Слънцето

1. Слънцето • Слънцето е най-обикновена звезда от спектрален клас G2, една от над стоте милиарда звезди в нашата галактика. •         диаметър:                       1 390 000 km        маса:                                 1.98е30 kg        температура:        5800 K (повърхност)                                    15 600 000 К (ядро) • Слънцето е най-големия обект в Слънчевата система - неговата маса е 99.8% от общата маса на цялата система (по-голямата част от остатъчната маса се пада на Юпитер). Нашата звезда присъства в много митологии: гърците го наричали Хелиос, а римляните Сол.

2. Строеж на Слънцето Тя е разделена на четири слоя в зависимост от различните процеси в тях. Ядрото се простира до 0.3 слънчеви радиуса от центъра на Слънцето. Температурата и плътността там са достатъчно високи (~15x107С; 160g/cm3), за да се извърши термоядрен синтез - сливане на четири водородни ядра (протони) в едно хелиево (алфа частица). Масата на алфа частицата е с 0.7% по-малка от масата на четирите протона. Именно тази разлика на масите (т.нар. "дефект на масата") се превръща в енергия според знаменитата формула на Айнщайн: Е=mc2. Всяка секунда 5 милиона тона водород изчезват под формата на чиста енергия, която се излъчва в две форми - електромагнитна радиация (гама лъчи) и частици (в частност неутрино). Вътрешна зона

3. Слънчева повърхност • По-голямата част от енергията, която получаваме от Слънцето във видима (бяла) светлина се излъчва от фотосферата (от гръцки "сфера на светлината"). Фотосферата е най-плътната част от слънчевата атмосфера, с дебелина около 500 km. Тя е един от най-хладните региони на Слънцето (60000 C), затова само малка част (0,1 процент) от газа е йонизиран. Когато наблюдаваме центъра на слънчевия диск, виждаме по-горещи и по-ярки райони, а ако насочим поглед към краищата на диска (слънчевия лимб), гледаме през по-горните и по-хладни райони. Температурата спада от 6 0000 С до 4 5000 С. Това обяснява потъмняването на лимба. Върху слънчевата повърхност се наблюдават заоблени образувания - гранули, които напомнят оризови зърна. Те са върхове на конвективни клетки от по-долния слой на Слънцето. Слънчевите петна се появяват между гранулите, на местата, където магнитните примки пробиват фотосферата. Визуално петната изглеждат като черни области върху слънчевия диск, поради контраст - те са по-хладни (4 300 - 4 700 K) в сравнение с околната среда (5 770 K). Причина за охлаждането на слънчевите петна е силното магнитно поле в тях, което препятства издигането на горещия газ. Слънчевите петна се появяват най-често по двойки, обикновено се развиват в групи, които съществуват от няколко дни до няколко месеца. Едно добре развито слънчево петно е съставено от тъмно ядро (сянка) обкръжено от по-светла полусянка, в която се наблюдават радиално разположени светли жилки на изтичащо навън вещество. Често слънчевите петна са обкръжени от ярки образувания - факели, които се виждат най-добре близо до лимба. Факелите траят средно няколко часа

4. Слънчева атмосфера • Хромосферата може да се види в продължение на няколко секунди по време на пълно слънчево затъмнение, като червена светлина около лунния диск. Този характерен цвят дава името й (от гръцки "хрома" означава цвят). По-голямата част от излъчването на хромосферата е в червената емисионна линия на водорода Налфа., затова тя може да бъде наблюдавана именно в тази линия. Хромосферата има дебелина около 12 000 км, а температурата и нараства до 15 000 К. За изследване структурата на хромосферата, често се използват филтри, които пропускат К-линията на йонизирания калций. Така се забелязва т.н. хромосферна мрежа, която съответства на очертанията на по-големи и по-дълбоко разположени в конвективната зона клетки, наречени супергранулационни. Върховете на тези клетки, наблюдавани в хромосферата са известни като супергранули

