Почему Солнце желтое и горячее: за счет чего излучает энергию и светит

Общая характеристика

Солнце — это огромный шар из раскаленного газа, диаметр которого оценивается в 1 392 миллиона км. Это в 109 раз больше диаметра нашей планеты. Звезда представляет 99,87% всей массы Солнечной системы.

С Земли кажется, что светило имеет желтый цвет, но это иллюзия, связанная с влиянием атмосферы нашей планеты на солнечный свет. На самом деле солнце излучает почти белый свет.

Солнце — одна из сотен миллиардов звезд в галактике Млечный Путь. Ближайшая к Солнцу звезда — Проксима Центавра, находящаяся от нас на расстоянии 4,24 световых года. Для сравнения: расстояние от Земли до Солнца, взятое за астрономическую единицу (а.е.), солнечный свет проходит всего за 8,32 минуты.

По астрономической классификации Солнце относится к типу «желтых карликов». Это означает, что она не такая большая по сравнению с размерами других звезд, но светится довольно ярко. Наша звезда входит в 15% самых ярких звезд Млечного Пути. В то же время в галактике есть звезды, радиус которых превышает солнечный в 2000 раз!

Источником тепла, излучаемого звездой, являются термоядерные реакции. В центре Солнца атомы водорода сливаются вместе, образуя атом гелия и некоторую энергию. Эта реакция называется протон-протонным циклом, она составляет около 98% энергии, производимой светилом. Однако происходят и другие реакции, во время которых «сжигаются» такие элементы, как гелий, углерод, кислород, неон и кремний, и образуются металлы (железо, магний, кальций, никель) и другие элементы (сера). Все эти процессы называются звездным нуклеосинтезом.

Влияние Солнца на окружающие небесные тела огромно. Солнечный ветер (частицы вещества, испускаемые звездой) доминирует в межпланетном пространстве на расстоянии до 100–150 а.е от светила. Считается, что гравитация нашей звезды определяет орбиты тел даже на расстоянии одного светового года от нее (в облаке Оорта).

Само солнце тоже вращается вокруг своей оси. Поскольку он состоит из газа, разные его слои вращаются с разной угловой скоростью. Если в экваториальной области период обращения составляет 25 дней, то на полюсах он увеличивается до 34 дней. Более того, недавние исследования показывают, что внутренние области вращаются намного быстрее, чем внешняя оболочка.

Таблица «Основные физические характеристики Солнца»

Средний диаметр	1,392,000 км
Длина экватора	4 370000 км
Масса	1,9885 • 1030 кг (около 333 тыс. Суши)
Поверхность	6 триллионов км²
Объем	1,41 • 1018 км³
Плотность	1,409 г / м
Температура поверхности	6000 ° С
Температура в центре звезды	15 700 000 ° С
Период вращения вокруг собственной оси (на экваторе)	25.05 дней
Период вращения вокруг собственной оси (у полюсов)	34,3 дней
Наклон оси вращения относительно эклиптики	7,25°
Минимальное расстояние от Земли	147098290 км
Максимальное расстояние от Земли	152098232 км
Вторая космическая скорость	617 км / с
Ускорение силы тяжести	27,96 г
Яркость (мощность излучения)	3,828 x 1026 Вт

Состав Солнца

Основными элементами, составляющими нашу звезду, являются водород (73,5% солнечной энергии) и гелий (24,9%). На все остальные элементы приходится примерно 1,5%.

Химический состав звезды нестабилен: он меняется из-за превращений, происходящих при термоядерных реакциях. На заре своего существования Солнце почти полностью состояло из водорода. В процессе термоядерных реакций этот элемент превращается в гелий, поэтому его массовая доля уменьшается. Гелий также превращается в более тяжелые элементы, однако в целом его доля увеличивается. Изменения химического состава звезд оказывают огромное влияние на процессы их эволюции.

Пятна на солнце

Задолго до изобретения телескопа люди заметили, что темные пятна иногда видны на закате или сквозь светлые облака. Их наблюдали, например, 2000 лет назад китайские астрономы, изучая нашу звезду, когда она опускается за горизонт. Упоминания о пятнах на Солнце встречаются как в летописях Древнего Рима, так и в летописях времен Киевской Руси.

Размер солнечных пятен составляет несколько десятков тысяч километров, а самый большой диаметр — 200 тысяч километров. Важнейшей особенностью пятен является наличие в них сильных магнитных полей. Продолжительность этих образований в фотосфере составляет от нескольких дней до нескольких месяцев. Иногда на Солнце пятен совсем нет, а иногда видно сразу несколько десятков.

