Saulė- šilumos ir šviesos šaltinis, be kurio gyvybės atsiradimas ir egzistavimas mūsų planetoje būtų neįmanomas. Mūsų protėviai jau suprato, nuo ko priklauso jų egzistavimas Saulė ir elgėsi su juo pagarbiai, garbino jį ir dievino jo atvaizdą. Ir nors šiuo metu mes suprantame fizinę prigimtį Saulė ir mes jo nebeapdovanojame dieviška esme, nepaisant to, jo įtaka mūsų gyvenimui nesumažėjo. Tokia didelė svarba Saulė yra svarbi paskata suprasti, kaip tai veikia, kodėl keičiasi ir kaip šie pokyčiai gali paveikti tave ir mane bei apskritai gyvenimą Žemėje. Mokslas suteikia mums galimybę pažvelgti į mūsų žvaigždės praeitį ir leidžia teigti, kad jos jaunystėje (o tai buvo daugiau nei prieš 4 milijardus metų) Saulėžvaigždė buvo daug blyškesnė, o dar keturiuose milijarduose ji spindės ryškiau nei dabar. Tačiau gyvybė Žemėje tuo metu jau egzistavo ir tai leidžia optimistiškai žvelgti į ateitį, kai sąlygos Žemėje vėl pasikeis. Be laipsniško šviesumo didėjimo per milijardus metų, Saulė gali gerokai pasikeisti per daug trumpesnį laiką. Garsiausias permainų laikotarpis Saulė yra 11 metų saulės ciklas, kurio metu Saulė praeina minimalią ir maksimalią savo veiklą. Stebint emisijos maksimumus per kelis dešimtmečius buvo padaryta išvada, kad šviesumo padidėjimas Saulė, kuris prasidėjo prieš milijardus metų, tęsiasi ir mūsų laikais. Per pastaruosius kelis ciklus bendras Saulės šviesumas padidėjo maždaug 0,1%. Tokie pokyčiai (ir greiti, ir laipsniški) neabejotinai turi įtakos didelę įtaką mūsų gyvenimui, tačiau fiziniai šios įtakos mechanizmai vis dar nežinomi.

Saulė ir kosminis oras

Saulė yra saulės vėjo, kuris yra labai karštų jonizuotų dujų srautas, nuolat tekantis iš saulės, šaltinis Saulė link Žemės (o toliau į tarpplanetinę erdvę) didesniu nei 500 km per sekundę greičiu, tai yra beveik 2 milijonai kilometrų per valandą. Šis srautas gali kelti mirtiną pavojų gyvybei mūsų planetoje, jei pasieks Žemės paviršių. Laimei, mūsų planeta yra viena iš nedaugelio, kuri turi savo stiprų magnetinį lauką (magnetosferą). Šis laukas yra neįveikiama kliūtis greitai įkrautoms dalelėms, kurios yra saulės vėjo pagrindas ir sustabdo jas didelis aukštis. IN poliariniai regionai, kur linijos magnetinis laukas nukreiptas į Žemę, pagreitintas Saulė Saulės vėjas negali prasiskverbti tiesiai į Žemę, kai jis sąveikauja su Žemės magnetosfera, jis ją trikdo ir sūpuoja. Šis reiškinys – Žemės magnetosferos sutrikimas sąveikaujant su saulės vėju – vadinamas magnetinės audros, kurios, kaip žinoma, turi įtakos žmonių sveikatai ir gerovei. Be saulės vėjo, didelį pavojų kelia ir saulės blyksniai, kurių metu skleidžiami dideli ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės srautai, taip pat ir į Žemę. Ir nors šią spinduliuotę beveik visiškai sugeria Žemės atmosferos dujos, ji kelia pavojų viskam, kas yra virš Žemės paviršiaus, tai yra gali pakenkti palydovams ir kelti grėsmę astronautų sveikatai. Ir jei pažvelgsime į ateitį, kai žmonija susiduria su užduotimi ištirti Mėnulį, Marsą ir galbūt kitas Saulės sistemos planetas, neapsaugotas nei atmosferos, nei magnetinio lauko, pamatysime, kad šios užduoties įgyvendinti neįmanoma. neatsižvelgiant į visus aprašytus kosminių orų padarinius ir neturint galimybės juos numatyti bei nuo jų apsiginti. dalelės gali prasiskverbti daug arčiau paviršiaus. Dėl to galime stebėti vieną gražiausių gamtos reiškinių - pašvaistės. Tačiau, nors

Saulės struktūra

Struktūra

Struktūriniu požiūriu Saulę galima suskirstyti į keturias zonas, kuriose vyksta įvairūs fiziniai procesai. Radiacinės energijos ir šiluminė energija Saulės atsiranda giliai jos viduje, saulės šerdyje, o vėliau per spinduliuotę (visų pirma gama ir rentgeno spindulių) perduodamos į išorinius sluoksnius. Arčiau paviršiaus konvekciniai plazmos srautai pradeda dalyvauti šilumos perdavime (saulės medžiaga pradeda „virti“). Sluoksnis, kuriame tai vyksta, vadinamas konvekcine zona. Jis prasideda maždaug 0,7 saulės spindulio gylyje. Čia tarp konvekcinės ir spinduliuotės zonų yra labai plona sąsaja, vadinama tachoklinu ( iš anglų tachocline). Daroma prielaida, kad ant jo susidaro saulės magnetiniai laukai.