5. Слънчева корона Слънчевата корона представлява най-външните слоеве на слънчевата атмосфера. Тя е с много малка плътност (10-15-10-17 g/cm3) и се простира на разстояние до 30 - 40 слънчеви радиуса. Короната, може да бъде видяна с невъоръжено око само по време на пълно слънчево затъмнение като бисерно-бяла структура, простираща се до 2 слънчеви радиуса. Това е така наречената "вътрешна корона". Извън затъмнение короната на Слънцето се фотографира с помощта на телескоп - коронограф, но най-добрите нейни снимки се правят по време на пълно слънчево затъмнение. Температурата в слънчевата корона "скача" от няколко десетки хиляди до няколко милиона градуса по Келвин. Поради тази висока температура, слънчевата корона излъчва високо-енергетична радиация и може да бъде наблюдавана и изследвана в Х-лъчи. Слънчевата корона променя своята форма, размери, интензивност и разположение на лъчите в зависимост от степента на слънчевата активност

6. Слънчевите избухвания са внезапни, бързи и интензивни изменения в яркостта - експлозии в слънчевата атмосфера. Те се регистрират, когато магнитната енергия в слънчевата атмосфера внезапно нарасне. Радиацията се излъчва на практика в целия електромагнитен спектър - от радиовълните до гама-лъчите, като силно нараства ултравиолетовото и рентгеновото излъчване. Отделеното количество енергия е еквивалентно на милиони 100-мегатонни водородни бомби, експлодиращи едновременно. Когато магнитната енергия се освобождава, частиците (електрони, протони и тежки ядра) се нагряват и ускоряват в слънчевата атмосфера до скорости близки до скоростта на светлината. Температурата в огнището на избухване достига 10-20 милиона К. Слънчевите избухвания имат продължителност от няколко секунди до няколко часа. Бързото и внезапно отделяне на енергия все още е загадка за учените. Слънчеви избухвания

7. Слънчева активност • Отделянето на слънчевата енергия във нейните форми - електромагнитно лъчение и вещество (слънчев вятър, енергетични частици) не е еднакво. То се променя с времето и зависи от позициите върху Слънцето. Тези промени се наричат слънчева активност. Явленията на слънчевата активност ( петна, факели, протуберанси, избухвания, CMEs) се развиват в т. нар. активна зона, основа на която са групите слънчеви петна. За тях има най-дълъг наблюдателен ред, което е помогнало да се установят пространствено-временните закономерности на слънчевата активност.В 1844 г. немският любител-астроном Х.Швабе открива периодичност в петнообразувателната дейност на Слънцето, на базата на 10 годишен труд. В следващите години Р.Волф, директор на обсерваторията в Берн, установява, че броят на слънчевите петна се променя циклично със среден период 11,1 години.(Първи закон на слънчевата петнообразувателна дейност.)Това е основният цикъл на слънчевата активност. Волф въвежда формулата: W=к.(10g+f), където g е броят на групите петна за деня, f- общият брой на петната във всички групи, k-наблюдателен коефициент. Графиката представя изменението на средногодишните числа на Волф до 2 000 г.

8. Бъдещето на Слънцето • Слънцето е извървяло почти половината път от своя живот и няма да се промени значително в следващите 5 милиарда години. Когато водородът в ядрото му изцяло се превърне в хелий, ще се наруши балансът между силата на гравитацията, (която привлича слънчевата маса към центъра) и силата на газовото налягане, която и противостои. Централната зона на Слънцето ще започне да се свива и нагрява, докато външните му части ще се разширяват и охлаждат. Слънцето ще се превърне в по-ярка, по-студена и по-голяма звезда - червен гигант. Накрая когато се изчерпат всички източници на енергия, Слънцето ще се превърне в малък, плътен и горещ обект - бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина. Бялото джудже ще има маса равна на половината от първоначалната маса на Слънцето и чудовищна плътност - 2 тона в кубически сантиметър. Бялото джудже ще изстива бавно след което ще се превърне в черно джудже.