Popis, složení a vnitřní struktura Slunce

Od starověku slunce způsobilo potěšení lidem po celém světě. Není náhodou, že existovala v různých částech naší planety a na některých místech stále existují sluneční mýty a kulty, které jsou více či méně zvláštní pro uctívání Slunce. Oni hráli důležitou roli v náboženství Egypťanů, Indiánů, Indů, stejně jako podle některých učenců v slovanských náboženstvích. Nemají vybavení, které mají moderní vědci a nevědí, co je vnitřní strukturou Slunce, naši předkové pochopili, že je zdrojem života na Zemi.

Slunce je jednou z hvězd Mléčné dráhy, jediná hvězda sluneční soustavy. Podle spektrální klasifikace patří do třídy žlutých trpaslíků. Slunce není příliš horká a relativně malá hvězda, ale ve vztahu k Zemi jsou její rozměry obrovské. Ve všech bodech Slunce je stále udržována rovnováha gravitace a tlak plynu. Tyto síly působí opačným směrem. Díky svému optimálnímu poměru tedy Slunce zůstává poměrně stabilním astronomickým tělem. Složení a vnitřní struktura Slunce je v současnosti dobře studována.

Složení slunce

Slunce obsahuje přibližně 75% vodíku a 25% hélia (92,1% vodíku a 7,8% helia podle počtu atomů). Další prvky (křemík, kyslík, dusík, síra, hořčík, vápník, chrom, železo, nikl, uhlík a neon) tvoří pouze 0,1% celkové hmotnosti.

Vědci se již dlouho snažili získat představu o složení a vnitřní struktuře Slunce pomocí astronomických metod jako pozorování, spektroskopie, teoretické analýzy atd. V důsledku toho dospěli k závěru, že díky výbuchu se narodila hvězda, skládající se převážně z hélia a vodíku. Jejich vztah je proměnlivý, protože v hlubinách Slunce se vodík přemění na hélium kvůli kontinuálnímu procesu jaderné fúze. Spuštění tohoto procesu je nemožné bez extrémně vysoké teploty a velké hmotnosti nebeského těla.

Vnitřní struktura slunce

Slunce je sférické tělo v rovnováze. Ve stejných vzdálenostech od středu jsou fyzické indikátory stejné všude, ale pokud se přesouváme ze středu na referenční plochu, měníme se stabilně. Slunce má několik vrstev a jejich teplota je vyšší, než jsou blíže ke středu. Nemluvě o tom, že hélium a vodík v různých vrstvách mají různé vlastnosti.

Solární jádro

Jádro je ústřední částí Slunce. Experimentálně bylo zjištěno, že velikost solárního jádra je přibližně 25% celkového poloměru slunce a je složena z vysoce stlačených látek. Jádro hmoty - téměř polovina z celkového počtu masy slunce. Podmínky v jádru našeho svítidla jsou extrémní. Teplota a tlak dosáhnou maximálního výkonu: teplota jádra je zhruba 14 milionů K a tlak v ní dosahuje 250 miliard atm. Plyn v solárním jádru je více než 150 krát hustší než voda. Toto je přesně místo, kde probíhá termonukleární reakce, spolu s uvolněním energie. Vodík se přemění na hélium a přichází světlo a teplo, které se pak dostanou na naši planetu a dá jí život.

Ve vzdálenosti více než 30% poloměru od jádra se teplota stává méně než 5 milionů stupňů, takže jaderné reakce se téměř nikdy nedaří.

Zóna přenosu záření

Zóna radiačního přenosu je umístěna na hranici jádra. Pravděpodobně zaujímá asi 70% celého poloměru hvězdy a skládá se z horké hmoty, přes kterou se tepelná energie přenáší z jádra na vnější vrstvu.

V důsledku termonukleární reakce vyskytující se ve slunečním jádru se vytvářejí různé fotonové záření. Poté, co projdou zónou radiačního přenosu a všemi následnými vrstvami, jsou vtaženi do vesmíru a procházet se slunečním větrem, jenž dosáhne od Slunce k Zemi za pouhých 8 minut. Vědci dokázali zjistit, že fotony vyžadují přibližně 200 000 let k překonání této zóny.

