Temperatura din interiorul soarelui este aproximativ egală. Cea mai apropiată stea pentru noi

Zvonurile despre sfârșitul apropiat au fost oarecum exagerate

În 2005, astrofizicistul Pierce Van der Meer a vorbit cu o declarație senzațională. Potrivit lui, în ultimul secol, temperatura soarelui crește în mod constant. Un astfel de proces este observat, de obicei, înainte de metamorfoza stea obișnuită în supernova. Astfel, omul de știință a prezis în șase ani o explozie inevitabilă a soarelui și, ca urmare, moartea tuturor celor vii pe pământ. Dar proeminentul NASA ProTuberans nu a mărturisit nici o schimbare majoră pe steaua noastră, iar încălzirea globală a secolului trecut este asociată cu efectul de seră, "produsul secundar" al activității umane. Astfel, vestea "fundului navei" s-au dovedit a fi oarecum prematur.

Care este de fapt temperatura soarelui?

Această întrebare a încântat oamenii de știință mult mai multe secole. Fără îndoială, strălucirea noastră este foarte caldă, deoarece dă căldură, fiind de multe mii de kilometri de pământ. Dar numai în secolul al XX-lea, astrofizica a reușit să-și calculeze temperatura mai mult sau mai puțin precisă. Sa dovedit, diferă în funcție de apropierea de nucleul corpului ceresc. În mijlocul său, aceasta face o întreagă cincisprezece și jumătate de grade Celsius (sau 27 milioane de grade Fahrenheit). Stratul superior al atmosferei de heliu-hidrogen al stelei este nituit la un milion de grade, iar pe suprafață temperatura Soarelui Celsius este de 5515 de grade.

De unde știm asta?

Bineînțeles, nici un cosmonaut sau nava nu a reușit de pe pământ nu a zburat pe luminariile noastre cu un termometru. Cu toate acestea, temperatura soarelui în grade poate fi laborator calculată prin radiații spectrale. Steaua ne pare a fi galbenă. Dacă ar fi fost fierbinte, ne-am numi Blue Sun ... Deși nu ar trebui să o numească, deoarece apariția vieții proteice pe pământ cu astfel de temperaturi de cusut ar fi imposibilă. Dacă centrul sistemului nostru de stele a fost mai rece, ar fi fost roșcat. Studierea radiației a strălucit prin spectrul de culori, oamenii de știință au aflat următoarele: sub toată temperatura de pe suprafața stea și mai profundă la rădăcina căldurii.

În ce unități sunt temperatura soarelui?

În viața de zi cu zi folosim două sisteme de măsurare a temperaturii: Celsius (în țările europene) și Fahrenheit (în America). Dar astrofizica folosește un alt sistem metric - în Kelvin. Ultima scară și sistemul Celsius este ușor de comparat. La urma urmei, ei nu coincid. Celsius a luat temperatura temperaturii de congelare a apei, iar Kelvin este un zero absolut. Este minus 273 de grade, este această răceală care domnește într-un spațiu fără aer. Astfel, temperatura soarelui, măsurată prin scara științifică, este egală cu 5800 de grade de kelvin la suprafață, iar în nucleul - 15 500 273 K. Dacă acești indicatori se vor schimba în timp? Înţelegere! Toate stelele - și soarele nu este o excepție - cândva se naște, câștigând în masă, transformându-se într-un gigant roșu. Și apoi îmbătrânirea începe: În primul rând, corpul ceresc devine pitic alb (reprezentând un nucleu, fără o coroană), apoi cu un pitic negru, până când a explorat un supernovae. Dar corpul nostru de iluminat, în conformitate cu calculele oamenilor de știință serioși, încă mai era vorba de a vindeca umanitatea aproximativ cinci miliarde de ani.

Ca locuitori ai frumoasei planete Pământ, ne iubim cu toții singura noastră soare și toți dependenți de ea. Temperatura soarelui a fost întotdeauna un interes deosebit. Nu este surprinzător faptul că este mai ușor să creați o senzație, dacă raportați periodic posibila "răcire" a soarelui sau despre supraîncălzire și chiar explozia luminoasă a șocului.

