Описание, състав и вътрешна структура на Слънцето

От древни времена слънцето предизвиква удоволствие на хората по целия свят. Не случайно е съществувала в различни части на нашата планета, а на някои места все още съществуват слънчеви митове и култове, които са повече или по-малко характерни за поклонението на Слънцето. Те играят важна роля в религията на египтяните, индийците, индийците, както и според някои учени в славянските религии. Тъй като не разполагат с оборудването, което имат съвременните учени и не знаят каква е вътрешната структура на Слънцето, нашите предци са разбрали, че това е източникът на живот на Земята.

Слънцето е една от звездите на Млечния път, единствената звезда в Слънчевата система. Според спектралната класификация той принадлежи към класа на жълтите джуджета. Слънцето не е много гореща и сравнително малка звезда, но по отношение на Земята нейните размери са огромни. Във всички точки на Слънцето винаги се поддържа равновесие на тежестта и налягането на газа. Тези сили действат в противоположни посоки. Така, поради оптималното си съотношение, Слънцето остава доста стабилно астрономическо тяло. В момента съставът и вътрешната структура на Слънцето са добре проучени.

Състав на слънцето

Слънцето съдържа около 75% водород и 25% хелий по тегло (92.1% водород и 7.8% хелий по брой атоми). Други елементи (силиций, кислород, азот, сяра, магнезий, калций, хром, желязо, никел, въглерод и неон) съставляват едва 0,1% от общата маса.

Учените отдавна се опитват да получат представа за състава и вътрешната структура на Слънцето, използвайки такива астрономически методи като наблюдение, спектроскопия, теоретичен анализ и др. В резултат на това те заключиха, че благодарение на експлозията се е родила звезда, състояща се главно от хелий и водород. Тяхната връзка е променлива, защото в дълбините на Слънцето водородът се превръща в хелий поради непрекъснатия процес на ядрен синтез. Стартирането на този процес е невъзможно без изключително висока температура и голяма маса от небесно тяло.

Вътрешната структура на слънцето

Слънцето е сферично тяло в равновесие. На равни разстояния от центъра физическите показатели навсякъде са едни и същи, но те се променят постоянно, ако се придвижим от центъра към референтната повърхност. Слънцето има няколко слоя, а температурата им е по-висока, отколкото са по-близо до средата. Да не говорим, че хелий и водород в различни слоеве имат различни характеристики.

Слънчево ядро

Ядрото е централната част на слънцето. Експериментално е установено, че слънчевото ядро ​​по размер е около 25% от общия радиус на слънцето и се състои от силно компресирана материя. Маса на ядрото - почти половината от общата сума слънчевите маси. Условията в сърцевината на нашето светило са крайни. Температурата и налягането там достигат максимална производителност: вътрешната температура е около 14 милиона K, а налягането в него достига 250 милиарда атм. Газът в слънчевото ядро ​​е повече от 150 пъти по-плътен от водата. Това е точно мястото, където се осъществява термоядрената реакция, придружена от отделянето на енергия. Водородът се превръща в хелий, а с него идва светлина и топлина, които след това достигат до нашата планета и му придават живот.

На разстояние повече от 30% от радиуса от сърцевината температурата става по-малко от 5 милиона градуса, така че ядрените реакции почти никога не се срещат там.

Зона за прехвърляне на лъчиста енергия

Зоната на пренасяне на радиация е разположена на границата на ядрото. Предполага се, че той заема около 70% от целия радиус на звездата и се състои от гореща материя, през която топлинната енергия се прехвърля от ядрото към външния слой.

В резултат на термоядрената реакция, протичаща в слънчевото ядро, се образуват различни лъчисти фотони. След като преминават през зоната на радиационния трансфер и всички следващи слоеве, те се хвърлят в космоса и се скитат там със слънчевия вятър, достигайки от Слънцето до Земята само за 8 минути. Учените са успели да установят, че фотоните се нуждаят от приблизително 200 000 години, за да преодолеят тази зона.

