Słońce

Fizyka Słońca

Pochodzenie

Naukowcy uważają, że Słońce powstało z bardzo dużej chmury pyłu i małych kawałków lodu około 4,567 miliarda lat temu.

W centrum tej ogromnej chmury grawitacja spowodowała, że materiał zebrał się w kulę. Gdy ta stała się wystarczająco duża, ogromne ciśnienie wewnątrz niej zapoczątkowało reakcję fuzji. Uwolniona w ten sposób energia spowodowała, że kula rozgrzała się i zaczęła świecić.

Energia wypromieniowana ze Słońca odepchnęła od siebie resztę obłoku, a z reszty tego obłoku uformowały się planety.

Jak to działa?

• W samym jego centrum atomy wodoru zderzają się ze sobą w wysokiej temperaturze i ciśnieniu, tworząc atomy helu. Proces ten nazywany jest syntezą jądrową.

Słońce może być również wykorzystywane jako źródło energii słonecznej.

Orbita

The słońce i wszystko który orbitować ono lokalizować w the Milky Way. Jak słońce orbituje to bierze wszystko w układzie słonecznym. The słońce ruszać się przy 820,000 km na godzinę. Przy ten prędkość, ono wciąż brać 230 milion rok dla pełny orbita.

Widoczne cechy

Ponieważ Słońce jest gazem, cechy powierzchni pojawiają się i znikają. Jeżeli Słońce oglądane jest przez specjalny teleskop słoneczny, można dostrzec ciemne obszary zwane plamami słonecznymi. Obszary te są spowodowane polem magnetycznym Słońca. Plamy słoneczne wydają się ciemne tylko dlatego, że reszta Słońca jest bardzo jasna.

Niektóre teleskopy kosmiczne, w tym te, które krążą wokół Słońca, zaobserwowały ogromne łuki materii słonecznej, które nagle rozchodzą się od Słońca. Są to tzw. prominencje słoneczne. Prominencje słoneczne występują w wielu różnych kształtach i rozmiarach. Niektóre z nich są tak duże, że Ziemia zmieściłaby się w ich wnętrzu, a kilka ma kształt dłoni. Rozbłyski słoneczne również pojawiają się i znikają.

Plamy słoneczne, prominencje i rozbłyski stają się rzadkie, potem liczne, a następnie znów rzadkie, co 11 lat.

Fotosfera

Jest to powierzchnia Słońca. Światło, które Ziemia otrzymuje od Słońca jest wypromieniowywane z tej warstwy. Poniżej tej warstwy Słońce jest nieprzezroczyste, czyli nie przepuszcza światła.

Atmosfera

Atmosfera Słońca składa się z pięciu warstw. Chromosfera, obszar przejściowy i korona są znacznie gorętsze niż zewnętrzna powierzchnia fotosfery Słońca. Uważa się, że fale Alfvéna mogą przechodzić przez nie i ogrzewać koronę.

Strefa minimalnej temperatury, najchłodniejsza warstwa Słońca, znajduje się około 500 kilometrów (310 mil) powyżej fotosfery. Jej temperatura wynosi około 4 100 K (3 830 °C; 6 920 °F). Ta część Słońca jest wystarczająco chłodna, aby mogły się w niej tworzyć proste cząsteczki, takie jak tlenek węgla i woda. Cząsteczki te można zobaczyć na Słońcu za pomocą specjalnych przyrządów zwanych spektroskopami.

Chromosfera jest pierwszą warstwą Słońca, którą można zobaczyć, szczególnie podczas zaćmienia Słońca, kiedy Księżyc zasłania większą część Słońca i blokuje najjaśniejsze światło.

Słoneczny obszar przejściowy to część atmosfery Słońca, pomiędzy chromosferą a zewnętrzną częścią zwaną koroną. Można go zobaczyć z kosmosu za pomocą teleskopów wyczuwających światło ultrafioletowe. Przejście znajduje się pomiędzy dwiema bardzo różnymi warstwami. W dolnej części styka się z fotosferą i grawitacja kształtuje jej rysy. Na górze warstwa przejściowa styka się z koroną.

Korona jest zewnętrzną atmosferą Słońca i jest znacznie większa niż reszta Słońca. Korona stale rozszerza się w przestrzeń tworząc wiatr słoneczny, który wypełnia cały Układ Słoneczny. Średnia temperatura korony i wiatru słonecznego wynosi około 1.000.000-2.000.000 K (1.800.000-3.600.000 °F). W najgorętszych regionach wynosi ona 8 000 000-20 000 000 K (14 400 000-36 000 000 °F). Nie rozumiemy, dlaczego korona jest tak gorąca. Można ją zobaczyć podczas zaćmienia Słońca lub za pomocą instrumentu zwanego koronografem.

Heliosfera to cienka zewnętrzna atmosfera Słońca, wypełniona plazmą wiatru słonecznego. Rozciąga się ona poza orbitę Plutona aż do heliopauzy, gdzie tworzy granicę, na której zderza się z ośrodkiem międzygwiazdowym.

Zaćmienia

Zaćmienie Słońca pojawia się, gdy Księżyc znajduje się pomiędzy Ziemią a Słońcem. Ostatnie częściowe zaćmienie widziane w Wielkiej Brytanii miało miejsce 21 sierpnia 2017 roku.

Zaćmienie Księżyca ma miejsce, gdy Księżyc przechodzi przez cień Ziemi, co może mieć miejsce tylko podczas pełni Księżyca. Liczba zaćmień Księżyca w ciągu jednego roku może wynosić od 0 do 3. Zaćmienia częściowe nieznacznie przewyższają liczbę zaćmień całkowitych 7 do 6.

Fate of the Sun

Astrofizycy twierdzą, że nasze Słońce jest gwiazdą typu G ciągu głównego w środku swojego życia. Za około miliard lat zwiększona energia słoneczna spowoduje wygotowanie ziemskiej atmosfery i oceanów. Za kilka kolejnych miliardów lat, ich zdaniem, Słońce powiększy się i stanie się czerwonym olbrzymem. Słońce będzie nawet 250 razy większe niż obecnie, tak duże jak 1,4 AU (210 000 000 kilometrów; 130 000 000 mil) i pochłonie Ziemię.

Los Ziemi jest nadal trochę zagadką. W dłuższej perspektywie przyszłość Ziemi zależy od Słońca, a ono będzie dość stabilne przez następne 5 miliardów lat. Obliczenia sugerują, że Ziemia może przesunąć się na szerszą orbitę. Wynika to z faktu, że około 30% masy Słońca zostanie zdmuchnięte przez wiatr słoneczny. Jednak w bardzo odległej przyszłości Ziemia prawdopodobnie zostanie zniszczona, ponieważ Słońce zwiększa swoje rozmiary. Gwiazdy takie jak Słońce stają się później czerwonymi olbrzymami. Słońce rozszerzy się poza orbity Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemi. W każdym razie, ocean i powietrze zniknęłyby zanim Słońce osiągnęłoby ten etap.

Gdy Słońce osiągnie punkt, w którym nie będzie już mogło się powiększać, straci swoje warstwy i utworzy mgławicę planetarną. W końcu Słońce skurczy się do postaci białego karła. Następnie, w ciągu kilkuset miliardów lub nawet biliona lat, Słońce rozpadnie się do postaci czarnego karła.