El sol es una bola de fuego, en cuyas profundidades se produce constantemente una reacción termonuclear. Como resultado, los átomos de hidrógeno se convierten en átomos de helio y se libera una enorme energía. Una pequeña fracción da vida al planeta Tierra. Una bola de fuego formada por fusión nuclear se llama estrella de secuencia principal.
Nuestra casa estrella se caracteriza por " enana amarilla" Es decir, a escala cósmica, esta formación es pequeña y su color es amarillo. Pero el ojo humano lo percibe blanco. La vida útil de una enana amarilla es ofensivamente corta. Son sólo unos 10 mil millones de años. Según los estándares del universo, la edad es ridícula. Pero ese es exactamente el tiempo que tarda el hidrógeno en convertirse completamente en helio.
Después de esto, la estrella se expande y se transforma en otra formación cósmica llamada gigante roja. En este caso, el helio se enciende. Comienza a convertirse en carbono y el tamaño de la estrella aumenta y aumenta. Por ejemplo, los límites exteriores de nuestro Sol llegarán a la Tierra, absorbiendo a Mercurio y Venus en el camino. Naturalmente, ya no habrá vida en el planeta azul. Los océanos se evaporarán, pero la base de todo es el agua.
Una estrella suele permanecer en estado de gigante roja durante mil millones de años. Luego se convierte en una nebulosa planetaria. Se trata de una nube de gas con una enana blanca en el centro. Ésta también es una estrella, pero sin ninguna fuente de energía. Tiene una densidad enorme y una luminosidad insignificante. Estas enanas blancas en nuestra galaxia representan aproximadamente el 10% del número total de estrellas.
Pero este es el final del viaje y ¿dónde comienza? ¿Cómo se forma una estrella joven, cómo surgieron nuestro Sol y nuestro sistema solar? Existe una teoría clara al respecto que explica la aparición de estrellas de secuencia principal.
La aparición del sol
Hace unos 5 mil millones de años no había nada en el lugar donde nos encontramos ahora. No había Tierra, ni otros planetas, ni Sol. Todo el espacio estaba lleno de moléculas de hidrógeno. Formaron una enorme nebulosa y se movían libremente en el espacio. Pero nada dura para siempre bajo la Luna (en este caso, bajo el centro de la galaxia). Bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales, la nube de hidrógeno comenzó gradualmente a torcerse formando un embudo y a girar alrededor de su eje.
¿Por qué pasó esto? La gravedad tiene la culpa de todo. En la misma Tierra, por ejemplo, gracias a ellos se forman poderosos tornados y torbellinos. Todo el cosmos vive según las mismas leyes. Sólo los tornados en espacios sin aire son mucho más grandes y existen desde hace muchos millones de años. Un tornado similar ocurrió hace 5 mil millones de años. Fue él quien provocó la aparición de la enana amarilla.
El enorme embudo de gas giraba cada vez más rápido y en su centro crecía la densidad del hidrógeno. La temperatura aumentó en consecuencia. Finalmente alcanzó un valor crítico y provocó el inicio de una reacción termonuclear. Así nació el Sol. Se formó por completo hace 4.600 millones de años. Es decir, de momento la enana amarilla ya ha vivido la mitad de su vida. Con cada nuevo billón de años vividos, se vuelve más y más brillante. ¿Cuál es su estructura interna?
Estructura interna del sol
La masa del Sol corresponde al 99% de todo el sistema solar y es igual a 2 × 10 27 toneladas. El porcentaje restante proviene de planetas, satélites, cometas y asteroides. El diámetro de la estrella es igual a 109 diámetros de la Tierra y mide 1,39 millones de kilómetros. Desde la enana amarilla hasta el planeta azul hay 149,6 millones de kilómetros. Este es el llamado unidad astronómica. El centro de la Vía Láctea está a 26 mil años luz del Sol. La estrella realiza una revolución en su órbita cada 200 millones de años. Se mueve alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de 217 km/s.
En el centro de la luminaria está centro. Contiene el 40% de la masa solar total. Su diámetro es de aproximadamente 350 mil km. La densidad del núcleo es enorme y es 150 veces la densidad del agua. La temperatura del núcleo solar es de unos 13,6 millones de grados Celsius. Es en el núcleo donde se produce la reacción termonuclear y se libera energía, ya que las moléculas de hidrógeno, bajo la influencia de la temperatura y la densidad, se fusionan entre sí y se convierten en helio. En este caso se emiten neutrinos y fotones gamma.
Los fotones gamma, en el proceso de su movimiento hacia la capa solar exterior, se desintegran en fotones con menor energía y los neutrinos no cambian de ninguna manera al pasar a través de la masa caliente.
Detrás del núcleo está zona convectiva. Las condiciones de temperatura en él son mucho más bajas y no superan los 5 millones de grados Celsius cerca del núcleo. Naturalmente, la fusión nuclear no puede ocurrir a esa temperatura. El espesor de esta zona es de aproximadamente 300 mil km. A esta distancia la temperatura desciende a 6 mil grados centígrados. La tarea de la zona es transferir muy lenta y gradualmente altas temperaturas a la superficie de la estrella. El campo magnético de la enana amarilla también se crea en la zona convectiva.
Estiramientos adicionales fotosfera. Se considera la superficie de nuestra estrella nativa. De aquí proviene la radiación solar. En el borde exterior de la fotosfera la temperatura alcanza los 4,5 mil grados centígrados. Todas las distancias se calculan desde la superficie de esta capa, incluida la distancia a la Tierra.