Deci, în 2005, o informație senzațională a apărut în presă: soarele poate exploda după șase ani! Pe Internet a fost publicat următorul material:
"Astrofizicianul olandez Dr. Pierce van der Meer, expert al Agenției Spațiale Europene (ESA), consideră că unele semne indică faptul că soarele urmează să explodeze. Temperatura miezului soarelui, conform Dr. van der Meera, care este de obicei 27 milioane de grade Fahrenheit, în ultimii ani, a crescut la un periculos de 49 de milioane de grade. În opinia sa, procesul de încălzire a strălucirii noastre în ultimii 11 ani este foarte asemănător cu schimbările care apar în stelele din fața exploziei Supernova - de exemplu, în faimoasa supernova 1604. Procesul de încălzire globală, în opinia sa, pe care îl observăm în prezent, nu este legat de acțiunea efectului de seră, ci doar cu încălzirea soarelui. Pe procesele neobișnuite care apar la soare, imaginile protuberanțelor gigantice obținute de Observatorul Solar și Heliospheric NASA SOHO, conducând observații continue ale luminarilor din spațiu. Calculele efectuate de personalul Dr. Meera arată că, dacă temperatura subsolului solar va crește același ritm, procesul va deveni în curând ireversibil și, în acest caz, soarele va exploda în șase ani ".

Mulțumim lui Dumnezeu că, imediat, a existat o respingere a informațiilor, în special, fără a recunoaște că nu s-au înregistrat focuri speciale în soare sau încălzire specială. Senzația a fost, la fericirea noastră, Lipova.

Cu toate acestea, site-ul ca portal informațional și educațional nu poate să dedice un material mic pentru curios cu privire la temperatura la soare.

Radiația soarelui diferă de emisia de corp absolut negru. Fluxul eficient de radiație Temperatura eficientă a soarelui este egală cu 5760 ° C, în timp ce poziția maximă a emisiilor în spectrul soarelui corespunde temperaturii definite de legea vinului, aproximativ 6750 ° C. Astfel, când se spune despre Temperatura de suprafață măsurată a soarelui, cifra este cel mai adesea dată un număr de aproximativ 6000 ° C. Distribuția relativă a energiei în diferite părți ale spectrului oferă o idee despre temperaturile de culoare ale soarelui, a căror valoare este foarte schimbată chiar și în zona vizibilă. De exemplu, în intervalul de lungime de undă de 4700-5400 a, temperatura culorii este de 6500 ° C și în apropierea intervalului de lungime de undă de 4300-4700 A - aproximativ 8000 ° C. În limitele mai largi, se schimbă temperatura luminozității, care pe secțiunea spectrului de 1000-2500 a crescut de la 4500 ° la 5000 °, în raze verzi (5500 A) sunt aproape de 6400 °, iar în cadrul radio al valurilor de metru ajunge Un milion de grade!
Este important de observat că temperatura substanței solare variază în funcție de adâncime. Într-adevăr, opacitatea gazelor puternic încălzite este non-Einakov pentru diferite lungimi de undă. În razele ultraviolete, absorbția este mai mare decât în \u200b\u200bvizibilă. În același timp, numai astfel de gaze absorb undele radio. Prin urmare, radiațiile radio, ultraviolete și vizibile sunt adecvate straturilor mai mult și mai profunde ale Soarelui. Având în vedere dependența observată a temperaturii luminozității de la lungimea de undă, obținem că undeva aproape de suprafața vizibilă a soarelui este un strat cu o temperatură minimă (aproximativ 4500 ° C), care poate fi observată în raze ultraviolete îndepărtate. Deasupra și sub acest strat, temperatura crește rapid.

Din cele de mai sus rezultă că cea mai mare parte a substanței solare ar trebui să fie foarte puternic ionizată. Deja la o temperatură de 5-6 mii de grade, atomii multor metale sunt ionizate și la temperaturi de peste 10-15 mii de grade, elementul este cel mai abundent din soare - hidrogen. În consecință, substanța solară este o plasmă, adică. Gaz, majoritatea atomilor din care sunt Ionisovano. Numai într-un strat subțire în apropierea ionizării de margine vizibilă, predomină hidrogen slab și neutru. Temperatura din interiorul soarelui atinge diferite estimări de 15-20 milioane de grade.

