Slnečná sústava - všetko, čo chcete vedieť o Slnku.
Slnko. bol velebený starými civilizáciami a povýšený do božskej hodnosti, slúžil pri zostavovaní kalendárov, na ktorých sa zakladali udalosti v živote ľudí vtedajších čias, vždy predstavoval dôležitú súčasť fyzického života, najmä však duchovného.
Slnko, gigant slnečnej sústavy, je v skutočnosti normálnou hviezdou, skromnou veľkosťou, teplotou a prejavmi. Slnko je hviezda G2V, ktorá sa nachádza v hlavnej postupnosti (doba zrelosti hviezdy) priamo v jej strede. Skutočne hmotné hviezdy existujú v malom počte, zatiaľ čo malých hviezd, napríklad červených trpaslíkov, je mimoriadne veľa.
Slnko je osamelá hviezda, na rozdiel od mnohých iných podobných hviezd. Viac ako dve tretiny viditeľných hviezd sú zachytené v dvojitých alebo viacnásobných systémoch; a napriek tomu je všeobecný trend pre systémy s jednou hviezdou; väčšina červených trpaslíkov, ktorí ďaleko prevyšujú počet ostatných hviezd, sú predstavení v samostatných systémoch.
Slnko sa formovalo v strede plynnej hmloviny. Počítačové modely hviezdnej evolúcie ukazujú, že je to vek 4,57 miliardy rokov, bol asi v polovici svojho života. Nemáte dostatok hmoty na to, aby ste explodovali do supernovy, jeho budúcnosť sa premení na červeného obra, v priebehu 4 - 5 miliárd rokov a horné vrstvy sa budú rozširovať pri spotrebovaní vodíka v jadre.
Dráhy vnútorných planét budú pohltené, pravdepodobne okolo Zeme. Je však možné, že hmota, ktorú Slnko stratí natoľko, že sa z nej stane červený obr, vytlačí obežnú dráhu Zeme smerom von. Podnebie však nebude vôbec priaznivé, atmosféra a oceány sa úplne odparia.
Len čo fáza červeného obra skončí, silné tepelné impulzy spôsobia, že horné vrstvy hviezdy budú vyhodené do vesmíru a vytvoria planetárnu hmlovinu. Ostane po ňom iba husté, horúce jadro, ktoré sa bude postupne ochladzovať na mnoho miliárd rokov.
Slnko obieha okolo stredu Mliečnej dráhy vo vzdialenosti 25 000 - 28 000 a.l. z galaktického stredu, revolúcia trvajúca 225 - 250 miliónov rokov. Rýchlosť pohybu slnečnej sústavy je 217 km/s, čo znamená jeden svetelný rok každých 1400 rokov alebo 1 AU každých 8 dní.
Aj keď je to iba stredne veľká hviezda, Slnko obsahuje viac ako 99% hmotnosti celej slnečnej sústavy. Je to takmer dokonalá guľa, polárna os sa líši od rovníka iba o 10 km.
Slnko obieha okolo ťažiska slnečnej sústavy, ktoré sa nachádza blízko jej povrchu, hlavne kvôli veľkej hmotnosti planéty Jupiter. Odstredivá sila na rovníku produkovaná pomalou rotáciou Slnka je 18 miliónov krát slabšia ako gravitačná sila. Prílivové účinky planét sú príliš slabé na to, aby spôsobili deformáciu.
Slnko je najbližšia hviezda na Zemi, vo vzdialenosti asi 149,6 milióna km. Táto vzdialenosť sa považuje za mieru dĺžky, ktorá sa nazýva astronomická jednotka (AU) a ktorá sa používa na meranie vzdialeností v slnečnej sústave. Obrovská sféra ionizovaného plynu zaisťuje fotosyntézu rastlín, je hlavným zdrojom fosílnych palív, poskytuje nám ročné obdobia, morské prúdy a podnebie.
Slnko sa časom stáva jasnejším. Na začiatku, krátko po vzniku Zeme, Slnko svietilo iba 75% sily, ktorú dnes robí.
Slnko je 332 900-krát hmotnejšie ako Zem a obsahuje 99,86% hmotnosti celej slnečnej sústavy. Svojou gravitačnou silou spája všetky telesá, ktoré sú súčasťou tohto systému. Priemer Slnka je 1 390 000 km, a teplota v strede je 15 600 000 K, zatiaľ čo teplota na povrchu je iba 5 700 K (bez slnečných škvŕn).