Центральная часть ядра — ядро ​​(или тень) — окружена волокнистой полутенью. Пятна выглядят как конические воронки, глубина которых составляет порядка 300-400 километров. Но это только видимость глубокого исследования. Материя Солнца в этой точке более прозрачна, чем на остальной поверхности, и становятся видны более глубокие слои звезды. Пятна кажутся темными только в отличие от светящейся фотосферы. Фактически, внутренняя температура (самая холодная ее часть) составляет около 4300 градусов.

Многолетние наблюдения ученых показали, что увеличение и уменьшение количества пятен носит циклический характер, а продолжительность цикла составляет около 11 лет.

По всей видимости, активность солнечных пятен связана с климатом Земли. В 1650-1715 гг. Пятен практически не наблюдалось, наша звезда была на удивление спокойна. Это соответствовало периоду исключительно холодной погоды в Европе.

Факелы — постоянные спутники точек: образования легче фотосферы и, следовательно, теплее. Если группа солнечных пятен расположена у края солнечного диска, вокруг нее обычно видно много факелов, так называемое факельное поле. Астрономы считают, что в местах возникновения факелов к поверхности Солнца выносится более горячее вещество, чем в других частях фотосферы. Фонарики обычно появляются немного раньше пятен и служат в среднем в три раза дольше, чем они есть.

Протуберанцы

На краю солнечного диска в специальный телескоп можно наблюдать выступы (от латинского protubero — «взорваться») — гигантские огненные струи, возникающие в короне Солнца или выбрасываемые в нее хромосферой.

Особенно эффектны выступы, видимые во время полных солнечных затмений, они выглядят как пламя или огромные облака и образуют характерные дуги и кольца. Материал выступов поглощает и рассеивает приходящее снизу излучение, поэтому они видны на ярком диске Солнца в виде темных нитей.

Астрономы определили, что не все протуберанцы меняются одинаково. Спокойные существуют несколько недель или даже месяцев, активные — гораздо меньше. Иногда они медленно разлагаются и выброшенное в космос вещество постепенно «тает», как земные облака. А иногда они быстро поднимаются и опускаются, опускаясь из солнечной короны.

Строение Солнца

Схема строения солнца. Изображение: Pbroks13 / Wikimedia Commons
1-ядерный; 2-лучистая зона переноса; 3-Конвективная зона переноса; 4-фотосфера; 5-хромосфера; 6-корона; 7-Солнечные пятна; 8-гранулы; 9-Известность

Очевидно, что Солнце, состоящее из газа, не имеет твердой поверхности, к которой мы привыкли. Значительную его часть составляет атмосфера, которая становится плотнее по мере продвижения к центру светила. Однако принято различать 6 «слоев», составляющих звезду. Три из них внутренние, а следующие три образуют солнечную атмосферу.

Внутреннее строение Солнца

Внутренняя структура нашей звезды включает следующие слои:

Ядро

В центре звезды находится ядро. Именно в этой области происходят термоядерные реакции. Радиус ядра оценивается в 150 000 км. Температура здесь не опускается ниже 13,5 миллиона градусов, а давление достигает 200 миллиардов атм. Из-за этого вещество здесь находится в чрезвычайно плотном состоянии. Его плотность составляет 150 г / куб. См. Это в 7,5 раз больше плотности золота. Именно эти условия необходимы для протекания термоядерных реакций. Необходимо понимать, что именно в ядре генерируется энергия, которую излучает Солнце. Все остальные области звезды нагреваются только ядром, но сами не производят его.

Зона лучистого переноса

Над ядром находится зона излучения, также называемая зоной переноса излучения. Его внешняя граница проходит по сфере радиусом 490 000 км. Температура постепенно падает с 7 миллионов градусов на границе ядра до 2 миллионов градусов на внешней границе. Кроме того, плотность вещества уменьшается с 20 до 0,2 г / куб. См. Однако из-за высокой плотности атомы водорода не могут двигаться. То есть, если, например, вода нагревается, ее горячие слои поднимаются на поверхность, передавая туда тепло, то здесь этот механизм не работает — вещество остается неподвижным. Единственный способ передать энергию через зону излучения — это длинная цепочка поглощения и испускания фотонов атомами водорода. По этой причине фотон, генерируемый термоядерной реакцией в ядре, в среднем «пробирается» через зону излучения около 170 000 лет!

Зона конвективного переноса

Выше — конвективная транспортная зона мощностью 200 000 км. Здесь плотность уже мала, и вещество активно перемешивается: нагретые газы поднимаются наверх, отдают тепло, охлаждаются и снова опускаются. Скорость газовых потоков может достигать 6 км / с. Именно это движение генерирует магнитное поле Солнца. Температура поверхности падает до 6000 ° C, а плотность на три порядка меньше плотности атмосферы Земли.

