Как Работи Слънцето

{h1}

Слънцето затопля нашата планета всеки ден, осигурява светлината, чрез която виждаме и е необходима за живота на земята. Научете за слънцето.

Кога за последен път погледнахте нагоре и се удивихте на тайнствената, животворна сила, която е слънцето?

Ако вярвате, че цялото гледане на слънцето ви прави слепи (което всъщност е вярно), вероятно не правите много поглед от слънцето. Но това е истинско чудо: Слънцето затопля планетата ни всеки ден, осигурява светлината, чрез която виждаме и е необходима за живота на Земята. Той също може да причини клетъчна смърт и да ни ослепи. Той може да побере 1,3 милиона Земя в сферата си [източник: SpaceDaily]. Той произвежда достойни за поета залези и толкова енергия, колкото 1 трилион мегатонни бомби всяка секунда [източник: Бостън глобус].

Всичко това, а нашето слънце е просто обикновена стара средна звезда, по универсални стандарти. Наистина просто близостта го прави толкова специален за Земята. Нямаше да сме тук, ако слънцето не беше толкова близо.

И така, колко близо е слънцето? И колко място е необходимо, за да побере 1,3 милиона Земя? И докато ние сме в това:

  • Ако слънцето е във вакуума на космоса, как гори?
  • Какво предпазва целия този газ от изтичане в космоса?
  • Защо слънцето изпраща слънчеви пламъци?
  • Ще спре ли слънцето някога да гори? (И ако е така, кога? И какво ще се случи със Земята и нейните обитатели?)

В тази статия ще разгледаме очарователния свят на най-близката ни звезда. Ще разгледаме частите на слънцето, ще разберем как прави светлина и топлина и ще изследваме основните му характеристики.

Слънцето „изгаря“ повече от 4,5 милиарда години. Това е масивна колекция от газ, предимно водород и хелий. Тъй като е толкова масивна, тя има огромна гравитация, достатъчно гравитационна сила, за да държи целия този водород и хелий заедно (и да държи всички планети в орбитите си около слънцето).

Казваме, че слънцето изгаря, но не гори като дърва. Вместо това слънцето е гигантски ядрен реактор.

Частите на Слънцето

Фигура 1. Основен преглед на частите на слънцето. Взривът, слънчевите петна и известността са изрязани от действителни SOHO изображения.

Фигура 1. Основен преглед на частите на слънцето. Взривът, слънчевите петна и известността са изрязани от действителни SOHO изображения.

Слънцето е звезда, подобно на другите звезди, които виждаме през нощта. Разликата е разстоянието - другите звезди, които виждаме са на светлинни години, докато слънцето ни е само на около 8 светлинни минути - много хиляди пъти по-близо.

-Официално слънцето е класифицирано като звезда от тип G2 въз основа на неговата температура и дължината на вълната или спектър от светлина, която излъчва. Има много G2s там, а слънцето на Земята е просто един от милиарди st-ars, които обикалят около орбитата на центъра на нашата галактика, съставена от едно и също вещество и компоненти.

T-he слънцето е съставено от газ. Тя няма твърда повърхност. Въпреки това той все още има определена структура. Трите основни структурни области на слънцето са показани в горната половина на Фигура 1, Те включват:

  • сърцевина -- Центърът на слънцето, представляващ 25 процента от радиуса му.
  • Радиационна зона --Секцията, непосредствено заобикаляща ядрото, съдържаща 45% от радиуса му.
  • Конвективна зона -- Най-външният пръстен на Слънцето, представляващ 30 процента от радиуса му.

Над повърхността на слънцето е нейната атмосфера, която се състои от три части, показани в долната половина на Фигура 1:

  • фотосфера - Най-вътрешната част на атмосферата на слънцето и единствената част, която можем да видим.
  • хромосфера - Зоната между фотосферата и корона; по-гореща от фотосферата.
  • корона - Изключително горещият външен слой, простиращ се навън на няколко милиона мили от хромосферата.

