Сонце - Лексикон астрономії

Лексикон астрономії: Сонце

Сонце - це тіло з найбільшою масою в Сонячній системі і, таким чином, домінує у рухах усіх тіл Сонячної системи. Сонце також дарує життя, оскільки його електромагнітне випромінювання забезпечує землю теплом. Звідси їх ще називають нашими Центральна зірка.

Сила тяжіння сонця

Власне кажучи, Сонце знаходиться не зовсім у центрі Сонячної системи, оскільки маси обертаються навколо загального центру ваги. Центр ваги Сонячної системи знаходиться дуже близько до Сонця (навіть у межах його поверхні), оскільки він такий масивний.
Домінуюче гравітаційне поле Сонця суттєво впливає на переміщення планет, астероїдів, комет та інших, набагато менших небесних тіл. Гравітон Сонця зазвичай можна добре описати за допомогою теорії тяжіння Ньютона - відхилення демонструє лише сама внутрішня планета Меркурій (Перигелій), які вимагають загальної теорії відносності. У релятивістському плані тоді потрібно було б говорити про сонячний вигнутий простір-час.

Ти моя зірка

Але Сонце також є особливим серед усіх тіл Сонячної системи: Сонце - це зірка, тобто сукупність гарячого іонізованого газу, значного завдяки процесам термоядерного синтезу. Променеві енергії релізи. Решта тіл Сонячної системи також випромінюють переважно теплове випромінювання, але Сонце є єдиним тілом, яке отримує енергію випромінювання від злиття легких атомних ядер. Це на сьогоднішній день найяскравіше небесне тіло.
Наприклад, Юпітер - друге за важкістю тіло в Сонячній системі (0,001 сонячна маса), але воно випромінює більше теплового випромінювання (яке отримує від стиснення газу), ніж отримує від сонця.

Сонце є найближчою зіркою до землі: його відстань до землі в середньому становить близько 150 мільйонів кілометрів, відстань, яку в астрономії назвали: Астрономічна одиниця (Німецька AE, скорочена міжнар. AU). Ця шкала характерна для довжин у планетарних системах, а також використовується для позасонячних планет.

Фази, Mofi & Sofi

Сонячне випромінювання викликає різні ефекти освітлення в Сонячній системі: це створює характерні Фази внутрішніх планет (Меркурій та Венера), залежно від поточного, відносного положення між Сонцем, Землею та внутрішньою планетою. З тієї ж причини земна Місяць також показує ці фази, які ми знаємо як молодий місяць, фаза зростаючої фази, повний місяць і спадаюча фаза.
Існують також дуже особливі освітлювальні явища, такі як сонячне затемнення і місячне затемнення. Астрономічно йдеться про тривіальні тіні, що кидаються між небесними об’єктами, які, розглядаючи в певних місцях, змушують небесні тіла «зникати»: Сонячне затемнення Якщо молодик стоїть між лінією, що з'єднує Сонце і Землю, місячна тінь потрапляє на землю і на одну в область умбра (яка вимірює близько 200 км на поверхні Землі) усього Сонячне затемнення, одне в півтіні частковий Сонячне затемнення. В місячне затемнення з іншого боку, місяць в даний час знаходиться в тіні Землі і виглядає червоним через сонячне світло, розсіяне на землі.

Сонячна фізика

З точки зору астронома, Сонце, звичайно, є удачею удачі не лише тому, що воно в першу чергу зробило можливим життя, але й тому, що воно є найближчою зіркою до Землі і, отже, ідеальним об’єктом дослідження для Зоряна фізика є. Темами досліджень сонячної фізики є фізичні властивості Сонця, а також походження та розвиток Сонця. Наша центральна зірка пропонує можливість дослідити досить непомітного представника зоряного роду. В ході зоряної фізики, коли все більше і більше зірок в околицях Сонця також можна було описати з фізичними параметрами, стало ясно, що Сонце не є ні особливо великим і важким, ні особливо жарким або світловим.

