Kijkend naar de ster, die onze planeet miljarden jaren heeft verwarmd en verlicht, realiseren weinigen van ons dat we een werkende natuurlijke thermonucleaire reactor hebben. Een dergelijke formidabele en beangstigende vergelijking hangt samen met de aard van de zon, die door zijn oorsprong en compositie een typische ster van onze melkweg is. Ondanks het feit dat de processen die op de Zon plaatsvinden, niet levengevend kunnen worden genoemd, brengt deze ster ons leven.
Wat is de zon?
Waarom is de zon, een ster die lijkt op miljarden anderen in de Melkweg, zo geïnteresseerd in astrofysici en nucleaire wetenschappers? Feit is dat dit de meest nabije ster voor ons is, waardoor we de essentie kunnen begrijpen van de processen die woeden in het universum vanaf het moment van zijn geboorte. Nadat we de zon hebben bestudeerd, zullen we begrijpen wat de sterren zijn, hoe ze leven en hoe dit briljante spektakel eindigt. Andere sterren, vanwege hun aanzienlijke afstand tot ons zonnestelsel, kunnen ons niet de eigenaardigheden van hun uiterlijk tonen.
Onze ster is het centrale object van het zonnestelsel, waaromheen acht planeten, asteroïden en dwergplaneten, kometen en andere ruimtevoorwerpen in hun banen draaien. De zon behoort tot de sterren van de G-klasse in overeenstemming met de Harvard-classificatie. In overeenstemming met de classificatie van Angelo Secchi is de zon, net als Arcturus en Capella, een gele dwerg van klasse II. In tegenstelling tot andere sterren, gelegen in tientallen, honderden lichtjaren van onze planeet, bevindt onze ster zich bijna naast de deur. De aarde is 150 miljoen km van de zon gescheiden - een verwaarloosbare afstand vergeleken met de enorme afstanden die in het universum heersen.
De dichtstbijzijnde ster van de zon, Proxima Centauri, de rode dwergster, bevindt zich op 4 lichtjaar afstand. We zijn ver verwijderd van nevels en sterrenhopen, die de meest turbulente gebieden van de melkweg zijn. Deze regeling zorgt voor de stille beweging van de zon in zijn baan gedurende 14 miljard jaar, sinds het Melkwegstelsel en ons heelal als geheel werden gevormd. De snelheid van de ster in een baan rond het galactische centrum is 200 km per seconde.
Volgens de normen van de aarde is 150 miljoen kilometer een lange afstand. Maar zelfs op zo'n afstand voelen we de warmte die uit de zon straalt volledig. Het licht van onze ster komt tot ons gedurende 8 seconden en blijft onze planeet verwarmen en verlichten. Het gaat allemaal om de grootte van onze ster. Ondanks het feit dat onze ster behoort tot normale sterren met een gemiddelde massa, is de massa ervan meer dan 700 keer de massa van alle hemellichamen van het zonnestelsel. De grootte van de zonneschijf van vandaag is gedefinieerd en bedraagt 1 miljoen 392 duizend 20 km. Dit is 109 keer de diameter van de aarde.
De oorsprong van de zon, zijn leven en dood
Onze ster werd meer dan 4-5 miljard jaar geleden samen met andere sterren geboren. De gaswolk, die werd gevormd als gevolg van kosmische cataclysmen van enorme omvang, werd het geboortehuis voor de zon. Volgens één versie verschenen er wolken gas als gevolg van de oerknal, die de ruimte schudde. Qua samenstelling bestond gas- en stofwolk voor 99% uit waterstofatomen. Slechts 1% kwam van heliumatomen en andere elementen. Het geheel van elementen onder invloed van de zwaartekracht kreeg de nodige impuls en begon zich stevig samen te persen tot één substantie.
Hoe sneller de massa groeide, hoe sneller de rotatiesnelheid werd. Atomen werden gecombineerd om grote verbindingen te vormen, waarbij moleculaire waterstof en helium werden gevormd. Als een resultaat van fysische processen en snelle rotatie, werd een bolvormige formatie gevormd in het midden van de wolk. Er verscheen een protoster - de oudste vorm die voorafgaat aan de daaropvolgende vorming van een volwaardige ster. De aanvankelijke hoeveelheid kosmisch gas overschreed de huidige grootte van ons zonnestelsel. In de toekomst, onder invloed van de zwaartekracht, begon stellaire materie te krimpen, waardoor de massa van de toekomstige ster toenam.
Samen met een afname in de grootte van de protoster, nam de druk in de stellaire substantie toe. Dit leidde op zijn beurt tot een snelle toename van de temperatuur in de gasformatie. Hoge dichtheid en temperatuur van 100 miljoen Kelvin lanceerde het proces van thermonucleaire fusie van waterstof.
