Słońce jest centrum naszego układu planetarnego, jego głównym elementem, bez którego nie byłoby ani Ziemi, ani życia na niej. Ludzie obserwowali gwiazdę od czasów starożytnych. Od tego czasu nasza wiedza o oprawie znacznie się poszerzyła, wzbogacona licznymi informacjami o ruchu, strukturze wewnętrznej i naturze tego kosmicznego obiektu. Co więcej, badanie Słońca wnosi ogromny wkład w zrozumienie struktury Wszechświata jako całości, zwłaszcza tych jego elementów, które są podobne w istocie i zasadach „działania”.
Pochodzenie
Słońce to obiekt, który według ludzkich standardów istnieje od bardzo dawna. Jego powstawanie rozpoczęło się około 5 miliardów lat temu. Wtedy w miejscu Układu Słonecznego pojawił się ogromny obłok molekularny. Pod wpływem sił grawitacyjnych zaczęły pojawiać się w nim wiry, podobne do ziemskich tornad. W centrum jednego z nich zaczęła się kondensować materia (głównie wodór) i 4,5 miliarda lat temu pojawiła się tu młoda gwiazda, która po kolejnym długim okresie otrzymała nazwęSłońce. Wokół niego stopniowo zaczęły formować się planety - nasz zakątek Wszechświata zaczął przybierać formę znajomą współczesnemu człowiekowi.
Żółty karzeł
Słońce nie jest wyjątkowym obiektem. Należy do klasy żółtych karłów, stosunkowo małych gwiazd ciągu głównego. Termin „służby” wydanym takim organom wynosi około 10 miliardów lat. Jak na standardy przestrzeni, to całkiem sporo. Teraz można powiedzieć, że nasz luminarz jest w kwiecie wieku: jeszcze nie stary, już nie młody - przed nami jeszcze pół życia.
Żółty karzeł to gigantyczna kula gazu, której źródłem światła są reakcje termojądrowe zachodzące w jądrze. W rozgrzanym do czerwoności sercu Słońca nieustannie trwa proces przekształcania atomów wodoru w atomy cięższych pierwiastków chemicznych. Podczas tych reakcji żółty karzeł emituje światło i ciepło.
Śmierć gwiazdy
Kiedy cały wodór się wypali, zostanie zastąpiony inną substancją - helem. Stanie się to za około pięć miliardów lat. Wyczerpanie wodoru oznacza początek nowego etapu w życiu gwiazdy. Zamieni się w czerwonego olbrzyma. Słońce zacznie się rozszerzać i zajmować całą przestrzeń aż do orbity naszej planety. Jednocześnie spadnie jego temperatura powierzchni. Za około miliard lat cały hel w jądrze zamieni się w węgiel, a gwiazda zrzuci swoje powłoki. Biały karzeł i otaczająca go mgławica planetarna pozostaną na miejscu Układu Słonecznego. To jest ścieżka życia wszystkich gwiazd, takich jak nasze słońce.
Struktura wewnętrzna
Masa Słońca jest ogromna. Stanowi około 99% masy całego układu planetarnego.
Około czterdzieści procent tej liczby koncentruje się w rdzeniu. Zajmuje mniej niż jedną trzecią objętości słonecznej. Średnica jądra wynosi 350 tysięcy kilometrów, tę samą wartość dla całej gwiazdy szacuje się na 1,39 miliona km.
Temperatura w jądrze słonecznym sięga 15 milionów kelwinów. Tutaj najwyższy wskaźnik gęstości, inne wewnętrzne obszary Słońca są znacznie bardziej rozrzedzone. W takich warunkach zachodzą reakcje syntezy termojądrowej, które dostarczają energii samemu oświetleniu i wszystkim jego planetom. Rdzeń otoczony jest strefą transportu radiacyjnego, po której następuje strefa konwekcji. W tych strukturach energia przemieszcza się na powierzchnię Słońca poprzez dwa różne procesy.
Od rdzenia do fotosfery
Rdzeń graniczy ze strefą transmisji promienistej. W nim energia rozchodzi się dalej poprzez pochłanianie i emisję kwantów światła przez substancję. To dość powolny proces. Przejście kwantów światła z jądra do fotosfery zajmuje tysiące lat. W miarę postępu poruszają się w przód iw tył, aż do następnej przekształconej strefy.
Ze strefy transferu promieniowania energia wchodzi w obszar konwekcji. Tutaj ruch odbywa się na nieco innych zasadach. Materia słoneczna w tej strefie miesza się jak wrząca ciecz: cieplejsze warstwy unoszą się na powierzchnię, podczas gdy schłodzone opadają głębiej. Kwanty gamma utworzone wjądro, w wyniku szeregu absorpcji i promieniowania, staje się kwantami światła widzialnego i podczerwonego.
