Слънце

Лексикон на астрономията: Слънце

Слънцето е тялото с най-голяма маса в Слънчевата система и по този начин доминира в движенията на всички тела в Слънчевата система. Слънцето също дава живот, защото неговото електромагнитно излъчване осигурява на земята топлина. Следователно те също се наричат наши Централна звезда.

Гравитация на слънцето

Строго погледнато, слънцето не е точно в центъра на Слънчевата система, защото маси се въртят около общия си център на тежестта. Центърът на тежестта на Слънчевата система е много близо до слънцето (дори в рамките на неговата повърхност), защото е толкова масивен.
Доминиращото гравитационно поле на слънцето влияе значително върху движенията на планети, астероиди, комети и други, много по-малки небесни тела. Гравитонът на слънцето обикновено може да бъде добре описан с теорията за гравитацията на Нютон - само най-вътрешната планета Меркурий показва отклонения (Перихелион), които изискват обща теория на относителността. За да го кажем релативистично, тогава ще трябва да говорим за слънчево, извито пространство-време.

Ти си моята звезда

Но слънцето е и много специално сред всички тела в Слънчевата система: Слънцето е звезда, т. Е. Колекция от горещ, йонизиран газ, който е значителен чрез процеси на термоядрен синтез Лъчисти енергии освобождава. Останалите тела в Слънчевата система също излъчват основно топлинна радиация, но слънцето е единственото тяло, което получава радиационната енергия от сливането на леки атомни ядра. Това е най-яркото небесно тяло.
Юпитер, например, е второто най-тежко тяло в Слънчевата система (0,001 слънчеви маси), но излъчва повече топлинна радиация (която получава от компресията на газ), отколкото получава от слънцето.

Слънцето е най-близката звезда до земята: разстоянието му до земята е средно около 150 милиона километра, разстояние, което е получило име в астрономията: Астрономическа единица (Немски AE, съкратено internat. AU). Тази скала е типична за дължините в планетарните системи и се използва и за екстрасоларни планети.

Фази, Mofi & Sofi

Слънчевата радиация причинява различни светлинни ефекти в слънчевата система: Това създава характерни Фази на вътрешните планети (Меркурий и Венера), в зависимост от тока, относителното положение между слънцето, земята и вътрешната планета. Земната луна също показва тези фази по същата причина, която ние познаваме като новолуние, фаза на кола маска, пълнолуние и фаза на затихване.
Има и много специални светлинни явления, като слънчевото затъмнение и лунното затъмнение. Астрономически става въпрос за тривиални сенки, хвърлени между небесните обекти, които, гледани на определени места, карат небесните тела да „изчезнат“: В Слънчево затъмнение Ако новолунието стои между линията, свързваща слънцето и земята, лунната сянка удря земята и една в областта на умбрата (която измерва около 200 км на земната повърхност) обща сума Слънчево затъмнение, едно в полусянката частично Слънчево затъмнение. В лунно затъмнение от друга страна, в момента Луната се намира в земната тънка и изглежда червена поради разпръснатата по земята слънчева светлина.

Слънчева физика

От гледна точка на астронома, слънцето, разбира се, е късмет не само защото на първо място направи живота възможен, но и защото е най-близката звезда до земята и следователно идеален обект за изследване за Звездна физика е. Темите на изследванията в слънчевата физика са физическите свойства на слънцето, както и произхода и развитието на слънцето. Нашата централна звезда предлага възможността да изследва доста незабележим представител на звездния род. В хода на звездната физика, когато все повече и повече звезди в близост до слънцето също могат да бъдат описани с физически параметри, стана ясно, че слънцето не е нито особено голямо и тежко, нито особено горещо или светещо.