Temperatura este o caracteristică foarte importantă a stării substanței, pe care depind proprietățile sale fizice principale. Definiția sa este una dintre cele mai dificile probleme astrofizice. Acest lucru se datorează atât complexității metodelor de determinare a temperaturii existente, cât și cu inexactitatea principală a unora dintre ele. Pentru excepții rare, astronomii sunt lipsiți de posibilitatea de a măsura temperatura cu ajutorul unui dispozitiv instalat pe cel mai explorat corp. Cu toate acestea, chiar dacă a reușit să facă, în multe cazuri dispozitive de măsurare a căldurii ar fi inutile, deoarece mărturia lor ar fi foarte diferită de valoarea reală a temperaturii. Termometrul dă mărturia corectă numai atunci când este în echilibru termic cu corpul, a cărui temperatură este măsurată. Prin urmare, pentru organismele care nu sunt în echilibru termic, este imposibil să se folosească fundamental un termometru, iar metodele speciale trebuie aplicate pentru a determina temperatura acestora. Luați în considerare principalele metode de determinare a temperaturilor și indicați cele mai importante cazuri ale aplicării acestora.

Determinarea temperaturii în lățimea liniilor spectrale. Această metodă se bazează pe utilizarea formulei (7.43), când lățimea doppler a liniilor spectrale de radiație sau absorbția este cunoscută din observații. Dacă stratul de gaz este optic subțire (nu există o absorbție de auto-absorbție) și atomii săi au doar mișcări termice, atunci valoarea temperaturii cinetice este obținută direct. Cu toate acestea, foarte des aceste condiții nu sunt efectuate, în primul rând, abaterea profilurilor observate din curba Gauss este prezentată în fig. 90. Evident, în aceste cazuri, sarcina de a determina temperatura pe baza profilurilor liniilor spectrale este mult complicată.

Determinarea temperaturii pe baza studiului proceselor atomice elementare care duc la apariția radiației observate. Această metodă de determinare a temperaturii se bazează pe calculele spectrului teoretic și compară rezultatele cu observații. Noi ilustrează această metodă pe exemplul coroanei solare. În spectrul său, sunt observate liniile de radiații aparținând elementelor ionizate repetate, ale căror atomii sunt lipsiți de mai mult de o duzină de electroni externi, pentru care energia necesită cel puțin câteva sute de electroni-volți. Puterea radiației solare este prea mică pentru a provoca ionizarea atât de puternică a gazelor. Acesta poate fi explicat numai prin ciocniri cu particule rapide energetice, în principal electroni liberi. În consecință, energia termică a unei fracții semnificative de particule în coroana solară trebuie să fie egală cu câteva sute de electro-volți. Care denotă prin Energie E, exprimată în electron-Volt și dată (7.13), avem T \u003d 11.600 V.

Apoi, energia de 100 EV este cea mai mare parte a particulelor de gaz la o temperatură mai mare de un milion de grade.

Determinarea temperaturii pe baza aplicării legilor emisivității corpurilor absolut negre. La aplicarea legilor de emisie ale organismelor absolut negre (strict vorbind, doar pentru echilibrul termodinamic), o serie de metode cele mai frecvente pentru determinarea temperaturii se bazează pe radiația observată. Cu toate acestea, din motivele menționate la începutul acestui paragraf, toate aceste metode sunt inexacte în mod fundamental și conduc la rezultate care conțin erori mari sau mai mici. Prin urmare, ele sunt utilizate fie pentru estimări de temperatură aproximativă, fie în cazurile în care este posibil să se demonstreze că aceste erori sunt neglijabile. Să începem cu aceste cazuri.

Stratul optic gros, opac de gaz în conformitate cu legea Kirchhof oferă o radiație puternică într-un spectru continuu. Un exemplu tipic este cele mai profunde vedete ale atmosferei stea. Cu cât aceste straturi sunt mai adânci, cu atât mai bine sunt izolate din spațiul înconjurător și cu atât mai apropiat, prin urmare, radiația lor la echilibru. Prin urmare, pentru straturile interioare ale stelei, a căror radiație nu ajunge la noi, legile radiației termice sunt efectuate cu un grad ridicat de precizie.

