SAULE: IZCELSME, ĪPAŠĪBAS, STRUKTŪRA, SASTĀVS, AKTIVITĀTE - ARTE - 2025

Saule ir zvaigzne, kas ir centrā Saules sistēmas, un vistuvāk Zemei, uz ko tā sniedz enerģiju gaismas veidā un siltuma, radot gadalaikiem, klimatu un okeāna straumes planētas. Īsāk sakot, piedāvājot primāros apstākļus, kas nepieciešami dzīvei.

Saule ir vissvarīgākais debesu objekts dzīvām būtnēm. Tiek uzskatīts, ka tā izcelsme bija apmēram pirms 5 miljardiem gadu no milzīga zvaigžņu materiāla: gāzes un putekļu mākoņa. Šie materiāli sāka pielipt, pateicoties gravitācijas spēkam.

Saule nodrošina enerģiju un siltumu planētai, lai tur varētu attīstīties dzīvība. Avots: Pexels

Visticamāk, tur tika ieskaitītas dažu supernovu paliekas, zvaigznes, kuras iznīcināja kolosāls kataklizms, kas radīja struktūru, ko sauc par galveno zvaigzni.

Smaguma spēks izraisīja arvien lielāka materiāla uzkrāšanos, un līdz ar to arī protostāra temperatūra pieauga līdz kritiskajam punktam, ap 1 miljonu grādiem pēc Celsija. Tieši tur tika aizdedzināts kodolreaktors, kas radīja jaunu stabilu zvaigzni: Sauli.

Ļoti vispārīgi runājot, Sauli var uzskatīt par diezgan tipisku zvaigzni, kaut arī ar masu, rādiusu un dažām citām īpašībām ārpus tām, kuras varētu uzskatīt par “vidējām” zvaigznēm. Vēlāk mēs redzēsim, kurā kategorijā saule ir starp mums zināmajām zvaigznēm.

Cilvēce vienmēr ir fascinējusi sauli un ir radījusi daudzus veidus, kā to izpētīt. Novērošanu pamatā veic ar teleskopu palīdzību, kas ilgu laiku atradās uz Zemes un tagad atrodas arī uz satelītiem.

Ar saules palīdzību ir zināmas daudzas saules īpašības, piemēram, spektroskopija ļauj mums uzzināt tās sastāvu, pateicoties faktam, ka katrs elements atstāj atšķirīgas pēdas. Meteorīti ir vēl viens lielisks informācijas avots, jo tie saglabā sākotnējo protozvaigžņu mākoņa sastāvu.

Vispārīgais raksturojums

Šeit ir daži no galvenajiem Saules raksturlielumiem, kas novēroti no Zemes:

-Tā forma ir praktiski sfēriska, tās rotācijas dēļ tik tikko nedaudz izlīdzinās pie poliem, un no Zemes to uzskata par disku, tāpēc to dažreiz sauc par saules disku.

-Visizplatītākie elementi ir ūdeņradis un hēlijs.

-Mēra no Zemes, Saules leņķa izmērs ir aptuveni ½ grāds.

-Saules rādiuss ir aptuveni 700 000 km, un tas tiek aprēķināts pēc tā leņķa lieluma. Tāpēc diametrs ir aptuveni 1 400 000 km, kas ir aptuveni 109 reizes lielāks nekā Zemei.

-Vidējais attālums starp Sauli un Zemi ir attāluma astronomiskā vienība.

- Tā kā tās masa, to iegūst no paātrinājuma, ko Zeme iegūst, pārvietojoties ap Sauli un Saules rādiusu: apmēram 330 000 reižu lielāks nekā Zeme vai aptuveni 2 x 10 ³⁰ kg.

- Pieredzes cikli vai lielas aktivitātes periodi, kas saistīti ar saules magnētismu. Pēc tam parādās saules punkti, uzliesmojumi vai uzliesmojumi un koronālās masas izvirdumi.

-Saules blīvums ir daudz zemāks nekā Zemei, jo tā ir gāzveida vienība.

-Ar gaismas spilgtumu, ko definē kā enerģijas daudzumu, kas izstarots vienā laika vienībā, - tas ir ekvivalents 4 x 10 ³³ erg / s vai lielāks par 10 ²³ kilovatiem. Salīdzinājumam - kvēlspuldze izstaro mazāk nekā 0,1 kilovatus.