Za strefą konwekcyjną znajduje się fotosfera, czyli widoczna powierzchnia Słońca. Tutaj znowu energia porusza się za pomocą promienistego transferu. Gorące strumienie docierające do fotosfery z obszaru poniżej tworzą charakterystyczną strukturę ziarnistą, wyraźnie widoczną na prawie wszystkich zdjęciach gwiazdy.
Powłoki zewnętrzne
Nad fotosferą znajduje się chromosfera i korona. Warstwy te są znacznie mniej jasne, więc są widoczne z Ziemi tylko podczas całkowitego zaćmienia. Rozbłyski magnetyczne na Słońcu występują właśnie w tych rozrzedzonych regionach. Podobnie jak inne przejawy działalności naszego luminarza, cieszą się dużym zainteresowaniem naukowców.
Przyczyną epidemii jest wytwarzanie pól magnetycznych. Mechanizm takich procesów wymaga dokładnego zbadania, także dlatego, że aktywność słoneczna prowadzi do zaburzeń ośrodka międzyplanetarnego, a to ma bezpośredni wpływ na procesy geomagnetyczne na Ziemi. Oddziaływanie oprawy objawia się zmianą liczby zwierząt, reagują na nią prawie wszystkie układy ludzkiego ciała. Aktywność Słońca wpływa na jakość komunikacji radiowej, poziom wód gruntowych i powierzchniowych planety oraz zmiany klimatyczne. Dlatego badanie procesów prowadzących do jego wzrostu lub spadku jest jednym z najważniejszych zadań astrofizyki. Do tej pory nie udzielono odpowiedzi na wszystkie pytania związane z aktywnością słoneczną.
Obserwacja z Ziemi
Słońce wpływa na wszystkie żywe istoty na planecie. Zmiana długości godzin dziennych, wzrost i spadek temperatury bezpośrednio zależą od położenia Ziemi względem gwiazdy.
Ruch Słońca na niebie podlega pewnym prawom. Oprawa porusza się po ekliptyce. To nazwa rocznej ścieżki, którą przemierza Słońce. Ekliptyka to rzut płaszczyzny orbity Ziemi na sferę niebieską.
Ruch oprawy można łatwo zauważyć, jeśli przyjrzysz się jej przez chwilę. Punkt, w którym następuje wschód słońca, porusza się. To samo dotyczy zachodu słońca. Gdy nadchodzi zima, w południe słońce jest znacznie niżej niż latem.
Ekliptyka przechodzi przez konstelacje zodiaku. Obserwacja ich przemieszczenia pokazuje, że w nocy nie można zobaczyć tych niebieskich rysunków, na których obecnie znajduje się oprawa. Okazuje się, że podziwiamy tylko te konstelacje, w których Słońce przebywało około sześć miesięcy temu. Ekliptyka jest nachylona do płaszczyzny równika niebieskiego. Kąt między nimi wynosi 23,5º.
Zmiana deklinacji
Na sferze niebieskiej znajduje się tak zwany punkt Barana. W nim Słońce zmienia swoją deklinację z południa na północ. Oprawa osiąga ten punkt co roku w dniu wiosennej równonocy, 21 marca. Latem słońce wschodzi znacznie wyżej niż zimą. Wiąże się z tym zmiana temperatury iGodziny dzienne. Kiedy nadchodzi zima, Słońce w swoim ruchu odchyla się od równika niebieskiego na biegun północny, a latem na południe.
Kalendarz
Oprawa znajduje się dokładnie na linii równika niebieskiego dwa razy w roku: w dni równonocy jesiennej i wiosennej. W astronomii czas potrzebny Słońcu na podróż zi do Barana nazywany jest rokiem tropikalnym. Trwa około 365,24 dni. To długość roku tropikalnego leży u podstaw kalendarza gregoriańskiego. Obecnie jest używany prawie wszędzie na Ziemi.
Słońce jest źródłem życia na Ziemi. Procesy zachodzące w jej głębi i na powierzchni mają wymierny wpływ na naszą planetę. Znaczenie oprawy było już jasne w starożytnym świecie. Dziś wiemy dość dużo o zjawiskach zachodzących na Słońcu. Charakter poszczególnych procesów stał się jasny dzięki postępowi technologicznemu.
Słońce jest jedyną gwiazdą na tyle blisko, by można ją było bezpośrednio badać. Dane o gwieździe pomagają zrozumieć mechanizmy „pracy” innych podobnych obiektów kosmicznych. Jednak Słońce wciąż skrywa wiele tajemnic. Trzeba je tylko zbadać. Zjawiska takie jak wschód Słońca, jego ruch po niebie i ciepło, które promieniuje, również były kiedyś tajemnicą. Historia badania centralnego obiektu naszego kawałka Wszechświata pokazuje, że z biegiem czasu wszystkie osobliwości i cechy gwiazdy znajdują swoje wyjaśnienie.