Zóna radiačního přenosu není jen sluncem, ale i dalšími hvězdami. Jeho velikost a síla závisí na velikosti hvězdy.

Konvekční zóna

Konvekční zóna je poslední ve vnitřní struktuře Slunce a dalších podobných hvězdách. Je umístěn mimo zónu přenosu záření a zaujímá posledních 20% poloměru Slunce (asi třetinu hlasitosti hvězdy). Energie v něm je přenášena konvekcí. Konvekce je přenosem tepla proudy a proudy aktivním mícháním. Tento proces je jako vroucí voda. Proudy horkých plynů se pohybují na povrch a odvádějí teplo zvenčí a ochlazený plyn spěje zpět do slunce, díky čemuž pokračuje jaderná fúze. Když se blíží k povrchu, teplota látky v konvekční zóně klesne na 5800 K. Téměř všechny hvězdy mají konvekční zónu, stejně jako zónu přenosu záření.

Všechny výše uvedené vrstvy slunce nejsou pozorovatelné.

Atmosféra slunce

Nad konvekční zónou je několik pozorovatelných vrstev slunce - atmosféra. Jeho chemické složení je determinováno spektrální analýzou. Vnitřní struktura sluneční atmosféry zahrnuje tři vrstvy: fotosféru (přeloženou z řečtiny - "světlá koule"), chromosféra ("barevná sféra") a korona. V posledních dvou vrstvách dochází k magnetickým výbojům.

Fotosféra

Fotosféra je jediná vrstva slunce viditelná z naší planety. Teplota fotosféry je 6000 K. Svítí bílým a žlutým světlem. Střední část této vrstvy je považována za podmíněný povrch Slunce a slouží k výpočtu vzdáleností, tj. Počítání výšky a hloubky.

Tloušťka fotosféry je asi 700 km, skládá se z plynu a vyzařuje sluneční záření, které se dostává na Zemi. Horní vrstvy fotosféry jsou chladnější a méně vypouštěné než nižší. Vlny vznikající v konvekční zóně a fotosféře přenášejí mechanickou energii do překrývajících se oblastí a ohřívají je. V důsledku toho je horní část fotosféry nejchladnější - asi 4500 K. Na obou stranách se teplota rychle zvedá.

Chromosféra

Chromosféra je velmi vzácná vzdušná obálka slunce po fotosféře, sestávající převážně z vodíku. Díky své mimořádné jasnosti je vidět pouze při úplném zatmění slunce. Slovo "chromosféra" v řečtině znamená "malovanou kouli". Když měsíc zakryje slunce, chromosféra se díky přítomnosti vodíku stává růžovou. Tato vrstva je chladnější než předchozí, protože její hustota je nižší. Teplota plynů v horních vrstvách chromosféry je 50 000 K.

V nadmořské výšce 12 000 km nad fotosférou se řada vodíkového spektra stává nerozeznatelnou. Mírně vyšší zastoupení vápníku. Jeho spektrum končí po dalších 2000 km. Čím dál od povrchu slunce je teplejší a více vypouštěný plyn.

Crown

Nad výškou 14 000 km nad fotosférou začíná koruna - třetí vnější plášť Slunce. Koruna se skládá z energetických erupcí a prominentů - speciálních plazmových formací. Jeho teplota se pohybuje od 1 do 20 milionů K, existují také koronální díry o teplotě 600 tisíc K, odkud vychází sluneční vítr. Počínaje dnem se zvyšuje teplota a v nadmořské výšce 70 000 km od povrchu Slunce začíná klesat.

Horní hranice koruny ještě nebyla stanovena, stejně jako přesná příčina neobvykle vysoké teploty. Stejně jako chromosféra je sluneční koróna viditelná pouze při zatmění nebo při použití speciálního zařízení. Solární koróna je silným zdrojem trvalého rentgenového záření a ultrafialového záření.

K dnešnímu dni lidstvo vědí hodně o vnitřní struktuře Slunce ao procesech, které se v něm vyskytují. Objasnění jejich povahy výrazně usnadnilo technický pokrok. Získáním poznatků o Slunci lze získat představu o jiných hvězdách. Ale protože člověk může jen pozorovat Slunce z dálky, stále má mnoho nevyřešených záhad.