Сонце

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Сонце

Сонцето (латински: Sol), е ѕвезда од класата на жолти џуџиња која се наоѓа во центарот на сончевиот систем. Земјата и друга материја (вклучувајчи други планети, астероиди, метеороиди, комети и космичка прашина) орбитираат околу Сонцето[1], кое самото претставува 98,6% од целовкупната маса на сончевиот систем, а тежи околу 200.000 пати повеќе од Земјата. Растојанието меѓу Сонцето и Земјата е приближно 149.600.000 километри и неговата светлина го минува ова растојание за 8,3 минути. Енергијата од Сонцето, во форма на сончева светлина, го одржува скоро целиот живот на Земјата преку фотосинтеза[2] и ја управува земјината клима и време.

Површината на Сонцето се состои од водород (околу 74% од неговата маса, или 92% од неговиот волумен), хелиум (околу 24% од масата, 7% од волуменот) и мали количини на други елементи, вклучувајќи железо, никел, кислород, силициум, сулфур, магнезиум, јаглерод, неон, калциум и хром[3] . Сонцето има G2V ѕвездена класа. G2 значи дека има површинска температура од приближно 5.780 К (5.500 °C), давајќи му бела боја која често заради атмосферското прекршување изгледа жолто кога се гледа од површината на Земјата.

Кога ќе почне да го снемува водородното гориво на Сонцето , тоа ќе прерасне во многу поголема и посјајна ѕвезда наречена црвен џин. Тоа на крај ќе ги отфрли своите надворешни слоеви во вселенскиот простор. Од сонцето тогаш ќе остане само мошне густа ѕвезда наречена бело џуџе пред конечно да се излади и да изгасне и да стане црно џуџе.

Јадро[уреди]

Јадрото на Сонцето е најважниот дел од него. Тоа е како мотор. Тој ја дава светлината, и тој ги дава тие честички внатре во Сонцето. Секогаш кога Сонцето свети, испушта енергија околу милион атомски бомби.Јадрото на Сонцето се смета дека се протега од центарот до 0,2 до 0,25 сончеви радиуси. Густината изнесува од 150 g/cm3 (150 пати повеќе од густината на водата на Земјата), а температурата изнесува приближно 13 600 000 К (додека на површината на Сонцето изнесува околу 5 800 К). Неодамнешна анализа на SOHO мисијата е наклонета кон побрзата стапка на ротација во јадрото отколку во остатокот од зоната на радијација. Во поголемиот дел од постоењето на Сонцето енергијата се добива со нуклеарна фузија преку серија чекори наречени р-р (протон-протон); овој процес го претвора водородот во хелиум. Помалку од 2% од хелиумот создаден во Сонцето доаѓа од CHO циклусот. Јадрото е единственото место во Сонцето кое што произведува значително количество на топлина преку фузија: остатокот од ѕвездата се загрева со енергија која што се пренесува надвор од јадрото. Севкупната енергија добиена со фузија во јадрото мора да патува преку многу последователни слоеви до сончевата фотосфера пред да се ослободи во вселената како сончева светлина или кинетичка енергија на честичките.

Р-р низата се појавува околу 9.2 × 1037 пати секоја секунда во јадрото на Сонцето. Бидејќи оваа реакција користи четири протони, претвора околу 3.7 × 1038 протони (водород јадро) во хелиум јадро секоја секунда. Бидејќи при претворањето на водородот во хелиум се ослободува околу 0,7% од претворената маса како енергија, Сонцето ослободува енергија на стапка од 4, 26 милиони метрички тони во секунда за време на претворањето на материјата во енергија, 383 јотавати или 9.15 × 1010 мегатони на TNT во секунда.

Стапката на нуклеарната фузија многу зависи од густината и температурата. Стапката на фузија во јадрото е во рамнотежа која сама по себе се поправа, така што малку повисока стапка на фузија би предизвикала јадрото да се загрее повеќе и да се шири малку наспроти тежината на надворешните слоеви, и на тој начин прави да се намали стапката на фузија и да се поправи грешката; а малку пониска стапка би предизвикала ладење на јадрото и мало стеснување, и на тој начин прави да се зголеми стапката на фузија и повторно да се врати на сегашното ниво. Протоните со висока енергија (гама зраците) кои се ослободуваат за време на реакциите со фузија се апсорбираат во само неколку милиметри во сончевата плазма и потоа повторно се реемитуваат во случаен правец (и на малку пониска енергија)- така што е потребно повеќе време за радијацијата да стигне до површината на Сонцето. Се проценува дека “времето за патување на фотонот” изнесува помеѓу 10 000 и 170 000 години.