-Saules efektīvā temperatūra ir 6000 ºC. Tā ir vidējā temperatūra, vēlāk redzēsim, ka kodols un korona ir daudz karstāki reģioni.

Saules klasifikācija

Saule tiek uzskatīta par dzeltenu punduru zvaigzni. Šajā kategorijā ietilpst zvaigznes, kuru masa ir no 0,8 līdz 1,2 reizes lielāka par Saules masu.

Zvaigznēm ir noteikts spektrālais raksturojums pēc to spožuma, masas un temperatūras. Diagrammu var izveidot, novietojot zvaigzni uz temperatūras un spilgtuma grafika, kas pazīstams kā Hertzsprunga-Rasela diagramma.

Zvaigžņu klasifikācija Hertzsprunga-Rasela diagrammā. Saule atrodas galvenajā secībā. Avots: Wikimedia Commons.

Šajā diagrammā ir reģions, kurā atrodas lielākā daļa zināmo zvaigžņu: galvenā secība.

Tur zvaigznes pavada gandrīz visu savu dzīvi un atbilstoši pieminētajām īpašībām tām tiek piešķirts spektrālais tips, ko apzīmē ar lielo burtu. Mūsu saule ietilpst G2 zvaigžņu kategorijā.

Vēl viens diezgan vispārīgs zvaigžņu klasifikācijas veids ir trīs lielas zvaigžņu populāciju grupas: I, II un III, izšķirot pēc smago elementu daudzuma to sastāvā.

Piemēram, III populācijas zvaigznes ir vienas no vecākajām, kas veidojas Visuma sākumā, neilgi pēc Lielā sprādziena. Tajos dominē hēlijs un ūdeņradis.

Turpretī I un II populācija ir jaunāka un satur vairāk smago elementu, tāpēc tiek uzskatīts, ka tie ir izveidojušies ar matēriju, ko atstājuši citu zvaigžņu supernovu sprādzieni.

Starp tiem II populācija ir vecāka, un to veido vēsākas un mazāk gaismas zvaigznes. Mūsu saule ir klasificēta I populācijā, kas ir salīdzinoši jauna zvaigzne.

Uzbūve

Saules slāņainā struktūra. Avots: Wikimedia Commons.

Lai atvieglotu tās izpēti, Saules struktūra ir sadalīta 6 slāņos, kas ir sadalīti labi diferencētos reģionos, sākot no iekšpuses:

-Saules kodols

-Radiatīvā zona

-Konvektīvā zona

-Fotosfēra

-Hromosfēra

Core

Tās izmērs ir apmēram 1/5 no saules rādiusa. Tur Saule ražo izstaroto enerģiju, pateicoties augstajai temperatūrai (15 miljoni grādi pēc Celsija) un valdošajam spiedienam, kas padara to par kodolsintēzes reaktoru.

Smaguma spēks darbojas kā stabilizators šajā reaktorā, kur notiek reakcijas, kurās rodas dažādi ķīmiskie elementi. Visvienkāršākajā gadījumā ūdeņraža kodoli (protoni) kļūst par hēlija kodoliem (alfa daļiņām), kas ir stabili apstākļos, kas dominē kodola iekšpusē.

Tad tiek ražoti smagāki elementi, piemēram, ogleklis un skābeklis. Visas šīs reakcijas atbrīvo enerģiju, kas pārvietojas pa Saules iekšpusi, lai izplatītos visā Saules sistēmā, ieskaitot Zemi. Tiek lēsts, ka katru sekundi Saule tīrā enerģijā pārveido 5 miljonus tonnu masas.

Radiācijas zona

Enerģija no serdes pārvietojas uz āru caur radiācijas mehānismu, tāpat kā ugunskurā esošais uguns sakarst apkārtni.

Šajā jomā matērija atrodas plazmas stāvoklī, temperatūrā, kas nav tik augsta kā kodolā, bet tā sasniedz apmēram 5 miljonus kelvinu. Enerģiju fotonu formā - gaismas paciņas vai "kvantu" - daudzkārt pārraida un absorbē daļiņas, kas veido plazmu.