Šerdis

Centrinė Saulės vidinės struktūros sritis yra jos šerdis, kurioje vyksta branduolinė vandenilio pavertimo heliu reakcija. Šių reakcijų metu išsiskiria energija, kuri galiausiai išsiskiria iš Saulės paviršiaus matomoje spektro srityje. Kad du vandenilio branduoliai susidurtų vienas su kitu ir sureaguotų, jų energijos turi pakakti įveikti elektros jėgos atstūmimas, veikiantis tarp visų vienodai įkrautų dalelių. Dėl šios priežasties vandenilio pavertimo heliu reakcija gali vykti tik esant labai aukštai temperatūrai, kai visos dalelės turi labai didelę kinetinę energiją. Pačiame Saulės centre temperatūra siekia apie 15 milijonų laipsnių, o plazmos tankis – 150 g/cm^3. Tai yra maždaug 10 kartų didesnis už aukso ar švino tankį. Tolstant nuo Saulės centro, medžiagos tankis ir temperatūra mažėja. Dėl šios priežasties branduolinės reakcijos beveik visiškai sustoti už išorinės šerdies ribos (maždaug 175 000 km nuo centro, tai yra 1/4 saulės spindulio). Saulės medžiagos temperatūra ties išorine šerdies riba yra tik pusė temperatūros centre, o plazmos tankis nukrenta iki 20 g/cm^3.

Tokiose žvaigždėse kaip Saulė branduolinės reakcijos vyksta per trijų pakopų procesą, vadinamą protono-protono arba pp ciklu. Pirmajame etape du protonai susiduria ir gamina deuterį, pozitroną ir neutriną. Antrame, trečiame žingsnyje, du helio-3 branduoliai susilieja, kad susidarytų įprastas helio-4 branduolys ir du laisvieji įvardžiai. Protonas susiduria su deuteriu, kad susidarytų helio-3 izotopo branduolys ir gama spindulys. Pagaliau įjungta

Šio vandenilio deginimo ir helio gamybos proceso metu branduolinių reakcijų metu susidaro elementarios dalelės, vadinamos neutrinais. Šios efemeriškos dalelės praeina per visus Saulės ir tarpplanetinės erdvės sluoksnius ir gali būti aptiktos Žemėje. Tokiu būdu aptiktų neutrinų skaičius yra mažesnis nei skaičius, kurio galima tikėtis iš teorinių koncepcijų. Saulės neutrinų trūkumo problema yra viena didžiausių saulės fizikos paslapčių, kuri dabar gali būti išspręsta atradus neutrinų masę.

Spinduliavimo zona

Spinduliavimo zona (arba spinduliuotės perdavimo zona) yra saulės struktūros dalis, kuri tęsiasi nuo išorinės saulės šerdies ribos iki plono ribinio sluoksnio (tachoklino) apatinėje konvekcinės zonos riboje ir taip užima maždaug 0,25 erdvę. iki 0,70 saulės spindulio dalių. Ši zona gavo savo pavadinimą dėl būdo, kuriuo Saulės energija perduodama iš šerdies į paviršių – per radiaciją. Branduolyje susidarę fotonai juda spinduliavimo zonoje, susidurdami su plazmos dalelėmis. Dėl to, nors fotonų greitis lygus šviesos greičiui, jie susiduria ir pakartotinai išspinduliuojami tiek kartų, kad užtrunka apie milijoną metų, kol vienas fotonas gali pasiekti viršutinę spinduliavimo zonos ribą ir ją palikti. . Plazmos tankis, judant nuo spinduliavimo zonos vidinės į išorinę ribą, smarkiai sumažėja nuo 20 g/cm3, kuris yra maždaug lygus aukso tankiui, iki tik 0,2 g/cm3, o tai yra mažesnis už vandens. Temperatūra tuo pačiu atstumu nukrenta nuo 7 milijonų laipsnių iki maždaug 2 milijonų.

Sąsaja (tachocline)

Saulės struktūra apima ploną ribinis sluoksnis, esantis tarp spinduliuotės zonos ir konvekcinės zonos ir, matyt, atlieka itin svarbų vaidmenį formuojant saulės magnetinį lauką. Yra pagrindo manyti, kad būtent čia efektyviausiai veikia vadinamasis magnetinis dinamo mechanizmas. Šio mechanizmo esmė ta, kad plazmos srautai traukia elektros linijos magnetinį lauką ir taip padidinti jo stiprumą. Taip pat atrodo, kad šiame regione labai pasikeitė cheminė plazmos sudėtis.