Атмосфера

Солнечная атмосфера состоит из следующих слоев:

Фотосфера

Нижняя атмосфера называется фотосферой. Именно она излучает свет, согревающий планеты солнечной системы. Толщина фотосферы колеблется от 100 до 400 км. На внешнем крае фотосферы температура опускается до 4700 ° C.

Хромосфера

Над фотосферой находится хромосфера, слой толщиной около 2000 км. Его яркость очень низкая, поэтому наблюдать за ним с Земли может быть довольно сложно. Это удобнее делать во время солнечных затмений. Имеет специфический красный оттенок. В хромосфере можно увидеть спикулы — столбы плазмы, выброшенные из нижних слоев хромосферы. Продолжительность спикулы не превышает 10 минут, а длина достигает 20 тысяч км. В то же время в хромосфере насчитывается около миллиона спикул. Примечательно, что с увеличением высоты температура хромосферы не уменьшается, а увеличивается, и на верхнем пределе может достигать 20000 ° C.

Корона

Верхний слой атмосферы называется короной. Его верхний предел еще четко не определен. Содержащееся в нем вещество крайне разрежено, но температура в нем может достигать нескольких миллионов градусов. На сегодняшний день ученым не удалось полностью объяснить, с помощью каких механизмов солнечная корона нагревается до такой температуры. В короне можно наблюдать выпуклости — выбросы солнечного вещества, высота которых над поверхностью звезды может достигать 1,7 миллиона км.

Что такое солнечный спектр?

Если вы пропустите белый солнечный свет через узкую щель, а затем через стеклянную призму, он разделится на цвета радуги: красный, желтый, зеленый, синий и фиолетовый. Этот свет, разбитый на отдельные цвета, называется спектром. Конечно, в наше время для разложения света на цвета спектра ученые используют не простые призмы, а довольно сложные устройства — спектрографы. Вы заметите, что на цветах радуги в некоторых частях солнечного спектра видны темные линии.
Атомы каждого вещества показывают строго определенные линии на спектре.
Поэтому, изучая спектр, мы можем обнаружить, какие вещества находятся во внешних областях Солнца. Загадочные линии спектра зашифровывают важную информацию о температуре, давлении и магнитном поле далекой звезды. Расшифровать его ученым было несложно, и поэтому они смогли выяснить, насколько горячая поверхность Солнца и из чего она состоит.

Белый свет Солнца, проходя через призму, разлагается на цвета радуги и дает спектр.

Корона

Во время полных солнечных затмений астрономы наблюдают не только красноватую хромосферу. Становится очевидной даже самая внешняя оболочка Солнца, сияющая слабым серебристым светом. Это солнечная корона, самый большой слой атмосферы нашей звезды.

За пределами затмений корону также можно наблюдать с помощью специального телескопа: коронографа, в фокусе линзы которого помещен почерневший диск («искусственная луна»). Коронографы устанавливают в высоких горах, где в земной атмосфере гораздо меньше рассеяния света.

Астрономы заметили, что внешний вид солнечной короны в разные годы неодинаков. Оказалось, что это зависит от солнечной активности. В свои максимумы корона широко распространяется вокруг Солнца (иногда из нескольких солнечных лучей), а в минимальные периоды, как правило, распространяется вдоль солнечного экватора.

Солнечная корона излучает радиоволны, которые принимаются на Землю с помощью радиотелескопов.

Крона неоднородна: в ней наблюдаются отдельные лучи, дуги и утолщения вещества. Появление деталей короны неразрывно связано с пятнами и факелами, а также с явлениями, происходящими в хромосфере.

Насколько далеко простирается солнечная корона? По фотографиям, сделанным во время затмений, астрономы определили, что корона «распространяется» на расстояние нескольких солнечных лучей от края Солнца. Ее самые внешние и самые горячие слои — так называемая «суперкорона» — похоже, испаряются в межпланетное пространство. Следовательно, солнечная корона является источником плазменного (солнечного) ветра, потока вещества, истекающего от нашей звезды.

ЯДЕРНАЯ ЭНЕРГИЯ НА МИЛЛИАРДЫ ЛЕТ Какого размера Солнце?

