Hvor mange grader celsius er solen? Hvordan måles overflatetemperaturen til solen?

Temperatur - veldig viktig egenskap tilstand av materie som dens grunnleggende fysiske egenskaper. Dets besluttsomhet er et av de vanskeligste astrofysiske problemene. Dette skyldes både kompleksiteten til eksisterende metoder for å bestemme temperatur, og den grunnleggende unøyaktigheten til noen av dem. Med sjeldne unntak er astronomer ikke i stand til å måle temperatur ved å bruke noe instrument montert på selve kroppen. Men selv om dette kunne gjøres, vil varmemåleinstrumenter i mange tilfeller være ubrukelige, siden avlesningene deres vil avvike sterkt fra den faktiske temperaturverdien. Et termometer gir riktige målinger bare når det er i termisk likevekt med kroppen hvis temperatur måles. Derfor, for kropper som ikke er i termisk likevekt, det er fundamentalt umulig å bruke et termometer, og spesielle metoder må brukes for å bestemme temperaturen. La oss vurdere hovedmetodene for å bestemme temperaturer og angi de viktigste tilfellene av deres anvendelse.

Bestemmelse av temperatur ved bredden av spektrallinjer. Denne metoden er basert på bruk av formel (7.43), når Doppler-bredden til spektrallinjene for emisjon eller absorpsjon er kjent fra observasjoner. Hvis gasslaget er optisk tynt (det er ingen selvabsorpsjon), og atomene har bare termiske bevegelser, oppnås verdien av den kinetiske temperaturen direkte på denne måten. Imidlertid er disse betingelsene svært ofte ikke oppfylt, noe som først og fremst er bevist av avviket til de observerte profilene fra den gaussiske kurven vist i fig. 90. Det er klart at i disse tilfellene blir oppgaven med å bestemme temperatur basert på spektrallinjeprofiler mye mer komplisert.

Bestemmelse av temperatur basert på studiet av elementære atomprosesser som fører til utseendet av observerbar stråling. Denne metoden for å bestemme temperatur er basert på teoretiske beregninger av spekteret og sammenligning av resultatene deres med observasjoner. La oss illustrere denne metoden ved å bruke eksemplet med solkoronaen. Spektrumet inneholder emisjonslinjer som tilhører flere ioniserte elementer, hvis atomer er fratatt mer enn et dusin eksterne elektroner, som krever energier på minst flere hundre elektronvolt. Makt solstråling for liten til å forårsake så sterk ionisering av gassen. Det kan bare forklares med kollisjoner med energiske raske partikler, hovedsakelig frie elektroner. Følgelig bør den termiske energien til en betydelig del av partikler i solkoronaen være lik flere hundre elektronvolt. Angir energi uttrykt i elektronvolt med e og tar i betraktning (7.13), har vi T = 11 600 V.

Da har de fleste gasspartikler en energi på 100 eV ved en temperatur på mer enn en million grader.

Bestemmelse av temperatur basert på anvendelsen av lover om svart kroppsstråling. En rekke av de vanligste metodene for å bestemme temperatur er basert på anvendelsen av lovene for svart kroppsstråling (strengt tatt kun gyldig for termodynamisk likevekt) på observert stråling. Av grunnene nevnt i begynnelsen av dette avsnittet er imidlertid alle disse metodene fundamentalt unøyaktige og fører til resultater som inneholder større eller mindre feil. Derfor brukes de enten for omtrentlige temperaturanslag, eller i tilfeller der det kan bevises at disse feilene er ubetydelige. La oss starte med disse tilfellene.

Et optisk tykt, ugjennomsiktig lag av gass, i samsvar med Kirchhoffs lov, produserer sterk stråling i et kontinuerlig spektrum. Et typisk eksempel er de dypeste lagene i en stjernes atmosfære. Jo dypere disse lagene er, desto bedre er de isolert fra det omkringliggende rommet, og jo nærmere, derfor er strålingen deres likevekt. Derfor, for de indre lagene av stjernen, hvis stråling ikke når oss i det hele tatt, er lovene for termisk stråling tilfredsstilt med en høy grad av nøyaktighet.