По крајното патување низ надворешниот слој до видливата “површина” на фотосферата, фотоните се ослободуваат како видлива светлина. Секој гама зрак во јадрото на Сонцето се претвора во неколку милиони видливи светлосни протони пред да се ослободи во вселената. Неутрините исто така се ослободуваат со реакции на фузија во јадрото, но за разлика од фотоните тие ретко реагираат со материја, така што речиси сите се способни веднаш да се ослободат од Сонцето. Долго време мерењата на бројот на неутрини создадени во Сонцето покажале дека тие биле помали од тоа што теориите го предвиделе дури за 3. Ова несовпаѓање неодамна било решено со откривањето на ефектите на осцилирањето на неутрините: Сонцето, всушност, емитува онолку неутрини колку што се теоретски предвидени, но на детекторите на неутрини им недостасувале 2/3 од нив бидејќи неутрините го промениле вкусот.

Корона[уреди]

Короната се наоѓа внатре во јадрото. Таа може да достигне температури повеќе од милиони °C. Короната (Сонцето) испушта енергија достигајќи 9,3 трилиони милји (околу 14484096000000 km), подалеку и од Плутон. Таа енергија всушност не штити од интергалаксичните ветрови. Истотака како и на Земјата, има посебна гравитација, па не ја пушта Земјата и останатите планети да се изгубат во просторот.

Фотосфера[уреди]

Фотосферата е површината на Сонцето. Површината не е толку цврста, како што се другите делови, а и испушта гасови. Температурата на површината достига до 10.000 °C

Животниот циклус на Сонцето

Видливата површина на Сонцето, фотосферата, е слој кој го прави Сонцето видливо на светлина. Над фотосферата видливата сончева светлина слободно може да се шири во вселената и нејзината енергија целосно го одбегнува Сонцето. Промената во непроѕирноста се должи на намалувањето на H− јоните, кои лесно апсорбираат видлива светлина. Обратно од тоа, видливата светлина која што ја гледаме се создава кога електроните реагираат заедно со водород атомите за да се добијат H− јоните. Фотосферата е десетици и стотици километри густа и на тој начин е малку повеќе непроѕирна од воздухот на Земјата. Поради тоа што горниот дел на фотосферата е поладен отколку долниот дел, Сонцето изгледа посветло во центарот отколку на краевите. Сончевата светлина има приближно спектар на црно тело што упатува на температура од 6 000 К која распрснува со апсорбирачки атомски линии од слабите слоеви над фотосферата. Фотосферата има густина од ~1023 m−3.

За време на првичните студии на оптичкиот спектар на фотосферата се сметало дека некои апсорбирачки линии не кореспондираат со ниту еден хемиски елемент тогаш познат на Земјата. Во 1868, Норман Локиер претпоставувал дека овие апсорбирачки линии се создале биле новиот елемент кој тој го нарекол хелиум по грчкиот бог на сонцето Хелиос. Дури после 25 години се открило дека овој елемент се наоѓа на Земјата.

Годишни времиња[уреди]

Како што на Земјата има пролет, лето, есен и зима, така и на сонцето постојат годишни времиња. На Сонцето се наречени „сончеви сезони“ и траат по приближно 11 години секоја. Сезоните имаат различен карактер, и нашата технологија и заедницата може да реагира на нив, а дури и времето на Земјата.

Објаснување[уреди]

Солар Минимум е соларната сезона кога Сонцето, користи најмалку енергија и има најмалку таканаречени Сончеви Дамки. А Солар Максимум е спротивното.

Атмосфера[уреди]

Деловите од Сонцето кои се наоѓаат над фотосферата се сите заедно наречени сончева атмосфера. Тие може да се видат преку телескопи кои оперираат низ електромагнетниот спектар, од радио преку видлива светлина до гама зраци, и кои вклучуваат пет основни зони: температурниот минимум, хромосфера, транзитниот регион, корона и хелиосфера.