-Всички основни характеристики на слънцето могат да бъдат обяснени с ядрените реакции, които произвеждат неговата енергия, от магнитните полета, получени от движенията на газа и от огромната му гравитация.

Тя започва в основата.

Интериорът на Слънцето: ядро

Мощен слънчев изблик избухна от Sunspot 486 на 28 октомври 2003 г. Взривът изпрати рентгенови лъчи, пътуващи със скоростта на светлината към Земята, причинявайки радио буря в йоносферата.

Мощен слънчев изблик избухна от Sunspot 486 на 28 октомври 2003 г. Взривът изпрати рентгенови лъчи, пътуващи със скоростта на светлината към Земята, причинявайки радио буря в йоносферата.

Ядрото започва от центъра и се простира навън, за да обхване 25 процента от радиуса на слънцето. Температурата му е по-голяма от 15 милиона градуса Келвин [източник: Монтана]. В основата си гравитацията дърпа цялата маса навътре и създава интензивен натиск. Налягането е достатъчно високо, за да принуди атомите на водорода да се съберат в реакции на ядрен синтез - нещо, което се опитваме да подражаваме тук, на Земята. Два атома водород се комбинират за създаване на хелий-4 и енергия в няколко стъпки:

  1. Два протона се комбинират, образувайки деутериев атом (водороден атом с един неутрон и един протон), позитрон (подобен на електрон, но с положителен заряд) и неутрино.
  2. Протон и деутериев атом се комбинират и образуват атом хелий-3 (два протона с един неутрон) и гама лъч.
  3. Два атома хелий-3 се комбинират и образуват атом хелий-4 (два протона и два неутрона) и два протона.

Тези реакции представляват 85 процента от слънчевата енергия. Останалите 15 процента идват от следните реакции:

  1. Атом хелий-3 и атом хелий-4 се комбинират и образуват берилий-7 (четири протона и три неутрона) и гама лъч.
  2. Атом на берилий-7 улавя един електрон, за да се превърне в литий-7 атом (три протона и четири неутрона) и неутрино.
  3. Литият-7 се комбинира с протона, за да образува два атома хелий-4.

-Хелий-4 атомите са по-малко масивни от двата водородни атома, които са започнали процеса, така че разликата в масата се превръща в енергия, както е описано от теорията на относителността на Айнщайн (E = mc²). Енергията се излъчва в различни форми на светлина: ултравиолетова светлина, рентгенови лъчи, видима светлина, инфрачервена, микровълнови и радиовълни.

Слънцето също излъчва енергизирани частици (неутрино, протони), които съставляват Слънчев вятър, Тази енергия удря Земята, където тя затопля планетата, задвижва времето ни и осигурява енергия за живот. Ние не сме засегнати от по-голямата част от радиацията или слънчевия вятър, защото атмосферата на Земята ни защитава.

Интериорът на Слънцето: радиативни и конвективни зони

След като покриете сърцевината, е време да се разширите навън в структурата на слънцето. На следващо място са лъчевите и конвективните зони.

Най- радиационна зона се простира навън от ядрото, като представлява 45 процента от радиуса на слънцето. В тази зона енергията от ядрото се осъществява от фотони или светлинни единици. Тъй като се прави един фотон, той пътува около 1 микрон (1 милионна част от метър), преди да бъде абсорбиран от молекула газ. След абсорбцията молекулата на газа се нагрява и отново излъчва друг фотон със същата дължина на вълната. Повторно излъченият фотон изминава друг микрон, преди да бъде абсорбиран от друга молекула газ и цикълът се повтаря; всяко взаимодействие между фотон и молекула газ отнема време. Приблизително 1025 поглъщания и повторни емисии се извършват в тази зона преди фотон да достигне повърхността, така че има значително забавяне във времето между фотона, направен в ядрото, и този, който достига до повърхността.