сонце

Будова сонця

Сонячне ядро

Інтер'єр сонця складається з гарячого, випромінювальний сердечник, в якому відбуваються процеси синтезу. Саме тут утворюються фотони, яким потрібен відносно довгий час, щоб проїхати внутрішніми ділянками Сонця, оскільки вони розсіяні та знову випромінюються (транспорт випромінювання). Тоді т. Зв. Також закривається всередині Зона конвекції водню в. Їх товщина становить близько 1/10 радіуса Сонця. Тут циркуляція газових мас є ефективним механізмом транспортування енергії: бульбашки гарячого газу піднімаються зі швидкістю кілька кілометрів на секунду, тоді як охолоджені газові маси опускаються (аналогічно конвекції в земній атмосфері).

Фотосфера

Цей процес створює характеристику грануляція поверхня сонця, зерно в конвекційних клітинах (Гранули) із типовим діаметром близько 1400 км, які мають середній термін служби лише до 10 хвилин. Різниця температур між гранулами та міжзернистими ділянками становить близько 300 К. Грануляція самоподібна до Супер грануляція на набагато більших масштабах довжиною близько 30000 км: вони мають більший термін служби в межах близько 30 годин.
Грануляція спостерігається на поверхні Сонця - області, відомій як фотосфера. Насправді це шар, товщина якого становить приблизно від 100 до 200 км. Своєю назвою він зобов'язаний тому, що спостерігаються нами фотони походять з цієї оболонки. Це лише видимий сонячний диск.

Хромосфера

Над ним лежить хромосфера товщиною близько 10 000 км. У сонячних затемненнях він виглядає червоним (звідси його назва: grch. хромоси означає колір). Цей неоднорідний регіон схожий на полум’я Спікули прожилками. У т.зв. Flash Spectra можна коротко спектроскопічно дослідити хромосферу до і після повного сонячного затемнення (2-й і 3-й контакт). Для цього сонячні дослідники вибирають відповідні лінії викидів водню та кальцію.

корона

Корона - це самий зовнішній шар Сонця, і він з’являється у повних сонячних затемненнях як відомий ореол, звідси і його назва (dt. „Корона“). Корона має надзвичайно низьку щільність частинок (10 8 частинок на кубічний сантиметр); дивовижне в короні те, що вона поставляється Від 2 до 5 мільйонів градусів в рази гарячіша за поверхню Сонця (лише близько 6000 К)! Це довго залишалося загадкою Нагрівання корони може пояснити магнітогідродинаміку (МГД): МГД-хвилі проникають в область корони із сонячної плазми. Там магнітні поля протилежної полярності знищуються (Повторне підключення). Що відбувається з енергією, яка зберігалася в магнітному полі? Ну, він перетворюється на кінетичну енергію, а саме теплову енергію частинок у короні. Високі температури пояснюються магнітними ефектами.

  • К-корона демонструє континуум (отже К), що спричинене розсіюванням фотосферних фотонів на гарячих корональних електронах.
  • F-корона показує відоме Лінії Фраунгофера (отже Ф.), Рядки поглинання, що призвели до відкриття нового елемента: гелій (грч. геліос: Сонце), який був виявлений лише пізніше на землі. Лінії залишаються чіткими, оскільки розсіювання у F-короні відбувається на повільних частинках пилу.
  • L-корона складає лише 1% від загальної корональної радіації і складається з декількох ліній випромінювання, особливо таких, як залізо та кальцій. Це фактичний «відбиток пальця» коронного випромінювання або речовини корони.