Структура на слънцето

Слънчево ядро

The Слънчев интериор се състои от гореща, радиационно ядро, в които протичат процесите на синтез. Тук се генерират фотоните, които се нуждаят от относително дълго време, за да пътуват през вътрешността на слънцето, тъй като се разпръскват и излъчват отново (пренос на радиация). Тогава т. Нар. Също се затваря вътре Водородна конвекционна зона в. Дебелината им е около 1/10 от слънчевия радиус. Тук циркулацията на газовите маси е ефективен механизъм за пренос на енергия: мехурчетата горещ газ се издигат със скорост от няколко километра в секунда, докато охладените газови маси потъват (аналогично на конвекцията в земната атмосфера).

Фотосфера

Този процес създава характеристиката гранулиране слънчевата повърхност, зърно в конвекционни клетки (Гранули) с типичен диаметър около 1400 км, които имат среден експлоатационен живот само до 10 минути. Температурната разлика между гранулите и междузърнестите области е около 300 К. Гранулирането е самоподобно на Супер гранулиране на много по-големи скали с дължина от около 30 000 км: те имат по-дълъг живот в диапазона от около 30 часа.
Гранулирането може да се наблюдава на повърхността на слънцето, област, известна като фотосфера. Това всъщност е слой с дебелина само около 100 до 200 км. Името си дължи на факта, че фотоните, които наблюдаваме, идват от тази обвивка. Това е само видимият диск на слънцето.

Хромосфера

Над него се намира хромосферата с дебелина около 10 000 км. При слънчевите затъмнения изглежда червен (откъдето идва и името му: grch. хромоси означава цвят). Този нехомогенен регион е подобен на пламък Спикули на ивици. В т.нар Flash Spectra можете за кратко спектроскопски да хромосферата преди и след пълното слънчево затъмнение (2-ри и 3-ти контакт). За тази цел соларните изследователи избират подходящи емисионни линии на водород и калций.

корона

Короната е най-външният слой на слънцето и се появява при пълни слънчеви затъмнения като известния ореол, откъдето идва и името му (dt. „Crown“). Короната има изключително ниска плътност на частиците (10 8 частици на кубичен сантиметър); удивителното при короната е, че идва с нея 2 до 5 милиона градуса е в пъти по-гореща от повърхността на слънцето (само около 6000 K)! Това дълго остава загадка Подгряване на короната може да обясни магнитохидродинамиката (MHD): MHD вълните проникват в короналната област от слънчевата плазма. Там магнитните полета с противоположна полярност се унищожават (Повторно свързване). Какво се случва с енергията, която се съхранява в магнитното поле? Е, тя се превръща в кинетична енергия, а именно топлинна енергия на частиците в короната. Високите температури се обясняват с магнитни ефекти.

The K-корона показва континуум (следователно К), което се причинява от разсейването на фотосферни фотони върху горещи коронални електрони.
The F-корона показва известният Линии на Фраунхофер (Следователно F.), Абсорбционни линии, които доведоха до откриването на нов елемент: хелий (grch. helios: Слънце), който е открит едва по-късно на земята. Линиите остават остри, защото разсейването във F-короната се извършва върху бавни прахови частици.
The L-корона съставлява само 1% от общата коронална радиация и се състои от няколко емисионни линии, особено тези от желязо и калций. Това е действителният „пръстов отпечатък“ на короновото лъчение или коронарната материя.