Este foarte diferit de stelele straturilor exterioare. Ei ocupă o poziție intermediară între straturile interioare complet izolate și transparente complet transparente cele mai exterioare (adică radiații vizibile). De fapt, vedem acele straturi, a cărui adâncime optică nu este prea diferită de 1. Într-adevăr, straturile mai profunde sunt mai rău datorită creșterii rapide a opacității și cele mai exterioare straturi sunt slab emise (ne amintim că Radiația stratului optic subțire este proporțională cu grosimea sa optică). În consecință, radiația care depășește acest corp apare în principal în straturi. Cu alte cuvinte, acele straturi pe care le vedem sunt situate la o adâncime, începând cu care gazul devine opac, pentru ei legile radiației termice sunt efectuate doar aproximativ. De exemplu, pentru stele, de regulă, este posibilă ridicarea unei astfel de curbe de scânteie, care, deși foarte dură, seamănă încă cu distribuția energiei în spectrul său. Acest lucru permite cu excelente rezervări pentru a aplica legile unei plăci, Stephen - Boltzmann și vin la radiația stelelor.

Luați în considerare aplicarea acestor legi la radiația soarelui, în fig. 91 a reprezentat distribuția observată a energiei în spectrul centrului discului solar, împreună cu mai multe curbe pliteviale pentru diferite temperaturi. Se poate observa din acest model că niciunul dintre ei nu coincide cu curba pentru soare. În acesta din urmă, radiația maximă nu este exprimată atât de drastic. Dacă acceptați că are loc în lungimea de undă Max \u003d 4300 Å, temperatura definită de legea deplasării vinului va fi egală cu t ( Shah) \u003d 6750 °.

Energia completă emisă de 1 cm 2 a suprafeței soarelui este egală cu

e ¤ \u003d 6,28 × 10 10 ERG / cm2 × s.

Înlocuirea acestei valori în formula (7.33) a legii lui Ștefan - Boltzmann, obținem așa-numita temperatură efectivă

Astfel, temperatura efectivă a corpului se numește temperatura unui astfel de corp negru absolut negru, fiecare centimetru pătrat din care în întregul spectru emite același curent de energie ca 1 cm2 al acestui corp.

În mod similar, sunt introduse conceptele de luminozitate și temperaturi de culoare. Temperatura luminozității se numește temperatura unui astfel de corp absolut negru, fiecare centimetru pătrat al căruia la o anumită lungime de undă emite același curent de energie ca acest corp în aceeași lungime de undă. Pentru a determina temperatura luminozității, este necesar să se aplice formula scriptului luminozității monocromatice observate a suprafeței radiante. Evident, în diferite părți ale spectrului, corpul real poate avea temperaturi diferite de luminozitate. De exemplu, din fig. 91 Se poate observa că plânsul pentru Sun traversează curbe diferite, a cărei temperatură corespunzătoare arată schimbarea temperaturii de luminozitate a soarelui în diferite secțiuni ale spectrului vizibil.

Definiția temperaturii de luminozitate necesită măsurători foarte complexe ale intensității radiațiilor în unitățile absolute. Este mult mai ușor să se determine schimbarea intensității radiațiilor în unele regiuni a spectrului (distribuția relativă a energiei).

Temperatura corpului absolut negru, în care distribuția relativă a energiei într-o anumită secțiune a spectrului este aceeași cu cea a acestui corp, se numește temperatura corpului corpului. Revenind din nou la distribuția energiei în spectrul soarelui, vedem că în regiunea lungimii de undă de 5000-6000 Å panta curbei pentru soare din fig. 91 la fel ca într-o curbă plană pentru o temperatură de 7000 ° în aceeași gamă a spectrului.

Conceptele introduse deasupra temperaturilor conceptuale, luminozității și culorii sunt astfel numai parametrii care caracterizează proprietățile radiației observate. Pentru a afla cu ce precizie, și în ce adâncime dau o idee despre temperatura actuală a corpului, este necesară o cercetare suplimentară.

Analizăm rezultatele. Temperatura efectivă a radiației este determinată de temperatura efectivă a soarelui sa dovedit a fi egală cu 5760 °, în timp ce poziția maximă a radiației în spectrul soarelui corespunde temperaturii determinate de legea vinului, despre 6750 °. Distribuția relativă a energiei în diferite părți ale spectrului vă permite să găsiți temperaturi de culoare, valoarea căreia se schimbă foarte mult chiar și în zona vizibilă. De exemplu, în intervalul lungimii de undă de 4700-5400 Å, temperatura culorii este de 6500 ° și în apropierea intervalului de lungime de undă de 4300-4700 Å - aproximativ 8000 °. Într-o limită și mai largă, temperatura luminozității se schimbă, care, pe intervalul spectrului 1000-2500 Å, crește de la 4500 ° la 5000 °, în raze verzi (5500 ° C) la 6400 ° și în radacul de valuri de contoare atinge un milion de grade! Pentru claritate, toate rezultatele enumerate sunt rezumate în tabel. patru.

