea formulei (7.43) atunci când lățimea Doppler a liniilor spectrale de emisie sau absorbție este cunoscută din observații. Dacă stratul de gaz este optic subțire (nu există autoabsorbție), iar atomii săi au doar mișcări termice, atunci în acest fel se obține direct valoarea temperaturii cinetice. Cu toate acestea, de foarte multe ori aceste condiții nu sunt îndeplinite, așa cum se evidențiază în primul rând prin abaterea profilurilor observate de la curba Gaussiană prezentată în Fig. 90. Este evident că în aceste cazuri problema determinării temperaturii pe baza profilurilor liniilor spectrale devine mult mai complicată.

Determinarea temperaturii pe baza studiului proceselor atomice elementare care conduc la apariția radiațiilor observate. Această metodă de determinare a temperaturii se bazează pe calcule teoretice ale spectrului și compararea rezultatelor acestora cu observațiile. Să ilustrăm această metodă pe exemplul coroanei solare. Spectrul său arată linii de emisie aparținând elementelor ionizate multiplicate ale căror atomi lipsesc mai mult de o duzină de electroni externi, care necesită energii de cel puțin câteva sute de electroni volți. Puterea radiației solare este prea mică pentru a provoca o ionizare atât de puternică a gazului. Poate fi explicată doar prin ciocniri cu particule energetice rapide, în principal electroni liberi. În consecință, energia termică a unei fracțiuni semnificative a particulelor din coroana solară ar trebui să fie egală cu câteva sute de electroni volți. Notând cu e energia exprimată în electroni volți și ținând cont de (7.13), avem T = 11.600 V.

Atunci majoritatea particulelor de gaz au o energie de 100 eV la o temperatură de peste un milion de grade.

Determinarea temperaturii pe baza aplicării legilor radiației corpului negru. Un număr dintre cele mai obișnuite metode de determinare a temperaturii se bazează pe aplicarea legilor radiației corpului negru (strict vorbind, valabile doar pentru echilibrul termodinamic) la radiația observată. Cu toate acestea, din motivele menționate la începutul acestei secțiuni, toate aceste metode sunt fundamental inexacte și conduc la rezultate care conțin erori mai mari sau mai mici. Prin urmare, ele sunt utilizate fie pentru estimări aproximative de temperatură, fie în cazurile în care este posibil să se demonstreze că aceste erori sunt neglijabile. Să începem cu aceste cazuri.

Un strat de gaz optic gros, opac, în conformitate cu legea lui Kirchhoff, produce radiații puternice într-un spectru continuu. Un exemplu tipic sunt straturile cele mai adânci ale atmosferei unei stele. Cu cât aceste straturi sunt mai adânci, cu atât sunt mai bine izolate de spațiul înconjurător și, în consecință, radiația lor este mai aproape de echilibru. Prin urmare, pentru straturile interioare ale stelei, a căror radiație nu ajunge deloc la noi, legile radiației termice sunt îndeplinite cu un grad ridicat de precizie.

Situația este destul de diferită cu straturile exterioare ale stelei. Ele ocupă o poziție intermediară între straturile interioare complet izolate și cele exterioare complet transparente (adică radiația vizibilă). De fapt, vedem acele straturi a căror adâncime optică nu diferă prea mult de 1. Într-adevăr, straturile mai adânci sunt mai puțin vizibile datorită creșterii rapide a opacității odată cu adâncimea, iar straturile cele mai exterioare radiază slab (amintim că radiația unui subțire optic). stratul este proporțional cu grosimea sa optică). Prin urmare, radiația care depășește limitele unui corp dat ia naștere în principal în straturi. Cu alte cuvinte, acele straturi pe care le vedem sunt situate la o adancime de la care gazul devine opac.Pentru ei legile radiatiei termice sunt doar aproximativ indeplinite. Astfel, de exemplu, pentru stele, de regulă, este posibil să alegeți o astfel de curbă Planck, care, deși foarte aproximativ, seamănă totuși cu distribuția energiei în spectrul său. Acest lucru face posibilă, cu mari rezerve, aplicarea legile lui Planck, Stefan-Boltzmann și Wien la radiația stelelor.

Să luăm în considerare aplicarea acestor legi la radiația Soarelui, Fig. 91 arată distribuția de energie observată în spectrul centrului discului solar, împreună cu câteva curbe Planck pentru diferite temperaturi. Din această figură se poate observa că niciuna dintre ele nu se potrivește exact cu curba Soarelui. În cel din urmă, maximul de emisie nu este atât de pronunțat. Dacă acceptăm că are loc în lungimea de undă max = 4300 Å, atunci temperatura determinată de legea deplasării Wien va fi egală cu T ( verificare) = 6750°.

Energia totală radiată de 1 cm2 din suprafața Soarelui este

e ¤ \u003d 6,28 × 10 10 erg / cm 2 × sec.

Înlocuind această valoare în formula (7.33) a legii Stefan-Boltzmann, obținem așa-numita temperatură efectivă.

Deci, temperatura efectivă a unui corp este temperatura unui astfel de corp absolut negru, din care fiecare centimetru pătrat din întregul spectru radiază același flux de energie ca 1 cm 2 din acest corp.

Conceptele de luminozitate și temperatură de culoare sunt introduse într-un mod similar. Temperatura de luminozitate este temperatura unui astfel de corp absolut negru, al cărui centimetru pătrat la o anumită lungime de undă radiază același flux de energie ca și corpul dat la aceeași lungime de undă. Pentru a determina temperatura de luminozitate, trebuie să aplicați formula lui Planck la luminozitatea monocromatică observată a suprafeței radiante. Evident, în diferite părți ale spectrului, un corp real poate avea temperaturi de luminozitate diferite. Deci, de exemplu, din fig. 91 arată că curba Soarelui intersectează diferite curbe Planck, ale căror temperaturi corespunzătoare arată modificarea temperaturii de luminozitate a Soarelui în diferite părți ale spectrului vizibil.