Thermonucleaire reactie genereert een enorme hoeveelheid warmte- en lichtenergie, die zich vanuit de binnenste delen van de zon naar het oppervlak verspreidt. Elke seconde verdampt meer dan 4 miljoen ton van zijn oppervlakte in de open ruimte. Aangezien onze ster al meer dan een miljard jaar bestaat en blijft schijnen zonder zichtbare en belangrijke veranderingen, kunnen we concluderen dat de waterstofreserves van onze zon enorm zijn. Wanneer deze reserve is uitgeput, blijft het alleen maar om te raden, door wiskundige berekeningen te maken. Te oordelen naar de berekeningen van wetenschappers, zal de Zon nog steeds een dozijn miljard jaar warm blijven en schijnen, totdat de voorraad thermonucleaire brandstof opraakt.
Naarmate de intensiteit van thermonucleaire processen afsterft, begint de laatste fase van het leven van de ster. De dichtheid van de ster zal afnemen, maar de grootte zal aanzienlijk toenemen. In plaats van een gele dwerg zal de zon een rode reus worden. Als we dit stadium hebben bereikt, zal onze ster de hoofdreeks verlaten en rustig op zijn dood wachten. De mensheid kan niet wachten op de finale van dit drama, omdat de gigantische Rode Zon bijna al het leven op onze planeet met zijn vuur zal vernietigen. Het oppervlak van een grote rode schijf kan worden opgewarmd tot een temperatuur van 5800 K. De straal van de zon wordt 250 keer groter dan de huidige waarden.
Geleidelijk zal de oppervlaktetemperatuur afnemen en zal de ster in omvang toenemen. De helderheid neemt ook merkbaar toe, met 2700 keer de huidige helderheid. De eersten die verdwijnen zijn Mercurius en Venus. Planeet Aarde zal onvermijdelijk in tientallen miljarden jaren ophouden te bestaan. De atmosfeer van de planeet zal verdwijnen onder invloed van de zonnewind, het water zal verdampen en het oppervlak van de planeet zal veranderen in een blok hete stenen.
In deze fase blijft onze ster enkele tientallen miljoenen jaren bestaan. Nadat de temperatuur in het centrum van de zonnekern 100 miljoen Kelvin heeft bereikt, begint het proces van het verbranden van helium en koolstof. Een nieuwe ronde kettingreacties doet eindelijk de zon op. De sterk gereduceerde massa van de ster zal de buitenste schil niet kunnen vasthouden, welke pulserende thermonucleaire processen in de ruimte zullen verdwijnen. In plaats van een rode reus, vormt zich een planetaire nevel, in het midden waarvan de kern van de voormalige ster, een witte dwerg, zal blijven. Met andere woorden, in tientallen miljarden jaren zal onze gastvrije ster veranderen in een klein, dicht en verhit object ter grootte van onze planeet. In deze staat zal de ster vrij lang blijven, langzaam sterven en smeulen.
Structuur en structuur van de zon
De nabijheid van de Zon geeft u een idee van de structuur en structuur ervan, om informatie te verkrijgen over hoe deze natuurlijke fusiereactor werkt en welke processen erin plaatsvinden. Het is interessant om de structuur te demonteren, die uit de volgende componenten bestaat:
- kern;
- stralingsenergiezone;
- convectieve zone;
- tachocline.
Start vervolgens de lagen van de zonnesfeer:
- fotosfeer;
- chromosfeer;
- protuberansen.
De ster is geen vaste stof, vanwege het feit dat we te maken hebben met een heet gas, stevig samengedrukt tot een bolvormig gebied. Bij dergelijke temperaturen is het bestaan van elke stof in vaste vorm fysiek onmogelijk. Het felle licht en de warmte die de zon uitstraalt, zijn het resultaat van dezelfde processen die iemand tegenkwam bij het maken van een atoombom. ie materie onder invloed van enorme druk en hoge temperaturen wordt omgezet in energie. De belangrijkste brandstof is waterstof, dat in de zon 73,5-75% is, dus de belangrijkste warmtebron is het thermonucleaire kernversmelting van waterstof, voornamelijk geconcentreerd in de kern, het centrale deel van de ster.
De zonnekern heeft een zonnestraal van ongeveer 0,2. Het is hier dat de hoofdprocessen gaan, waardoor de Zon leeft en de omliggende ruimte voorziet van licht en kinetische energie. Het proces van stralingsenergieoverdracht van het centrum van de ster naar de bovenste lagen wordt uitgevoerd in de stralingsoverdrachtszone. Hier worden fotonen die van de kern naar het oppervlak aspireren gemengd met deeltjes geïoniseerd gas (plasma). Hierdoor wordt energie uitgewisseld. In dit deel van de zonnekaart is er een speciale zone - de tachocline, die verantwoordelijk is voor de vorming van het magnetisch veld van onze ster.