Horné vrstvy Slnka sa otáčajú inak ako jadro. A vrstvy na rovníku sa otáčajú inak ako na póloch. Tieto veci sa stávajú, pretože hviezda nie je pevné teleso ako Zem, ale je plynné. Iba jeho jadro sa chová ako pevné telo (kvôli veľmi vysokému tlaku, ktorý ho udržuje kompaktný).
Slnko emituje žiarenie relatívne nízkej intenzity z elektricky nabitých častíc (najmä protónov a elektrónov), známych ako slnečný vietor, ktoré sa šíria rýchlosťou 450 km/s.
Slnečná sústava (koncepcia umelca)
úver: keepwalking07.deviantart.com
SOLÁRNY CYKLUS
Slnečná hmota sa vďaka veľmi vysokej teplote nachádza vo forme plynu alebo plazmy. Toto umožňuje Slnku rotovať na rovníku rýchlejšie (za 25 dní) ako vo vyšších zemepisných šírkach (35 dní). Odlišná rotácia vedie k napätiu siločiar magnetického poľa, ktoré vytvárajú škvrny a slnečné výbežky.
Slnečný cyklus je spôsobený tým, že jadro sa nie vždy správa rovnako. Keď teda fúzne reakcie spotrebúvajú vodík, teplota a tlak začnú klesať, čo spôsobí relaxáciu a zväčšenie objemu. Zníženie tlaku ale spôsobuje, že hmota nie je schopná odolávať gravitácii, takže dochádza k malému kolapsu, ktorý opäť vedie k zvýšeniu tlaku a teploty a obnoveniu cyklu.
Slnečný cyklus je obdobie 22 rokov, v ktorom sa slnečné magnetické pole otáča o 360 stupňov a magnetické póly sa otáčajú opačne. Magnetická aktivita má dôležitý vplyv na činnosť hviezdy. Cyklus má maximum raz za každých 11 rokov a tiež minimum. Maximum charakterizujú časté slnečné škvrny, časté a silné slnečné výbuchy, celkovo zosilnenie všetkých slnečných javov.
Slnečné škvrny sú oblasti, kde je magnetická aktivita veľmi silná, čo vedie k nižšej (ale stále horúcej!) teplote ako okolie; majú nižší jas. Teplota týchto škvŕn je medzi 4 000 - 4 500 K, v porovnaní s normálnou povrchovou teplotou niečo nad 5 700 K.
Slnečné škvrny sú viditeľnou časťou magnetických tokov v konvekčnej zóne. Ak napätie na toku dosiahne určitú hranicu, bude sa slučkovať hlavami smerom k povrchu Slnka. Škvrny sa zvyčajne objavujú v pároch a majú opačnú polaritu. Migrujú pozdĺž slnečného cyklu a počas maximálneho obdobia sa blížia k rovníku. Je ich dobre vidieť pomocou malého ďalekohľadu s primeranou ochranou.
ZATMENIE SLNKA
Zatmenie Slnka zahŕňa Slnko, Mesiac a Zem. Musia byť vyrovnané, Mesiac prechádza medzi Slnkom a Zemou. Mesačný disk na chvíľu zakryje solárny disk.
Táto udalosť nastáva, iba ak je mesiac v splne, ale nie každý mesiac. Rovina obežnej dráhy Mesiaca je sklonená o 5 stupňov k ekliptike. Zatmenie sa teda vyskytuje v dvoch mesačných polohách, ktoré sa nazývajú uzly, kde dráha Mesiaca pretína dráhu Zeme.
zatmenia môžu byť troch typov: čiastočne (keď solárny disk nie je úplne zakrytý mesačným diskom); krúžok (keď je Mesiac ďaleko od Zeme a jeho zjavná veľkosť na oblohe je menšia ako veľkosť Slnka); Celkom (keď je slnko úplne pokryté mesiacom). Maximálne trvanie úplného zatmenia slnka je 7 minút.