Determinarea temperaturii de luminozitate necesită măsurători foarte complexe ale intensității radiației în unități absolute. Este mult mai ușor de determinat modificarea intensității radiației într-o anumită regiune a spectrului (distribuția relativă a energiei).

Temperatura unui corp absolut negru, în care distribuția relativă a energiei într-o anumită parte a spectrului este aceeași cu cea a unui corp dat, se numește temperatura de culoare a corpului. Revenind din nou la distribuția energiei în spectrul Soarelui, vedem că în intervalul de lungimi de undă de 5000-6000 Å panta curbei pentru Soare din Fig. 91 este aceeași cu cea a curbei Planck pentru o temperatură de 7000° în aceeași regiune a spectrului.

Conceptele de temperatură efectivă, luminozitate și culoare introduse mai sus sunt astfel doar parametri care caracterizează proprietățile radiației observate. Sunt necesare mai multe cercetări pentru a afla cu ce precizie și la ce adâncime dau o idee despre temperatura reală a corpului.

Să analizăm rezultatele. Temperatura efectivă a Soarelui, determinată de fluxul total de radiații, s-a dovedit a fi de 5760°, în timp ce poziția radiației maxime în spectrul Soarelui corespunde unei temperaturi determinate de legea lui Wien, aproximativ 6750°. Distribuția relativă a energiei în diferite părți ale spectrului vă permite să găsiți temperaturi de culoare, a căror valoare variază foarte mult chiar și în interiorul regiunii vizibile. Deci, de exemplu, în intervalul de lungimi de undă de 4700-5400 Å, temperatura culorii este de 6500 °, iar în apropiere în intervalul de lungimi de undă de 4300-4700 Å - aproximativ 8000 °. Într-un interval și mai larg, temperatura de luminozitate variază pe spectru, care în regiunea spectrală de 1000-2500 Å crește de la 4500 ° la 5000 °, în razele verzi (5500 Å) este aproape de 6400 °, iar în radio raza de unde metrice atinge un milion de grade! Pentru claritate, toate rezultatele de mai sus sunt rezumate în tabel. 4.

Diferența dintre datele prezentate în tabel. 4 este de o importanță fundamentală și conduce la următoarele concluzii importante:

1. Radiația Soarelui diferă de radiația unui corp complet negru. În caz contrar, toate valorile temperaturii date în tabel. 4 ar fi la fel.

2. Temperatura materiei solare variază cu adâncimea. Într-adevăr, opacitatea gazelor puternic încălzite nu este aceeași pentru diferite lungimi de undă. În razele ultraviolete, absorbția este mai mare decât în ​​cele vizibile. În același timp, undele radio sunt cel mai puternic absorbite de astfel de gaze. Prin urmare, radiațiile radio, ultraviolete și, respectiv, vizibile, se referă la straturile din ce în ce mai profunde ale Soarelui. Ținând cont de dependența observată a temperaturii luminozității de lungimea de undă, constatăm că undeva în apropierea suprafeței vizibile a Soarelui există un strat cu o temperatură minimă (aproximativ 4500 °), care poate fi observată în razele ultraviolete îndepărtate. Deasupra și sub acest strat, temperatura crește rapid.

3. Din cele precedente rezultă că majoritatea materia solară trebuie să fie puternic ionizată. Deja la o temperatură de 5-6 mii de grade, atomii multor metale sunt ionizați, iar la temperaturi peste 10-15 mii de grade, cel mai abundent element de pe Soare, hidrogenul, este ionizat. Prin urmare, materia solară este o plasmă, adică. un gaz în care majoritatea atomilor sunt ionizați. Doar într-un strat subțire în apropierea marginii vizibile ionizarea este slabă și predomină hidrogenul neutru

Din Tabel. 5 arată că în adâncurile Soarelui temperatura depășește 10 milioane de grade, iar presiunea este de sute de miliarde de atmosfere (1 atm = 103 dine/cm2). În aceste condiții, atomii individuali se mișcă cu viteze extraordinare, atingând, de exemplu, pentru hidrogen, sute de kilometri pe secundă. Deoarece densitatea materiei este foarte mare, ciocnirile atomice apar foarte des. Unele dintre aceste ciocniri duc la întâlniri apropiate ale nucleelor ​​atomice, necesare pentru apariția reacțiilor nucleare.

Două reacții nucleare joacă un rol important în interiorul Soarelui. Ca urmare a unuia dintre ele, prezentat schematic în Fig. 130, patru atomi de hidrogen formează un atom de heliu. În fazele intermediare ale reacției se formează nuclee de hidrogen greu (deuteriu) și nuclee ale izotopului He3. Această reacție se numește proton-proton.

O altă reacție în condiții solare joacă un rol mult mai mic. În cele din urmă, duce și la formarea unui nucleu de heliu de patru protoni. Procesul este mai complicat și poate decurge numai în prezența carbonului, ale cărui nuclee intră în reacție în primele etape și sunt eliberate în ultimele. Astfel, carbonul este un catalizator, motiv pentru care întreaga reacție se numește ciclul carbonului.

De o importanță excepțională este faptul că masa nucleului de heliu este cu aproape 1% mai mică decât masa a patru protoni. Această pierdere aparentă de masă se numește defect de masă și este cauza eliberării unor cantități mari de energie ca urmare a reacțiilor nucleare.