Situasjonen er helt annerledes med de ytre lagene av stjernen. De inntar en mellomposisjon mellom fullstendig isolerte indre lag og helt gjennomsiktige ytterste lag (som betyr synlig stråling). Faktisk ser vi de lagene hvis optiske dybde ikke skiller seg for mye fra 1. Faktisk er dypere lag mindre synlige på grunn av den raske økningen i opasitet med dybden, og de ytterste lagene sender ut svakt (husk at emisjonen av en optisk tynn laget er proporsjonalt med dets optiske tykkelse). Følgelig skjer stråling som går utover grensene til en gitt kropp hovedsakelig i lag. Med andre ord, lagene som vi ser er lokalisert på en dybde hvorfra gassen blir ugjennomsiktig. For dem er lovene for termisk stråling bare oppfylt. Så for eksempel for stjerner er det som regel mulig å velge en Planck-kurve som, selv om den er veldig grov, fortsatt ligner energifordelingen i spekteret. Dette tillater oss, med store forbehold, å anvende lovene til Planck, Stefan-Boltzmann og Wien på strålingen fra stjerner.

La oss vurdere anvendelsen av disse lovene på solstråling. Figur 91 viser den observerte energifordelingen i spekteret av sentrum av solskiven, sammen med flere Planck-kurver for ulike temperaturer. Fra denne figuren er det tydelig at ingen av dem samsvarer nøyaktig med kurven for solen. I sistnevnte er ikke strålingsmaksimum så uttalt. Hvis vi antar at det foregår i bølgelengden max = 4300 Å, da vil temperaturen bestemt av Wiens forskyvningslov være lik T ( sjekk) = 6750°.

Den totale energien som sendes ut av 1 cm 2 av solens overflate er lik

e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × sek.

Ved å erstatte denne verdien i formel (7.33) i Stefan-Boltzmann-loven, får vi den såkalte effektive temperaturen

Så den effektive temperaturen til en kropp er temperaturen til en slik absolutt svart kropp, hvor hver kvadratcentimeter i hele spekteret avgir den samme energistrømmen som 1 cm 2 av denne kroppen.

Begrepene lysstyrke og fargetemperatur introduseres på lignende måte. Lysstyrketemperatur er temperaturen til et slikt absolutt svart legeme, hvor hver kvadratcentimeter ved en viss bølgelengde avgir samme energistrøm som den gitte kroppen ved samme bølgelengde. For å bestemme lyshetstemperaturen må man bruke Plancks formel på den observerte monokromatiske lysstyrken til den emitterende overflaten. Det er åpenbart at i forskjellige deler av spekteret kan en ekte kropp ha forskjellige lysstyrketemperaturer. Så, for eksempel, fra fig. 91 kan man se at kurven for solen skjærer ulike Planck-kurver, hvis tilsvarende temperaturer viser endringen i solas lysstyrketemperatur i forskjellige deler av det synlige spekteret.

Bestemmelse av lysstyrketemperatur krever svært komplekse målinger av strålingsintensitet i absolutte enheter. Det er mye lettere å bestemme endringen i strålingsintensitet i et bestemt område av spekteret (relativ energifordeling).

Temperaturen til en absolutt svart kropp, hvis relative energifordeling i en del av spekteret er den samme som for en gitt kropp, kalles kroppens fargetemperatur. For å gå tilbake til fordelingen av energi i solens spekter, ser vi at i bølgelengdeområdet 5000-6000 Å er helningen til kurven for solen i fig. 91 er det samme som Planck-kurven for en temperatur på 7000° i samme spektralområde.

Begrepene effekt, lysstyrke og fargetemperatur introdusert ovenfor er altså bare parametere som karakteriserer egenskapene til den observerte strålingen. For å finne ut med hvilken nøyaktighet og i hvilken dybde de gir en idé om den faktiske kroppstemperaturen, er det nødvendig med ytterligere forskning

La oss analysere resultatene. Solens effektive temperatur, bestemt av den totale strålingsfluksen, viste seg å være lik 5760°, mens posisjonen til den maksimale strålingen i solens spektrum tilsvarer temperaturen bestemt av Wiens lov, omtrent 6750°. Den relative fordelingen av energi i ulike deler av spekteret gjør det mulig å finne fargetemperaturer, hvis verdi varierer sterkt selv innenfor det synlige området alene. For eksempel, i bølgelengdeområdet 4700-5400 Å er fargetemperaturen 6500°, og i nærheten i bølgelengdeområdet 4300-4700 Å er den omtrent 8000°. Lysstyrketemperaturen varierer over et enda bredere spektrum, som i spektralområdet 1000-2500 Å øker fra 4500° til 5000°, i grønne stråler (5500 Å) er nær 6400°, og i radioområdet til meterbølger. en million grader! For klarhetens skyld er alle de oppførte resultatene oppsummert i tabell. 4.