La fotosfera está rodeada por una capa exterior muy delgada. Se llama - atmósfera. Su espesor no supera los 2 mil km. La temperatura en la fotosfera aumenta y alcanza los 10 mil grados centígrados. En algunas zonas puede alcanzar hasta 20 mil grados. La densidad en esta zona es relativamente baja; predominan las moléculas de hidrógeno. Le dan a la capa exterior un color rojo.
La corona solar sobre la superficie del Sol.
Rodea la fotosfera desde arriba. corona solar. La densidad de la capa es muy baja, pero la temperatura es alta. Alcanza entre 1 y 2 millones de grados centígrados. ¿Por qué está pasando esto? Existe la hipótesis de que la causa es un campo magnético. Gracias a su influencia se producen erupciones solares. Calientan la corona a altas temperaturas. La propia corona es prácticamente invisible debido a su baja densidad. Desde la Tierra se puede observar durante un eclipse solar, cuando la Luna bloquea completamente al Sol. Es en este momento cuando se observa un resplandor alrededor del satélite terrestre, que no es más que una corona.
Una enorme corriente de partículas ionizadas sale constantemente de la corona. Este viento soleado, que es un plasma de helio-hidrógeno. Las partículas viajan a velocidades de 400 a 750 km/s. Impregnan todo el sistema solar y terminan su camino en la heliosfera. Este es el lugar donde comienza el medio interestelar y la velocidad de las partículas ionizadas tiende a cero.
El viento solar afecta negativamente a las superficies de los planetas del sistema solar. También tiene un impacto negativo en la Tierra. Pero el poderoso campo magnético del planeta azul crea un escudo protector. Es gracias a él que el viento solar no puede penetrar la superficie de la Tierra.
Un campo magnético
El plasma solar tiene una conductividad eléctrica muy alta. En consecuencia, surge en él una corriente eléctrica y, como consecuencia, un campo magnético. El Sol tiene un campo magnético general y campos magnéticos locales. El campo magnético general cambia su polaridad cada 22 años. Este proceso depende de la actividad solar. Cuando la actividad es mínima, la tensión en los polos es máxima. La actividad solar aumenta, la intensidad del campo disminuye.
Los campos magnéticos locales tienen mayor intensidad y menos regularidad en un área pequeña en comparación con el campo general. Si el área es grande, entonces la tensión es baja. Los campos magnéticos más fuertes se observan en las manchas solares. Esto es especialmente notable cuando la polaridad del campo local coincide en dirección con la polaridad del campo general. En general, estos campos son inestables y duran sólo unas pocas revoluciones del Sol.
Manchas oscuras en el sol
Actividad solar
Primero definamos manchas de sol. Estas son áreas oscuras claramente visibles, cuya temperatura es más baja que en otras partes de la fotosfera. El caso es que en estos lugares emergen líneas eléctricas de poderosos campos magnéticos de las profundidades de la enana amarilla. Suprimen el movimiento de la materia y, por tanto, reducen la distribución uniforme de la energía térmica. El número de manchas solares es el principal indicador de la actividad solar.
La propia actividad solar representa diversos fenómenos provocados por la generación de campos magnéticos. Se manifiesta en forma de llamaradas, cambios en la intensidad de la radiación electromagnética, perturbaciones del viento solar y otros fenómenos. Como resultado de todo esto, el medio interplanetario se altera. Lo que se manifiesta en forma de actividad geomagnética, digamos, en la misma Tierra.
En términos de tiempo, la actividad solar puede ser de corta o larga duración. En el segundo caso, afecta radicalmente al clima del planeta azul. Por ejemplo, el calentamiento global observado hoy está directamente relacionado con la actividad a largo plazo de la estrella amarilla. Pero el mecanismo de tal efecto aún se ha estudiado muy poco.
La luna cubrió el sol y hubo un eclipse.
Un eclipse solar ocurre cuando la Luna bloquea total o parcialmente el Sol a un observador en la Tierra. Este fenómeno sólo es posible en Luna nueva. Esta es una determinada fase en la que la estrella amarilla, el planeta azul y la Luna están en la misma línea. En este caso, el satélite terrestre se sitúa en el medio. La duración del intervalo entre luna nueva es de 29,5 días.
Hay un promedio de 235 eclipses solares cada 100 años. Además, en 62 casos el disco solar está completamente cerrado. 159 casos son cierre parcial del disco. Es decir, el satélite de la Tierra no pasa por el centro del disco solar, sino que oculta solo una parte al observador. El cielo se oscurece ligeramente. Un eclipse de este tipo se puede observar a una distancia de unos 2 mil kilómetros de la zona donde la Luna cubre completamente al Sol.
En 14 casos se observa un eclipse anular. En este caso, el satélite pasa a lo largo del disco solar, pero resulta de menor diámetro, por lo que no puede ocultar la estrella al observador.
Durante un eclipse total, la corona solar es claramente visible. Pero la humanidad no podrá admirarlo más de 600 millones de años. Después de este período de tiempo, la Luna se alejará tanto de la Tierra que ya no será posible un eclipse solar total. El hecho es que el satélite se mueve cada vez más rápido y el planeta azul está desacelerando gradualmente su rotación. Así, la Luna se aleja de la Tierra 4 cm cada año.
En cuanto al Sol, brillará durante mucho tiempo en la distancia del espacio, dando a los terrícolas calidez y vida. Pasarán miles de millones de años antes de que comiencen cambios dramáticos que podrían afectar negativamente al planeta azul. Esperemos que para entonces la civilización humana encuentre la oportunidad de protegerse de la destrucción. Lo único que no será posible es salvar al propio Sol. Después de todo, el Universo vive en el marco de ciclos cósmicos, cada uno de los cuales tiene su propio comienzo y su propio final.