Distincția dintre datele date în tabel. 4 este de importanță fundamentală și duce la următoarele concluzii importante:

1. Radiația soarelui diferă de emisia corpului absolut negru. În caz contrar, toate temperaturile date în tabel. 4, ar fi la fel.

2. Temperatura substanței solare variază în funcție de adâncime. Într-adevăr, opacitatea gazelor puternic încălzite este non-Einakov pentru diferite lungimi de undă. În razele ultraviolete, absorbția este mai mare decât în \u200b\u200bvizibilă. În același timp, numai astfel de gaze absorb undele radio. Prin urmare, radiomul, radiația ultravioletă și vizibilă se referă la straturi din ce în ce mai profunde ale Soarelui. Având în vedere dependența observată a temperaturii luminozității de la lungimea de undă, obținem că undeva aproape de suprafața vizibilă a soarelui este un strat cu o temperatură minimă (aproximativ 4500 °), care poate fi observată în raze ultraviolete îndepărtate. Deasupra și sub acest strat, temperatura crește rapid.

3. Din cel precedent, rezultă că cea mai mare parte a substanței solare ar trebui să fie foarte puternic ionizată. Deja la o temperatură de 5-6 mii de grade, atomii multor metale sunt ionizate și la temperaturi de peste 10-15 mii de grade, elementul este cel mai abundent din soare - hidrogen. În consecință, substanța solară este o plasmă, adică. Gaz, majoritatea atomilor din care sunt Ionisovano. Numai într-un strat subțire lângă ionizarea de margine vizibilă este slab și hidrogen neutru predomină

De la masă. 5 Se poate observa că, în adâncurile soarelui, temperatura depășește 10 milioane de grade, iar presiunea este de sute de miliarde de atmosfere (1 atm \u003d 103 din / cm2). În aceste condiții, atomii individuali se deplasează cu viteze uriașe, de exemplu, pentru hidrogen, sute de kilometri pe secundă. Deoarece densitatea substanței este foarte mare, se aplică foarte des coliziuni atomice. Unele dintre aceste coliziuni duc la încheierea convergentelor de nuclee atomice necesare pentru reacțiile nucleare.

În adâncurile soarelui, două reacții nucleare joacă un rol semnificativ. Ca rezultat, una dintre ele este descrisă schematic în fig. 130, un atom de heliu este format din patru atomi de hidrogen. În etapele intermediare ale reacției, kernelurile de hidrogen greu (deuteriu) și kernelul izotopului nu sunt formate 3. Această reacție se numește Proton Proton.

O altă reacție în condițiile soarelui joacă un rol mult mai mic. În cele din urmă, aceasta duce, de asemenea, la formarea unui nucleu de heliu de patru protoni. Procesul este mai dificil și poate fi protejat numai în prezența carbonului, a cărui kernel reacționează la primele etape și se evidențiază pe acesta din urmă. Astfel, carbonul este un catalizator, de ce întreaga reacție se numește ciclul de carbon.

Faptul este extrem de important ca masa nucleului heliu să fie cu aproape 1% mai mică decât masa a patru protoni. Această pierdere aparentă de masă se numește un defect în masă și provoacă o cantitate mare de energie ca urmare a reacțiilor nucleare.

Reacțiile nucleare descrise sunt sursa de energie emisă de soare în spațiul mondial.