Хелиосферата се шири нанадвор покрај орбитата на Плутон па се до хелиопаузата каде што формира остра предна граница со меѓуѕвездена средна.

Хромосферата, транзитниот регион и короната се многу пожешки од површината на Сонцето. Причината за тоа се уште не е докажана; доказите покажуваат дека Алфa брановите имаат доволно енергија да ја загреат короната.

Најладниот дел на Соцето е регионот на температурниот минимум кој се наоѓа на 500 km над фотосферата и изнесува 4 100 К. Овој дел од Сонцето е доволно ладен за да ги поддржи простите молекулите како што се јаглерод монoксид и вода, кои што можат да се забележат преку нивниот спектар на апсорбирање. Над слојот на температурниот минимум се наоѓа слој 2000 km густ. Тој слој е наречен хромосфера, кој доаѓа од грчкиот збор chroma што значи боја бидејќи хромосферата е видлива како обоена светлина на почетокот и на крајот на затемнувањето на Сонцето. Температурата на хромосферата постепено се зголемува во висина од и околу 20 000 К во близина на врвот. Во горниот дел од хромосферата хелиумот делумно се јонизира.

Над хромосферата се наоѓа транзитен регион тенок околу 200 km каде што температурата расте брзо од околу 20 000 К во горниот дел на хромосферата до милион К во короната. Зголемувањето на температурата е овозможено од целосното јонизирање на хелиумот во транзитниот регион кој во голема мера го намалува ладењето на плазмата. Транзитниот регион не се наоѓа на точно дефинирана висина. Поточно речено, тој формира еден вид на нимбус околу обележјата на хромосферата и е во постојано хаотично движење. Транзитниот регион не е лесно видлив од површината на Земјата, но лесно може да се набљудува од вселената преку инструменти чувствителни на екстремни ултравиолетови зраци.

Короната е надворешната проширена атмосфера на Сонцето, која по волумен е многу поголема од Сонцето. Короната постојано се проширува во вселената формирајќи сончев ветар. Долната корона, која што е многу блиску до површината на Сонцето, има густина на честичките од околу 1015–1016 m−3. Просечната температура на короната и на сончевиот ветар изнесува околу 1-2 милиони К, додека во најжешките региони изнесува дури и до околу од 8-20 милиони К.

Хелиосферата, која што претставува шуплина околу Сонцето која се полни со плазмата од сончевиот ветар. Се шири од приближно 20 сончеви радиуси до надворешните рабови на сончевиот систем. Нејзината внатрешна грaница се дефинира како слој во кој што протокот на сончевиот ветар станува побрз од брзината на Алфa брановите. Турбуленцијата и динамичните сили надвор од оваа граница не можат да влијаат на обликот на внатрешната сончева корона бидејќи информацијата може да патува само со брзина на Алфа брановите. Сончевиот ветар постојано патува нанадвор преку хелиосферата обликувајќи го сончевото магнетно поле во спирала се додека не удри во хелиопаузата повеќе од 50 AU од Земјата.

Магнетно поле[уреди]

Сонцето е магнетно активна ѕвезда. Силното променливо магнетно пoле варира од година во година и го менува правецот на секои 11 години околу сончевиот максимум. Сончевото магнетно поле допринесува за многуте ефекти кои сите заедно се нарекуваат сончева активност, вклучувајќи ги сончевите дамки на површината на Сонцето, сончевите пламени, и варијациите во сончевиот ветар кои преносуваат материјал низ сончевиот систем. Ефектите од сончевата активност на Земјата вклучуваат и поларна светлина на умерена до висока географска широчина како и нарушувањето на радио комуникацијата и електричната струја. Се смета дека сончевата активност има одиграно главна улога во создавањето и еволуцијата на сончевиот систем. Сончевата активност ја менува структурата на надворешната атмосфера на Земјата.