Konvekcinė zona

Konvekcinė zona yra tolimiausia iš sluoksnių, sudarančių vidinė struktūra Saulė. Jis prasideda maždaug 200 000 km gylyje ir tęsiasi iki pat Saulės paviršiaus. Konvekcinės zonos pagrindo plazmos temperatūra tebėra labai aukšta – ji siekia apie 2 000 000 ° C. Tačiau to nebepakanka, kad būtų galima visiškai jonizuoti sunkiuosius atomus (pvz., anglies, azoto, deguonies, kalcio ir geležies). Šie jonai su elektronais orbitoje efektyviai sugeria iš Saulės gelmių sklindančią spinduliuotę ir daro terpę mažiau skaidrią. Sugerdama spinduliuotę, konvekcinės zonos apačioje esanti medžiaga įkaista ir prasideda „virimo“ (arba konvekcijos) procesas. Konvekcija prasideda, kai temperatūros gradientas (temperatūra, kuria temperatūra krinta kartu su aukščiu) tampa didesnis už vadinamąjį adiabatinį gradientą (greitis, kuriuo medžiagos elemento temperatūra mažėja, kai elementas juda aukštyn be papildomos šilumos). Jei ši sąlyga įvykdoma, plazmos tūriai, perkelti į viršų, bus šiltesni nei aplinką ir dėl šios priežasties jie toliau kils toliau be išorinių jėgų taikymo. Šie konvekciniai plazmos judesiai labai greitai perduoda šilumą iš Saulės gelmių į jos paviršių. Tuo pačiu metu kylanti medžiaga plečiasi ir atvėsta. Artėjant prie matomo Saulės paviršiaus, plazmos temperatūra nukrenta iki 5700°K, o jos tankis tampa lygus tik 0,0000002 g/cm³ (apie dešimtadalį oro tankio jūros lygyje). Konvekciniai plazmos judesiai matomi jos paviršiuje granulių ir supergranulių pavidalu.

Saulė kaip žvaigždė

Nors Saulė dėl savo artumo mums ir atrodo kaip unikalus savo savybėmis objektas, vis dėlto jis reprezentuoja paprastą žvaigždę ir dėl to vaidina labai svarbus vaidmuo suprasti visų kitų Visatos žvaigždžių sandarą ir evoliuciją. Nė viena iš žvaigždžių, išskyrus Saulė, nėra pakankamai arti mūsų, kad jo paviršiuje matytume kokias nors detales. Ačiū į saulę, galime spėti, kad kitos žvaigždės, išsibarsčiusios danguje taškų pavidalu, iš tikrųjų yra sudėtingi objektai su santykinai šaltu paviršiumi ir karšta atmosfera. Mes žinome amžių Saulė, jo spindulys, masė, ryškumas. Šią informaciją galime palyginti su modeliais žvaigždžių evoliucija ir, patikrinę jų teisingumą, pritaikyti juos kitiems mūsų Visatos objektams. Taigi, nors dėmesio saulės astronomija ir daugiausia sutelktas į vieną objektą, jis daug moko apie žvaigždes, planetų sistemas, galaktikas ir net apie pačią Visatą.

Saulė kaip fizikos laboratorija

Saulė gamina energiją per termobranduolinę sintezę – procesą, kuris vyksta pačiame centre Saulė, kuriame keturi vandenilio branduoliai, veikiami aplinkos slėgio, susilieja į vieną helio branduolį. Viena iš dominuojančių šiuolaikinės energetikos sričių yra šio proceso atkūrimas laboratorinėmis sąlygomis Žemėje. Ši kryptis vadinama – valdoma termobranduolinė sintezė. Daugelis mokslininkų šiuo metu tiria Saulės struktūrą, siekdami suprasti, kaip plazma elgiasi realiomis fizinėmis sąlygomis, kad vėliau galėtų pabandyti atkurti šias sąlygas Žemėje. Taigi, tai ir gigantiška gamtos laboratorija, leidžianti atlikti svarbius mokslinius eksperimentus, kurių dėl vienokių ar kitokių priežasčių dar negalima atlikti Žemėje.

Saulės charakteristikos: spindulys, masė ir atstumas

Saulės spindulys yra 696 tūkst. km, tai yra 109 kartus didesnis už Žemės spindulį, o poliarinis ir pusiaujo skersmenys skiriasi ne daugiau kaip 10 km. Atitinkamai, Saulės tūris viršija Žemės tūrį 1,3 milijono kartų. Saulės masė yra 330 000 kartų daugiau masėsŽemė. Vidutinis Saulės tankis mažas – tik 1,4 g/cm3, nors centre siekia 150 g/cm3. Kiekvieną sekundę Saulė išspinduliuoja 3,84 × 10^26 J energijos, o tai masės energijos ekvivalentu atitinka 4,26 milijono tonų masės praradimą per sekundę.

Saulės charakteristikos

Atstumas iki saulės: 149,6 mln. km = 1,496 · 10 11 m = 8,31 šviesos minutės
Saulės masė:

Saulės spindulys: 695 990 km arba 109 Žemės spinduliai
Saulės masė: 1,989 10 30 kg = 333 000 Žemės masės
Saulės šviesumas: 3,846 10 33 erg/sek

Saulės paviršiaus temperatūra: 5770 tūkst
Plazmos tankis saulės paviršiuje: 2,07 · 10 -7 g/cm3 = 0,00016 oro tankis
Cheminė sudėtis ant paviršiaus: 70% vandenilio (H), 28% helio (He), 2% kitų elementų (C, N, O, ...) pagal masę

Temperatūra Saulės centre: 15 600 000 tūkst
Plazmos tankis saulės centre: 150 g/cm3 (8 kartus didesnis tankis auksas)
Cheminė sudėtis saulės centre: 35% vandenilio (H), 63% helio (He), 2% kitų elementų (C, N, O, ...) pagal masę

Pagreitis laisvasis kritimas saulėje: 274 m/s 2 (27,9 karto daugiau nei Žemės paviršiuje)
Antra pabėgimo greitis saulėje: 618 km/s