Reacțiile nucleare descrise sunt sursa de energie radiată de Soare în spațiul mondial.

Deoarece cele mai mari temperaturi și presiuni sunt create în straturile cele mai adânci ale Soarelui, reacțiile nucleare și eliberarea de energie care le însoțește au loc cel mai intens în centrul Soarelui. Numai că aici, alături de reacția proton-proton, ciclul carbonului joacă un rol important. Odată cu distanța față de centrul Soarelui, temperatura și presiunea devin mai scăzute, eliberarea de energie din cauza ciclului carbonului se oprește rapid și până la o distanță de aproximativ 0,2-0,3 rază de centru rămâne doar reacția proton-proton. semnificativ. La o distanță de centru de peste 0,3 rază, temperatura devine mai mică de 5 milioane de grade, iar presiunea este sub 10 miliarde de atmosfere. În aceste condiții, reacțiile nucleare nu pot avea loc deloc. Aceste straturi transmit doar radiații către exterior, eliberate la o adâncime mai mare sub formă de cuante gamma, care sunt absorbite și reemise de către atomi individuali. Este esențial ca, în loc de fiecare cuantă absorbită de energie înaltă, atomii, de regulă, să emită mai multe cuante de energii inferioare. Acest lucru se întâmplă din următorul motiv. Absorbant, atomul este ionizat sau puternic excitat și dobândește capacitatea de a radia. Cu toate acestea, revenirea unui electron la nivelul său energetic inițial nu are loc imediat, ci prin stări intermediare, în timpul tranzițiilor între care sunt eliberate cuante de energii inferioare. Ca rezultat, cuantele dure sunt oarecum „împărțite” în altele mai puțin energice. Prin urmare, în locul razelor gamma, sunt emise raze X, în loc de raze X sunt emise raze ultraviolete, care, la rândul lor, deja în straturile exterioare sunt împărțite în cuante de raze vizibile și termice, emise în final de Soare.

Acea parte a Soarelui, în care eliberarea de energie din cauza reacțiilor nucleare este nesemnificativă și procesul de transfer de energie are loc prin absorbția radiației și reemisia ulterioară, se numește zona de echilibru radiativ. Ocupă o suprafață de aproximativ de la 0,3 la 0,7 r¤ de centrul Soarelui. Deasupra acestui nivel, materia în sine începe să ia parte la transferul de energie și direct sub straturile exterioare observate ale Soarelui, pentru aproximativ 0,3 din raza sa, se formează o zonă convectivă, în care energia este transferată prin convecție.

- singura stea din sistemul solar: descriere și caracteristici cu o fotografie, Fapte interesante, compoziție și structură, locație în galaxie, dezvoltare.

Soarele este centrul și sursa vieții sistemului nostru solar. Steaua aparține clasei piticelor galbene și ocupă 99,86% din masa totală a sistemului nostru, iar gravitația predomină ca putere peste toate corpurile cerești. În cele mai vechi timpuri, oamenii au înțeles imediat importanța Soarelui pentru viața pământească, așa că mențiunea unei stele strălucitoare se găsește chiar în primele texte și picturi rupestre. Era zeitatea centrală, care domnea peste toate.

Să aflăm cele mai interesante fapte despre Soare - singura stea din sistemul solar.

Un milion de Pământuri încap înăuntru

• Dacă ne umplem steaua Soarelui, atunci 960.000 de Pământuri vor încăpea înăuntru. Dar dacă sunt comprimați și lipsiți de spațiu liber, atunci numărul va crește la 1300000. Suprafața Soarelui este de 11990 de ori mai mare decât cea a Pământului.

Deține 99,86% din greutatea sistemului

• Este de 330.000 de ori mai masiv decât cel al Pământului. Aproximativ ¾ este atribuit hidrogenului, iar restul este heliu.

Sferă aproape perfectă

• Diferența dintre diametrele ecuatoriale și cele polare ale Soarelui este de numai 10 km. Aceasta înseamnă că avem unul dintre cele mai apropiate corpuri cerești de sferă.

Temperatura din centru crește la 15 milioane de grade Celsius

• În miez, căldura este creată datorită procesului de fuziune, în care hidrogenul este transformat în heliu. De obicei, obiectele fierbinți se extind, astfel încât steaua noastră ar putea exploda, dar este reținută de gravitația puternică. Temperatura suprafeței crește la 5600 °C.

Într-o zi, soarele va înghiți pământul

• Când Soarele a consumat întreaga rezervă de hidrogen (130 de milioane de ani), va trece la heliu. Acest lucru îl va face să crească în dimensiune și să consume primele trei planete. Aceasta este etapa gigantului roșu.

Într-o zi va ajunge la dimensiunea pământului

• După gigantul roșu, se va prăbuși și va lăsa o masă comprimată într-o minge de dimensiunea Pământului. Acesta este stadiul de pitică albă.

Raza de soare ajunge la noi în 8 minute

• Pământul este la 150 de milioane de km distanță de Soare. Viteza luminii este de 300.000 km/s, așa că este nevoie de 8 minute și 20 de secunde pentru a ajunge la noi. Dar este, de asemenea, important să înțelegem că au durat milioane de ani înainte ca energia să se mute de la miezul solar la suprafață.

Viteza Soarelui - 220 km/s

• Soarele se află la 24.000-26.000 de ani lumină de centrul galactic. Prin urmare, petrece 225-250 de milioane de ani pe calea orbitală.

Distanța Pământ-Soare variază pe parcursul anului

• Pământul se mișcă pe o cale orbitală eliptică, deci distanța este de 147-152 milioane km (unitate astronomică).