Forskjellen mellom dataene gitt i tabellen. 4 er av grunnleggende betydning og fører til følgende viktige konklusjoner:

1. Solens stråling skiller seg fra strålingen fra en helt svart kropp. Ellers er alle temperaturverdier gitt i tabellen. 4 ville vært det samme.

2. Temperaturen til solmateriale endres med dybden. Faktisk er opasiteten til høyt oppvarmede gasser ikke den samme for forskjellige bølgelengder. I ultrafiolette stråler absorpsjonen er større enn i synlige. Samtidig absorberer slike gasser radiobølger sterkest. Derfor refererer radio, ultrafiolett og synlig stråling til henholdsvis dypere og dypere lag av solen. Når vi tar i betraktning den observerte avhengigheten av lysstyrketemperaturen av bølgelengden, finner vi at et sted nær den synlige overflaten av solen er det et lag med en minimumstemperatur (ca. 4500°), som kan observeres i langt ultrafiolette stråler. Over og under dette laget stiger temperaturen raskt.

3. Av det foregående følger det at det meste av solstoffet skal være meget sterkt ionisert. Allerede ved en temperatur på 5-6 tusen grader ioniseres atomer av mange metaller, og ved temperaturer over 10-15 tusen grader ioniseres det mest tallrike elementet i solen - hydrogen. Følgelig er solmaterie plasma, dvs. gass ​​der de fleste atomene er ionisert. Bare i et tynt lag nær den synlige kanten er ioniseringssvak og nøytralt hydrogen dominerer

Fra bordet 5 viser at i solens dyp overstiger temperaturen 10 millioner grader, og trykket overstiger hundrevis av milliarder atmosfærer (1 atm = 103 dyn/cm2). Under disse forholdene beveger individuelle atomer seg med enorme hastigheter, og når for eksempel hundrevis av kilometer per sekund for hydrogen. Siden tettheten til stoffet er veldig høy, forekommer atomkollisjoner veldig ofte. Noen av disse kollisjonene fører til nærhet til atomkjerner som er nødvendig for at kjernefysiske reaksjoner skal oppstå.

To kjernefysiske reaksjoner spiller en betydelig rolle i det indre av solen. Som et resultat av en av dem, skjematisk vist i fig. 130, fra fire hydrogenatomer dannes ett heliumatom. I mellomstadier av reaksjonen dannes kjerner av tungt hydrogen (deuterium) og kjerner av He 3 isotopen. Denne reaksjonen kalles proton-proton.

En annen reaksjon under solforhold spiller en mye mindre rolle. Til syvende og sist fører det også til dannelsen av en heliumkjerne med fire protoner. Prosessen er mer komplisert og kan bare skje i nærvær av karbon, hvis kjerner går inn i reaksjonen i de første trinnene og frigjøres i de siste. Dermed er karbon en katalysator, og det er grunnen til at hele reaksjonen kalles karbonsyklusen.

Et ekstremt viktig faktum er at massen til heliumkjernen er nesten 1 % mindre enn massen til fire protoner. Dette tilsynelatende tapet av masse kalles en massedefekt og er ansvarlig for frigjøring av store mengder energi som et resultat av kjernefysiske reaksjoner.

De beskrevne kjernefysiske reaksjonene er en energikilde som sendes ut av solen i verdensrommet.