Process ir lēns, lai gan vidēji tas aizņem apmēram mēnesi, kamēr fotoni no kodola sasniedz virsmu, dažreiz var paiet miljons gadu, lai turpinātu ceļot uz ārējiem apgabaliem, lai mēs varētu to redzēt gaismas formā.

Konvekcijas zona

Tā kā fotonu ierašanās no radiācijas zonas tiek kavēta, temperatūra šajā slānī strauji pazeminās līdz 2 miljoniem kelvinu. Enerģijas transportēšana notiek ar konvekciju, jo šeit jautājums nav tik jonizēts.

Enerģijas transportēšanu ar konvekciju rada gāzu virpuļu kustība dažādās temperatūrās. Tādējādi sakarsētie atomi paceļas pret Saules attālākajiem slāņiem, nesot šo enerģiju sev līdzi, bet ne viendabīgā veidā.

Fosfēra

Šī "gaismas sfēra" ir mūsu zvaigznes šķietamā virsma, tā, kuru mēs no tās redzam (jums vienmēr ir jāizmanto speciāli filtri, lai tieši redzētu Sauli). Tas ir acīmredzams, jo saule nav cieta, bet ir izgatavota no plazmas (ļoti karsta, ļoti jonizēta gāze), tāpēc tai trūkst īstas virsmas.

Fotosfēru var apskatīt ar teleskopu, kas aprīkots ar filtru. Tas izskatās pēc spīdīgām granulām uz nedaudz tumšāka fona, spilgtumam nedaudz samazinoties pret malām. Granulas rodas konvekcijas straumju dēļ, kuras mēs minējām iepriekš.

Fotosfēra zināmā mērā ir caurspīdīga, bet pēc tam materiāls kļūst tik blīvs, ka to caurspīdīgi redzēt nav iespējams.

Hromosfēra

Tas ir ārējais fotosfēras slānis, līdzvērtīgs atmosfērai un ar sarkanīgu spilgtumu, ar mainīgu biezumu no 8000 līdz 13 000 un temperatūru no 5000 līdz 15 000 ºC. Tas kļūst redzams saules aptumsuma laikā un rada gigantiskas kvēlspuldžu vētras, kuru augstums sasniedz tūkstošiem kilometru.

Kronis

Tas ir neregulāras formas slānis, kas stiepjas pa vairākiem saules rādiusiem un ir redzams ar neapbruņotu aci. Šī slāņa blīvums ir zemāks nekā pārējā, bet tas var sasniegt temperatūru līdz 2 miljoniem kelvinu.

Pagaidām nav skaidrs, kāpēc šī slāņa temperatūra ir tik augsta, taču savā ziņā tā ir saistīta ar intensīvajiem magnētiskajiem laukiem, ko rada Saule.

Koronas ārpusē ir liels daudzums putekļu, kas koncentrēts saules ekvatoriālajā plaknē, kas izkliedē gaismu no fotosfēras, ģenerējot tā saukto zodiakālo gaismu - blāvas gaismas joslu, ko var redzēt ar neapbruņotu aci pēc saulrieta. saule, netālu no horizonta punkta, no kura parādās ekliptika.

Ir arī cilpas, kas no fotosfēras nonāk koronā, veidojot gāzi, kas ir daudz aukstāka nekā pārējās: tās ir Saules redzamības pakāpes, kas redzamas aptumsumu laikā.

Heliosfēra

Izkliedēts slānis, kas sniedzas pāri Plutonam, kurā tiek radīts Saules vējš un izpaužas Saules magnētiskais lauks.

Sastāvs

Gandrīz visi elementi, kurus mēs zinām no periodiskās tabulas, ir atrodami saulē. Hēlijs un ūdeņradis ir visbagātākie elementi.

No Saules spektra analīzes ir zināms, ka hromosfēru veido ūdeņradis, hēlijs un kalcijs, savukārt dzelzs, niķelis, kalcijs un argons ir atrasti jonizētā stāvoklī koronā.

Protams, Saule laika gaitā ir mainījusi savu sastāvu un turpinās to darīt, jo tā patērēs savu ūdeņraža un hēlija piegādi.

Saules aktivitāte

No mūsu viedokļa Saule šķiet diezgan mierīga. Bet patiesībā tā ir aktivitāšu pilna vieta, kurā parādības notiek neiedomājamā mērogā. Visus traucējumus, kas nepārtraukti notiek uz Saules, sauc par saules aktivitāti.

