Kun katsomme tähtiä, joka on lämmennyt ja valaissut planeettamme miljardeja vuosia, harvat meistä ymmärtävät, että meillä on toimiva luonnollinen lämpöydinreaktori. Tällainen valtava ja pelottava vertailu liittyy auringon luonteeseen, joka alkuperänsä ja koostumuksensa mukaan on tyypillinen galaksimme tähti. Huolimatta siitä, että auringossa tapahtuvia prosesseja ei voida kutsua elämää antaviksi, tämä tähti tuo meille elämää.
Mikä on aurinko?
Miksi aurinko, tähti, joka muistuttaa miljardeja muita Linnunradan galaksissa, on niin kiinnostunut astrofysiikoista ja ydinalan tiedemiehistä? Tosiasia on, että tämä on meille lähin tähti, jonka ansiosta voimme ymmärtää maailmankaikkeudessa raivoavien prosessien olemuksen sen syntymästä lähtien. Tutkittuaan auringon, ymmärrämme, mitä tähdet ovat, miten he elävät ja miten tämä loistava spektaakkeli loppuu. Muut tähdet, koska ne ovat kaukana aurinkokunnastamme, eivät voi näyttää meille niiden ulkonäön erityispiirteitä.
Tähti on aurinkokunnan keskeinen kohde, jonka ympärille kiertävät kahdeksan planeettaa, asteroidia ja kääpiöplaneetta, komeetta ja muita avaruusobjekteja. Aurinko kuuluu G-luokan tähtiin Harvardin luokituksen mukaisesti. Angelo Secchin luokittelun mukaan aurinko, kuten Arcturus ja Capella, on keltainen kääpiö II-luokasta. Toisin kuin muut tähdet, jotka sijaitsevat kymmeniä, satoja valovuosia planeetastamme, tähti sijaitsee melkein vieressä. Maa on erotettu auringosta 150 miljoonaa kilometriä - vähäinen etäisyys verrattuna maailmankaikkeudessa vallitseviin valtaviin etäisyyksiin.
Lähin tähti auringolle, Proxima Centauri, punainen kääpiö tähti, on 4 valovuotta. Olemme kaukana sumu- ja tähtiklustereista, jotka ovat galaksin kaikkein myrskyisimpiä alueita. Tällainen järjestely tarjoaa auringon hiljaisen liikkeen sen kiertoradalla 14 miljardia vuotta, koska Linnunradan galaksi ja koko Universumimme muodostuivat kokonaisuudessaan. Tähtinopeus kiertoradalla kiertoradalla on 200 km sekunnissa.
Maapallon standardien mukaan 150 miljoonaa kilometriä on pitkä matka. Kuitenkin jopa tällaisella etäisyydellä tunnemme täysin auringon säteilevän lämmön. Tähtimme valo tulee meille 8 sekunnin ajan ja jatkuu lämmittämään ja valaisemaan planeettamme. Kyse on tähtiämme. Huolimatta siitä, että tähti kuuluu normaaleihin tähdisiin, joiden keskimääräinen massa on, sen massa ylittää 700 kertaa kaikkien aurinkokunnan taivaankappaleiden massan. Tänään on määritetty aurinkokiekon koko ja se on 1 miljoonaa 392 tuhatta 20 km. Tämä on 109 kertaa maapallon halkaisija.
Aurinko, sen elämä ja kuolema
Tähtiimme syntyi yhdessä muiden tähtien kanssa yli 4-5 miljardia vuotta sitten. Kaasun pilvestä, joka muodostui valtavan mittakaavan kosmisten kataklysmien seurauksena, tuli Sunin syntymäkoti. Yhden version mukaan kaasun pilvet ilmestyivät Big Bangin seurauksena, joka ravisti tilaa. Koostumuksensa mukaan kaasu- ja pölypilvet muodostivat 99% vetyatomeista. Vain 1% tuli heliumin atomeista ja muista elementeistä. Koko joukko elementtejä gravitaatiovoimien vaikutuksen alaisena sai tarvittavan sysäyksen ja alkoi tiivistyä tiukasti yhdeksi aineeksi.