Siden de høyeste temperaturene og trykket skapes i de dypeste lagene av solen, skjer kjernefysiske reaksjoner og den medfølgende energifrigjøringen mest intenst i midten av solen. Bare her, sammen med proton-proton-reaksjonen, spiller karbonsyklusen en viktig rolle. Når du beveger deg bort fra sentrum av solen, blir temperaturen og trykket lavere, frigjøringen av energi på grunn av karbonsyklusen stopper raskt, og opp til en avstand på ca. 0,2-0,3 radier fra sentrum er det kun proton-protonet. reaksjonen er fortsatt betydelig. I en avstand fra sentrum med mer enn 0,3 radius blir temperaturen mindre enn 5 millioner grader, og trykket under 10 milliarder atmosfærer. Under disse forholdene kan ikke kjernefysiske reaksjoner skje i det hele tatt. Disse lagene overfører bare stråling som frigjøres på større dybde i form av gammastråler, som absorberes og sendes ut på nytt av individuelle atomer. Det er viktig at i stedet for hvert absorbert kvantum av høy energi, avgir atomer som regel flere kvanter med lavere energier. Dette skjer av følgende grunn. Ved å absorbere blir atomet ionisert eller sterkt opphisset og får evnen til å avgi. Elektronet går imidlertid ikke tilbake til sitt opprinnelige energinivå umiddelbart, men gjennom mellomtilstander, under overganger mellom hvilke kvanter av lavere energier frigjøres. Som et resultat av dette er det en slags "fragmentering" av harde kvanter til mindre energiske. Derfor, i stedet for gammastråler, sendes det ut røntgenstråler, og i stedet for røntgenstråler sendes det ut ultrafiolette stråler, som igjen, allerede i de ytre lagene, knuses til kvanta av synlige og termiske stråler, som til slutt sendes ut av solen .

Den delen av solen der frigjøring av energi på grunn av kjernefysiske reaksjoner er ubetydelig og prosessen med energioverføring skjer ved absorpsjon av stråling og påfølgende re-utslipp kalles den strålingslikevektssone. Den okkuperer et område fra omtrent 0,3 til 0,7 r¤ fra sentrum av solen. Over dette nivået begynner selve materien å ta del i energioverføringen, og rett under de observerbare ytre lagene av Solen, over omtrent 0,3 av dens radius, dannes det en konveksjonssone der energi overføres ved konveksjon.

I verdensrommet mange små og store stjerner. Og hvis vi snakker om jordens innbyggere, er den viktigste stjernen for dem solen. Den består av 70 % hydrogen og 28 % helium, med metaller som utgjør mindre enn 2 %.

Hvis det ikke var for solen, hadde det kanskje ikke vært liv på jorden. Våre forfedre visste hvor mye deres liv og liv var avhengig av den himmelske kroppen, de tilbad og guddommeliggjort den. Grekerne kalte solen Helios, og romerne kalte den Sol.

Solen har en enorm innvirkning på livene våre. Dette er et stort insentiv til å studere hvordan endringer skjer innenfor denne " ildkule", og hvordan disse endringene kan påvirke oss nå og i fremtiden. Tallrike vitenskapelige studier gir oss muligheten til å se inn i planetens fjerne fortid. Solen er omtrent 5 milliarder år gammel. Om 4 milliarder år vil den skinne mye klarere enn nå I tillegg til å øke lysstyrken og størrelsen over mange milliarder år, endrer solen seg over kortere tidsperioder.

En slik endringsperiode er kjent som solsyklusen, hvor minima og maksima observeres. Takket være observasjoner over flere tiår har det blitt fastslått at økningen i lysaktivitet og størrelsen på solen, som begynte i. den fjerne fortiden, eksisterer fortsatt i dag. I løpet av de siste syklusene har lett aktivitet økt med ca. 0,1 %. Disse endringene, enten de er raske eller gradvise, har definitivt en enorm innvirkning på jordboere. Mekanismene for denne påvirkningen er imidlertid ennå ikke fullt ut studert.

Temperaturen til solen i sentrum av stjernen er veldig høy, omtrent 14 milliarder grader. Termonukleære reaksjoner skjer i kjernen av planeten, dvs. fisjonsreaksjoner av hydrogenkjerner under trykk, noe som resulterer i frigjøring av en heliumkjerne og en enorm mengde energi. Når du går dypere inn, bør solens temperatur øke raskt. Det kan bare bestemmes teoretisk.

Solens temperatur i grader er:

• koronatemperatur - 1 500 000 grader;
• kjernetemperatur - 13500000 grader;
• Solens temperatur i Celsius på overflaten er 5726 grader.

Et stort antall forskere fra forskjellige land De forsker på strukturen til solen, og prøver å gjenskape prosessen med termonukleær fusjon i jordiske laboratorier. Dette gjøres for å finne ut hvordan plasma oppfører seg i reelle forholdå gjenskape disse forholdene på jorden. Solen er faktisk et enormt naturlig laboratorium.

Solens atmosfære, omtrent 500 km tykk, kalles fotosfæren. Takket være konveksjonsprosesser i planetens atmosfære beveger varmestrømmer fra lavere lag inn i fotosfæren. Solen roterer, men ikke på samme måte som Jorden, Mars... Solen er i bunn og grunn en ikke-fast kropp.