Най- конвективна зона, което е крайните 30 процента от радиуса на слънцето, се доминира от конвекционни токове, които пренасят енергията навън към повърхността. Тези конвекционни токове са нарастващи движения на горещ газ до падащи движения на хладен газ и изглежда като блясък в симулиращ съд с вода. Конвекционните токове пренасят фотони навън към повърхността по-бързо от преноса на излъчване, който се случва в сърцевината и радиационната зона. При толкова много взаимодействия между фотони и газови молекули в зоната на излъчване и конвекция, на фотона са необходими приблизително 100 000 до 200 000 години.

Факти за слънце
  • Средно разстояние от Земята: 150 милиона мили (93 милиона километра)
  • радиус: 698 000 километра на 418 000 мили
  • маса: 1,99 х 1030 килограми (330 000 земни маси)
  • Грим (по маса): 74 процента водород, 25 процента хелий, 1 процент други елементи
  • Средна температура: 5800 градуса Келвин (повърхност), 15.5 милиона градуса Келвин (сърцевина)
  • Средна плътност: 1,41 грама на см3
  • Сила на звука: 1.4 x 1027 кубични метри
  • Ротационен период: 25 дни (в центъра) до 35 дни (стълбове)
  • Разстояние от центъра на Млечния път: 25 000 светлинни години
  • Орбитална скорост / период: 138 мили в секунда / 200 милиона години

Атмосферата на Слънцето

Най-накрая си проправихме път към повърхността. Да проследим следващата атмосфера. Точно като Земята, слънцето може да се похвали с атмосфера. Слънцето обаче е съставено от фотосфера, хромосфера и на корона.

Най- фотосфера е най-ниският регион на слънчевата атмосфера и е регионът, който можем да видим. "Повърхността на слънцето" обикновено се отнася до фотосферата, най-малкото от гледна точка на това. Той е на 180-240 мили (ширина 300-400 километра) и има средна температура от 5800 градуса Келвин. Изглежда гранулирана или мехурчеста, подобно на повърхността на кипящ съд с вода. Неравностите са горните повърхности на клетките с конвекционен ток отдолу; всяка гранулация може да бъде широка от 600 мили (1000 километра). Докато минаваме нагоре през фотосферата, температурата пада и газовете, тъй като са по-студени, не излъчват толкова светлинна енергия. Това ги прави не толкова непрозрачни за човешкото око. Следователно външният ръб на фотосферата изглежда тъмен, ефект наречен потъмняване на крайниците това обяснява чистия хрупкав ръб на слънчевата повърхност.

Най- хромосфера се простира над фотосферата до около 1200 мили (2000 километра). Температурата се повишава в хромосферата от 4500 градуса Келвин до около 10 000 градуса Келвин. Смята се, че хромосферата се нагрява чрез конвекция в подлежащата фотосфера. Тъй като газовете краят във фотосферата, те произвеждат ударни вълни, които нагряват заобикалящия газ и го изпращат пронизващо през хромосферата в милиони малки шипове горещ газ, наречени частици,, Всяка спикула се издига на около 5000 мили над фотосферата и продължава само няколко минути. Спикулите могат също да последват по линиите на магнитното поле на слънцето, които се извършват от движението на газове вътре в слънцето.

Най- корона е последният слой на слънцето и се простира на няколко милиона мили или километри навън от другите сфери. Най-добре се вижда по време на слънчево затъмнение и на рентгенови снимки на слънцето. Температурата на короната е средно 2 милиона градуса Келвин. Въпреки че никой не е сигурен защо корона е толкова гореща, смята се, че е причинена от магнетизма на слънцето. Корона има светли области (горещи) и тъмни области, наречени коронални дупки, Короналните дупки са сравнително готини и се смята, че са области, където частици от слънчевия вятър избягат.

