Слънчева система. Слънце и процесите свързани с него

  •  

    Слънчева система. Слънце и процесите свързани с него. Земя. Основни методи на изследването им.

     

     

    Слънцето е най-близката до нас звезда. За древните то е било божество, даряващо живота. Наричали са го с най-различни имена - египтяните Атон, гърците Хелиос, а римляните Сол. Изследването на Слънцето има огромно значение за Земята и представлява ключ за разбиране особеностите на далечните звезди, които не могат да се наблюдават толкова детайлно.

    Слънцето представлява практически неизчерпаем източник на екологично чиста енергия за нашата цивилизация, която все още не се използва в големи мащаби. Получената от Земята само за една седмица слънчева енергия може да осигури толкова топлина и светлина, колкото всички запаси от нефт, газ и въглища в недрата на нашата планета.

    Най-забележимите обекти върху слънчевия диск са тъмните слънчеви петна. Картината на слънчевите петна не остава постоянна. Големите петна (с размери, превишаващи неколкократно тези на Земята) могат да съществуват няколко месеца, след което изчезват. Има периоди, когато на Слънцето въобще липсват петна, а има и моменти, когато броят на петната е неколкостотин.

    Още Галилей - откривателят на петната, обърнал внимание на факта, че те се местят по слънчевия диск. Това се дължи на околоосното въртене на Слънцето с период около 29 дни. Понеже Слънцето е газово кълбо, неговите полярни области се въртят по-бавно, отколкото екваториалните. Разликата в скоростите на въртене на екватора и около полюсите е около 20%.

    В телескоп дискът на Слънцето изглежда рязко очертан. В действителност, тъй като Слънцето е газово кълбо, то няма резки граници и плътността му плавно се увеличава с дълбочината.

    В ядрото на Слънцето температурата достига 15,106 К. Там в хода на реакциите на термоядрен синтез се генерира неговата енергия. В недрата на Слънцето всяка секунда протичат термоядрени реакции и се отделя толкова енергия, че тя е 10 000 пъти повече от енергията, която е произвело човечеството през цялата история на своето съществуване.

    Извън ядрото енергията се пренася от лъчението. Зоната в която става това се нарича зона на лъчисто пренасяне. От там до повърхността енергията се пренася от движението на самото вещество. Горещият газ се издига нагоре със скорост няколко km/s, достига повърхността и се охлажда, излъчвайки светлинната си енергия в пространството. Охладен, газът става по-плътен и потъва обратно надолу, където отново се нагрява. Това циклично движение на слънчевото вещество представлява добре познатата ни конвекция.

    Наблюдаемата повърхност на Слънцето се намира непосредствено над конвективната зона и се нарича фотосфера. Тя е дебела само 300 km и в действителност представлява най-дълбоката вътрешна част от слънчевата атмосфера. Фотосферата е хиляди пъти по-разредена от въздуха около нас. Тя се състои от гранули със среден размер около 1000 km, които непрекъснато "кипят" - появяват се и изчезват на всеки 5-10 минути, отстъпвайки място на други. Те са свързани с конвективните потоци отдолу, които изнасят все нови и нови порции горещ газ.

    Слънчевите петна са рязко очертани и изглеждат черни на фона на фотосферата. В действителност температурата им е около 4000-4500 К и те имат само 10 пъти по-малка яркост от фотосферата. Слънчевите петна са области от фотосферата, в които магнитното поле е много силно.

    Разположеният над фотосферата газ е прозрачен и още по-разреден. Този газ образува външните слоеве на слънчевата атмосфера - хромосферата и короната. Между тях няма рязка граница. Хромосферата е дебела около 1-2.104 km. В нея понякога възникват сложни плазмени избухвания, в които взривообразно се отделя гигантска енергия, еквивалент на едновременния взрив на милиарди водородни бомби. Тези явления се наричат слънчеви избухвания. Плазмата в тях се нагрява до 10-30 млн. К, което поражда силно рентгеново излъчване и мощни потоци от заредени частици.

    Над хромосферата на разстояние десетки слънчеви радиуси се простира силно разредената слънчева корона,която се вижда само по време на затъмнения. Далеч отСлънцето короната постепенно се разтваря в междупланетната газова среда.

    Най-впечатляващите образувания във вътрешните слоеве на короната са протуберансите - огромни дъгообразни плазмени езици, издигащи се на големи височини над слънчевата повърхност.

    Те са по-плътни и по-студени от короната. Протуберансите се образуват в областите със силно магнитно поле над слънчевите петна.

    Самата корона е много гореща - 106 К и частиците в нея се движат толкова бързо, че гравитационното поле на Слънцето не може да ги удържи. В резултат плазмата в короната се устремява в междупланетното пространство във всички посоки със скорост стотици km/s. Тази плазма наричаме слънчев вятър.

    В атмосферата на Слънцето постоянно стават изменения. Променя се средният брой на слънчевите петна и на протуберансите, честотата на слънчевите избухвания и свързаните с тях явления. Тези явления определят степента на активност на Слънцето и проявяват определена периодичност. Активността на Слънцето достига максимум средно веднъж на 11,2 години. За последен път слънчевата активност достигна максимум през 1990-91 г. Следващият ще бъде в началото на ХХІ век.