Lignende effekter av solens rotasjon er observert på gassplaneter. I motsetning til Jorden har lagene på Solen forskjellige rotasjonshastigheter. Ekvator roterer raskest en omdreining er fullført på omtrent 25 dager. Når du beveger deg bort fra ekvator, synker rotasjonshastigheten, og et sted ved solens poler tar rotasjonen omtrent 36 dager. Solenergien er på rundt 386 milliarder megawatt. Hvert brøkdel av et sekund blir omtrent 700 millioner tonn hydrogen til 695 millioner tonn helium og 5 millioner tonn energi i form av gammastråler. På grunn av det faktum at solens temperatur er så høy, skjer reaksjonen av overgangen av hydrogen til helium vellykket.

Solen sender også ut en strøm av ladede partikler med lav tetthet (hovedsakelig protoner og elektroner). Denne strømmen kalles solvinden, som sprer seg utover solsystemet med en hastighet på ca 450 km/sek. Strømmer strømmer kontinuerlig fra solen til verdensrommet, henholdsvis mot jorden. Solvinden utgjør en dødelig trussel mot alt liv på planeten vår. Kan ha dramatiske effekter på jorden, fra overspenninger i kraftledninger, radiointerferens, til vakre nordlys. Hvis det ikke var noe magnetfelt på planeten vår, ville livet opphøre i løpet av sekunder. Magnetfeltet skaper en ugjennomtrengelig barriere for hurtigladede partikler av solvinden. I områdene Nordpolen Magnetfeltet er rettet innover mot jorden, noe som får akselererte solvindpartikler til å trenge mye nærmere overflaten av planeten vår. Derfor observerer vi på nordpolen polarvind. Solvinden kan også forårsake fare ved å samhandle med jordens magnetosfære. Dette fenomenet kalles ha en sterk innvirkning på folks helse. Disse reaksjonene er spesielt merkbare hos eldre mennesker.

Solvinden er ikke alt som solen kan skade oss med. Av stor fare er de hyppige hendelsene på overflaten av armaturet. Flaksene sender ut enorme mengder ultrafiolett og røntgenstråling, som er rettet mot jorden. Disse strålingene er fullstendig i stand til å bli absorbert av jordens atmosfære, men de utgjør en stor fare for alle objekter i rommet. Stråling kan forårsake skade på kunstige satellitter, stasjoner og annen romteknologi. Stråling påvirker også helsen til astronauter som jobber i verdensrommet negativt.

Siden starten har solen allerede brukt omtrent halvparten av hydrogenet i kjernen, og vil fortsette å slippe ut i ytterligere 5 milliarder år, gradvis øke i størrelse. Etter denne tidsperioden vil det gjenværende hydrogenet i stjernens kjerne være fullstendig oppbrukt. På dette tidspunktet vil solen nå sin maksimale størrelse og øke i diameter med omtrent 3 ganger (sammenlignet med dens nåværende størrelse). Den vil ligne en rød kjempe. En del av planetene nær solen vil brenne opp i atmosfæren. Disse vil inkludere jorden. Da må menneskeheten finne en ny planet å bo på. Deretter vil solens temperatur begynne å falle, og etter å ha kjølt seg ned, vil den til slutt bli til. Dette er imidlertid et spørsmål om en veldig fjern fremtid ...

Den nærmeste stjernen til oss er selvfølgelig Solen. Avstanden fra jorden til den er ganske liten i kosmiske parametere: fra solen til jorden sollys Det tar bare 8 minutter.

Solen er ikke en vanlig gul dverg, som tidligere antatt. Dette er den sentrale kroppen i solsystemet, som planetene kretser rundt, med stort beløp tunge elementer. Dette er en stjerne dannet etter flere supernovaeksplosjoner, rundt hvilke et planetsystem ble dannet. På grunn av beliggenheten i nærheten av ideelle forhold, liv oppsto på den tredje planeten Jorden. Solen er allerede fem milliarder år gammel. Men la oss finne ut hvorfor det skinner? Hva er strukturen til solen og hva er dens egenskaper? Hva bringer fremtiden for ham? Hvor stor innvirkning har det på jorden og dens innbyggere? Solen er en stjerne som alle 9 planetene i solsystemet, inkludert vår, kretser rundt. 1 a.u. (astronomisk enhet) = 150 millioner km - det samme er gjennomsnittsavstanden fra jorden til solen. Solsystemet inneholder ni store planeter, rundt hundre satellitter, mange kometer, titusenvis av asteroider (mindre planeter), meteoroider og interplanetær gass og støv. I sentrum av det hele er vår sol.

