Скопско Астрономско Друштво

Сонце

0
By on Сонце, Сончев систем

Тешко е да се даде дефиниција за Сонцето, односно со една или две реченици да се каже што е Сонце. Ова на авторот на оваа статија му ги скратува маките за пишување воведен дел, кој (покрај заклучокот) обично е најмачниот дел од секоја статија.

Значи, Сонцето е:

Големина на Сонцетo

Објектите што се изучуваат во астрономијата имаат димензии коишто тешко може да се појмат доколку се изразат во вообичаени мерни единици. На пример, човекот може да си претстави објект со димензии до неколку десетици километри, но не и со димензии од милион километри. За да колку­толку му помогне на сопствениот разум, човекот врши споредба на многу големи објектите со помали, овие, пак, со уште помали итн.

Од овие причини, тешко е да се замисли големината на Сонцето. Не се надевам дека од наредниве споредби ќе стекнете вистинска слика за големината на Сонцето, но ваквите споредби сепак се подобри од големите броеви (обично прикажани во експоненцијална форма).

Споредба на големината на Сонцето со големината на планетите од Сончевиот систем

Споредба на големината на Сонцето со големината на планетите од Сончевиот систем

Тоа беше споредба на Сонцето со помали од него. Сонцето, инаку, е ѕвезда со просечна големина. Има ѕвезди кои се многу помали од Сонцето (т.н. бели џуџиња), но има и џиновски ѕвезди, во споредба со кои Сонцето е вистинско џуџе. Еве ја споредбата со некои од поголемите Сончеви сестри.

Споредено со некои од познатите ѕвезди, Сонцето е одвај забележливо во долниот ред на лево

Споредено со некои од познатите ѕвезди, Сонцето е одвај забележливо во долниот ред на лево

Сепак, астрономијата е егзактна наука, и редно е да се свикнувате и на некои бројни вредности. Подолу е даден табеларен приказ со основните параметри од личната карта на Сонцето:

Средно растојание од Земјата
149.597.900 km (1 астрономска единица)
Растојание од центарот на Галаксијата
32.000 светлосни години
Период на завртување (револуција) околу центарот на Галаксијата
околу 255.000.000 години
Брзина на движење околу центарот на Галаксијата
2 .150 km/s
Екваторијален пречник
1.392.000 km
Средна густина (вода=1  g/cm3)
1,409 g/cm3
Густина во јадрото
150  g/cm3
Маса (Земја=1)
332.946 (99 % проценти од масата на целиот Сончев систем)
Волумен (Земја=1)
1.303.600

 

 

 

 

 

 

 

 

Хемиски состав:

  • Водород 92.1%
  • Хелиум 7.8%
  • Кислород 0.061%
  • Јаглерод 0.030%
  • Азот 0.0084%
  • Неон 0.0076%
  • Железо 0.0037%
  • Силициум 0.0031%
  • Магнезиум 0.0024%
  • Сулфур 0.0015%
  • Останати елементи0.0015%

 

Структура на Сонцето

Сонцето има сложена структура. Во него се разликуваат неколку зони. Секоја од овие зони има своја функција во одржувањето на стабилноста на Сонцето.

Структура на Сонцето: јадро,радијативна зона, конвентивна зона, фотосфера, хромосфера, корона

Структура на Сонцето: јадро,радијативна зона, конвентивна зона, фотосфера, хромосфера, корона