Saulės kampinis atstumas danguje: 0,5 laipsnio (30 lanko minučių)
Saulės dydis:-26,7 m
Absoliutus Saulės dydis:+4,83 m

Sukimosi greitis ties pusiauju: 1 apsisukimas per 25 dienas
Sukimosi greitis poliuose: 1 apsisukimas per 30 dienų
Saulės sukimosi ašies posvyris: 82° 45" į Žemės orbitos plokštumą

Saulės amžius: 4,57 milijardo metų

Pirmą kartą astronomams pavyko pažvelgti į sprogusios žvaigždės širdį paskutinės minutės jos egzistavimą. Tai padarė kietasis rentgeno kosminis teleskopas NuSTAR. Jis sugebėjo nufotografuoti radioaktyvų titaną supernovos liekanoje Cassiopeia A, kuri tapo matoma iš Žemės tuo metu, kai 1671 m. sprogo žvaigždė.

Panašus darbas- NuSTAR misijos, pradėtos 2012 m. birželio mėn., branduolys, skirtas matuoti sprogstančių žvaigždžių arba supernovų ir juodųjų skylių, įskaitant didžiulę juodąją skylę, rentgeno spinduliuotę. Paukščių Takas.

Šią savaitę mokslininkai iš NuSTAR komandos paskelbė straipsnį žurnale Nature. Straipsnyje rašoma, kad mokslininkams pavyko sukurti pirmąjį titano žemėlapį, išmestą iš 1671 m. sprogusios žvaigždės šerdies. Dėl šio sprogimo atsirado supernovos liekanos, žinomos kaip Cassiopeia A.

Šis objektas ne kartą buvo užfiksuotas nuotraukose iš įvairių teleskopų, tačiau tik šiame vaizde galima pamatyti, kaip erdvės fragmentai susiduria su aplinkinėmis dujomis ir dulkėmis ir jas įkaista. „NuSTAR“ dėka pirmą kartą buvo galima nustatyti kietą rentgeno spinduliuotės medžiagą, susidariusią tiesiai sprogstančios žvaigždės šerdyje: radioaktyvusis izotopas titanas-44, kuris susiformavo žvaigždės šerdyje, kai ji subyrėjo neutroninė žvaigždė arba į juodąją skylę. Energija, išsiskyrusi dėl supernovos šerdies griūties, „nuplėšė“ išorinius žvaigždės sluoksnius, o šio sprogimo fragmentai tebeskrenda 5000 kilometrų per sekundę greičiu.

Mokslininkai tikisi, kad ši informacija padės astronomams sukurti trimatį vaizdą kompiuterių modeliai sprogstančias žvaigždes ir galiausiai suprasti kai kurias paslaptingas supernovų savybes, pavyzdžiui, kai kurių iš jų skleidžiamus medžiagos srautus. Pavyzdžiui, ankstesni Cassiopeia A stebėjimai naudojant Chandra rentgeno teleskopą (Chandra) leido pamatyti silicio čiurkšles, kurias skleidžia žvaigždė.

Cassiopeia A yra maždaug 11 000 šviesmečių nuo Žemės ir yra viena iš labiausiai ištirtų supernovų liekanų. Praėjus 343 metams po žvaigždės sprogimo, sprogimo nuolaužos pasklido beveik 10 šviesmečių.

Dėl ankstesnių stebėjimų šildomas iš smūgio banga skeveldrose esančios geležies, kai kurie mokslininkai padarė išvadą, kad sprogimas buvo vienodai galingas visomis kryptimis – simetriškas. Tačiau naujausi įrodymai rodo, kad geležies kilmė tokia neaiški, kad jos pasiskirstymas gali nesutapti su sprogimo „modeliu“.

Naujas žemėlapis titanas-44, kuris nesutampa su geležies pasiskirstymu likučiuose, leidžia iškelti kitą hipotezę – kad viduje yra šalta geležis, kurios Chandra nemato. Geležis ir titanas susidaro toje pačioje žvaigždės vietoje, todėl sprogimo nuolaužose jie turėtų pasiskirstyti panašiai.

Šiuo metu NuSTAR toliau stebi radioaktyvaus titano-44 išmetimą iš kai kurių kitų supernovų liekanų, kad nustatytų, kaip ten vystosi įvykiai. Šios supernovos liekanos turi būti pakankamai arti Žemės, kad matytų fragmentų struktūrą, tačiau tuo pat metu būti pakankamai jaunos, kad radioaktyvieji elementai, pavyzdžiui, titanas, vis dar skleidė kietus rentgeno spindulius.

Taigi iš viso plataus srauto kosminė spinduliuotėŽemės paviršių pasiekia tik matomi spinduliai ir iš dalies radijo bangos. Bet neramus žemės atmosfera labai trikdo optiniai stebėjimai: žvaigždės mirksi, mirksi visomis vaivorykštės spalvomis. Blizgančios žvaigždės sukeltas spindulių lūžio pasikeitimo greitai judant oro srautuose su skirtingos temperatūros ir tankis. Be to, kuo didesnis teleskopas ir naudojamas didinimas, tuo daugiau atmosferos trukdžių paveikia vaizdo kokybę: planetiniai diskai dreba ir susilieja, o žvaigždės tiesiogine prasme šokinėja...