Как и все остальные звезды, Солнце — это горячая и яркая газовая сфера. У него нет четко определенной поверхности, как у Земли. Диаметр солнечного диска, видимый невооруженным глазом, составляет 1 395 000 км.
Этот отрезок по длине равен «ожерелью», в которое вместо бус нанизано 109 глобусов. Всего в раскаленном теле Солнца могло находиться не менее 1 300 000 таких «шаров».
Масса Солнца в 333000 раз больше массы нашей планеты и составляет 99,87% от общей массы Солнечной системы. Доля всех планет, от гигантского Юпитера до маленьких комет и спутников, в общей сложности остается ничтожной 0,13%. Несмотря на такую ​​большую массу, Солнце — средняя звезда. Есть звезды, имеющие 100 солнечных масс, а есть такие, размер которых сравним с орбитой Земли.

Диаметр Солнца равен длине «веревки» с натянутыми на нее 109 шарами. Вся орбита Луны поместится внутри Солнца.

Сравнение размеров Солнца и планет.

Есть много звезд, которые намного больше Солнца.

Увеличивается или уменьшается Солнце со временем?

За последние миллионы лет диаметр Солнца и мощность его излучения изменились очень незначительно. Более 100 миллионов лет Солнце светит почти одинаково, и за это время его размеры существенно не изменились. Но это не будет длиться вечно. В конце своей жизни Солнце значительно увеличится в объеме и превратится в гигантскую красную звезду. К счастью, это произойдет через многие миллиарды лет.

Ядро солнца

В центре Солнца температура 15 миллионов градусов, давление 220 миллиардов атмосфер, а плотность в 150 раз больше плотности воды. Здесь наиболее интенсивное выделение энергии происходит в результате ядерной реакции превращения водорода в гелий. Температура и давление уменьшаются по мере удаления от центра звезды. На расстоянии 0,3 радиуса Солнца от его центра температура становится менее 5 миллионов градусов, а давление падает до 10 миллиардов атмосфер. В этих условиях ядерные реакции больше не могут происходить. Центральная часть Солнца — его «ядерная печь» — называется ядром Солнца. Выделяемая при этом энергия медленно — за сотни тысяч лет — «достигает» поверхности нашей звезды, а затем излучается в космос.

На расстоянии примерно 0,3 радиуса Солнца от его поверхности находится так называемая конвективная зона (конвекция — «движение», «перемешивание»): солнечное вещество «кипит», как вода в чайнике. Тепло, уносимое потоком движущегося вещества, передается последовательным слоям Солнца. Конвективные токи устремляются к солнечной атмосфере. Условно в атмосфере Солнца выделяют три основных слоя: фотосфера, хромосфера и корона.

Магнитное поле Солнца

Солнце обладает магнитным полем. Исследователи выделяют глобальное поле звезды и множество локальных полей.

Глобальное поле циклично. Его интенсивность колеблется с периодичностью 11 лет, при этом наблюдаются изменения повторяемости солнечных пятен. Этот цикл получил название «цикл Швабе» в честь ученого, который в 19 веке заметил, что количество солнечных пятен на поверхности звезды циклически меняется. Лишь позже стала очевидной связь этого явления с процессами в зоне конвективного переноса и флуктуациями магнитного поля. В начале 20 века стало ясно, что в цикле Швабе полярность магнитного поля меняется на обратную. То есть Солнцу нужно два 11-летних цикла, чтобы магнитное поле вернулось в исходное состояние. В связи с этим выделяется 22-летний цикл, известный как «цикл Хейла».

В разных регионах Солнца можно наблюдать небольшие локальные магнитные поля. Их сила может быть в тысячи раз больше, чем сила глобального поля, но их продолжительность жизни редко превышает несколько десятков дней. В области пятен особенно часто наблюдаются локальные поля. Дело в том, что эти точки являются точками, через которые магнитные поля выходят из внутренних областей.

Эволюция Солнца

Предполагается, что Солнце родилось в коллапсировавшей газо-пылевой туманности. Есть по крайней мере две теории относительно того, что привело к первоначальному сжатию туманности. Согласно одному из них, предполагается, что один из спиральных рукавов нашей галактики прошел через нашу область космоса около 5 миллиардов лет назад. Это могло вызвать небольшое сжатие и привести к образованию центров тяжести в газопылевом облаке. Фактически, сейчас мы видим довольно большое количество молодых звезд и светящихся газовых облаков вдоль спиральных рукавов. Другая теория предполагает, что где-то поблизости (конечно, в масштабах Вселенной) взорвалась древняя массивная сверхновая звезда. Образовавшаяся ударная волна может быть достаточно сильной, чтобы инициировать звездообразование в «нашей» газопылевой туманности. Эта теория подтверждается тем фактом, что ученые, изучающие метеориты, обнаружили некоторые элементы, которые могли образоваться при взрыве сверхновой.