Mitä nopeammin massa kasvoi, sitä nopeammin pyörimisnopeus tuli. Atomit yhdistettiin muodostamaan suuria yhdisteitä, jotka muodostivat molekyylin vetyä ja heliumia. Fyysisten prosessien ja nopean pyörimisen seurauksena pilven keskelle muodostui pallomainen muoto. Protostar ilmestyi - vanhin muoto, joka edeltää täysimittaisen tähden muodostumista. Kosmisen kaasun alkuperäinen määrä ylitti aurinkokuntamme nykyisen koon. Jatkossa gravitaatiovoimien vaikutuksen alaisena tähtimateriaali alkoi kutistua tiukasti, mikä lisäsi tulevan tähtiä.
Yhdessä protostaarin koon pienenemisen kanssa tähdeaineen sisällä oleva paine lisääntyi. Tämä puolestaan johti lämpötilan nopeaan nousuun kaasunmuodostuksen sisällä. Korkea tiheys ja lämpötila 100 miljoonaa. Kelvin käynnisti vedyn lämpöydinfuusion.
Lämpö- ydinreaktio tuottaa valtavan määrän lämpöä ja valoa energiaa, joka leviää auringon sisäalueilta sen pintaan. Joka toinen sekunti sen pinnasta yli 4 miljoonaa tonnia haihtuu avoimeksi tilaksi. Ottaen huomioon, että tähti on ollut jo yli miljardi vuotta ja paistaa edelleen ilman näkyviä ja merkittäviä muutoksia, voimme päätellä, että auringon vetyvarat ovat valtavia. Kun tämä varaus on käytetty loppuun, se on vain arvaus, matemaattisten laskelmien tekeminen. Tutkijoiden laskelmien mukaan aurinko lämpenee ja loistaa vielä kymmenen miljardia vuotta, kunnes lämpöydinpolttoaineen varastot loppuvat.
Kun lämpöydinprosessin voimakkuus kuolee, tähtien elämän viimeinen vaihe alkaa. Tähtien tiheys vähenee, mutta sen koko kasvaa merkittävästi. Keltaisen kääpiön sijasta aurinko tulee punaiseksi jättiläiseksi. Saavuttaessamme tämän vaiheen, tähti jättää pääjakson ja odottaa rauhallisesti kuolemaansa. Ihmiskunta ei voi odottaa tämän draaman lopullista, koska jättiläinen Red Sun tuhoaa tulella käytännössä kaiken elämän planeetallamme. Valtavan punaisen levyn pinta voidaan lämmittää 5800 K: n lämpötilaan. Auringon säde tulee olemaan 250 kertaa suurempi kuin nykyiset arvot.
Pinnan lämpötila laskee vähitellen ja tähti kasvaa. Sen kirkkaus kasvaa myös huomattavasti, nykyisen kirkkauden ollessa 2 700 kertaa. Ensimmäiset katoavat ovat Mercury ja Venus. Planet Earth väistämättä kymmenissä miljardeissa vuosissa lakkaa olemasta. Planeetan ilmapiiri katoaa aurinkotuulen vaikutuksesta, vesi haihtuu ja planeetan pinta muuttuu kuumaksi kivilohkoksi.
Tässä vaiheessa tähtimme säilyy useita kymmeniä miljoonia vuosia. Kun lämpötila aurinkokennon keskellä saavuttaa 100 miljoonan kelvinin, heliumin ja hiilen polttaminen alkaa. Uusi ketjureaktion kierros vie lopulta aurinkoa. Tähtin huomattavasti pienentynyt massa ei kykene pitämään ulkokuorta, joka sykkivä termonukleaarinen prosessi hajottaa avaruudessa. Punaisen jättiläisen sijasta muodostuu planeetan sumu, jonka keskellä pysyy entisen tähden ydin, valkoinen kääpiö. Toisin sanoen kymmenien miljardien vuosien aikana vieraanvarainen tähtimme muuttuu pieneksi tiheäksi ja kuumaksi esineeksi, joka on planeettamme kokoinen. Tässä tilassa tähti säilyy melko pitkään, hitaasti kuolee ja smoldering.