Т-образните изображения на телескопа можем да видим няколко интересни характеристики на слънцето, които могат да имат ефекти тук на Земята. Нека да разгледаме три от тях: слънчеви петна, слънчева известност и слънчеви изблици.

Характеристиките на Слънцето: слънчеви петна, слънчеви значения и слънчеви изблици

След много седмици на празно слънце без слънчеви петна, на 23 септември 2008 г. се появи малко ново слънчево петно, което бележи нов слънчев цикъл.

След много седмици на празно слънце без слънчеви петна, на 23 септември 2008 г. се появи малко ново слънчево петно, което бележи нов слънчев цикъл.

Разбира се, сферите са украсени с интересни характеристики и активност. Ще ги разгледаме тук.

Тъмни, хладни зони, наречени слънчевите петна се появяват на фотосферата. Слънчевите петна винаги се появяват по двойки и представляват интензивни магнитни полета (около 5000 пъти по-големи от магнитното поле на Земята), които пробиват повърхността. Линиите на полето излизат през една слънчева точка и отново влизат през другата. Магнитното поле се причинява от движение на газове във вътрешността на слънцето.

Активността на слънчевите петна се появява като част от 11-годишен цикъл, наречен слънчев цикъл, където има периоди на максимална и минимална активност.

Не е известно какво причинява този 11-годишен цикъл, но са предложени две хипотези:

  • Неравномерното въртене на слънцето изкривява и усуква линиите на магнитното поле във вътрешността. Извитите линии на полето пробиват повърхността, образувайки двойки слънчеви петна. В крайна сметка линиите на полето се разпадат и активността на слънчевите петна намалява. Цикълът започва отново.
  • Огромни тръби с газ обикалят вътрешността на Слънцето на високи географски ширини и започват да се движат към екватора. Когато се търкалят един срещу друг, образуват петна. Когато стигнат до екватора, те се разпадат и слънчевите петна намаляват.

-Понякога облаците газове от хромосферата ще се издигат и ще се ориентират по магнитните линии от двойки слънчеви петна. Тези арки газ се наричат слънчев протуберанси.

Знаменитостите могат да продължат два до три месеца и могат да се простират над 30 000 мили (50 000 километра) или повече над повърхността на слънцето. Достигайки тази височина, те могат да изригнат за няколко минути до часове и да изпращат големи количества материал, препускащ през короната и навън в космоса със скорост 600 мили в секунда (1000 километра в секунда); тези изригвания се наричат изхвърляне на коронална маса.

Понякога в сложни групи за слънчеви петна се случват резки, силни експлозии от слънцето. Те се наричат слънчеви пламъци.

Счита се, че слънчевите пламъци са причинени от внезапни промени в магнитното поле в области, където магнитното поле на слънцето е концентрирано. Те са придружени от отделяне на газ, електрони, видима светлина, ултравиолетова светлина и рентгенови лъчи. Когато това излъчване и тези частици достигнат магнитното поле на Земята, те взаимодействат с него на полюсите, за да произведат полярни сияния (borealis и australis). Слънчевите изблици могат също да нарушат комуникациите, спътниците, навигационните системи и дори електрическите мрежи. Излъчването и частиците йонизират атмосферата и възпрепятстват движението на радиовълни между спътниците и земята или между земята и земята. Йонизираните частици в атмосферата могат да предизвикат електрически токове в електропроводи и да причинят скокове на тока. Тези пренапрежения могат да претоварят електрическата мрежа и да причинят прекъсвания. Можете да научите повече за слънчевите пламъци, като прочетете Може ли изключително мощен слънчев отблясък да унищожи цялата електроника на Земята?

Цялата тази дейност изисква енергия, която е в ограничени доставки. В крайна сметка слънцето ще изчерпи горивото.

Съдбата на Слънцето

Когато нашето слънце стане червен гигант, радиусът му ще бъде около 100 пъти по-голям от сегашния. Планетарните мъглявини са останките на слънчеви звезди, достигнали края на червения си гигантски етап.