Более того, когда такая массивная масса (2 * 1030 кг) была сжата под действием гравитационных сил, она нагрелась от внутреннего давления до температур, при которых в ее центре могли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура Солнца составляет 15 000 000 К, а давление достигает сотен миллиардов атмосфер. Вот как загорелась новорожденная звезда (не путать с новыми звездами).

По сути, Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в процессе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем.Солнце принадлежит к типу звезд, называемых желтыми карликами. Это звезда главной последовательности и принадлежит к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды довольно четко определяет ее судьбу. За время своего существования (~ 5 миллиардов лет) в центре нашей звезды, где температура достаточно высока, сгорела около половины всего доступного водорода. Примерно на то же время, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить в той форме, к которой мы привыкли.

После того, как водород закончится в центре звезды, Солнце увеличится в размерах и станет красным гигантом. Это окажет огромное влияние на Землю: температура поднимется, океаны закипят, жизнь станет невозможной. Итак, полностью исчерпав «топливо» и больше не имея силы сдерживать внешние слои красного гиганта, наша звезда закончит свою жизнь в виде белого карлика, радуя неизвестных внеземных астрономов будущего новой планетарной туманностью форма которого может быть очень причудливой из-за влияния планет.

Смерть Солнца по времени

• Уже через 1,1 миллиарда лет светило увеличит свою яркость на 10%, что приведет к сильному потеплению Земли.
• Через 3,5 миллиарда лет яркость увеличится на 40%. Океаны начнут испаряться, и наступит конец всей жизни на Земле.
• Через 5,4 миллиарда лет в ядре звезды закончится топливо: водород. Солнце начнет увеличиваться в размерах из-за разрежения внешней оболочки и нагрева ядра.
• Через 7,7 миллиарда лет наша звезда превратится в красного гиганта, потому что, увеличившись за счет этого в 200 раз, планета Меркурий будет поглощена.
• В конце концов, через 7,9 миллиарда лет внешние слои звезды станут настолько тонкими, что распадутся на туманность, а в центре бывшего Солнца появится небольшой объект — белый карлик. Так прекратит свое существование наша солнечная система. Все конструктивные элементы, оставшиеся после распада, никуда не исчезнут, они станут основой для рождения новых звезд и планет.

Солнечная активность

Время от времени в атмосфере Солнца появляются образования, резко отличающиеся от остальной поверхности нашей звезды. Иногда на некоторых участках сила магнитного поля увеличивается во много раз. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К ним относятся пятна и факелы в фотосфере, неровности на макушке. Наиболее заметным явлением, охватывающим все слои солнечной атмосферы и возникающим в хромосфере, являются солнечные вспышки.

Хромосфера

Хромосфера (в переводе с греческого — «цветная сфера»), слой разреженного газа, простирается по фотосфере на высоте 10–14 тыс. Км. Эта часть атмосферы Солнца получила свое название из-за присущего ей красного цвета. Хромосферу можно наблюдать в начале и в конце полного солнечного затмения: темный лунный диск на мгновение обрамлен светящимся красно-розовым кольцом. С помощью современных инструментов астрономы наблюдают и изучают хромосферу по всему солнечному диску и за пределами фазы затмения.

Солнечная хромосфера находится в постоянном движении. В нем непрерывно видны струи выходящего газа: хромосфера напоминает множество небольших фонтанов. Отдельные потоки раскаленного газа — их называют спикулами — поднимаются выше остальных (до 10 тыс. Км), изгибаются, изгибаются, как языки пламени в огне. Диаметр спикул достигает 1000 км.

Почему Солнце светит?