Севкупната материја на Сонцето е во форма на гас и плазма поради неговите високи температури. Ова допринесува сонцето да може да ротира побрзо околу неговиот екватор (околу 25 дена) отколку на повисока географска широчина (околу 35 дена околу неговите полови). Диференцијалното ротирање доведува до искривување на линиите на магнетното поле со тек на време предизвикувајќи ерупција на дупки на магнетното поле на површината на Сонцето и формирање на сончевите пеѓи и сончеви проминенции. Ова искривување допринесува за 11 годишниот циклус на магнетна активност како што сончевото магнетно поле го менува својот правец на секои 11 години. Сончевото магнетно поле се шири далеку над самото Сонце. Магнетно-обликуваната плазма на сончевиот ветар го пренесува сончевото магнетно поле во вселената образувајќи го она што се нарекува меѓупланетарно магнетно поле. Бидејќи плазмата може да се движи само по линиите на магнетното поле, меѓупланетарното магнетно поле првенствено се растегнува далеку од Сонцето. Меѓупланетарното магнето поле е многу посилно од двополната компонента на сончевото магнетно поле.

Хемиски состав[уреди]

Сонцето главно е составено од хемиските елементи водород и хелиум. Тоа содржи 74,9% водород и 23,8% хелиум. Сонцето содржи помалку од 2% од повеќето потешки метали кои се нарекуваат метали во астрономијата како што се кислород (околу 1%), јаглерод (0,3%), неон (0,2%) и железо (0,2%).

Сонцето го наследило својот хемиски состав од меѓуѕвездената средина од која што и се создало: водородот и хелиумот во Сонцето се создале со Биг Бен нуклеосинтеза. Хемискиот состав на фотосферата вообичаено се смета за претставник на првобитниот состав на сончевиот систем. Сепак, откако е создадено Сонцето, хелиумот и тешките метали се отселиле од фотосферата. Поради тоа, фотосферата сега содржи помалку хелиум и само 84% од тешките металиотколу што содржело првобитното Сонце; првобитното Сонце содржело 71,1% водород, 27,4% хелиум и 1,5% метали.

Во внатрешните делови на Соцето, нуклеарната фузија го модифицирала составот со претворањето на водородот во хелиум, така што највнатрешниот дел на Сонцето сега содрчи околу 60% хелиум, со тоа што процентот на метали останал непроменет.

Изобилството на горенаведените тешки метали вообичаено се мерат со спектроскопија на фотосферата на Сонцето и со мерење на метеоритите кои никогаш не биле загреани до топење. Се смета дека овие метеорити го имаат истиот состав како и првобитното Сонце и поради тоа остануваат непроменети иако содржат тешки метали.

Сончеви дамки[уреди]

Кога Сонцето се набљудува со соодветна филтрација прво нешто што се забележува се неговите дамки кои претставуваат јасно видливи делови на површината кои што изгледаат потемни од нивното опкружување поради ниските температури. Сончевите дамки претставуваат делови на висока магнетна активност каде што конвекцијата е инхибирана од силни магнетни полиња намалувајќи го преносот на енергијата од жешката внатрешност до површината. Магнетното поле овозможува силно загревање во короната кое што формира активни делови кои што претставуваат извор на сончеви пламени. Најголемите сончеви дамки може да имаат дијаметар долг 80 000 km. Бројот на видливи сончеви дамки не е постојан, но варира во текот на 11 годишниот циклус познат како сончев циклус. На вообичаен сончев минимум, неколку сончеви дамки се видливи, а повремено не може да се види ниту една. Оние кои што се појавуваат на високи сончеви висини. Како што сончевиот циклус напредува, бројот на сончевите дамки се зголемува и тие се приближуваат до екваторот на Сонцето. Ова е феномен кој е опишан според законот на Спорер. Сончевите дамки вообичаено се појавуваат во парови со спротивна магнетна поларност.

Сончевиот систем има огромно влијание врз времето во вселената како и врз климата на Земјата бидејќи светлината има директна врска со магнетната активност. Во 17 век, сончевиот циклус целосно запрел за време од неколку декади; многу малку сончеви дамки биле забележани за време на овој период. Овој период е познат и како минимумот на Маундер или Мало ледено доба во кое што Европа доживела многу ниски температури.

Животен циклус[уреди]

Сонцето е создадено пред околу 4,57 билиони години кога молекуларниот облак од водород експлодирал. Сончевото создавање се пресметува на два начина: сегашните последователни години на Сонцето се одредени со помош на компјутерски модели на ѕвездената еволуција и нуклеокосмохронологијата и изнесува дека постои околу 4,57 билиони години. Ова речиси се совпаѓа со радиометричната дата на најстарата материја на сончевиот систем која е стара 4,567 билиони години.