1990 metų balandį amerikietis erdvėlaivis Atradimas pristatytas į žemąją Žemės orbitą Kosminis teleskopas pavadintas. Hablas. Šio atspindinčio teleskopo pagrindinio veidrodžio skersmuo siekia 2,4 m.

Pirmasis kosminio teleskopo privalumas – vaizdo kokybei nebeturi įtakos Žemės atmosfera. Antra, optinis teleskopas erdvėje turi prieigą prie platesnio diapazono spinduliuotės iš netoliese esančios ultravioletiniai spinduliai prie infraraudonųjų spindulių. Ir galiausiai, ačiū beveik visiškas nebuvimasšviesos sklaida už atmosferos „Hablas“ suteikia kelių dydžių padidėjimą - leidžia stebėti 31-ojo amžiaus objektus dydžio; Tokie silpni objektai dar nepasiekiami antžeminiams teleskopams.

Viena iš pagrindinių kosminio teleskopo užduočių. Hablo misija – ištirti tolimiausias žvaigždžių sistemas.

Vienas vaizdas, perduotas iš teleskopo į žemę, rodo centrinė dalis elipsinė galaktika MS-S 4261 iš galaktikų spiečiaus Mergelės žvaigždyne. Jame aiškiai matyti toro formos darinys, kurio skersmuo yra apie 300 šviesmečių, supantis galaktikos šerdį. Ekspertai mano, kad šios galaktikos šerdyje yra juodoji skylė, sverianti apie 10 mln. saulės masės. Jį supa šalta tamsi medžiaga didžiulės „spurgos“ pavidalu. Lėtai susisukdama į spiralę, ši medžiaga juda masės centro link, įkaista akreciniame diske ir išnyksta juodojoje skylėje. Galbūt Mergelės žvaigždyne esančios supermilžinės galaktikos M 87 centre taip pat yra panašus objektas, bet dar masyvesnis - iki 2,6 milijardo Saulės masių.

Taigi Hablas rado patvirtinimą, kad kai kurių aktyvių galaktikų branduoliuose yra juodųjų skylių. Astronomai tikisi, kad šis atradimas padės suprasti galaktikų formavimąsi ir vystymąsi, o su jomis bus galima nušviesti mūsų Visatos evoliucijos istoriją. Kosminis teleskopas čia veikia kaip „laiko mašina“, nes rodo galaktikas tokias, kokios jos buvo prieš milijardus metų. Ir kuo toliau nuo mūsų, tuo „jaunesni“ jie atrodo. Tolimiausių objektų amžius artėja prie Visatos amžiaus. Žodžiu, Hablo teleskopas suteikė žmogui galimybę pažvelgti į tokias neįsivaizduojamas Visatos gelmes, kur jo didžiausi antžeminiai teleskopai neprasiskverbė.

Šiandienos kosmoso technologija leidžia suplanuoti beveik bet kokio dydžio teleskopo surinkimą erdvėje. Su milžino pagalba orbitiniai teleskopai Bus galima detaliai ištirti Visatos gelmes. Jaunieji tyrinėtojai gali tikėtis naujų stebuklingų teleskopų Žemėje, orbitinių astrofizinių observatorijų, stebėjimo stočių Mėnulyje ir Marse, taip pat naujų jautrių rentgeno ir gama spindulių registravimo prietaisų, elementariosios dalelės(neutrino astronomija) ir gravitacines bangas(gravitacinė astronomija).

>Iš ko sudaryta Saulė?

Sužinok iš ko pagaminta saulė: žvaigždės struktūros ir sudėties aprašymas, cheminių elementų sąrašas, sluoksnių skaičius ir charakteristikos su nuotraukomis, diagrama.

Iš Žemės Saulė atrodo lygi ugnies kamuolys, o kol „Galileo“ erdvėlaivis atrado saulės dėmes, daugelis astronomų manė, kad tai tobula forma jokiu defektu. Dabar mes tai žinome Saulė susideda iš kelių sluoksnių, kaip ir Žemė, kurių kiekvienas atlieka savo funkciją. Ši didžiulė, krosnį primenanti Saulės struktūra yra visos energijos Žemėje, reikalingos antžeminiam gyvenimui, tiekėja.

Iš kokių elementų susideda Saulė?

Jei galėtumėte atskirti žvaigždę ir palyginti jos sudedamąsias dalis, suprastumėte, kad sudėtis yra 74% vandenilio ir 24% helio. Be to, Saulė susideda iš 1% deguonies, o likęs 1% yra toks cheminiai elementai periodinės lentelės, tokios kaip chromas, kalcis, neonas, anglis, magnis, siera, silicis, nikelis, geležis. Astronomai mano, kad už helią sunkesnis elementas yra metalas.

Kaip atsirado visi šie Saulės elementai? Dėl to Didysis sprogimas atsirado vandenilis ir helis. Visatos formavimosi pradžioje iš elementariųjų dalelių atsirado pirmasis elementas – vandenilis. Dėl aukšta temperatūra o slėgio sąlygos Visatoje buvo kaip žvaigždės šerdyje. Vėliau vandenilis susiliejo į helią, o visatoje buvo aukšta temperatūra, reikalinga sintezės reakcijai įvykti. Esamos vandenilio ir helio proporcijos, esančios Visatoje, dabar išsivystė po Didžiojo sprogimo ir nepasikeitė.