Миллионы лет солнце светило почти без изменений. Как и сейчас для нас, людей, он когда-то сиял вымершими микроорганизмами и динозаврами. Если бы Солнце было нагрето углем или нефтью, оно бы давно вымерло, так как у него закончилось бы топливо. Сто лет назад ученые полагали, что Солнце постепенно становится меньше и из-за этого выделяет энергию. Но их гипотеза не оправдалась. Если бы излучение Солнца происходило таким образом, оно не могло бы обеспечивать свет и тепло жизни на Земле в течение 3 миллиардов лет. Сегодня мы знаем, что излучение Солнца, как и других звезд, продолжается так долго только благодаря атомной энергии. Как он встает на солнце? Его изготовление можно упростить следующим образом: атом гелия состоит из четырех атомов водорода. Этот атом немного легче суммы составляющих его частей. А остальная масса «потерялась»? Нет, почти полностью превращается в энергию.
Каждую секунду Солнце потребляет 564 миллиона тонн водорода, который превращается в 560 миллионов тонн гелия. Остальные 4 миллиона тонн, или 0,7% горючего вещества, преобразуются в солнечную энергию. Во внутренних областях Солнца уже гораздо больше гелия, чем во внешних. Наша дневная звезда находится примерно на середине своего жизненного пути.
Он будет иметь достаточные запасы топлива еще как минимум на 5 миллиардов лет. В ядре Солнца выделяется энергия в виде очень мощных радиационных частиц — квантов. Они пробиваются на поверхность звезды миллионы лет и, достигнув их, выбрасываются в космос. Это излучение — свет солнца. Суммарная мощность солнечного излучения составляет 388 000 000 000 000 000 000 000 000 кВт или, как говорят физики, 3,88х1023 кВт.
Огромные абстрактные числа, вероятно, мало что вам скажут. Но вы можете по-другому представить, насколько велика энергия, излучаемая нашим светилом.
Каждый квадратный метр солнечной поверхности излучает 63 000 кВт, что эквивалентно мощности 63 000 утюгов или миллиона ламп накаливания. Только чуть более 1 кВт солнечной радиации приходится на квадратный метр нашей планеты перпендикулярно ее поверхности. Но этого достаточно, чтобы Земля была заселена.

Из четырех ядер водорода внутри Солнца образуется ядро ​​гелия. Масса этого ядра меньше суммы масс составляющих его частей. Недостающая масса превращается в энергию.

Жизненный цикл Солнца

Жизненный цикл Солнца.

Возраст Солнца оценивается учеными в 4,5 миллиарда лет. Он был образован облаком газа и пыли, которое постепенно сжималось под действием собственной силы тяжести. Из того же облака возникли планеты и почти все другие объекты Солнечной системы. Когда плотность в центре схлопывающегося облака, а вместе с ней температура и давление достигли критических значений, началась термоядерная реакция: так загорелось Солнце.

В ходе термоядерных реакций масса Солнца постепенно уменьшается. Каждую секунду 4 миллиона тонн солнечного вещества превращаются в энергию. В то же время звезда нагревается. Каждые 1,1 миллиарда лет яркость Солнца увеличивается на 10%. Это означает, что раньше температура на Земле была намного ниже, чем сейчас, и на Венере могла быть жидкая вода или даже жизнь (сейчас средняя температура на поверхности Венеры составляет 464 ° C). В будущем яркость Солнца увеличится, что приведет к повышению температуры на Земле. Через 3,5 миллиарда лет яркость звезды увеличится на 40%, и условия на Земле будут такими же, как на Венере. С другой стороны, Марс тоже согреется и станет более пригодным для жизни. Поэтому в процессе эволюции звезды так называемая «обитаемая зона» постепенно удаляется от Солнца.

Постепенно из-за сгорания водорода ядро ​​будет уменьшаться в размерах и вся звезда в целом увеличится. Через 6,4 миллиарда лет водород в ядре закончится, радиус звезды в это время будет в 1,59 раза больше современного. В течение 700 миллионов лет звезда расширится и достигнет 2,3 современных лучей.

Кроме того, повышение температуры приведет к тому, что термоядерные реакции горения водорода начнутся уже не в ядре, а в оболочке звезды. Из-за этого он резко расширится, и его внешние слои достигнут современной орбиты Земли. Однако к тому времени звезда потеряет значительную часть своей массы (28%), что позволит нашей планете перейти на более дальнюю орбиту. Солнце в этот период своей жизни, которая продлится 10 миллионов лет, будет красным гигантом.

Затем из-за повышения температуры в активной зоне до 100 миллионов градусов там начнется активная реакция горения гелия: «гелиевый взрыв». Радиус звезды уменьшится до 10 современных лучей. Чтобы сжечь гелий, потребуется около 110 миллионов лет, после чего звезда снова расширится и станет красным гигантом, но эта фаза продлится 20 миллионов лет.

Из-за пульсаций, связанных с изменениями температуры Солнца, его внешние слои отделятся от ядра и образуют планетарную туманность. Само ядро ​​превратится в белого карлика, объект, размер которого будет сопоставим с размерами Земли, а его масса будет вдвое меньше массы современного Солнца. Кроме того, этот нано, состоящий из углерода и кислорода, будет постепенно остывать. В белом карлике не будет термоядерных реакций, поэтому со временем (за десятки миллиардов лет) он превратится в черный карлик, плотную массу охлажденной материи. На этом эволюция Солнца закончится.

НАБЛЮДЕНИЯ ЗА СОЛНЦЕМ — ВЧЕРА И СЕГОДНЯ Что можно увидеть на Солнце с помощью телескопа?