Auringon rakenne ja rakenne
Auringon läheisyydessä voit saada käsityksen sen rakenteesta ja rakenteesta, saada tietoa siitä, miten tämä luonnollinen fuusioreaktori toimii ja mitä prosesseja siinä tapahtuu. On mielenkiintoista purkaa rakenne, joka koostuu seuraavista osista:
- ydin;
- säteilyenergia-alue;
- konvektiovyöhyke;
- tachocline.
Seuraavaksi aloita aurinkoilmakehän kerrokset:
- photosphere;
- Kromosfäärin;
- protuberansseja.
Tähti ei ole vankka, koska me käsittelemme kuumaa kaasua, joka puristetaan tiiviisti pallomaiseksi alueeksi. Tällaisissa lämpötiloissa minkä tahansa aineen olemassaolo kiinteässä muodossa on fyysisesti mahdotonta. Auringon tuottama kirkas valo ja lämpö johtuvat samoista prosesseista, joita ihminen kohtasi luomalla atomipommi. eli ainetta valtavan paineen vaikutuksesta ja korkeita lämpötiloja muunnetaan energiaksi. Tärkein polttoaine on vety, joka on aurinko on 73,5-75%, joten pääasiallinen lämmönlähde on lämpöydinfuusion prosessi, joka keskittyy pääasiassa ytimen keskelle.
Aurinkokenno on noin 0,2 aurinkosäde. Täällä tärkeimmät prosessit kulkevat, minkä vuoksi aurinko elää ja toimittaa ympäröivää tilaa kevyellä ja kineettisellä energialla. Säteilyn energiansiirron prosessi tähden keskeltä ylempiin kerroksiin suoritetaan säteilevässä siirtovyöhykkeessä. Täällä ytimestä pintaan pyrkivät fotonit sekoitetaan ionisoidun kaasun (plasman) hiukkasiin. Tämän takia energia vaihdetaan. Tässä aurinkoenergian osassa on erityinen vyöhyke - tachokiini, joka vastaa tähtimme magneettikentän muodostumisesta.
Sitten alkaa Sunin laajin alue - konvektiovyöhyke. Tämä alue on lähes 2/3 aurinkokunnasta. Vain konvektiovyöhykkeen säde on lähes sama kuin planeettamme halkaisija - 140 tuhatta kilometriä. Konvektio on prosessi, jossa tiheä ja lämmitetty kaasu jakautuu tasaisesti koko tähtien sisäiseen tilavuuteen pinnan suuntaan, jolloin lämpö vapautuu seuraaville kerroksille. Tämä prosessi tapahtuu jatkuvasti ja se voidaan nähdä tarkkailemalla auringon pintaa voimakkaalla teleskoopilla.
Rajan sisäisen rakenteen ja tunnelman tähden on valo-osa - ohut, vain 400 km syvä, kuori. Sitä me näemme auringon havainnoissamme. Fotosfääri koostuu rakeista ja on sen rakenteessa heterogeeninen. Tummat kohdat korvataan kirkkailla alueilla. Tällainen heterogeenisyys liittyy auringon pinnan jäähdytyksen eri jaksoihin. Mitä tulee valaisimen pinnan spektrin näkymättömään osaan, tässä tapauksessa käsittelemme kromosfääriä. Tämä on auringon ilmakehän tiheä kerros, ja sitä voidaan nähdä vain aurinkosuojauksen aikana.