Likę Saulės elementai yra sukurti kitose žvaigždėse. Žvaigždžių šerdyje nuolat vyksta vandenilio sintezės į helią procesas. Pagaminę visą šerdyje esantį deguonį, jie pereina prie sunkesnių elementų, tokių kaip ličio, deguonies, helio, branduolių sintezės. Daugelis sunkieji metalai, kurios yra Saulėje, taip pat susiformavo kitose žvaigždėse jų gyvenimo pabaigoje.

Sunkiausi elementai – auksas ir uranas – susidarė, kai detonavo žvaigždės, daug kartų didesnės už mūsų Saulę. Per juodosios skylės susidarymo sekundės dalį elementai susidūrė didelis greitis ir labiausiai sunkūs elementai. Sprogimas išsklaidė šiuos elementus visoje Visatoje, kur jie padėjo suformuoti naujas žvaigždes.

Mūsų saulė surinko elementus, sukurtus Didžiojo sprogimo, elementus iš mirštančių žvaigždžių ir daleles, atsirandančias dėl naujų žvaigždžių detonacijų.

Iš kokių sluoksnių susideda Saulė?

Iš pirmo žvilgsnio Saulė tėra rutulys, susidedantis iš helio ir vandenilio, tačiau giliau ištyrus aišku, kad ją sudaro skirtingi sluoksniai. Judant link šerdies, temperatūra ir slėgis didėja, dėl to susidaro sluoksniai, nuo kada skirtingos sąlygos Vandenilis ir helis turi skirtingas savybes.

saulės branduolys

Pradėkime savo judėjimą per sluoksnius nuo šerdies iki išorinio Saulės kompozicijos sluoksnio. Į vidinis sluoksnis Saulė yra šerdis, temperatūra ir slėgis yra labai aukšti, palankūs jų atsiradimui branduolių sintezė. Saulė iš vandenilio sukuria helio atomus, dėl šios reakcijos susidaro šviesa ir šiluma, kurios pasiekia. Visuotinai pripažįstama, kad Saulės temperatūra yra apie 13 600 000 Kelvino laipsnių, o šerdies tankis yra 150 kartų didesnis nei vandens tankis.

Mokslininkai ir astronomai mano, kad Saulės šerdis siekia apie 20% saulės spindulio ilgio. O šerdies viduje dėl aukštos temperatūros ir slėgio vandenilio atomai skyla į protonus, neutronus ir elektronus. Nepaisant laisvai plūduriuojančios būsenos, saulė juos paverčia helio atomais.

Ši reakcija vadinama egzotermine. Kai atsiranda ši reakcija, ji išsiskiria didelis skaičiusšiluma lygi 389 x 10 31 J. per sekundę.

Saulės radiacinė zona

Ši zona atsiranda ties šerdies riba (20% saulės spindulio) ir siekia iki 70% saulės spindulio. Šios zonos viduje yra saulės medžiagos, kuri savo sudėtyje yra gana tanki ir karšta, todėl šiluminė spinduliuotė praeina pro jį neprarasdamas šilumos.

Branduolinės sintezės reakcija vyksta Saulės šerdies viduje – dėl protonų sintezės susidaro helio atomai. Ši reakcija sukuria didelį kiekį gama spinduliuotės. IN šis procesas Energijos fotonai išspinduliuojami, vėliau sugeriami spinduliuotės zonoje ir vėl išspinduliuojami įvairių dalelių.

Fotono trajektorija paprastai vadinama „atsitiktiniu pasivaikščiojimu“. Užuot judėjęs tiesiu keliu į Saulės paviršių, fotonas juda zigzago būdu. Todėl kiekvienam fotonui reikia maždaug 200 000 metų, kad įveiktų Saulės radiacijos zoną. Judėdamas nuo vienos dalelės prie kitos, fotonas praranda energiją. Tai naudinga Žemei, nes galėtume priimti tik iš Saulės sklindančią gama spinduliuotę. Fotonui, patenkančiam į kosmosą, reikia 8 minučių, kad nukeliautų į Žemę.

Daugybė žvaigždžių turi radiacijos zonas, o jų dydis tiesiogiai priklauso nuo žvaigždės mastelio. Kaip mažiau žvaigždžių, tuo mažesnės bus zonos, dauguma kurią užims konvekcinė zona. Mažiausiose žvaigždėse gali trūkti radiacijos zonų, o konvekcinė zona pasieks atstumą iki šerdies. Daugiausia didelės žvaigždės situacija yra priešinga, radiacijos zona tęsiasi iki paviršiaus.

Konvekcinė zona

Konvekcinė zona yra už spinduliavimo zonos, kur saulės vidinė šiluma teka per karštų dujų stulpelius.

Beveik visos žvaigždės turi tokią zoną. Mūsų Saulei ji tęsiasi nuo 70% Saulės spindulio iki paviršiaus (fotosferos). Dujos žvaigždės gelmėse, netoli pačios šerdies, įkaista ir kyla į paviršių, kaip vaško burbulai lempoje. Pasiekus žvaigždės paviršių, jai vėsstant atsiranda šilumos nuostolių, dujos grimzta atgal link centro, atgaudamos šiluminę energiją. Pavyzdžiui, galite uždėti puodą verdančio vandens ant ugnies.