Dan begint het meest grootschalige gebied van de zon - de convectieve zone. Dit gebied is bijna 2/3 van de zonnediameter. Alleen de straal van de convectieve zone is bijna gelijk aan de diameter van onze planeet - 140 duizend kilometer. Convectie is een proces waarbij een dicht en verhit gas gelijkmatig wordt verdeeld over het gehele inwendige volume van een ster naar het oppervlak, waarbij hitte wordt afgegeven aan de volgende lagen. Dit proces vindt continu plaats en is te zien door het oppervlak van de zon te observeren met een krachtige telescoop.
Op de grens van de interne structuur en atmosfeer van de ster bevindt zich de fotosfeer - een dunne, slechts 400 km diepe schaal. Dat is wat we zien in onze observaties van de zon. De fotosfeer bestaat uit korrels en is heterogeen in zijn structuur. Donkere vlekken worden vervangen door heldere delen. Een dergelijke heterogeniteit wordt geassocieerd met verschillende perioden van afkoeling van het oppervlak van de zon. Wat betreft het onzichtbare deel van het spectrum van het oppervlak van ons licht, in dit geval hebben we te maken met de chromosfeer. Dit is een dichte laag van de atmosfeer van de zon en kan alleen worden gezien tijdens een zonsverduistering.
De interessantste zonnevoorwerpen ter observatie zijn protuberansen, die eruit zien als lange vezels, en de zonnecorona. Deze formaties zijn gigantische emissies van waterstof. Er zijn prototypen en bewegen langs het oppervlak van de zon met een enorme snelheid - 300 km / sec. De temperatuur van deze lussen overschrijdt het merkteken van 10 duizend graden. De zonnecorona is de buitenste laag van de atmosfeer, die meerdere malen groter is dan de diameter van de ster zelf. De exacte grens van de zonnecorona is dat niet. De zichtbare grens is slechts een deel van deze geweldige opleiding.
De laatste fase van zonneactiviteit is de zonnewind. Dit proces houdt verband met de natuurlijke uitstroming van stellaire materie door de buitenste lagen naar de omringende ruimte. De zonnewind bestaat voornamelijk uit geladen elementaire deeltjes - protonen en elektronen. Afhankelijk van de cyclus van zonneactiviteit kan de windsnelheid van de zon variëren van 300 km per seconde tot het merkteken van 1500 km / sec. Deze substantie is verspreid over het zonnestelsel en beïnvloedt alle hemellichamen van onze nabije ruimte.
Andere sterren in de hoofdreeks hebben ongeveer dezelfde structuur. Andere hemellichamen die we aan de nachtelijke hemel zien, kunnen een andere structuur hebben. Verschillen kunnen alleen bestaan in de massa van de ster, wat in dit geval een sleutelfactor is voor stellaire activiteit.
Kenmerken van onze ster
Zoals alle normale sterren, waarvan de meerderheid in het universum, is de zon het hoofddoel van ons planetaire systeem. De enorme massa van de ster en zijn afmetingen zorgen voor een evenwicht tussen de zwaartekrachten en zorgen voor een ordelijke beweging van hemellichamen eromheen. Op het eerste gezicht is onze ster niets bijzonders. De laatste jaren zijn er echter een aantal ontdekkingen gedaan die het mogelijk maken om het unieke van de zon te bevestigen. De zon produceert bijvoorbeeld een orde van grootte minder straling in het ultraviolette bereik dan andere sterren van hetzelfde type. Een ander kenmerk is de staat van onze ster. De zon behoort tot variabele sterren, maar in tegenstelling tot haar zusters in de ruimte, die variëren in intensiteit en helderheid van licht, blijft onze ster schijnen met een gelijkmatig licht.
Het geeft ook een enorme hoeveelheid energie vrij, waarvan slechts 48% zichtbaar is. Onzichtbaar voor het menselijk oog vormt infraroodstraling 45% van de energie van de zon. Van alle enorme hoeveelheden zonnestraling ontvangt onze planeet absoluut kruimels, ongeveer een half miljardste deel, maar dit is genoeg om het evenwicht te bewaren tussen de omstandigheden die op aarde zijn gecreëerd.
conclusie
Het schatten van de gegevens over de tot nu toe verkregen Zon, kan niet worden gezegd dat we de aard van onze ster grondig kennen. Alle ideeën over de structuur en structuur van de zon zijn gebaseerd op wiskundige en fysieke modellen die door de mens zijn gemaakt. Analyse van de processen die plaatsvinden in onze ster en op het oppervlak ervan stelt ons in staat een verklaring te vinden voor de processen en verschijnselen die zich op onze planeet voordoen. De zon is niet alleen een generator van energie die onze planeet verwarmt, maar ook de krachtigste bron van radio-uitzending en elektromagnetische golven die de biosfeer van de aarde beïnvloeden. Elke verandering in de activiteit van de zon reflecteert onmiddellijk op de toestand van het klimaat op aarde en ons welzijn.