Сонцето е на пола пат од неговата еволуција за чие што време реакциите на нуклеарна фузија во неговото јадро го претвораат водородот во хелиум. Секоја секунда, преку 4 милиони тони материја се претвораат во енергија во јадрото на Сонцето, произведувајќи неутрини и сончева радијација; досега Сонцето има претворено материја колку 100 пати по масата на Земјата во енергија. Сонцето ќе помине вкупно 10 билиони години како ѕвезда на главната низа.

Сонцето нема доволно маса за да експлодира како супернова. Наместо тоа, за околу 5 билиони години, ќе влезе во фазата на црвен џин, и неговите надворешни слоеви ќе се шират како што водородот во јадрото ќе се троши и јадрото ќе се собира и загрева. Фузијата со хелиум ќе започне кога температурата на јадрото ќе достигне околу 100 милиони К и ќе произведува јаглерод.

Судбината на Земјата е несигурна. Како црвен џин, Сонцето ќе достигне радиус поголем од сегашната орбита на Земјата односно 250 пати повеќе од сегашниот радиус на Сонцето. Сепак, додека да стане асимптотска џиновска ѕвезда, Сонцето ќе изгуби 30% од сегашната маса благодарение на ѕвездениот ветар, така што орбитите на планетите ќе се движат нанадвор. Да беше само ова Земјата ќе беше поштедена, но најновите истражувања покажуваат дека Земјата ќе биде проголтана од Соцето благодарение на интеракцијата на плимата. Дури и ако Земјата избегне запалување од Сонцето, сепак целата вода на Земјата ќе зоврие и поголемиот дел од атмосферата ќе замине во вселената. Всушност, дури и за време на сегашниот животен циклус во главната низа, Сонцето постепено ќе станува се посветло (околу 10% на секои 1 билион години), а и постепено ќе се зголемува температурата. Сонцето порано било побледо и тоа е причината поради која живото на Земјата постои околу 1 билион години на копно. Зголемувањето на сончевите температури е такво што за околу 1 билион години површината на Земјата ќе биде толку жешка што течна вода нема да постои што ќе доведе до крај на Земјата.

Како што Сонцето ќе навлегува во фазата на црвен џин така силните термални пулсации ќе предизвикаат Сонцето да ги отфрли своите надворешни слоеви формирајќи планетарна небула. Единственото нешто што ќе остане откако Сонцето ќе ги отфрли надворешните слоеви е екстремно жешкото ѕвездено јадро кое што полека ќе се лади и ќе избледе како бело џуџе за неколку билиони години. Ова сценарио на ѕвездената еволуција е типично за ѕвездите од мала до средна големина.

Сончево зрачење[уреди]

Сончевото зрачење, во најширока смисла, е целосниот спектар на електромагнетна радијација која ја испушта Сонцето. На Земјата, сончевото зрачење се филтрира низ Земјината атмосфера, а соларна радијација гледаме кога Сонцето е над хоризонтот. Сончевото зрачење може да се измери со помош на апарат наречен пиранометар или пирхелиометар. Светската метеоролошка организација ја дефинира сончевата светлина како директно зрачење од Сонцето врз Земјата со најмалку 120 Њ•м−2.

Директното сончево зрачење има светлосен ефект од околу 93 лумени на ват, што вклучува инфрацрвено зрачење, видлива светлина и ултравиолетово зрачење. Сјајната сончева светлина има околу 100 000 кандели на квадратен метар на површината на Земјата. Опстанокот на речиси сите животни форми на Земјата зависи од сончевата светлина. Растенијата ја користат сончевата светлина за процесот наречен фотосинтеза.