Deoarece cele mai mari temperaturi și presiuni sunt create în cele mai adânci straturi ale soarelui, reacțiile nucleare și eliberarea lor de energie însoțitoare sunt cel mai intens în centrul Soarelui. Numai aici, împreună cu o reacție Proton-Proton, un ciclu de carbon joacă un rol major. Pe măsură ce centrul este îndepărtat din centru, temperatura și presiunea devine mai mică, emisia de energie datorită se oprește rapid ciclul de carbon și până la o distanță de aproximativ 0,2-0,3 rază din centru, numai reacția protonului Proton rămâne semnificativă. La o distanță de centru, temperatura de rază de peste 0,3 devine mai mică de 5 milioane de grade, iar presiunea este sub 10 miliarde atmosfere. În aceste condiții, reacțiile nucleare apar deloc. Aceste straturi transmit doar radiația exterioară, evidențiate la o adâncime mai mare sub formă de cantitații gamma, care sunt absorbite și re-energizate de atomii individuali. Este esențial ca, în loc de fiecare cuantum absorbit de atomi de energie înaltă, de regulă, mai multe kspeturi de energii mai mici emit. Acest lucru se întâmplă din următorul motiv. Absorbția, atomul este ionizat sau puternic încântat și devine abilitatea de a emite. Cu toate acestea, returnarea electronului la nivelul energiei originale nu apare imediat, ci prin intermediul unor stări intermediare, atunci când se mișcă între care se disting cuantumurile de energii mai mici. Ca rezultat, ar fi o "zdrobire" de cuanta rigidă la mai puțin energic. Prin urmare, în loc de raze gamma, razele X sunt emise, în loc de X-Ray - ultraviolete, care, la rândul său, în straturile exterioare, sunt zdrobite în raze de cantitate și căldură, emise în cele din urmă de Soare.

Partea Soarelui, în care eliberarea energiei în detrimentul reacțiilor nucleare este irelevantă și procesul de transfer de energie are loc prin absorbția radiațiilor și re-energizarea ulterioară, se numește o zonă de echilibru radiantă. Acesta ocupă o suprafață de aproximativ 0,3 până la 0,7 R ¤ din centrul Soarelui. Deasupra acestui nivel, substanța însăși începe să participe la transferul energiei și direct sub straturile exterioare observate ale soarelui, pentru aproximativ 0,3 din raza sa, se formează o zonă convectivă, în care energia este transferată la convecție.

Temperatura suprafeței soarelui este determinată prin analizarea spectrului solar. Se știe că este sursa de energie a tuturor proceselor naturale de pe Pământ, prin urmare oamenii de știință au determinat magnitudinea cantitativă a încălzite a diferitelor părți ale Steaua noastră.

Intensitatea radiațiilor din părțile culorilor individuale ale spectrului corespunde temperaturii de 6000 de grade. Aceasta este temperatura suprafeței soarelui sau a fotosferei.

În straturile exterioare ale atmosferei solare - în cromosferă și în coroană - există o temperatură mai mare. În coroană, este de aproximativ unu până la două milioane de grade. Pe locurile de focare puternice, temperatura pentru un timp scurt poate ajunge chiar la cincizeci de milioane. Datorită încălzită ridicată în coroana deasupra focarului, intensitatea radiației x și radiațiile radio crește.

Calculele încălzitei stelei noastre

În ciuda faptului că nici un foton nu pătrunde din bowranța soarelui, putem calcula temperatura în orice moment în adâncurile stea. Oameni de știință mai mulți sau mai puțin cunoscuți pentru calcule. Calculele arată că, cu cât este mai profund să pătrundă în intestine, cu atât mai mare se încălzește plasma.

Temperatura crește de la 6000 în fotosferă la 13 milioane de grade în centru.

Știm că cu atât este mai mare substanța se încălzește, cu atât particulele sale mai repede se mișcă. De exemplu, în fotosfera, protonii și atomii de hidrogen se mișcă la o viteză de aproximativ 7 km / s, și electroni de lumină - la o viteză de 300 km / s. În coroană și în centrul cald însorit, viteza de protoni este de aproximativ 350 km / s și electroni - 15.000 km / s.

Cea mai mică temperatură la soare este observată în domeniul petelor solare. Petele mari sunt încărcate sub 4000 C. Radiația 1 m 2 a locului înconjurător al unei fotosfere albe cu 6000 de grade este de aproximativ 5 ori mai intensă decât radiația 1 m 2 a locului în sine. Din acest motiv, petele ne par a fi întunecate sau chiar negre.

Orice corp care se încadrează în soare, în cel mai scurt timp posibil descompus pe atomii separați, dintre care electronii sunt separați. La stele, problema poate exista exclusiv sub formă de plasmă.