Прежде всего, запомните главное правило — нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а тем более в бинокль или телескоп без специальных светофильтров. Такое наблюдение может закончиться для вас печально — последствием может стать серьезное повреждение глаз, ожоги и даже слепота. Важно использовать хороший очень темный солнцезащитный крем. При просмотре в бинокль или телескоп он помещается перед объективом. Более того, он проецирует изображение Солнца через телескоп на белый экран, похожий на лист толстой бумаги. При установке телескопа будьте осторожны и не смотрите на него случайно. Лучше всего направлять инструмент спиной к Солнцу и смотреть в тень телескопа. После нескольких упражнений вы легко научитесь делать это правильно. Даже с помощью небольшого любительского телескопа можно изучать солнечные пятна, а в хорошую погоду можно увидеть «крупинки» на поверхности Солнца или яркие участки, называемые факелами. Конечно, опытные любители астрономии могут использовать дополнительные фильтры и специальные телескопы. Но наблюдения Солнца порадуют вас, даже если вы воспользуетесь более простыми инструментами, описанными здесь.

Астроном 17 века Кристоф Шайнер мог, как и мы, наблюдать Солнце без какой-либо опасности для своих глаз. Он проецировал изображение солнца через телескоп на белую поверхность и мог наблюдать темные пятна.

Фотосфера

Фотосфера (в переводе с греческого — «сфера света») — это слой Солнца, который излучает в виде света и нагревает почти всю энергию, которая доходит до нас. Эта непосредственно наблюдаемая поверхность Солнца (хотя у нашей звезды нет «поверхности» в обычном смысле этого слова) является нижним слоем солнечной атмосферы, толщина которого составляет около 300-400 км. Температура в фотосфере увеличивается с глубиной и в среднем приближается к 6000 градусам.

Фотосфера Солнца неоднородна, имеет зернистую структуру. Эти «крупинки» — гранулы размером около 1000 км — появляются и распадаются постоянно, их продолжительность составляет несколько минут. Так поверхность Солнца похожа, например, на варящуюся рисовую кашу 7 (только «кипение» происходит намного медленнее). Ученые считают, что «кипение» поверхности нашей звезды является результатом конвекции: зерна являются вершинами конвекционных потоков. Раскаленный газ, поднимающийся из глубин Солнца, остывает и опускается.

На поверхности фотосферы, помимо гранул, имеется более грубая сетка, так называемая супергрануляция. Его соты размером с соты составляют многие тысячи километров. Супергранулы существуют в фотосфере и всегда кипят намного дольше, чем гранулы, около суток. Эту стабильность им придает магнитное поле, связанное с каждой ячейкой. Гранулы и супергранулы постоянно наблюдаются на поверхности Солнца, тогда как другие детали фотосферы — пятна, факелы — появляются лишь время от времени

Интересные факты о звездах

1. Самые распространенные звезды во Вселенной — красные карлики. В основном это связано с их низкой массой, которая позволяет им выжить задолго до превращения в белых карликов.
2. Почти все звезды во Вселенной имеют одинаковый химический состав, и реакция ядерного синтеза происходит в каждой звезде и практически идентична, определяясь только вкладом топлива.
3. Как мы знаем, нейтронные звезды, как и белый карлик, являются одним из завершающих процессов звездной эволюции, во многом результатом взрыва сверхновой. Раньше часто было сложно отличить белый карлик от нейтронной звезды, но теперь ученые с помощью телескопов обнаружили у них отличия. Нейтронная звезда собирает вокруг себя больше света, и это легко увидеть с помощью инфракрасных телескопов. Восьмое место среди раритетов о звездах.
4. Из-за своей невероятной массы, согласно общей теории относительности Эйнштейна, черная дыра на самом деле представляет собой кривую в пространстве, так что все, что находится внутри ее гравитационного поля, толкается к ней. Гравитационное поле черной дыры настолько сильное, что даже свет не может покинуть его.
5. Насколько нам известно, когда у звезды заканчивается топливо, звезда может увеличиться в размере более чем в 1000 раз, затем превратиться в белого карлика и взорваться из-за скорости реакции. Эта реакция более известна как сверхновая. Ученые предполагают, что в связи с этим длительным процессом образуются такие загадочные черные дыры.
6. Многие звезды, которые мы видим на ночном небе, могут казаться проблесками света. Тем не менее, это не всегда так. Большинство звезд, которые мы видим на небе, на самом деле являются двумя звездными системами или двойными системами. Они просто невообразимо далеки, и кажется, что мы видим лишь пятнышко света.
7. Звезды с самой короткой продолжительностью жизни — самые массивные. Они содержат большое количество химикатов и имеют тенденцию сжигать топливо намного быстрее.
8. Несмотря на то, что временами нам кажется, что Солнце и звезды мерцают, на самом деле это не так. Сверкающий эффект — это просто свет звезды, которая сейчас проходит через атмосферу Земли, но еще не достигла наших глаз. Третье место среди самых интересных фактов о звездах.
9. Расстояния, необходимые для оценки расстояния до звезды, невообразимо огромны. Рассмотрим пример: ближайшая к Земле звезда находится на расстоянии около 4,2 световых лет, и даже на нашем самом быстром корабле, чтобы добраться до нее, потребуется около 70 000 лет.
10. Самая холодная из известных звезд — коричневый карлик CFBDSIR 1458 + 10B, температура которого составляет всего около 100 ° C. Самая горячая из известных звезд — голубой супергигант, расположенный в Млечном Пути, под названием «Зета Корма» с температурой более 42 000 ° C.