Počas úplného zatmenia môžete vidieť slnečnú korónu (inak neviditeľnú kvôli veľmi silnému svetlu) a tiež časti chromosféry. Obloha náhle stmavne, pretože po pol hodine od zapadajúceho slnka sa v tom okamihu na oblohe objavia najjasnejšie hviezdy a planéty. Teplota môže klesnúť a môže sa dokonca vyskytnúť určité počasie, a to v dôsledku teplotných rozdielov vo vzdušných masách.
POZOR! Nikdy sa nepozerajte priamo na Slnko, môže to spôsobiť dočasnú alebo trvalú slepotu! Pri štúdiu Slnka nikdy nepoužívajte astronomické prístroje bez potrebnej ochrany, pretože jeho zosilnené svetlo môže spôsobiť trvalú slepotu a popáleniny.!
ZLOŽENIE SLNKA
Slnko je súčasťou tretej generácie hviezd vo vesmíre. Množstvo ťažkých prvkov, ktoré sa môžu vytvárať iba vo vnútri veľmi horúcich hviezd alebo bezprostredne po výbuchu supernovy, túto teóriu potvrdzuje.
Spektrálna trieda, do ktorej patrí Slnko, je G2V. G2 znamená, že povrchová teplota je cca 5 500 K, farba je biela (atmosféra jej dodáva žltkastý efekt). Spektrum obsahuje ionizované a neutrálne kovové vedenia a tiež vodík. V. znamená, že je v hlavnej sekvencii, generuje energiu pomocou fúzie vodíka a je v hydrostatickej rovnováhe.
V našej galaxii je viac ako 100 miliónov hviezd, ktoré sú súčasťou tejto spektrálnej triedy, takže sú veľmi podobné nášmu Slnku.
Zloženie Slnka. (v závislosti od počtu atómov): 92,1% H; 7,8% He; 0,061% O; 0,030% C; 0,0084% N; 0,0076% Nie; 0,0037% Fe; 0,0031% Si; 0,0024% Mg; 0,0015% S; 0,0015% ďalšie položky.
ŠTRUKTÚRA SLNKA
Rovnako ako Zem, aj Slnko sa skladá z niekoľkých vrstiev, ktoré definujú jeho štruktúru. Ale na rozdiel od Zeme je úplne plynný a nemá presne stanovený povrch. Postupom k stredu sa teplota a hustota dramaticky zvyšujú. V strede hustota dosahuje 150 g/cm 3, zatiaľ čo v korune sotva dosahuje 1 x 10 - 15 g/cm 3, podobne ako vákuum vyrobené v pozemských laboratóriách.
Štruktúra Slnka je však dobre definovaná. Solárny interiér nie je možné priamo pozorovať, pretože je nepriehľadný pre elektromagnetické žiarenie. Helioheológia používa na meranie a vizualizáciu vnútornej štruktúry vlny produkované slnečným zemetrasením.
JADRO - zdroj slnečnej energie
Jadro Slnka je zdrojom všetkej slnečnej energie. Predpokladá sa, že solárne jadro zasahuje do viac ako 20% svojho polomeru. Teplota tu je 15 miliónov K a hmota je veľmi hustá. Tieto podmienky umožňujú uskutočnenie fúzie vodíka.
Intenzívne teplo v jadre neumožňuje existenciu atómov a rozdeľuje ich na pozitívne zložky, elektróny a ióny, čo vedie k elektricky neutrálnej plazme. Veľmi vysoká teplota spôsobuje pohyb častíc znateľnou rýchlosťou a hustota uľahčuje ich stretnutie, čo vedie k fúznej reakcii, čím sa tvoria ťažšie jadrá a uvoľňuje sa slnečná energia. Po väčšinu svojho života bude Slnko produkovať hélium z vodíka.
Rýchlosť jadrovej fúzie závisí od hustoty, takže v jadre stáleho Slnka je vyvážená a hviezda pozdĺž svojich cyklov mierne pulzuje. Približne 8,9 x 10 17 protónov (jadrá vodíka) sa premieňa na jadrá hélia každú sekundu, z premeny hmoty a energie, ktorej výsledkom je 383 yottawattov (383 x 10 24 W), čo je ekvivalent 9,15 x 10 10 megatónov TNT za sekundu.