Întorcând hidrogenul în helium ca reacție amonucleară

Soarele este încălzit și radiază căldura datorită reacției anemoide.

Reacția termonucleară apare atunci când elementele grele sunt formate din cele mai luminoase. S-a întâmplat numai la presiune ridicată și încălzită. Prin urmare, reacția se numește termonuclear.

Cel mai important proces care curge în soare este conversia hidrogenului în heliu. Este acest proces care este sursa întregii energii a soarelui.
Miezul solar este extrem de densitate și temperaturi foarte ridicate. Deseori există coliziuni ascuțite de electroni, protoni și alte nuclee. Uneori, coliziunile de protoni sunt atât de rapide încât, depășind puterea repulsiei electrice, se apropie reciproc la o distanță de diametru. La o astfel de distanță, începe puterea nucleară, ca rezultat al căror protoni sunt conectați la eliberarea energiei.

Patru protoni se conectează treptat la miezul heliu, cu două transformări de protoni în neutroni, sunt eliberate două taxe pozitive ca positroni și apar două particule neutre imperceptibile - neutrine. Când vă întâlniți cu electroni, ambele positron se transformă în fotoni de radiații gamma (anihilare).

Energia vârfului atomului de heliu este mai mică decât energia celor patru atomi de hidrogen.

Diferența în masele se transformă în fotoni gamma și neutrino. Energia totală a tuturor fotonilor gamma și a doi neutrini este de 28 MeV. Oamenii de știință au reușit să obțină energia termonucleară Sinteza pe pământ Crearea unui reactor experimental.
În centrul starului există un număr mare de transformări similare. În același timp, aproximativ o jumătate de miliard de tone (mai precis 567 milioane de tone) de hidrogen se transformă în heliu. În același timp, heliu a avut loc în același timp, există doar 562,8 milioane de tone, adică 4,2 milioane de tone mai puțin. Această pierdere de masă în 1 secundă se transformă într-o persoană însorită.
Aceasta este cantitatea de energie pe care soarele radiază într-o secundă. Această valoare este puterea radiației solare.

Există multe stele mici și mari în spațiul cosmic. Și dacă vorbim despre locuitorii pământului, starul principal pentru ei este soarele. Se compune din 70% din hidrogen și 28% din heliu, ponderea metalelor reprezintă mai puțin de 2%.

Dacă nu ar fi fost pentru soare, poate că nu ar fi nici o viață pe Pământ. Strămoșii noștri știau cât de mult viața și viața depind de strălucirea cerească, s-au închinat și de la el. Soarele grec a fost numit Helios, iar romanii ia dat sare.

Soarele are un impact enorm asupra vieții noastre. Acesta este un stimulent imens pentru a studia modul în care se desfășoară schimbările în această "minge de foc" și cum aceste schimbări ne pot influența acum și în viitor. Numeroase cercetări științifice ne oferă ocazia de a privi trecutul îndepărtat al planetei. Soarele este de aproximativ 5 miliarde de ani. 4 miliarde de ani, va străluci mult mai luminos decât acum. Pe lângă creșterea luminozității și a dimensiunilor asupra multor miliarde de ani, soarele variază și pentru perioade mai scurte de timp.

Există o perioadă cunoscută de schimbare ca un ciclu solar, la momentele din care, există minime și înălțimi din cauza observațiilor de câteva decenii, se stabilește că o creștere a activității luminoase și a dimensiunilor soarelui, care a început în îndepărtat trecut, există acum. În ultimele câteva cicluri, activitatea luminoasă a crescut cu aproximativ 0,1%. Aceste schimbări, indiferent dacă sunt rapide sau treptate, au un impact imens asupra pământului. Cu toate acestea, mecanismele acestei influențe nu sunt încă pe deplin înțelese.

Temperatura soarelui în centrul stea este foarte mare, aproximativ 14 miliarde de grade. În nucleul planetei, apar reacții termonucleare, adică. Reacțiile de fisiune ale nucleelor \u200b\u200bde hidrogen sub presiune, ca urmare a căreia se evidențiază un miez de heliu și o cantitate imensă de energie. Cu o aprofundare în interiorul temperaturii soarelui trebuie să crească rapid. Este posibil să se determine doar teoretic.