Aceasta este o vedetă cu vârsta mijlocie

• Vârsta Soarelui este de 4,5 miliarde de ani, ceea ce înseamnă că a ars deja aproximativ jumătate din rezerva sa de hidrogen. Dar procesul va continua încă 5 miliarde de ani.

Există un câmp magnetic puternic

• Ecranele solare sunt eliberate în timpul furtunilor magnetice. Vedem aceasta ca formarea de pete solare în care liniile magnetice se răsucesc și se rotesc ca tornadele terestre.

O stea formează vântul solar

• Vântul solar este un flux de particule încărcate care trece prin întregul sistem solar cu o accelerație de 450 km/s. Vântul apare acolo unde se propagă câmpul magnetic al Soarelui.

Numele Soarelui

• Cuvântul în sine provine din engleza veche care înseamnă „sud”. Există și rădăcini gotice și germane. Înainte de 700 d.Hr Duminica era numită „zi însorită”. Traducerea a jucat și ea un rol. Originalul grecesc „heméra helíou” a devenit latinescul „dies solis”.

Caracteristicile Soarelui

Soarele este o stea secvența principală Tipul G cu o magnitudine absolută de 4,83, care este mai strălucitoare decât aproximativ 85% din alte stele din galaxie, dintre care multe sunt pitice roșii. Cu un diametru de 696.342 km și o masă de 1,988 x 1030 kg, Soarele este de 109 de ori mai mare decât Pământul și de 333.000 de ori mai masiv.

Aceasta este o stea, deci densitatea variază în funcție de strat. Valoarea medie ajunge la 1,408 g/cm 3 . Dar mai aproape de nucleu crește la 162,2 g/cm 3 , care este de 12,4 ori mai mare decât cea a Pământului.

Apare galben pe cer, dar adevărata culoare este albă. Vizibilitatea este creată de atmosferă. Temperatura crește pe măsură ce te apropii de centru. Miezul se încălzește până la 15,7 milioane K, corona se încălzește până la 5 milioane K, iar suprafața vizibilă se încălzește până la 5778 K.

Soarele este format din plasmă, prin urmare este înzestrat cu magnetism ridicat. Există poli nord și sud magnetic, iar liniile formează activitatea văzută pe stratul de suprafață. Petele întunecate marchează petele reci și se pretează la ciclicitate.

Ejecțiile de masă coronală și erupțiile apar atunci când liniile câmpului magnetic se realinează. Ciclul durează 11 ani, timp în care activitatea crește și scade. Cel mai mare număr de pete solare apare la activitate maximă.

Magnitudinea aparentă ajunge la -26,74, care este de 13 miliarde de ori mai strălucitoare decât Sirius (-1,46). Pământul este la 150 de milioane de km distanță de Soare = 1 UA. Pentru a depăși această distanță, fasciculul de lumină are nevoie de 8 minute și 19 secunde.

Compoziția și structura Soarelui

Steaua este plină cu hidrogen (74,9%) și heliu (23,8%). Elementele mai grele includ oxigen (1%), carbon (0,3%), neon (0,2%) și fier (0,2%). Partea interioară este împărțită în straturi: miez, zone de radiație și convecție, fotosferă și atmosferă. Miezul este dotat cu cea mai mare densitate (150 g/cm3) și ocupă 20-25% din volumul total.

Este nevoie de o lună pentru ca o stea să își rotească axa, dar aceasta este o estimare aproximativă, pentru că avem o minge de plasmă în fața noastră. Analiza arată că miezul se rotește mai repede decât straturile exterioare. În timp ce linia ecuatorială durează 25,4 zile pentru a se roti, este nevoie de 36 de zile la poli.

În miezul unui corp ceresc, energia solară este generată datorită fuziunii nucleare, care transformă hidrogenul în heliu. Acesta creează aproape 99% din energia termică.

Între zonele de radiație și convectivă există un strat de tranziție - tacolină. Arată o schimbare bruscă a rotației uniforme a zonei de radiație și rotația diferențială a zonei de convecție, ceea ce provoacă o schimbare serioasă. Zona convectivă se află la 200.000 km sub suprafață, unde temperatura și densitatea sunt, de asemenea, mai scăzute.

Suprafața vizibilă se numește fotosferă. Deasupra acestei mingi, lumina se poate propaga liber în spațiu, eliberând energie solară. Acoperă sute de kilometri în grosime.

Partea superioară a fotosferei este inferioară la încălzire față de cea inferioară. Temperatura se ridică la 5700 K, iar densitatea se ridică la 0,2 g/cm 3 .

Atmosfera Soarelui este reprezentată de trei straturi: cromosfera, partea de tranziție și coroana. Primul se întinde pe 2000 km. Stratul de tranziție ocupă 200 km și se încălzește până la 20.000-100.000 K. Stratul nu are limite clare, dar se observă un halou cu mișcare haotică constantă. Corona se încălzește până la 8-20 milioane K, care este influențată de câmpul magnetic solar.

Heliosfera este o sferă magnetică care se extinde dincolo de heliopauză (50 UA de la stea). Se mai numește și vântul solar.

Evoluția și viitorul Soarelui

Oamenii de știință sunt convinși că Soarele a apărut în urmă cu 4,57 miliarde de ani din cauza prăbușirii unei părți a norului molecular, reprezentat de hidrogen și heliu. În același timp, a început să se rotească (din cauza momentului unghiular) și a început să se încălzească odată cu creșterea presiunii.

Cea mai mare parte din masă a fost concentrată în centru, iar restul s-a transformat într-un disc care avea să formeze ulterior planetele pe care le cunoaștem. Gravitația și presiunea au dus la creșterea căldurii și a fuziunii nucleare. A fost o explozie și a apărut soarele. În figură, puteți urmări etapele evoluției stelelor.