Vysokoenergetické fotóny vytvorené v strede sú spomalené absorpciou a opätovnou emisiou vrstiev tvoriacich štruktúru Slnka, ktoré prechádzajú dlhou a kľukatou cestou. Keď sa dostanú na povrch, sú uvoľnené ako svetlo. Cesta, ktorú fotóny vedú z centra k úniku, môže byť stará 17 000 až 50 miliónov rokov. Odhaduje sa, že táto cesta by v priemere trvala asi 1 milión rokov. Vyžarované neutrína na druhej strane nezastavuje hmota, pretože s ňou interagujú veľmi slabo, čo je priamy zdroj informácií o tom, čo sa deje vo vnútri hviezdy.
RADIATÍVNA OBLASŤ - pomalý transport energie
Akonáhle je energia vyrobená v solárnom jadre, musí opustiť stred, aby sa neskôr dostala do vyšších oblastí. Fyzický transport energie je možné vykonať niekoľkými spôsobmi. Pre hviezdu ako Slnko je najefektívnejším spôsobom žiarenie.
Oblasť obklopujúca jadro Slnka je radiačná zóna. Tu sa energia vo forme žiarenia prenáša prostredníctvom interakcií medzi atómami. Teplota je nižšia ako v jadre a niektoré atómy zostávajú nedotknuté. Absorbujú energiu, chvíľu ju udržia, potom sa jej vzdajú. Energia generovaná jadrovými reakciami teda prechádza z atómu na atóm radiačnou zónou. Radiačná zóna siaha od 0,2 do 0,7 polomeru slnka. V radiačnej zóne nedochádza k tepelnej konvekcii, teplotný gradient je extrémne pomalý.
KONVEKČNÁ ZÓNA - varná zóna
Energia, ktorá raz vyjde z radiačnej oblasti, bude potrebovať ďalší spôsob dopravy na povrch, pretože teplota veľmi klesá, a to „iba“ na 2 milióny stupňov Kelvina. Atómy tu tiež absorbujú energiu, ale pretože je prostredie chladnejšie, nevzdajú sa tak rýchlo. Konvekcia je v súčasnosti najúčinnejším spôsobom prenosu tepla. Sme v konvekčnej zóne.
Horúca hmota stúpa zo stredu na povrch a studená klesá. Keď sa horúca hmota dotkne okraja konvekčnej zóny, začne sa ochladzovať, čím sa získajú fotóny, a potom opäť klesne. Tento pohyb pripomína pohyb vriacej vody a dodáva mu granulačný účinok. Turbulentná konvekcia v celej tejto oblasti vytvára slnečné magnetické pole.
Energia sa prenáša oveľa rýchlejšie ako žiarením; trvá len asi týždeň, kým horúca hmota prejde touto oblasťou, aby uvoľnila fotóny.
FOTOSFÉRA - skutočný povrch Slnka.
Viditeľný povrch Slnka, fotosféra, je vrstva, ktorá bráni priechodu viditeľného svetla. Pri prechode fotosférou sa slnečná energia môže voľne šíriť vo vesmíre. Pretože Slnko je tvorené plynom, jeho povrch nie je taký pevný ako povrch Zeme. Keď sa dostaneme dovnútra, plyn bude hustejší.
Energia sa opäť prenáša do fotosféry žiarením. Aj keď je tu nízka teplota, plyn je dostatočne tenký na to, aby atómy absorbovali a uvoľnili energiu.
CHROMOSFÉRA - v neustálom pohybe
Nad fotosférou je 2 000 km silná vrstva plynu známa ako chromosféra. Tu sa energia stále prenáša ako žiarenie. Môžete vidieť konvekčné bunky, podobné tým vo fotosfére, ale oveľa väčšie, ktorých vzhľad sa nazýva supergranulácia. Horná vrstva chromosféry je v neustálom pohybe. To sa zhmotňuje v plameňoch, ktoré sa tiahnu niekoľko tisíc kilometrov a nazývajú sa hroty.
PRECHODNÁ ZÓNA - Veci sa opäť zahrievajú
Nad chromosférou je tenká vrstva, silná 100 km, kde teplota v korune radikálne stúpa z 20 000 K na viac ako 2 milióny stupňov Kelvina. Toto je prechodná oblasť. Dramatické oteplenie je dôsledkom úplnej ionizácie hélia v tejto oblasti, čo znižuje radiačné ochladenie plazmy.