Saulės paviršius yra tarsi puri dirva. Šie nelygumai yra karštų dujų stulpeliai, pernešantys šilumą į Saulės paviršių. Jų plotis siekia 1000 km, o sklaidos laikas siekia 8-20 minučių.

Astronomai mano, kad mažos masės žvaigždės, pavyzdžiui, raudonosios nykštukės, turinčios tik konvekcinė zona, kuris tęsiasi iki šerdies. Jie neturi radiacijos zonos, ko negalima pasakyti apie Saulę.

Fotosfera

Vienintelis iš Žemės matomas Saulės sluoksnis yra . Žemiau šio sluoksnio Saulė tampa nepermatoma, o astronomai taiko kitus metodus mūsų žvaigždės vidui tirti. Paviršiaus temperatūra siekia 6000 kelvinų ir švyti geltonai baltai, matoma iš Žemės.

Saulės atmosfera yra už fotosferos. Ta Saulės dalis, kuri matoma per saulės užtemimas, paskambino.

Saulės sandara diagramoje

NASA specialiai sukurta švietimo poreikiai schematiškai pavaizduota Saulės struktūra ir sudėtis, nurodant kiekvieno sluoksnio temperatūrą:

• (matoma, IR ir UV spinduliuotė) – tai matoma spinduliuotė, infraraudonoji spinduliuotė ir ultravioletinė spinduliuotė. Matoma spinduliuotė yra šviesa, kurią matome sklindančią iš Saulės. Infraraudonoji spinduliuotė yra šiluma, kurią jaučiame. Ultravioletinė spinduliuotė yra spinduliuotė, kuri suteikia mums įdegį. Saulė gamina šiuos spindulius vienu metu.
• (Fotosfera 6000 K) – fotosfera yra viršutinis sluoksnis Saulė, jos paviršius. 6000 kelvinų temperatūra yra lygi 5700 laipsnių Celsijaus.
• Radijo spinduliuotė (trans. Radijo spinduliuotė) – Be to matoma spinduliuotė, infraraudonoji spinduliuotė ir ultravioletinių spindulių, Saulė siunčia radijo spinduliuotę, kurią astronomai aptiko naudodami radijo teleskopą. Priklausomai nuo saulės dėmių skaičiaus, ši emisija didėja ir mažėja.
• Vainikinė skylė – tai saulės vietos, kur vainiko plazmos tankis yra mažas, todėl ji yra tamsesnė ir šaltesnė.
• 2100000 K (2100000 Kelvinų) – Saulės spinduliuotės zona turi tokią temperatūrą.
• Konvekcinė zona/Turbulentinė konvekcija (vert. Konvekcinė zona/Turbulentinė konvekcija) – tai Saulės vietos, kur konvekcijos būdu perduodama šerdies šiluminė energija. Plazmos stulpeliai pasiekia paviršių, atiduoda šilumą ir vėl veržiasi žemyn, kad vėl įkaistų.
• Koroninės kilpos (vert. Coronal loops) – kilpos, susidedančios iš plazmos saulės atmosferoje, judančios išilgai magnetinės linijos. Jie atrodo kaip didžiulės arkos, besitęsiančios nuo paviršiaus dešimtis tūkstančių kilometrų.
• Šerdis (vert. Core) yra saulės širdis, kurioje branduolių sintezė vyksta naudojant aukštą temperatūrą ir slėgį. Visi saulės energija ateina iš branduolio.
• 14 500 000 K (per. 14 500 000 Kelvinų) – Saulės branduolio temperatūra.
• Radiacinė zona (vert. Radiacinė zona) – Saulės sluoksnis, kuriame energija perduodama naudojant spinduliuotę. Fotonas įveikia radiacijos zoną virš 200 000 ir patenka į kosmosą.
• Neutrinos (vert. Neutrino) yra nežymiai mažos dalelės, išsiskiriančios iš Saulės dėl branduolių sintezės reakcijos. Per žmogaus kūną kas sekundę praeina šimtai tūkstančių neutrinų, tačiau jie mums jokios žalos nedaro, mes jų nejaučiame.
• Chromospheric Flare (išvertus kaip chromosferos pliūpsnis) – mūsų žvaigždės magnetinis laukas gali susisukti, o po to staiga lūžti įvairių formų. Dėl magnetinių laukų pertraukų iš Saulės paviršiaus atsiranda galingi rentgeno spinduliai.
• Magnetinio lauko kilpa – Saulės magnetinis laukas yra virš fotosferos ir matomas karštai plazmai judant magnetinėmis linijomis Saulės atmosferoje.
• Dėmė – saulės dėmė (vert. Saulės dėmės) – tai vietos Saulės paviršiuje, kur magnetiniai laukai praeina per Saulės paviršių ir yra vėsesni, dažnai kilpoje.
• Energetinės dalelės (vert. Energetinės dalelės) – jos kyla iš Saulės paviršiaus, todėl sukuriama saulės vėjas. IN saulės audros jų greitis pasiekia šviesos greitį.
• Rentgeno spinduliai (vert. rentgeno spinduliai) – žmogaus akiai nematomi spinduliai, atsirandantys saulės pliūpsnių metu.
• Ryškios dėmės ir trumpalaikės magnetinės sritys (vert. Ryškios dėmės ir trumpalaikės magnetinės sritys) – Dėl temperatūrų skirtumų Saulės paviršiuje atsiranda šviesių ir blankių dėmių.