Steaua se află în prezent în faza secvenței principale. În interiorul nucleului, peste 4 milioane de tone de materie sunt transformate în energie. Temperatura este în continuă creștere. Analiza arată că în ultimii 4,5 miliarde de ani, Soarele a devenit mai strălucitor cu 30%, cu o creștere de 1% la fiecare 100 de milioane de ani.

Se crede că în cele din urmă va începe să se extindă și să se transforme într-o gigantă roșie. Din cauza creșterii dimensiunilor, Mercur, Venus și, eventual, Pământul vor muri. Va rămâne în faza gigantică timp de aproximativ 120 de milioane de ani.

Apoi va începe procesul de reducere a dimensiunii și a temperaturii. Va continua să ardă heliul rămas în miez până când rezervele se vor epuiza. După 20 de milioane de ani, își va pierde stabilitatea. Pământul va fi distrus sau inflamat. După 500.000 de ani, va rămâne doar jumătate din masa Soarelui, iar învelișul exterior va crea o nebuloasă. Drept urmare, vom obține o pitică albă care va trăi trilioane de ani și abia apoi va deveni neagră.

Locația soarelui în galaxie

Soarele este mai aproape de marginea interioară a Brațului Orion în Calea Lactee. Distanța de la centrul galactic este de 7,5-8,5 mii parsecs. Este situat în interiorul bulei locale - o cavitate în mediul interstelar cu gaz fierbinte.

Zvonurile despre un sfârșit iminent s-au dovedit a fi oarecum exagerate.

În 2005, astrofizicianul Piers van der Meer a făcut o declarație senzațională. Potrivit acestuia, în ultimul secol temperatura Soarelui a crescut constant. Un astfel de proces, de regulă, este observat înainte de metamorfoza unei stele obișnuite într-o supernovă. Astfel, omul de știință a prezis peste șase ani inevitabila explozie a Soarelui și, ca urmare, moartea întregii vieți de pe Pământ. Dar proeminențele înregistrate de NASA nu au indicat vreo schimbare serioasă asupra stelei noastre, iar încălzirea globală din ultimul secol este asociată cu efectul de seră, un „produs secundar” al activității umane. Astfel, vestea „Zilei Judecății” s-a dovedit a fi oarecum prematură.

Care este temperatura reală a Soarelui?

Această întrebare a nedumerit oamenii de știință de multe secole. Fără îndoială, lumina noastră este foarte fierbinte, pentru că dă căldură, fiind la multe mii de kilometri de Pământ. Dar abia în secolul al XX-lea, astrofizicienii au reușit să-i calculeze temperatura mai mult sau mai puțin precisă. S-a dovedit că diferă în funcție de apropierea de miezul corpului ceresc. În mijlocul său este de până la cincisprezece milioane și jumătate de grade Celsius (sau 27 de milioane de grade Fahrenheit). Stratul superior al atmosferei de heliu-hidrogen al stelei este fierbinte până la un milion de grade, iar la suprafață temperatura Soarelui în Celsius este de 5515 grade.

De unde știm asta?

Desigur, nici un cosmonaut sau o navă controlată de pe Pământ nu a zburat vreodată la lumina noastră cu un termometru. Cu toate acestea, temperatura Soarelui în grade poate fi calculată în laborator din radiația spectrală. Steaua ni se pare galbenă. Dacă ar fi mai cald, am numi soarele nostru albastru... Deși aproape că nu ar fi cineva care să-l numească, pentru că apariția vieții proteice pe Pământ la temperaturi atât de sfârâitoare ar fi imposibilă. Dacă centrul sistemului nostru stelar ar fi mai rece, ar părea roșcat. Studiind radiația stelei prin spectrul de culori, oamenii de știință au descoperit următoarele: temperatura este cea mai scăzută pe suprafața stelei, iar mai adânc până la miez, căldura este mai mare.

În ce unități se măsoară temperatura soarelui?

În viața de zi cu zi, folosim două sisteme pentru măsurarea temperaturii: Celsius (în țările europene) și Fahrenheit (în America). Dar astrofizicienii folosesc un sistem metric diferit - conform lui Kelvin. Cea mai recentă scară și sistemul Celsius sunt ușor de comparat. La urma urmei, doar zero nu se potrivește. Celsius a luat ca punct de referință punctul de îngheț al apei, iar Kelvin a luat zero absolut. Sunt minus 273 de grade, doar un asemenea frig domnește în spațiul fără aer al Cosmosului. Astfel, temperatura Soarelui, măsurată la scară științifică, este de 5800 de grade Kelvin la suprafață, iar în nucleu - 15.500.273 K. Se vor schimba acești indicatori în timp? Fara indoiala! Toate stelele – iar Soarele nu face excepție – se nasc odată, câștigând masă, transformându-se într-o gigantă roșie. Și apoi începe îmbătrânirea: mai întâi, corpul ceresc devine o pitică albă (reprezentând un nucleu, fără coroană), apoi o pitică neagră, până când explodează cu o Supernova. Dar lumina noastră, conform calculelor unor oameni de știință serioși, mai trebuie să încălzească omenirea timp de aproximativ cinci miliarde de ani.

Cea mai apropiată stea de noi este, desigur, Soarele. Conform parametrilor cosmici, distanța de la Pământ la acesta este destul de mică: de la Soare la Pământ, lumina soarelui parcurge doar 8 minute.