Јадро

Во најдлабоката внатрешност на Сонцето се наоѓа зона наречена јадро. Јадрото зафаќа само 1,6 % од вкупниот волумен на Сонцето, но во него се создава сета енергија што тоа ја зрачи . Вкупната енергија што ја зрачи Сонцето во една секунда изнесува 4.1026 Ј (џули). Ако оваа вредност ја поделиме со масата на Сонцето, 2.1030kg, ќе добиеме дека Сонцето по единица маса зрачи енергија еднаква на 0,0002 Ј! Малку или многу? Малку! Дрво со маса од 1 килограм при согорување ослободува милион пати поголема енергија!Ова веројатно ќе ве изненади. Но, еден килограм дрво може да гори час–два, но не и милијарда години. Опстанокот на планетата Земја се должи токму на оваа слаба ефикасност на Сонцето како енергетска машина. Слабата ефикасност Сонцето ја надокнадува со огромната маса што учествува во создавањето енергија. Изразено во вати, како мерка за моќност, Сонцето секоја секунда зрачи енергија еднаква на 2.1026 W. Оваа енергија е еднаква на енергијата што би ја произвеле 2-3 милијарди нуклеарни електрични централи со моќност од 5.000 MW.
Енергијата во јадрото се создава за сметка на термонуклеарни реакции во кои учествуваат јадрата на водородот, односно протоните. Како се одвиваат овие реакции? Во јадрото владее висока температура (висока е благ израз, но која годе придавка да ја употребите, нема да Ви помогне подобро да ја опишете големината на температурата во јадрото: 14 – 15 милиони степени!) На оваа температура, кинетичката енергија на протоните е доволно голема да ги совлада одбивните електростатички сили (протоните се позитивно наелектризирани честици), со што два протона може да се приближат доволно блиску за да дојде до следната реакција:
p + p = (p + n0 + е+ + ν) = D + е++ ν,             D = p + n0
Значи, од два протона настанува деутериум, позитрон и неутрино (дадени редоследно на десната страна од равенката). Ако два протона не можат да останат здружени заедно (бидејќи, како позитивни, се одбиваат), протонот и неутронот остануваа здружени: оваа заедница на двете честички претставува јадро на деутериумот, изотоп на водородот.
Важна напомена: Неутронот не настанува при секој судир меѓу два протона. Само ретко, исклучително ретко, при судир на два протона, едниот протон „се решава“ да премине во неутрон! Ова двоумење на протонот ја диктира брзината (односно, бавноста) на оваа нуклеарна реакција. Кога при секој меѓусебен судир на протони би се создал неутрон, Сонцето одамна би експлодирало како хидрогенска бомба! Попрецизно кажано, преминот на протонот во неутрон е спонтан, и не е предизвикан од судир, но приказната вака е покуса и појасна.
Понатаму реакцијата продолжува при судири на деутериумот со протонот:
D + p = 3He + γ
3He + 3He = 4He + p + p + γ
односно, преку изотопот на хелиумот (3He), крајниот производ на циклусот на термонуклеарната фузија на водородот е јадро на хелиум. Енергијата што се ослободува во овие реакции, во вид на гама зрачење, е обележана со γ. Следнава бројка треба да ја запаметите, за да имате почит спрема Сонцето: секоја секунда во јадрото на Сонцето 600 милиони тони водород преминуваат во хелиум!
Радијативна зона
Гама зраците од јадрото, со судни маки, и покрај високата енергија што ја имаат, успеваат да го напуштат јадрото и да преминат во слој над јадрото во кој не се одвиваат нуклеарни реакции. Овој слој е познат како радијативна зона и основна функција на овој слој е да ја пренесе енергијата од јадрото кон повисоките слоеви. Секако, овој слој има и друга важна функција. Притисокот, што овој слој го врши врз јадрото, е причина за достигнувањето на високата температура во јадрото, потребна за отпочнување на термонуклеарните реакции. Температурата во радијативната зона постепено се намалува одејќи кон површината на зоната, и тоа од неколку милиони степени (најблиските слоеви до јадрото) до температура од околу милион степени, во највисоките слоеви на зоната. Но, гама фотоните не можат бргу да минат низ радијативната зона. Потребни се стотици илјади години еден гама фотон, создаден во јадрото, да излезе на површината од зоната (всушност, воопшто не може да се зборува за излегување на првично формиран фотон, бидејќи тој безброј пати се апсорбира и повторно емитира во текот на пробивањето кон површината). Тоа значи дека, доколку во Сонцето би престанале да се случуваат термонуклеарни реакции, тоа уште долго, долго би се ослободувало од својата внатрешна енергија. Ние не би ни знаеле дека печката во Сонцето е згасната.
Конвективна зона
Над радијативната зона се протега зоната на преносот на енергијата по пат на конвекција. Имено, брзината на движењето на водородните и на хелиумовите јадра (не атоми, зашто поради високата температура тие си ги изгубиле своите електрони!) во радијативната зона е толку голема што воопшто не може да стане збор за некакво конвективно движење на поголеми маси материја во одредена насока. Едноставно, сета радијативна зона е еден облак јонизиран гас (плазма) во кој е невозможно да се забележи насочено движење. Во конвективната зона, пак, температурата изнесува од 100.000 К (поблиску до радијативната зона) до 10.000 К (горните слоеви на зоната), што е доволно ладно гасот да може да се движи конвективно и да ја пренесува топлината од внатрешноста со сопствено насочено движење (а не со напредување на зрачењето, како во радијативната зона). Се разбира, ваквиот пренос е само доминантен, бидејќи и во оваа зона енергијата се пренесува по пат на зрачење!
 

Фотосфера

Конвективната зона не е достапна за набљудување. Зрачењето што излегува од оваа зона се апсорбира и се трансформира од страна на слојот над конвективната зона, наречен фотосфера. Фотосферата е првата видлива област од Сонцето. Набљудувана со телескопи или снимана од вселенски сонди, фотосферата покажува карактеристична структура. Основен елемент во фотосферата се гранулите. Тоа се области на врел гас што избиваат од подлабоките слоеви, се ладат во повисоките зони од фотосферата, и повторно се спуштаат кон длабочините.