Magnētisms šajā darbībā spēlē ļoti svarīgu lomu. Starp galvenajām parādībām, kas notiek uz Saules, ir:

Saules pamanāmība

Vainagā veidojas paaugstinājumi, izciļņi vai pavedieni, kas sastāv no augstas temperatūras gāzes konstrukcijām, sasniedzot lielu augstumu.

Tie ir redzami saules diska malā iegarenu struktūru veidā, kas savstarpēji bloķējas, nepārtraukti mainoties ar Saules magnētisko lauku.

Koronālo masu izgrūšana

Kā norāda nosaukums, saule lielu ātrumu izstaro lielu daudzumu matērijas ar ātrumu 1000 km / s. Tas notiek tāpēc, ka magnētiskā lauka līnijas savijas viena ar otru un ap Saules pamanāmību, izraisot materiāla aizbēgšanu.

Parasti tās ilgst stundas, līdz magnētiskā lauka līnijas saplīst. Koronālo masu izmešana rada lielu daļiņu plūsmu, kas dažu dienu laikā sasniedz Zemi.

Šī daļiņu plūsma mijiedarbojas ar Zemes magnētisko lauku un cita starpā izpaužas kā ziemeļblāzma un dienvidu gaisma.

Saules podi

Tie ir fotosfēras reģioni, kur magnētiskais lauks ir ļoti intensīvs. Tie izskatās kā tumši plankumi uz saules diska un ir zemākā temperatūrā nekā pārējie. Tie parasti parādās ļoti mainīgās grupās, kuru periodiskums ir 11 gadi: slavenais Saules cikls.

Plankumu grupas ir ļoti dinamiskas, sekojot Saules rotācijas kustībai, ar lielāku plankumu, kas iet priekšā, un citu, kas aizver grupu. Zinātnieki ir mēģinājuši paredzēt plankumu skaitu katrā ciklā ar relatīviem panākumiem.

Liesmas

Tie rodas, kad Saule izvada materiālu no hromosfēras un koronas. Tie tiek uzskatīti par gaismas zibspuldzi, kas dažiem Saules reģioniem padara gaišākus.

Nāve

Tāpat kā jebkura zvaigzne, Saule kādu dienu pazudīs, bet tuvākajā nākotnē tā nebūs. Avots: Pxhere.

Kamēr tā kodoldegviela ilgs, saule turpinās pastāvēt. Mūsu zvaigzne gandrīz neatbilst nosacījumiem, lai nomirtu lielā supernovas tipa katastrofā, jo tam zvaigznei ir vajadzīga daudz lielāka masa.

Tāpēc pastāv izredzes, ka, izsīkstot rezervēm, Saule uzbriest un pārvēršas par sarkanu milzi, iztvaicējot Zemes okeānus.

Ap to izplatīsies Saules slāņi, apņemot planētu un veidojot miglāju, kas sastāv no ļoti spilgtas gāzes - redzesloka, ko cilvēce varētu novērtēt, ja līdz tam laikam tā būtu apmetusies uz attālas planētas.

Senās saules paliekas, kas paliks miglāja iekšpusē, būs ļoti mazs balts punduris, apmēram Zemes izmērs, bet daudz blīvāks. Tas atdzisīs ļoti, ļoti lēni, šajā posmā tas var pavadīt vēl apmēram miljardu gadu, līdz tas kļūst par melno punduri.

Bet šobrīd satraukumam nav pamata. Tiek lēsts, ka Saule šajā laikā ir nodzīvojusi mazāk nekā pusi dzīves, un pirms sarkanā milzu stadijas sākuma tas būs no 5000 līdz 7000 miljoniem gadu.

Atsauces

1. Viss par kosmosu. 2016.The of the Universe. Iedomājieties publicēšanu.
2. Kā tas strādā. 2016. Kosmosa grāmata. Iedomājieties publicēšanu.
3. Osters, L. 1984. Mūsdienu astronomija. Redakcijas reverss.
4. Wikipedia. Hertzsprunga-Rasela diagramma. Atgūts no: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Zvaigžņu populācija. Atgūts no: es.wikipedia.org.