Зоната на радиационния трансфер е не само Слънцето, но и други звезди. Неговата величина и сила зависят от размера на звездата.

Конвективна зона

Зоната на конвекция е последната във вътрешната структура на Слънцето и други звезди като нея. Той се намира извън зоната на радиационния трансфер и заема последните 20% от радиуса на Слънцето (около една трета от обема на звездата). Енергията в нея се предава чрез конвекция. Конвекцията е пренос на топлина чрез струи и потоци чрез активно смесване. Този процес е като вряща вода. Потоците от горещ газ се придвижват към повърхността и отделят топлина отвън, а охладеният газ се връща обратно в слънцето, благодарение на което реакцията на ядрен синтез продължава. С приближаването си към повърхността температурата на веществото в конвективната зона спада до 5800 K. Почти всички звезди имат конвективна зона, както и зона на радиационен трансфер.

Всички гореспоменати слоеве на слънцето не се наблюдават.

Атмосфера на слънцето

Над конвективната зона има няколко наблюдавани пласта на слънцето - атмосферата. Химичният му състав се определя чрез спектрален анализ. Вътрешната структура на атмосферата на Слънцето включва три слоя: фотосферата (преведена от гръцката - “светла сфера”), хромосферата (“цветна сфера”) и короната. Именно в последните два слоя се случват магнитни вълни.

фотосфера

Фотосферата е единственият слой на слънцето, видим от нашата планета. Температурата на фотосферата е 6000 К. Тя свети с бяла и жълта светлина. Това е средата на този слой, която се счита за условна повърхност на Слънцето и се използва за изчисляване на разстояния, т.е. броене на височината и дълбочината.

Дебелината на фотосферата е около 700 км, състои се от газ и излъчва слънчева радиация, достигаща Земята. Горните слоеве на фотосферата са по-хладни и по-малко разредени от по-ниските. Вълните, възникващи в конвективната зона и фотосферата, пренасят механичната енергия в горните области и ги загряват. В резултат горната част на фотосферата е най-студена - около 4500 К. От двете им страни температурата бързо се повишава.

хромосфера

Хромосферата е силно разредена въздушна обвивка на слънцето след фотосферата, състояща се главно от водород. Поради изключителната си яркост, може да се види само с пълно слънчево затъмнение. Думата "хромосфера" на гръцки означава "боядисана сфера". Когато Луната скрива слънцето, хромосферата става розова, поради наличието на водород. Този слой е по-студен от предишния, защото неговата плътност е по-ниска. Температурата на газовете в горните слоеве на хромосферата е 50 000 K.

На надморска височина от 12 000 км над фотосферата, линията на водородния спектър става неразличима. Малко по-високи следи от калций. Спектърната му линия завършва след още 2000 км. Колкото по-далеч от повърхността на Слънцето, толкова по-горещо и по-разтоварено е газът.

корона

Над 14 000 километра над фотосферата започва короната - третата външна обвивка на Слънцето. Короната се състои от енергийни изригвания и изпъкналости - специални плазмени образувания. Температурата му варира от 1 до 20 милиона К, има и коронарни отвори с температура от 600 хил. К, от които произлиза слънчевият вятър. Започвайки от дъното, температурата се повишава и на височина от 70 000 км от повърхността на Слънцето започва да намалява.

Горната граница на короната все още не е установена, както и точната причина за необичайно високата температура. Подобно на хромосферата, слънчевата корона се вижда само по време на затъмнения или при използване на специално оборудване. Слънчевата корона е мощен източник на постоянна рентгенова и ултравиолетова радиация.

Досега човечеството знае много за вътрешната структура на Слънцето и за процесите, които се случват в него. Изясняването на техния характер беше значително улеснено от техническия прогрес. Чрез придобиване на знания за Слънцето, може да се получи представа за други звезди. Но тъй като човек може само да наблюдава Слънцето отдалеч, той все още има много неразкрити мистерии.