Soarele nu este o pitică galbenă obișnuită, așa cum se credea anterior. Acesta este corpul central al sistemului solar, în jurul căruia se învârt planetele, cu o cantitate mare elemente grele. Aceasta este o stea formată după mai multe explozii de supernove, în jurul cărora s-a format un sistem planetar. Datorită locației, aproape de condițiile ideale, viața a apărut pe a treia planetă Pământ. Soarele are deja cinci miliarde de ani. Dar să vedem de ce strălucește? Care este structura Soarelui și care sunt caracteristicile acestuia? Ce îl așteaptă în viitor? Cât de semnificativ este impactul său asupra Pământului și a locuitorilor săi? Soarele este steaua în jurul căreia se învârt toate cele 9 planete ale sistemului solar, inclusiv a noastră. 1 a.u. (unitate astronomică) = 150 milioane km - aceeași este distanța medie de la Pământ la Soare. Sistemul solar include nouă planete mari, aproximativ o sută de sateliți, multe comete, zeci de mii de asteroizi (planete minore), meteoroizi și gaz și praf interplanetar. În centrul tuturor acestor lucruri se află Soarele nostru.

Soarele strălucește de milioane de ani, ceea ce este confirmat de studiile biologice moderne obținute din rămășițele de alge albastru-verde-albastre. Schimbați temperatura suprafeței Soarelui cu cel puțin 10%, iar pe Pământ, toată viața ar muri. Prin urmare, este bine ca steaua noastră să radieze uniform energia necesară pentru prosperitatea omenirii și a altor creaturi de pe Pământ. În religiile și miturile popoarelor lumii, Soarele a ocupat întotdeauna locul principal. Aproape toate popoarele din antichitate, Soarele era cea mai importantă zeitate: Helios - printre grecii antici, Ra - zeul Soarelui al vechilor egipteni și Yarilo printre slavi. Soarele aducea căldură, recolta, toată lumea îl venera, pentru că fără el nu ar exista viață pe Pământ. Dimensiunea Soarelui este impresionantă. De exemplu, masa Soarelui este de 330.000 de ori masa Pământului, iar raza acestuia este de 109 ori mai mare. Dar densitatea corpului nostru stelar este mică - de 1,4 ori mai mare decât densitatea apei. Mișcarea petelor de la suprafață a fost observată chiar de Galileo Galilei, dovedind astfel că Soarele nu stă nemișcat, ci se rotește.

zona convectivă a soarelui

Zona radioactivă este de aproximativ 2/3 din diametrul interior al Soarelui, iar raza este de aproximativ 140 mii km. Îndepărtându-se de centru, fotonii își pierd energia sub influența coliziunii. Acest fenomen se numește fenomen de convecție. Aceasta amintește de procesul care are loc într-un ibric în fierbere: energia care vine din element de încălzire, mult mai mult decât cantitatea care este îndepărtată prin conducere. Apa fierbinte, situată în vecinătatea incendiului, se ridică, iar cea mai rece cade. Acest proces se numește convenție. Sensul convecției este că un gaz mai dens este distribuit pe suprafață, se răcește și merge din nou în centru. Procesul de amestecare în zona convectivă a Soarelui este continuu. Privind printr-un telescop la suprafața Soarelui, puteți vedea structura granulară a acestuia - granulații. Senzația este că este format din granule! Acest lucru se datorează convecției care are loc sub fotosferă.

fotosfera soarelui

Un strat subțire (400 km) - fotosfera Soarelui, este situat direct în spatele zonei convective și reprezintă „suprafața solară reală” vizibilă de pe Pământ. Pentru prima dată, granulele de pe fotosferă au fost fotografiate de francezul Janssen în 1885. O granulă medie are o dimensiune de 1000 km, se mișcă cu o viteză de 1 km/sec și există aproximativ 15 minute. Formațiunile întunecate pe fotosferă pot fi observate în partea ecuatorială și apoi se deplasează. Cele mai puternice câmpuri magnetice sunt un semn distinctiv al unor astfel de pete. DAR culoare inchisa obţinută datorită temperaturii mai scăzute faţă de fotosfera din jur.

Cromosfera Soarelui

Cromosfera solară (sfera colorată) este un strat dens (10.000 km) al atmosferei solare, care este situat direct în spatele fotosferei. Este destul de problematic să observați cromosfera, din cauza locației sale apropiate de fotosferă. Cel mai bine se vede atunci când Luna închide fotosfera, adică. în timpul eclipselor de soare.

Proeminențele solare sunt emisii uriașe de hidrogen care seamănă cu filamente lungi strălucitoare. Proeminențele se ridică la distanțe mari, atingând diametrul Soarelui (1,4 mln km), se deplasează cu o viteză de aproximativ 300 km/sec, iar temperatura atinge în același timp și 10.000 de grade.

Corona solară este straturile exterioare și extinse ale atmosferei Soarelui, care își au originea deasupra cromosferei. Lungimea coroanei solare este foarte mare și atinge mai multe diametre solare. La întrebarea unde exact se termină, oamenii de știință nu au primit încă un răspuns cert.

Compoziția coroanei solare este o plasmă rarefiată, puternic ionizată. Conține ioni grei, electroni cu nucleu de heliu și protoni. Temperatura coroanei ajunge de la 1 la 2 milioane de grade K, în raport cu suprafața Soarelui.

Vântul solar este un flux continuu de materie (plasmă) din învelișul exterior al atmosferei solare. Este format din protoni, nuclee atomice și electroni. Viteza vântului solar poate varia de la 300 km/sec la 1500 km/sec, în conformitate cu procesele care au loc pe Soare. Vântul solar se răspândește peste tot sistem solarși, interacționând cu câmpul magnetic al Pământului, provoacă diverse fenomene, dintre care unul este aurora boreală.