Solen har skint i millioner av år, noe som bekreftes av moderne biologisk forskning hentet fra restene av blågrønn-blåalger. Hvis temperaturen på soloverflaten endret seg med til og med 10 %, ville alt liv på jorden dø. Derfor er det bra at stjernen vår jevnt utstråler energien som er nødvendig for velstanden til menneskeheten og andre skapninger på jorden. I religionene og mytene til verdens folk har solen alltid okkupert hovedplassen. For nesten alle folk i antikken var solen den viktigste guddomen: Helios - blant de gamle grekerne, Ra - solguden til de gamle egypterne og Yarilo blant slaverne. Solen brakte varme, høsting, alle aktet den, for uten den ville det ikke vært liv på jorden. Solens størrelse er imponerende. For eksempel er solens masse 330 000 ganger jordens masse, og dens radius er 109 ganger større. Men tettheten til stjernen vår er liten - 1,4 ganger større enn tettheten til vann. Bevegelsen av flekker på overflaten ble lagt merke til av Galileo Galilei selv, og beviste dermed at solen ikke står stille, men roterer.

Konvektiv sone av solen

Den radioaktive sonen er omtrent 2/3 av den indre diameteren til solen, og radiusen er omtrent 140 tusen km. Når fotoner beveger seg bort fra sentrum, mister energien sin under påvirkning av kollisjon. Dette fenomenet kalles konveksjonsfenomenet. Dette minner om prosessen som skjer i en kokende kjele: energi som kommer fra varmeelement, mye mer enn mengden som fjernes ved ledning. Varmt vann, som ligger nær bålet, stiger, og den kaldere går ned. Denne prosessen kalles konvensjon. Betydningen av konveksjon er at tettere gass fordeles over overflaten, avkjøles og går igjen til sentrum. Blandeprosessen i solens konveksjonssone utføres kontinuerlig. Når du ser gjennom et teleskop på overflaten av solen, kan du se dens granulære struktur - granuleringer. Det føles som om det er laget av granulat! Dette skyldes konveksjon som skjer under fotosfæren.

Fotosfære av solen

Et tynt lag (400 km) - solens fotosfære, ligger rett bak konveksjonssonen og representerer den "virkelige soloverflaten" som er synlig fra jorden. Granulat i fotosfæren ble først fotografert av franskmannen Janssen i 1885. Gjennomsnittlig granulat har en størrelse på 1000 km, beveger seg med en hastighet på 1 km/sek og eksisterer i omtrent 15 minutter. Mørke formasjoner i fotosfæren kan observeres i ekvatorialdelen, og deretter forskyves de. Sterke magnetiske felt er et særtrekk ved slike flekker. EN mørk farge oppnås på grunn av den lavere temperaturen i forhold til den omkringliggende fotosfæren.

Solens kromosfære

Solens kromosfære (farget kule) - tett lag (10 000 km) solatmosfære, som ligger like utenfor fotosfæren. Kromosfæren er ganske problematisk å observere på grunn av dens nære beliggenhet til fotosfæren. Det sees best når Månen dekker fotosfæren, dvs. under solformørkelser.

Solprominenser er enorme utslipp av hydrogen, som ligner lange lysende filamenter. Prominensene stiger til enorme avstander, når solens diameter (1,4 mm km), beveger seg med en hastighet på omtrent 300 km/sek, og temperaturen når 10 000 grader.

Solkoronaen er de ytre og utvidede lagene av solens atmosfære, med opprinnelse over kromosfæren. Lengden på solkoronaen er veldig lang og når verdier på flere soldiametre. Forskere har ennå ikke fått et klart svar på spørsmålet om hvor nøyaktig det ender.

Sammensetningen av solkoronaen er et foreldet, høyt ionisert plasma. Den inneholder tunge ioner, elektroner med heliumkjerne og protoner. Temperaturen på koronaen når fra 1 til 2 millioner grader K, i forhold til overflaten til solen.