физически данни за слънцето

Маса: Msol = 1,989 × 10 30 kg. Това количество определя основния масов мащаб в астрофизиката, Слънчева маса.
Слънчев радиус: Rsol = 6,96 × 10 5 км
Слънчева повърхност: 6.09 × 10 18 m 2
Слънчев обем: 1,41 × 10 27 m 3
Слънчева константа (плътност на потока на слънчевата радиация, интегрирана във всички честоти): S = 1,37 kW m -2
Светимост (продукт на слънчевата константа и слънчевата повърхност; но също така следва от слънчевия радиус и ефективната температура): Lsol = 3,853 × 10 26 W = 3,853 × 10 33 erg/s
Рентгенова яркост: 4.7 × 10 27 erg/s (максимум), 2.7 × 10 26 erg/s (минимум)
средна плътност на газа (коефициент на слънчевата маса и слънчевия обем): 1 408 g cm -3
Ефективна температура (слънце като радиатор Planck, закон T 4): Teff = 5780 K
Спектрален тип (получен от температурата на повърхността): G2V, а жълто джудже
привидна визуална яркост: mV = -26,7 mag
абсолютна визуална яркост: MV = 4,87 маг
Гравитационно ускорение на повърхността: Gзол = 274,0 m/s 2 = 27,93 G (G: средно ускорение поради гравитацията)
силно променлив по отношение на времето и пространството Магнитно поле с 10 -4 T средна якост и 1 T силна, местни накрайници!
средна скорост на бягство на повърхността: vesc = 617,7 km s -1
време на сидерично въртене на средни ширини: 2.1928 × 10 6 s = 23.38 d (диференциално въртене)
Наклон на слънчевата екваториална равнина спрямо еклиптиката: 7 градуса 15 минути
Средно разстояние от слънцето до земята: 149,597870 × 10 6 км = 1 AU. Астрономическата единица AU е основна единица за дължина за мащабни скали в Слънчевата система.
Металност (честота на метала спрямо неметалите): 2%

(Източници на данни: Студентски момчета астрономия, Състояние 1989 г. и изчислено; LX изключен Peres et al. ApJ 528, 537, 2000)

Звездна еволюция на слънцето

От звездно-еволюционна перспектива слънцето е в настоящата си фаза на основната последователност, върху която ще остане няколко милиарда години. След това следва етапът на червения гигант. Централният процес на термоядрен синтез е pp верига, докато цикълът на CNO играе само незначителна роля (дял от 3% в производството на хелий). След около пет милиарда години, когато водородът за процесите на синтез вътре се изчерпи, слънцето ще отблъсне външните си черупки и ще се обедини като стабилна крайна конфигурация Бяло джудже около половината от масата на Слънцето. вляво, което е вградено в цветна планетарна мъглявина. Дотогава най-късно слънчевите дни в нашата слънчева система са преброени.

Модели на слънцето

Слънчев вятър и полярни светлини

Също така силното излъчване на частици на слънцето, Слънчев вятър, се причинява от магнитохидродинамични вълни (усукващ влак Alfv? n вълна, TAWT), които се изнасят от слънчевата повърхност и отнасят слънчевата плазма в процеса. Това създава типични, сводести структури (цикли), които в крайна сметка се спукват и освобождават плазмата в междупланетната среда. Но по-слабо свързаните коронални частици също дифузират в междупланетното пространство. Ако кинетичната енергия на частиците е достатъчно голяма, те дори могат да достигнат земята. След това те се улавят от земната магнитосфера и извикват цветните Северно сияние възникнали. Това се прави за предпочитане при магнитните (а не географски!) Полюси на земята, тъй като там диполоподобното магнитно поле под формата на фуния не може да блокира заредените частици.

Слънцето като рентгенов излъчвател

Измереното Рентгеново излъчване от слънцето се дължи на топлинно излъчване на короната и изригвания, както и на тормозно излъчване, което се генерира от спирачни плазмени частици (например в слънчево магнитно поле).

екзотични частици от слънцето?

Слънцето може да излъчва екзотична форма на много леки частици: хипотетичните аксиони. Някои физици предполагат, че те могат да бъдат създадени от фотони чрез трептения (Primakoff ефект) и се откриват в земните аксионни хелиоскопи. За нефизиците следното със сигурност звучи зле: Аксионите са псевдоскаларни бозони Nambu-Goldstone, които нарушават хиралната симетрия на Peccei-Quinn (област на квантовата хромодинамика). Би било от голямо значение за физиката на частиците и космологията да се знае дали този ефект на Примаков всъщност се осъществява в природата.

Може да се интересувате и от: Spektrum - Die Woche: 48/2020