Rusijos kosminis radijo teleskopas Radioastron gavo didžiausios kampinės skiriamosios gebos vaizdus astronomijos istorijoje. Darbas buvo atliktas kartu su 15 antžeminių radijo teleskopų iš Rusijos (tinklas Quasar-KVO), Europos ir JAV. Tuo pačiu metu astronomai driežo žvaigždyne stebėjo aktyvų galaktikos branduolį – objektą BL Lacertae.

Mokslininkai gautame „nuotraukoje“ sugebėjo įžvelgti purkštukų struktūrines ypatybes - milžiniški purkštukai supermasyvios juodosios skylės, esančios šios galaktikos centre, išmestas medžiagas ir atkurti magnetinio lauko struktūrą.

Tačiau prieš kalbant apie mokslininkų gautą rezultatą, verta paaiškinti, kaip buvo pasiektas rekordinis skaičius.

Labai ilgos bazinės linijos interferometrija (VLBI) naudojama radijo astronomijoje nuo 1974 m. ir yra pagrįsta to paties objekto stebėjimu naudojant kelis nepriklausomus radijo teleskopus, atskirtus tam tikru atstumu (vadinamu „baze“), ir gautų signalų „sudedant“.

Tokiu būdu sukurtas „vaizdas“ prilygsta tam, kurį galėtų padaryti milžiniškas radijo teleskopas, kurio veidrodžio skersmuo lygus atstumui tarp teleskopų.

Šio stebėjimo metodo kūrimas ilgą laiką buvo suvaržytas fiziniu barjeru – teleskopai negalėjo būti išdėstyti didesniu atstumu nei Žemės skersmuo. Nuo aštuntojo dešimtmečio pabaigos astrofizikas Nikolajus Kardaševas ir jo kolegos kūrė žemės ir erdvės interferometro projektą, kuris galėtų įveikti šį apribojimą. 2011 metais šis projektas buvo įgyvendintas ir paleistas į orbitą. erdvėlaivis. Ant jo buvo sumontuotas 10 metrų veidrodžio skersmens radijo teleskopas, kuris leido sukurti beveik lygus atstumuiį mėnulį.

Nuo pat paleidimo „RadioAstron“ sėkmingai veikia, o iš jos duomenis gaunantys mokslininkai su kolegomis organizuoja bendrus projektus naudodami didžiausius radijo teleskopus Žemėje.

Stebėjimo sesijos metu, kuri buvo atlikta trumpiausiu interferometro bangos ilgiu (1,3 centimetro), dalyvaujant 15 antžeminių radijo teleskopų, mokslininkai sugebėjo pasiekti rekordinę 21 mikrolanko sekundės kampinę skiriamąją gebą.

Dėl šių stebėjimų buvo galima „pamatyti“ šešis tūkstančius astronominių vienetų (vienas astronominis vienetas atitinka atstumą nuo Žemės iki Saulės). Tai maždaug 30 kartų mažesnė nei Oorto debesis saulės sistema ir 45 kartus mažesnis nei atstumas nuo Saulės iki artimiausios žvaigždės Alfa Kentauro.

„Tai daugiau nei tūkstantį kartų geresnė raiška kosminis teleskopas„Hablas“. Optinis teleskopas su tokia kampine raiška mačiau degtukų dėžutė Mėnulio paviršiuje“, – aiškina vadovas moksline programa projektas iš Lebedevo fizinio instituto Astrokomijos centro Jurijus Kovaliovas.

Jis ir jo kolegos stebėjo BL Lacertae objekto elgesį. Tai blazaras – supermasyvi juodoji skylė, apsupta iki milijardų laipsnių temperatūros įkaitinto plazmos disko. Galingi magnetiniai laukai ir aukšta temperatūra formuoti purkštukus (išstūmimus) – iki kelių šviesmečių ilgio dujų čiurkšles.

Teoriniai modeliai numatė, kad dėl sukimosi juodoji skylė ir akrecinio disko, magnetinio lauko linijos turėtų sudaryti spiralines struktūras, kurios savo ruožtu pagreitina čiurkšlių išstumiamos medžiagos srautą. Mokslininkai, naudojantys RadioAstron, sugebėjo vizualizuoti šias spiralines struktūras, taip pat smūginių bangų zonas čiurkšlių formavimosi srityje, o tai leido jiems geriau suprasti, kaip veikia šie galingiausi radiacijos šaltiniai Visatoje (mokslininkai vis dar mažai apie juos žino ).

„Galaktikos šerdis pasirodė itin karšta. Jei pabandytume tai atgaminti fizines sąlygasŽemėje gautume zoną, kurios temperatūra viršytų trilijoną laipsnių“, – rezultatus komentavo Maxo Plancko radijo astronomijos instituto mokslininkas Andrejus Lobanovas.

Visa rekordinio tyrimo detalė – „Astrophysical Journal“ publikuotame straipsnyje.

Pridurkime, kad „RadioAstron“ projektą vykdo „Astrospace Center“. Fizinis institutas juos. P.N. Lebedevo RAS ir Mokslo ir gamybos asociacijos vardu. S.A. Lavočkinas pagal sutartį su Roscosmos kartu su daugeliu mokslinių ir techninių organizacijų Rusijoje ir kitose šalyse.