Solvinden er en kontinuerlig utstrømning av materie (plasma) fra det ytre skallet av solatmosfæren. Den består av protoner, atomkjerner og elektroner. Hastigheten på solvinden kan variere fra 300 km/sek til 1500 km/sek, i samsvar med prosessene som skjer på Solen. Solvinden sprer seg over hele solsystemet og samhandler med magnetfelt Jorden, ringer ulike fenomener, hvorav det ene er nordlyset.

Egenskaper til solen

Solens masse: 2∙1030 kg (332 946 jordmasser)
Diameter: 1 392 000 km
Radius: 696 000 km
Gjennomsnittlig tetthet: 1.400 kg/m3
Aksetilt: 7,25° (i forhold til ekliptikkplanet)
Overflatetemperatur: 5780 K
Temperatur i midten av solen: 15 millioner grader
Spektralklasse: G2 V
Gjennomsnittlig avstand fra jorden: 150 millioner km
Alder: 5 milliarder år
Rotasjonsperiode: 25.380 dager
Lysstyrke: 3,86∙1026 W
Tilsynelatende styrke: 26,75m

Solens overflatetemperatur bestemmes ved å analysere solspekteret. Det er kjent at det er energikilden for alle naturlige prosesser på jorden, så forskere har bestemt den kvantitative verdien av oppvarmingen av forskjellige deler av stjernen vår.

Strålingsintensiteten i individuelle fargedeler av spekteret tilsvarer en temperatur på 6000 grader. Dette er temperaturen på solens overflate eller fotosfære.

I de ytre lagene av solatmosfæren - i kromosfæren og i koronaen - observeres høyere temperaturer. I koronaen er det omtrent en til to millioner grader. Steder over sterke utbrudd temperatur kl en kort tid kan til og med nå femti millioner. På grunn av den høye oppvarmingen i koronaen over fakkelen, øker intensiteten av røntgen- og radioutslipp kraftig.

Beregninger av oppvarmingen av stjernen vår

Til tross for at ikke et eneste foton trenger inn fra solens indre, kan vi beregne temperaturen når som helst i stjernens indre. er mer eller mindre kjent for forskere ved beregninger. Beregninger viser at jo dypere man trenger ned i dypet, jo høyere varmes plasmaet opp.

Temperaturen stiger fra 6000 i fotosfæren til 13 millioner grader i sentrum.

Vi vet at jo høyere et stoff varmes opp, jo raskere beveger partiklene seg. For eksempel, i fotosfæren beveger protoner og hydrogenatomer seg med en hastighet på omtrent 7 km/sek, og lyselektroner beveger seg med en hastighet på 300 km/sek. I koronaen og i det varme solsenteret er hastigheten til protoner omtrent 350 km/sek, og elektronenes hastighet 15 000 km/sek.

Det meste lav temperatur på solen er observert i regionen solflekker. Store flekker varmes opp under 4000 C. Strålingen fra 1 m 2 av den hvite fotosfæren som omgir flekken fra 6000 grader er omtrent 5 ganger mer intens enn strålingen fra 1 m 2 av selve flekken. Av denne grunn virker flekkene mørke eller til og med svarte for oss.

Enhver kropp som falt ned i solen, på selve tiden kortsiktig brytes ned til individuelle atomer, hvorfra elektroner skilles. På en stjerne kan materie utelukkende eksistere i form av plasma.

Konvertering av hydrogen til helium som en termonukleær reaksjon

Solen varmes opp og avgir varme på grunn av den termonukleære reaksjonen som skjer inne.

En termonukleær reaksjon oppstår når tyngre grunnstoffer dannes fra lettere grunnstoffer. Det skjer bare når høyt blodtrykk og oppvarming. Det er derfor reaksjonen kalles termonukleær.

Den viktigste prosessen som skjer på solen er omdannelsen av hydrogen til helium. Det er denne prosessen som er kilden til all energien til solen.
Solkjernen er svært tett og veldig høy temperatur. Voldsomme kollisjoner av elektroner, protoner og andre kjerner forekommer ofte. Noen ganger er kollisjonene av protoner så raske at de, som overvinner kraften til elektrisk frastøtning, nærmer seg hverandre innenfor avstanden til deres diameter. På denne avstanden begynner kjernekraften å virke, som et resultat av at protoner kombineres og frigjør energi.

Fire protoner kombineres gradvis for å danne en heliumkjerne, med to protoner som blir til nøytroner, to positive ladninger frigjøres i form av positroner, og to umerkelige nøytrale partikler - nøytrinoer - vises. Når de møter elektroner, blir begge positronene til gammastrålefotoner (utslettelse).