Когато нашето слънце стане червен гигант, радиусът му ще бъде около 100 пъти по-голям от сегашния. Планетарните мъглявини са останките на слънчеви звезди, достигнали края на червения си гигантски етап.

-T - слънцето грее от около 4,5 милиарда години [източник: Бъркли]. Размерът на слънцето е баланс между външното налягане, което се осъществява чрез освобождаването на енергия от ядрения синтез, и вътрешното дърпане на гравитацията. За своите 4,5 милиарда години живот радиусът на слънцето е станал около 6 процента по-голям [източник: Беркли]. В него има достатъчно водородно гориво, за да „изгори“ за около 10 милиарда години, което означава, че са му останали малко над 5 милиарда години и през това време ще продължи да се разраства със същата скорост [източник: Беркли].

Когато в сърцевината изчерпи водородното гориво, тя ще се свие под тежестта на гравитацията; обаче, в горните слоеве ще се получи известно синтезиране на водород. Тъй като ядрото се свива, то се загрява и това загрява горните слоеве, причинявайки им разширяване. С разширяването на външните слоеве радиусът на слънцето ще се увеличава и той ще стане а червен гигант, възрастна звезда.

Радиусът на червеното гигантско слънце ще бъде 100 пъти по-голям от този, който е сега, лежи малко над орбитата на Земята, така че Земята ще се потопи в ядрото на червеното гигантско слънце и ще се изпари [източник: НАСА]. В един момент след това ядрото ще стане достатъчно горещо, за да накара хелия да се слее във въглерод.

Когато хелиевото гориво се е изчерпало, сърцевината ще се разшири и изстине. Горните слоеве ще се разширят и изхвърлят материал.

Накрая ядрото ще се охлади в a бяло джудже.

В крайна сметка тя допълнително ще се охлади в почти невидим черно джудже, Целият този процес ще отнеме няколко милиарда години.

Така че през следващите няколко милиарда години човечеството е безопасно - поне по отношение на съществуването на слънцето. Други дебакли са предположението на никого.

За повече информация относно слънцето и свързаните с него теми, прегледайте връзките на следващата страница.


Видео Добавка: Пътешествие до края на вселената.




Изследване


Обвинявайте Метан Взривове За Морски Кратери, Но Не И За Бермудския Триъгълник
Обвинявайте Метан Взривове За Морски Кратери, Но Не И За Бермудския Триъгълник

3-D Японска Анимация На Quake Може Да Помогне За Визуализиране На Temblors
3-D Японска Анимация На Quake Може Да Помогне За Визуализиране На Temblors

Наука Новини


Двойни Проблеми: Тези Заболявания Могат Да Повишат Риска От Рак
Двойни Проблеми: Тези Заболявания Могат Да Повишат Риска От Рак

8 Оръдия За Възстановяване От Пиратския Кораб На Blackbeard
8 Оръдия За Възстановяване От Пиратския Кораб На Blackbeard

Защо Холерата Не Е Вероятна В Пуерто Рико, Но Има Други Заболявания
Защо Холерата Не Е Вероятна В Пуерто Рико, Но Има Други Заболявания

Могат Ли Възрожденските Вълново-Мамутни Гени Да Се Борят С Ефектите От Глобалното Затопляне?
Могат Ли Възрожденските Вълново-Мамутни Гени Да Се Борят С Ефектите От Глобалното Затопляне?

Древна Гробница Във Формата На Октагон Разкрива Болезнени Приказки От Китай, Управляван От Монгол
Древна Гробница Във Формата На Октагон Разкрива Болезнени Приказки От Китай, Управляван От Монгол


BG.WordsSideKick.com
Всички Права Запазени!
Възпроизвеждането На Използваните Материали Оставя Само Prostanovkoy Активна Връзка Към Сайта BG.WordsSideKick.com

© 2005–2019 BG.WordsSideKick.com