Temperatura soarelui în grade este:

• temperatura coroanei este de 1500000 de grade;
• temperatura kernelului este de 13.500.000 de grade;
• temperatura soarelui Celsius pe suprafață - 5726 de grade.

Un număr mare de oameni de știință din diferite țări produc studii ale clădirii soarelui, încearcă să recreeze procesul de sinteză termonucleară în laboratoarele pământești. Acest lucru se face cu scopul de a afla cum se comportă plasma în condiții reale pentru a repeta aceste condiții pe Pământ. Soarele, de fapt, un laborator natural uriaș.

Atmosfera soarelui cu o grosime de aproximativ 500 km este numită fotosferă. Datorită proceselor de convecție din atmosfera planetei, fluxurile de căldură din straturile mici sunt mutate în fotosferă. Soarele se rotește, dar nu ca pământ, Marte ... Soarele se bazează pe corpul său nerezolvat.

Efectele similare ale rotației la soare sunt observate la planetele de gaze. Spre deosebire de Pământ, straturile soarelui au viteze diferite de rotație. Ecuatorul este rotit mai repede, rotația într-o singură turn este efectuată în aproximativ 25 de zile. La îndepărtarea de la ecuator, viteza de rotație este redusă, iar undeva pe stâlpii soarelui, rotația durează aproximativ 36 de zile. Puterea soarelui este de aproximativ 386 miliarde de megawați. Fiecare fracțiune de secundă, aproximativ 700 de milioane de tone de hidrogen devin 695 milioane de tone de heliu și 5 milioane de tone de energie sub formă de raze gamma. Datorită faptului că temperatura soarelui este atât de mare, reacția de tranziție a hidrogenului în heliu este în curs de desfășurare.

Soarele emite, de asemenea, un flux de densitate scăzută de particule încărcate (în principal acești protoni și electroni). Acest flux se numește vântul solar, care se extinde pe întregul sistem solar la o viteză de aproximativ 450 km / s. Firele curg continuu de la soare în spațiu, respectiv și spre pământ. Vântul însorit poartă o amenințare fatală la adresa vieții pe planeta noastră. Poate avea consecințe dramatice pentru Pământ: de la salturile liniei de putere, interogarea radio la frumoasele strălucește polar. Dacă pe planeta noastră nu există un câmp magnetic, atunci viața ar înceta în câteva secunde. Câmpul magnetic creează o barieră impasibilă pentru particule de vânt solare încărcate rapid. În raioanele Polului Nord, câmpul magnetic este îndreptat în interiorul pământului, motiv pentru care particulele de vânt accelerate solare pătrund mult mai aproape de suprafața planetei noastre. Prin urmare, în Polul Nord, vedem că vântul polar însorit poate provoca, de asemenea, pericol, interacționând cu magnetosfera Pământului. Acest fenomen este numit un impact puternic asupra sănătății oamenilor. Mai ales aceste reacții sunt vizibile la vârstnici.

Sunshina nu este tot ceea ce soarele ne poate face rău. Adesea, adesea apar pe suprafața strălucirii. Focarele emite o cantitate imensă de radiații ultraviolete și raze X, care se îndreaptă spre Pământ. Aceste radiații sunt pe deplin capabile să absoarbă atmosfera pământească, dar ei poartă un pericol mai mare pentru toate obiectele din spațiu. Radiațiile pot dăuna sateliților, stațiilor și alte tehnologii spațiale artificiale. De asemenea, radiația afectează în mod negativ sănătatea cosmonauților care operează în spațiul cosmic.

Deoarece apariția soarelui a fost deja folosită aproximativ jumătate de hidrogen în kernel și va continua să radiaze încă 5 miliarde de ani, crescând treptat în dimensiune. După această perioadă de timp, restul de hidrogen din kernelul de stele va fi complet epuizat. În acest moment, soarele va atinge dimensiunile sale maxime și va crește cu diametrul cu aproximativ 3 ori (comparativ cu valoarea curentă). Se va asemăna cu o parte gigantă roșie a planetelor apropiate de soare, arse în atmosfera sa. Terenul lor va fi logat. În acel moment, omenirea ar trebui să găsească o nouă planetă pentru habitat. După aceea, temperatura soarelui va începe să cadă și, care se răcește, se va întoarce în timp, acesta este un viitor foarte îndepărtat ...