Орбита и расположение Солнца в галактике Млечный путь

Иллюстрация положения Солнца в галактике Млечный Путь

Солнце вместе со всей Солнечной системой вращается вокруг центра Млечного Пути, где расположена огромная черная дыра. Расстояние от него до нашего светила 26 тысяч св лет. Солнечная система завершает свой оборот примерно за 225–250 миллионов лет. Скорость звезды относительно центра галактики составляет 225 км / с.

Сегодня Солнце находится в рукаве Ориона. Нам повезло с положением Солнечной системы в Млечном Пути. Дело в том, что скорость вращения нашей системы практически совпадает со скоростью вращения так называемых спиральных рукавов. Из-за этого наша система в них не попадает, хотя большинство других звезд периодически попадают туда. В спиральных рукавах очень сильное излучение, которое может убить все живое. Если бы Солнце находилось на другой орбите, оно периодически попадало бы в спиральные рукава, что привело бы к «стерилизации» жизни на Земле.

Можно ли заглянуть внутрь Солнца?

Солнце полностью непрозрачно. Мы можем видеть только его поверхность: фотосферу. Но есть крошечные частицы — их называют нейтрино — которые возникают в результате высвобождения атомной энергии в ядре Солнца и легко выходят наружу. Через несколько минут они беспрепятственно пролетают через Солнце и достигают Земли. Здесь они записываются с помощью специальных устройств. Солнце непрозрачно только для света, и нейтрино могут проходить сквозь него. Если бы наш глаз воспринимал не свет, а нейтрино, мы могли бы смотреть на Солнце. Судя по расчетам ученых, на Землю приходит гораздо меньшее количество нейтрино, чем ожидалось. Некоторые исследователи даже предполагают, что Солнце сейчас не работает на полную мощность. Но почему это происходит на самом деле, остается одной из загадок Солнца.

Исследование Солнца

Космический зонд возле Солнца.

Изначально люди относились к Солнцу как к божеству, дающему свет людям. Древние астрономы считали, что наша звезда была лишь одной из планет, к которой относили и Луну. Поэтому в честь него, а также в честь других планет часто назывались дни недели. А сегодня по-английски воскресенье называется «Sunday», что переводится как «солнечный день». В 800 г до н.э китайцы впервые обнаружили пятна на Солнце.

Аристарх Самосский в третьем векедр н.э. первым предположил, что Земля вращается вокруг Солнца, а не наоборот. Но только во времена Коперника и Галилея эта теория была принята научным сообществом. В то же время начались исследования Солнца с помощью телескопа. Галилей понял, что солнечные пятна являются частью светила. Изучая их, он понял, что звезда вращается вокруг собственной оси и даже смог определить период обращения.

В 1672 году Д. Кассини смог точно рассчитать расстояние до звезды. Для этого он определил положение Марса на небе над Парижем и Кайеной (Южная Америка). Он получил стоимость 140 млн км.

В 19 веке физики начали изучать спектр солнечного света. Этот метод позволил определить химический состав звезды. В 1868 году было обнаружено, что светильник содержит элемент, ранее неизвестный человечеству. Они назвали это гелием.

Природа энергии, излучаемой Солнцем, оставалась для ученых большой загадкой. Выдвигались неверные версии, что звезда нагревается из-за падения на нее метеорита или гравитационного сжатия. Только с открытием ядерных реакций физики смогли предположить, что источником солнечного тепла был термоядерный синтез.

Дальнейшие исследования Солнца связаны с развитием космонавтики. Солнечный ветер был открыт в 1959 году с помощью советских космических кораблей «Луна-1» и «Луна-2.