Hvileenergien til et heliumatom er mindre enn hvileenergien til fire hydrogenatomer.

Forskjellen i masse blir til gammafotoner og nøytrinoer. Den totale energien til alle genererte gammafotoner og to nøytrinoer er 28 MeV. Forskere var i stand til å få termonukleær energi syntese på jorden skaper en eksperimentell reaktor.
Et stort antall lignende transformasjoner forekommer i midten av stjernen. I dette tilfellet blir omtrent en halv milliard tonn (nærmere bestemt 567 millioner tonn) hydrogen omdannet til helium. Samtidig er det bare 562,8 millioner tonn helium som oppsto, det vil si 4,2 millioner tonn mindre. Det er dette tapet av masse som blir til solmasse på 1 sekund.
Dette er mengden energi Solen sender ut i løpet av ett sekund. Denne verdien representerer kraften til solstråling.

Ryktene om den nært forestående slutten viste seg å være noe overdrevne

I 2005 snakket astrofysiker Piers van der Meer med oppsiktsvekkende uttalelse. Ifølge ham har temperaturen på solen vært konstant økende i løpet av det siste århundret. Denne prosessen observeres vanligvis før metamorfose vanlig stjerne inn i en supernova. Dermed spådde forskeren om seks år den uunngåelige eksplosjonen av solen og, som en konsekvens, døden til alt liv på jorden. Men prominensene registrert av NASA indikerte ingen alvorlige endringer på stjernen vår, og global oppvarming fra forrige århundre er assosiert med drivhuseffekt, "biprodukt" menneskelig aktivitet. Dermed viste nyheten om "Dommedag" seg å være noe for tidlig.

Hva er den faktiske temperaturen til solen?

Dette spørsmålet har hjemsøkt forskere i mange århundrer. Utvilsomt er stjernen vår veldig varm, fordi den gir varme, og er mange tusen kilometer fra jorden. Men først på det tjuende århundre klarte astrofysikere å beregne dens mer eller mindre nøyaktige temperatur. Det viste seg at det varierer avhengig av nærheten til kjernen av himmellegemet. Ved midtpunktet er det så mye som femten og en halv million grader Celsius (eller 27 millioner grader Fahrenheit). Øverste laget Helium-hydrogen-atmosfæren til stjernen varmes opp til en million grader, og på overflaten er solens temperatur i Celsius 5515 grader.

Hvordan vet vi dette?

Naturligvis har ikke en eneste kosmonaut eller skip kontrollert fra jorden noen gang fløyet til stjernen vår med et termometer. Solens temperatur i grader kan imidlertid beregnes i laboratoriet fra spektral stråling. Stjernen ser gul ut for oss. Hvis det var varmere, ville vi kalt solen vår blå... Selv om det neppe ville vært noen å kalle den, fordi fremveksten av proteinliv på jorden ved slike sydende temperaturer ville være umulig. Hvis sentrum av vår stjernesystem var kaldere, ville det virke rødlig. Ved å studere strålingen fra stjernen gjennom fargespekteret fant forskerne følgende: temperaturen er lavest på stjernens overflate, og varmen er større dypere mot kjernen.

I hvilke enheter måles solens temperatur?

I hverdagen bruker vi to temperaturmålesystemer: Celsius (i europeiske land) og Fahrenheit (i Amerika). Men astrofysikere bruker et annet metrisk system - Kelvin. Sistnevnte skala og Celsius-systemet er enkle å sammenligne. Det er tross alt bare deres null som ikke stemmer. Celsius tok frysepunktet til vann som referansepunkt, og Kelvin tok absolutt null. Det er minus 273 grader, akkurat dette er kulden som hersker i det luftløse rommet i Space. Dermed er solens temperatur, målt på en vitenskapelig skala, 5800 grader Kelvin ved overflaten, og ved kjernen - 15 500 273 K. Vil disse indikatorene endre seg over tid? Uten tvil! Alle stjerner - og solen er intet unntak - blir født på et tidspunkt, får masse og forvandles til en rød kjempe. Og så begynner aldring: først himmelsk kropp blir en hvit dverg (representerer en enkelt kjerne, uten korona), deretter en svart dverg, til den eksploderer som en supernova. Men stjernen vår, ifølge beregningene fra seriøse forskere, har fortsatt omtrent fem milliarder år igjen til å varme menneskeheten.