Kaikkein mielenkiintoisimmat havainnolliset aurinkoobjektit ovat prominenssit, jotka näyttävät pitkiltä kuiduilta ja aurinkokorona. Nämä kokoonpanot ovat valtavia vetypäästöjä. Auringon pinnalla on suuria nopeuksia - 300 km / s. Näiden silmukoiden lämpötila ylittää 10 000 asteen merkin. Aurinkokorona on ilmakehän ulkokerrokset, jotka ovat useita kertoja suurempia kuin tähti itse. Aurinkokoronin tarkka raja ei ole. Sen näkyvä raja on vain osa tätä suurta koulutusta.
Aurinkoenergian viimeinen vaihe on aurinkotuuli. Tämä prosessi liittyy tähdemateriaalin luonnolliseen ulosvirtaukseen ulkokerrosten läpi ympäröivään tilaan. Aurinkotuuli koostuu pääasiassa varautuneista alkuainehiukkasista - protoneista ja elektroneista. Aurinkoenergian nopeus voi auringon aktiivisuudesta riippuen vaihdella 300 km: n sekunnista 1500 km / s: n merkkiin. Tämä aine jakaantuu koko aurinkokuntaan, joka vaikuttaa kaikkiin lähitilamme taivaankappaleisiin.
Muilla tähdillä pääjärjestyksessä on suunnilleen sama rakenne. Muilla taivaankappaleilla, joita näemme yöllä taivaalla, voi olla erilainen rakenne. Erot voivat koostua vain tähtien massasta, joka tässä tapauksessa on keskeinen tekijä tähtien aktiivisuudessa.
Tähtimme ominaisuudet
Kuten kaikki normaalit tähdet, joista suurin osa maailmankaikkeudesta, aurinko on planeettamme järjestelmän pääkohde. Tähtien ja sen mittojen valtava massa antaa tasapainon gravitaatiovoimiin, jolloin taivaankappaleet liikkuvat sen ympärillä. Ensi silmäyksellä tähti ei ole mitään erikoista. Viime vuosina on kuitenkin tehty lukuisia löytöjä, jotka mahdollistavat auringon ainutlaatuisuuden. Esimerkiksi aurinko tuottaa suuruusluokkaa vähemmän säteilyä ultraviolettialueella kuin muut saman tyyppiset tähdet. Toinen ominaisuus on tähtiemme tila. Aurinko kuuluu muuttuviin tähdisiin, mutta toisin kuin avaruudessa olevat sisarensa, jotka vaihtelevat valon voimakkuudesta ja kirkkaudesta, tähti säilyy edelleen tasaisella valolla.
Se vapauttaa myös valtavan määrän energiaa, ja vain 48% tästä määrästä on näkyvissä. Ihmisen silmän näkymätön infrapunasäteily muodostaa 45% auringon energiasta. Kaikkien valtavien aurinkosäteilyn määrästä planeettamme saa täysin murusia, noin puoli miljardiaosaa osakkeesta, mutta tämä on aivan riittävä säilyttämään tasapaino maapallolla luotujen olosuhteiden kanssa.
johtopäätös
Arvioimalla tähän mennessä saatuja tietoja Sunista, ei voida sanoa, että tiedämme perusteellisesti tähtiämme. Kaikki ajatukset Sunin rakenteesta ja rakenteesta perustuvat ihmisen luomiin matemaattisiin ja fyysisiin malleihin. Tähtien ja sen pinnan sisäisten prosessien analyysi antaa meille mahdollisuuden selittää planeetallamme esiintyvät prosessit ja ilmiöt. Aurinko ei ole pelkästään energian generaattori, joka lämmittää planeettamme, vaan myös tehokkain radio- ja sähkömagneettisten aaltojen lähde, jotka vaikuttavat maapallon biosfääriin. Mahdolliset muutokset Sunin toiminnassa heijastavat välittömästi maan ilmaston tilaa ja hyvinvointiamme.