Фотосфера со карактеристична грануларна структура. Темните делови се т.н. Сончеви пеги

Фотосфера со карактеристична грануларна структура. Темните делови се т.н. Сончеви пеги

Гранулите ја исполнуваат сета површина на Сонцето. Всушност, Сонцето нема површина во вистинска смисла на зборот. Почнувајќи од самото јадро, материјата на Сонцето е во форма на плазма (јонизиран гас) чија густина и температура постепено опаѓа. Не постои ништо што би наликувало на некаква течна, стопена маса, некаков усвитен океан на површината на Сонцето. Плазмата што ја сочинува фотосферата има густина помала од густината на Земјината атмосфера!

Дебелината на фотосферата изнесува само 400 км, што е навистина малку во споредба со димензиите на Сонцето. Температурата во долните слоеви на фотосферата изнесува 6.000 К, а на погорните слоеви 4.500 К. Сончевите пеги се формации во фотосферата поврзани со Сончевото магнетно поле. Имено, поради движењето на плазмата во конвективната зона, во горните слоеви на Сонцето постојат силни магнетни полиња. Магнетните силови линии, освен што се затворени во подлабоките зони, често избиваат над фотосферата. Овие линии ги следат млазови јонизиран гас.

Магнетните силови линии на Сонцето се необични поради фактот дека сите делови од надворешните слоеви на Сонцето не ротираат со иста брзина. Имено, деловите околу екваторот ротираат со поголема брзина во споредба со деловите околу половите. Ова доведува до искривување на магнетните силови линии, нивно деформирале и прекинување во правилни временски интервали, коишто изнесуваат 11 години. Овој циклус на промените на магнетните силови линии на Сонцето е проследен со промена во активноста на Сонцето. На секои 11 години активноста на Сонцето достигнува максимум, па затоа и бројот на пегите е најголем, а интензивирана активности има и во хромосферата и во короната.

Претстава за механизмот на сончевите пеги

Претстава за механизмот на сончевите пеги

Промена на магнетните силови линии на Сонцето поради различна брзина на ротација на конвективната зона.

Промена на магнетните силови линии на Сонцето поради различна брзина на ротација на конвективната зона.

Потемната боја на Сончевите пеги се должи на нивната пониска температура (за околу 1.000 К) во однос на околната. Причината за пониската температура е забавеното движење на плазмата, заробена со магнетните силови линии, со што е забавена замената со потопли маси гас од подлабоките слоеви.

Со помош на сонди, испратени кон Сонцето, добиени се извонредни снимки на кои се забележуваат јонизираните гасови што ги следат магнетните силови линии. Снимките се направени во ултравиолетов дел од спектарот, поради што деловите од фотосферата, во кои ултравиолетовото зрачење помалку е изразено, изгледаат темни.

Гледано во ултравиолетова светлина, плазмата се движи должмагнетните линии. За споредба на големината на овие формации, прикажана е и Земјината топка

Гледано во ултравиолетова светлина, плазмата се движи должмагнетните линии. За споредба на големината на овие формации, прикажана е и Земјината топка

Хромосфера

Бурни процеси во хромосферата, снимени во ултравиолетова светлина

Бурни процеси во хромосферата, снимени во ултравиолетова светлина

Последниот, “надворешен” слој на Сонцето е наречен хромосфера. Во неа, макар што таа претставува крајно разредена плазма (густината изнесува стомилијардити дел од густината на Земјината атмосфера!), сепак се набљудуваат интересни феномени. Главни формации во хромосферата се спикули, пламени плазмени јазици кои извираат од фотосферата и се издигаат до неколку илјади километри во височина. Самата хромосфера, инаку, се протега 12.000 – 15.000 km над фотосферата. Пламените јазици со поголема маса, кои се издигаат високо над површината на хромосферата, се наречени протуберанции.

Снимка на хромосферата на која се видливи спикулите

Снимка на хромосферата на која се видливи спикулите

Корона

Млазови гас, исфрлени далеку од површината на Сонцето, со температура од милион степени, ја сочинуваат короната. Короната може да се забележи за време на Сончевите затемнувања, или со специјални инструменти -коронографи.

Снимка на Сончева протуберанца, силен млаз од усвитен гас кој избива далеку над хромосферата

Снимка на Сончева протуберанца, силен млаз од усвитен гас кој избива далеку над хромосферата

Сончевата корона

Сончевата корона

 

Сподели.

Поврзани Постови