Caracteristicile Soarelui

Masa Soarelui: 2∙1030 kg (332.946 mase Pământului)
Diametru: 1.392.000 km
Raza: 696.000 km
Densitate medie: 1.400 kg/mc
Înclinare axială: 7,25° (față de planul eclipticii)
Temperatura suprafeței: 5.780 K
Temperatura în centrul Soarelui: 15 milioane de grade
Clasa spectrală: G2 V
Distanța medie față de Pământ: 150 milioane km
Vârsta: 5 miliarde de ani
Perioada de rotatie: 25.380 zile
Luminozitate: 3,86∙1026W
Magnitudine aparenta: 26,75 m

Soarele este o stea care generează căldură ca urmare a reacțiilor termonucleare care au loc în el pentru a transforma moleculele de hidrogen într-un gaz inert - heliu. Temperatura se măsoară în grade și diferite în straturi diferite. Datorită faptului că Pământul se află la mare distanță de stea, suntem protejați de efectele sale sfârâitoare. Pentru a se simți în siguranță, omenirea trebuie să-și dezvăluie toate secretele.

In contact cu

Structura luminii

Cum arată Soarele și din ce este făcut? În centrul său, aceasta este o sferă de plasmă-gaz multistrat, al cărei volum intern poate fi împărțit în mai multe zone cu compoziție, proprietăți, comportament și caracteristici diferite ale materiei.

Structura Soarelui poate fi reprezentat astfel:

• miezul este un cuptor de fuziune gigant care generează căldură și energie sub formă de fotoni. Ei sunt cei care aduc lumină pe pământ. Raza nucleului nu depășește un sfert din raza totală a corpului ceresc; temperatura din centrul soarelui ajunge la 14 milioane Kelvin;
• zona de radiații (radiante), are o grosime de aproximativ trei sute de mii de kilometri și se caracterizează printr-o densitate ridicată. Aici energia este încet p deplasându-se spre suprafață. De fapt, acesta este domeniul fuziunii termonucleare;
• zona convectivă, unde energia se mișcă mult mai repede la suprafață sau la fotosferă;
• deasupra suprafeței începe o zonă de gaze vortex ale atmosferei solare.

Sferele și trăsăturile lor

Fotosfera este cel mai subțire și profund strat situat deasupra suprafeței Soarelui, poate fi observată în spectrul continuu al luminii vizibile. Înălțimea fotosferei este de aproximativ 300 km. Cu cât stratul fotosferei este mai adânc, cu atât devine mai fierbinte.

Cromosfera este învelișul exteriorînconjurând fotosfera. Are aproximativ 10.000 km grosime și are o structură eterogenă. Corona este partea exterioară și, prin urmare, neobișnuit de rarefiată a atmosferei, care poate fi văzută în timpul unei eclipse totale. Are o temperatură de peste un milion de grade.

Atmosfera este supusă unor oscilații rezonante constante p aproximativ la fiecare 5 minute. Răspândindu-se în straturile superioare atmosferă, undele le transferă o parte din energie, gazele altor straturi (cromosferă și coroană) se încălzesc. Prin urmare, partea superioară a fotosferei de pe Soare este cea mai „rece”.

Atenţie! Densitatea, temperatura și presiunea din interiorul unui reactor de fuziune uriaș scad odată cu distanța de la miez.

Temperatura Soarelui în grade este diferită în fiecare dintre sferele sale, astfel încât temperatura Soarelui la suprafață este de 5.800 de grade Celsius, coroană solară - 1.500.000, temperatura miezului soarelui este de 13.500.000.

Puterea radiațiilor

Puterea de radiație este foarte mare: aproximativ 385 de miliarde de megawați. Aproape instantaneu, 700 de milioane de tone de hidrogen sunt convertite în 695 de milioane de tone de heliu și 5 milioane de tone de raze gamma. Din cauza temperatura ridicata stele, fuziunea care transformă hidrogenul în heliu are loc cu formarea energiei solare și cu emisia unui flux de fotoni. Un asemenea flux denumit în mod obișnuit vântul solar, care se propagă cu o viteză mai mare de 450 km/s.

Datorită radiațiilor, procesele de viață de pe Pământ sunt susținute, clima acestuia este determinată. Formal, strălucirea are practic culoare alba, totuși, apropiindu-se de suprafața pământului, devine galben - acesta este rezultatul împrăștierii luminii și al absorbției părții cu lungime de undă scurtă a spectrului.

Vântul solar are o altă definiție - ejecțiile de masă coronală (CME), care sunt un front colosal de radioactiv. particule încărcate ionizate, îndreptată în abisul cosmic și incinerând tot ce îi este în cale.

Când fotonii ajung la straturile de suprafață, ei determină rotirea straturilor exterioare ale stelei, rezultând opoziții magnetice puternice și unde de șoc.

Accelerând la viteze incredibile, gazele generează și câmpuri magnetice puternice, care, pe măsură ce stelele se rotesc, se ciocnesc și ies de la suprafață.

Undele magnetice erup în spațiul cosmic bucle supradimensionate. Unele dintre aceste formațiuni sunt atât de mari încât Pământul ar putea trece prin ele cu o marjă uriașă.

Un cheag de plasmă ionizată foarte radioactivă se desprinde de ele și este transportat cu mare viteză. Acesta este KVM-ul. El poate răni nava spatialași chiar amenință viața astronauților. Un astfel de front criminal ajunge uneori la pământ timp de 16 ore. Pentru comparație: pe o navă spațială rapidă, zborul ar dura ani, iar vântul solar durează doar câteva ore pentru a finaliza această călătorie.