Животните индиректно ја користа сончевата светлина, преку внесување на растенија во својата исхрана. Релативно скорешните откритија на јаглен, петролеум и природен гас преставуваат употреба на сончевата светлина заробена во земјата милиони години. Фосилните горива се остатоци од древни растенија и животни, и претставуваат искористлив извор на дополнителна енергија на Земјата. Но, количеството на фосилните горива е огранично. Постојат повеќе теории кои зборуваат за алтернативни средства за добивање енергија на Земјава, но и за катастрофите кои би се случиле при недостаток на извори на енергија. Фосилно - нуклеарната ера е само една кратка епизода во историјата на човештвото. Таа се протега во епохата од почетокот на индустријализацијата до исцрпувањето на фосилните ресурси. Пред тоа човештвото живеело само од енергијата на Сонцето, но благодарение на новите технологии, ќе биде можно да се користи енергијата од Сонцето многу подобро и пофлексибилно.

Сончев ветар[уреди]

Сончевиот ветар (соларен ветар) претставува струја од честички испуштени при голема брзина од горните слоеви на сончевата атмосфера, во главно електрони и протони. Иако овој губиток на масата на Сонцето е безначаен а густината на сончевиот ветар е мала, честичките се движат со огромна брзина и вршат огромно влијание врз телата во сончевиот систем. Познати ефекти на сончевиот ветар се оларната светлина и насочување на опашот на кометите спротивно од Сонцето.

Во близина на Земјата земјиното магнетно поле ги заробува честичките на сончевиот ветар и ги насочува кон магнетните полови. Доколку честичките на сончевиот ветар се движат со брзина од повеќе стотици километри на час, при сударот со честичките на Земјината атмосфера доаѓадо јонизирање на гас и појавата на светлина.

Оваа појава се сретнува и во поларните подрачја, и токму и поради тоа го добила и името поларна светлина или Аурора бореалис (односно Аурора аустралис на јужната земјена хемисфера). Доколку сончевата активност е поголема, зголеменото делување на сончевиот ветар може да доведе до појава на поларна светлост и на помала географска ширина. Во такви услови постои можност сметање или оштетување на радио-комуникативните уреди на Земјата и вештачките сателити.

Кометите во близина на Сонцето се загреваат, така што заледената поврина на кометите испарува и ослободува облак од гас и прашина од честички. Со делувањето на честичките во сончевиот ветар, облакот се обликува во форма на опаш на кометата. Доклку сончевиот ветар доаѓа од правецот на Сонцето, тој го потиснува опашот на кометата во спротивен правец.

Сончеви пламени[уреди]

Сончевиот пламен претставува голема експлозија во атмосферата на Сонцето кој што ослободува 6 x 1025 џули енергија. Овој термин исто така се користи за да се означи сличен феномен во останатите ѕвезди, каде што терминот ѕвезден пламен се употребува.

Сончевите пламени влијаат на сите слоеви од сончевата атмосфера (фотосфера, корона и хромосфера), загревајќи ја плазмата до десетици милиони келвини и зголемувајќи ја брзината на електроните, протоните и потешките јони речиси до брзината на светлината. Тие произведуваат радијација низ електромагнетниот спектар на сите бранови должини, од радио бранови до гама зраци. Повеќето пламени се создаваат во активните региони околу сончевите дамки, каде што силните магнетни полиња пенетрираат во фотосферата за да ја поврзат короната со сончевата внатртешност. Пламените се засилуваат со ненадејно ослободување на магнетна енергија складирана во короната. Ако сончевиот пламен е изворедно силен може да предизвика исфрлање на коронарна маса.

Рентгенските зраци и UV зрачењето ослободени од сончевите пламени може да влијаат на Земјината јоносфера и да ги прекинат радио комуникациите на далечина. Директните радио емитувања на дециметрични бранови должини може да влијаат на работењето на радарите и другите апарати кои што работата на овие фреквенции. Сочевите пламени за прв пат биле забележани на Сонцето од страна на Ричард Кристофер Керингтон и Ричард Ходсон во 1859 како видливи посветли места во рамките на група од сончеви дамки. Ѕвездените пламени исто така биле забележани на разни видови ѕвезди.

Фрекфенцијата на појавување на сончевите пламени варира, од неолку пати на ден кога Сонцето е особено активно до помалку од еднаш неделно кога Сонцето е тивко. Големите пламени поретко се појавуваат од помалите. Сончевата активност варира во единаесет годишниот циклус (сончевиот циклус). На врвот на циклусот има повеќе сончеви дамки а со тоа и повеќе сончеви пламени.

Поврзано[уреди]

Наводи[уреди]

Македонски извори[уреди]