фізичні дані сонця

  • Маса: Msol = 1,989 × 10 30 кг. Ця величина визначає фундаментальний масштаб маси в астрофізиці, Сонячна маса.
  • Сонячний радіус: Rsol = 6,96 × 10 5 км
  • Сонячна поверхня: 6,09 × 10 18 м 2
  • Сонячний об’єм: 1,41 × 10 27 м 3
  • Сонячна константа (щільність потоку сонячного випромінювання, інтегрована по всіх частотах): S = 1,37 кВт м -2
  • Світність (добуток сонячної константи та сонячної поверхні; але також випливає із сонячного радіуса та ефективної температури): Lsol = 3,853 × 10 26 Вт = 3,853 × 10 33 ерг/с
  • Рентгенівська світність: 4,7 × 10 27 ерг/с (максимум), 2,7 × 10 26 ерг/с (мінімум)
  • середня щільність газу (коефіцієнт сонячної маси та сонячного об'єму): 1408 г см -3
  • Ефективна температура (сонце як радіатор Планка, закон T 4): Teff = 5780 K
  • Спектральний тип (отриманий з температури поверхні): G2V, a жовтий карлик
  • видима візуальна яскравість: мВ = -26,7 маг
  • абсолютна візуальна яскравість: МВ = 4,87 маг
  • Гравітаційне прискорення на поверхні: Gзоль = 274,0 м/с 2 = 27,93 G (G: середнє прискорення за рахунок сили тяжіння)
  • дуже мінливі з точки зору часу та простору Магнітне поле з 10 -4 Т середньої міцності та 1 Т міцної, місцеві наконечники!
  • середня швидкість виходу на поверхню: vesc = 617,7 км с -1
  • час сидеричного обертання в середніх широтах: 2,1928 × 10 6 с = 23,38 д (диференціальне обертання)
  • Нахил сонячної екваторіальної площини проти екліптики: 7 градусів 15 хвилин
  • Середня відстань від сонця до землі: 149,597870 × 10 6 км = 1 АЕ. Астрономічна одиниця AU є основною одиницею довжини для розмірних шкал у Сонячній системі.
  • Металічність (частота металу щодо неметалів): 2%

(Джерела даних: Студенти хлопчиків астрономії, Статус 1989 р. І розрахований; LX вимкнено Перес та ін. ApJ 528, 537, 2000)

Зоряна еволюція сонця

З точки зору зоряної еволюції Сонце перебуває в поточній фазі в основній послідовності, на якій воно перебуватиме кілька мільярдів років. Потім слід етап червоного велетня. Центральним процесом термоядерного синтезу є pp ланцюжок, тоді як цикл CNO відіграє лише незначну роль (частка 3% у виробництві гелію). Приблизно через п’ять мільярдів років, коли водень для процесів синтезу всередині буде вичерпаний, Сонце відштовхне свої зовнішні оболонки і об’єднається як стабільна кінцева конфігурація Білий карлик близько половини сонячної маси ліворуч, яка вкладена в барвисту планетарну туманність. На той час, найпізніше, сонячні дні в нашій Сонячній системі вже підраховані.

Моделі сонця

Сонячний вітер і полярні вогні

Також сильне випромінювання частинок сонця Сонячний вітер, викликається магнітогідродинамічними хвилями (крутний потяг хвилі Альфв? н, TAWT), які переміщуються із поверхні Сонця і захоплюють сонячну плазму в процесі. Це створює типові, арочні конструкції (петлі), які з часом розриваються і випускають плазму в міжпланетне середовище. Але менш міцно зв’язані корональні частинки також дифундують у міжпланетний простір. Якщо кінетична енергія частинок досить велика, вони навіть можуть досягати землі. Потім їх захоплює земна магнітосфера і називає барвистими Північне сяйво виник. Це бажано робити на магнітних (а не географічних!) Полюсах Землі, оскільки там диполеподібне магнітне поле у ​​вигляді воронки не може блокувати заряджені частинки.

Сонце як випромінювач рентгенівських променів

Виміряне Випромінювання рентгенівських променів від сонця обумовлено тепловим випромінюванням корони та виверженнями, а також гальмівним випромінюванням, яке генерується гальмованими частинками плазми (наприклад, у сонячному магнітному полі).

екзотичні частинки від сонця?

Сонце може випромінювати екзотичну форму дуже легких частинок: гіпотетичні аксіони. Деякі фізики припускають, що їх можна створити з фотонів за допомогою коливань (Ефект Примакова) і виявляються в земних аксіонових геліоскопах. Наступне, звичайно, звучить погано для нефізиків: Аксіони - це псевдоскалярні бозони Намбу-Голдстоуна, які порушують хіральну симетрію Пекчея-Куїнна (область квантової хромодинаміки). Для фізики частинок і космології було б дуже важливо знати, чи справді цей ефект Примакова має місце в природі.

Можливо, вас також зацікавить: Spektrum - Die Woche: 48/2020