Important! Vântul solar este o amenințare mortală la adresa existenței întregii vieți de pe planeta noastră. Dacă Pământul nu ar avea un câmp magnetic care să creeze o barieră impenetrabilă pentru particule, viața ar fi întreruptă în câteva secunde.

aparitie

Există diferite teorii despre originea soarelui. Iată una dintre ele. În spațiul nemărginit, praf și gaz strâns de milioane de ani, sub influența gravitației și a presiunii, s-a produs o creștere a căldurii, care a dus la fuziunea nucleară și o explozie. În primul rând dintr-o acumulare imensă de material s-a format o stea, apoi planete din apropiere.

Mulți oameni se întreabă câți ani are Soarele nostru și cum s-a format. Vârsta exactă a vedetei, desigur, este imposibil de aflat. Se crede că singura stea din sistem a apărut acum 4,57 miliarde de ani.

Există o ipoteză că durata de viață a unei stele în secvența principală nu depășește 10 miliarde de ani. Aceasta înseamnă că acum se află practic la mijlocul perioadei de viață și după expirarea existenței sale, strălucirea sa va deveni mult mai strălucitoare, iar temperatura va scădea rapid, iar steaua va ajunge în stadiul de gigant roșie. Apoi, învelișul său exterior va începe să se extindă și apoi să piardă din masă. Acest lucru poate duce la faptul că straturile de suprafață pot ajunge pe orbita Pământului.

Diametrul discului

Deoarece o stea este o minge de gaz care se rotește, forma sa este ușor aplatizată la poli. Conform cercetare științifică, nu există deloc zone solide pe suprafața soarelui, așa că termenul „diametru” caracterizează dimensiunea unuia dintre straturile atmosferei.

Pe baza observațiilor astronomice folosind efectul optic Bailey's Beads, acest parametru este definit ca diametrul fotosferei - zona transferul de energie radiantă.

Raza medie a Soarelui obtinuta prin aceasta metoda este de 695.990 km. Prin urmare, diametrul soarelui în kilometri este de 1.392.000 km.

Există o altă modalitate de a calcula dimensiunea corpului solar - folosind metodele helioseismologiei cu studiul undelor f gravitaționale de suprafață formate pe soare.

Datele obţinute prin metoda „seismică” arată contrariul valoarea razei - 695 700 km, iar diametrul soarelui în kilometri este de 1 391 400. Această valoare este mai mică decât raza fotosferei cu aproximativ 300 km.

Important!În ciuda diferențelor ușoare între cele două valori (aproximativ 0,04%), modificarea valorii setate anterior poate duce la supraestimarea altor parametri, cu excepția densității și temperaturii. .

Viteza de rotatie

Un corp nesolid se rotește într-un mod complet diferit decât planetele. Diferite straturi ale unei stele au propriile viteze de rotație. Cel mai mare este în jurul ecuatorului, o rotație durează aproximativ 25 de zile. Cu cât stratul este mai departe de ecuator, cu atât este mai lentă rotația acestuia. Deci, polii fac o singură revoluție aproximativ 36 de zile. De aceea lumina are milioane de poli magnetici, și nu doi, ca planeta noastră.

Atenţie! Răsăritul și apusul în țările tropicale din apropiere au loc ca în program - la aceeași oră, în fiecare zi, pe tot parcursul anului. Prin urmare, ziua la tropice este împărțită în mod egal: durata zilei și a nopții este de 12 ore.

Învelișul exterior și structura sa

Se obișnuiește să se numească suprafața y straturile exterioare, care sunt zdruncinate cu o forță monstruoasă de explozii, erupții și erupții.Temperatura soarelui în grade aici este de 6000 C⁰.

Există multe formațiuni neobișnuite de diferite dimensiuni pe suprafața Soarelui, dintre care cele mai faimoase sunt petele - zone de culoare închisă, indicând locurile în care câmpurile magnetice puternice intră în atmosfera soarelui. Întreaga suprafață a soarelui este acoperită cu așa-numitele celule convective.

Atenţie! Pe suprafața Soarelui apar erupții frecvente, însoțite de ejecții de plasmă și gaz la temperatură ridicată.

O astfel de activitate solară poate avea consecințe negative pentru planeta noastră. Mai mult, un astfel de proces este brusc și imprevizibil și poate dura de la câteva ore până la câteva zile. Cu ce ​​mulți oameni sunt obișnuiți numiți furtuni magnetice care afectează negativ condiția umană.

Este important ca oamenii de știință să cunoască nu numai temperatura Soarelui în grade Celsius și diametrul acestuia în kilometri, ci și alte caracteristici pentru a urmări activitatea unei stele cerești.

Temperatura de la suprafața Soarelui în grade Celsius este în medie de 5726 de grade, coroana - 1500 de mii și nucleul de 13,5 milioane de grade.

Astăzi puteți urmări vremea spațială în modul online, afla care este temperatura Soarelui in grade. Starea stelei are un impact semnificativ asupra vremii spațiale din sistemul nostru. Este determinat de mai mulți parametri:

• fluxuri de plasmă ionizată,
• radiații dure și fulgerări,
• puterea vântului solar.

Temperatura diferitelor straturi ale soarelui

Structura soarelui și alte fapte interesante

Ieșire

Dezvoltarea astronomiei a făcut posibilă determinarea perspectivei îndepărtate a corpurilor cerești și a facilitat colectarea informații pentru serviciile meteorologice. Astăzi, este posibil să se exploreze noi planete, nivelul de securitate al Pământului este în creștere și se dezvoltă metode de protecție împotriva posibilelor coliziuni cu asteroizi și alte corpuri cerești.