Слънце

Автор: Росен Илиев

 

 
    Слънцето е единствената звезда в нашата Слънчева система. То представлява почти идеална сфера, съставена от гореща плазма и магнитни полета. Древните гърци наричали Слънцето “хелиос”, а римляните “сол’’ То е средна по размер жълта звезда, близо 109 пъти по-голямо от Земята (с диаметър 1 392 000 км), а масата му (около 2 × 1030 kg, 330 000 пъти повече от земната) съставлява около 99% от общата маса на Слънчевата система. При полюсите слънчевото гравитационно ускорение е 274 m/s. Слънцето спада към спектрален клас  G. На повърхността температурата му е около 5000 K (4726 °C), а в ядрото около 10 000 000-22 000 000˚С.  То се състои от 2 x 103 газове, 75% водород и 25 %  хелий. В ядрото си Слънцето преобразува 620 милиона тона водород в хелий всяка секунда. Тъй като Слънцето се е образувало преди 4,5 милиарда години, вече е използвало около половината от първоначалния си водород. В тези термоядрени реакции, Слънцето губи 4 милиона тона маса в секунда. Слънцето ще  изчерпи ядреното си гориво за около 5 млр. години. Когато това се случи, то ще избухне в планетарна мъглявина, гигантска черупка от газ, която ще унищожи планетите в Слънчевата система (включително и Земята). Тогава то ще се превърне в бяло-джудже, звезда не по-голяма по-размер от Земята
 

Основна информация за Слънцето

Средно разстояние от Земята:

149,598,000 км

Среден ъглов диаметър:

32 ъгл.мин.

Радиус:

696,109 км

Maса:

1.9891 x 1030 кг

Състав:

74% водород

 

25% хелий

 

1% други

Средна плътност:

1410 кг/м3

Средна температура:

5800K

Светимост:

3.86 x 1026 W (вата)

Орбита около галактиката:

220 млн. г.

Орбитална скорост:

220 км/с

    Нашето Слънце е трето поколение звезда. Звездите от второ поколение не само горят водород, но и изгарят по-тежки елементи (елементите по-тежки от водород и хелий), като са се формирали от експлозии на свръхнови .
Елементът хелий е кръстен на Слънцето (наричано от гърците "хелиос"), тъй като е открит за първи път на Слънцето. Хелий е в изобилие на Слънцето, но е рядък на Земята. Елементът  хелий бе открит от Жул Янсен по време на пълното слънчево затъмнение през 1868 г., а Норман Локиер предложил името хелий. Съставът на Слънцето се изследва, чрез спектроскопия, в която се изучава видимата светлина (спектър) на Слънцето. Абсолютната величина на Слънцето е +4,83, но поради неговата голяма близост до Земята то е най-яркият обект в небето с видима величина -26,74.  Слънцето обикаля около центъра на Млечния път със скорост от 220 км/сек и на разстояние от 33 000 св. г. Горещата корона на Слънцето непрекъснато се разширява в пространството, създавайки слънчев вятър, който може да бъде опасен за живота на Земята.  Средното разстояние между Слънцето и Земята е приблизително 149,6 млн. км (1 AU), като то варира при движението на от перихелия през януари до афелият през юли . При това средно разстояние светлината пътува от Слънцето до Земята за около 8 минути и 19 секунди. 
 
 
Строеж на Слънцето
Фотосфера
   Това е най-вътрешната част от слънчевата атмосфера. Името й произхожда от гръцки и означава означава светлинен слой. Този слой е основен и от него е прието да се измерват височините във фотосферата на Слънцето. По-високите слоеве, разположени над основния слой, поглъщат незначително количество енергия, след което безпрепятствено я излъчват в пространството, т.е. оптичната дебелина намалява, поради което температурата също намалява с нарастването на височината. Яркостта на фотосферата рязко спада към края на слънчевия диск. Фотосферата съответства на тънък плазмен слой с дебелина около 550 км, в който температурата намалява с нарастването на височината. Тя е тънка обвивка, от която лъчението на оптичния диапазон се излъчва в космическото пространство, без някакво съществено разсейване и поглъщане от по-високите слоеве на слънчевата атмосфера.  Фотосферата е доста по-разредена от земната атмосфера.
Хромосфера
    Слоят от Слънцето над фотосферата се нарича хромосфера,от гръцкия корен хрома, което означава цвят, поради факта че хромосферата се вижда като цветна светкавица в началото и края на всички затъмнения на Слънцето.  За нея са характерни мощни плазмени взривове.  Те представляват слънчеви изригвания с температура около 20 000 000-30 000 000˚ К. Температурата в хромосферата се увеличава постепенно с надморската височина, като достига до около 20 000 K близо до върха.  В горната част на хромосферата хелият става частично йонизиран. Хромосферата на Слънцето може да се наблюдава по време на пълни слънчеви затъмнения или със специално приспособление към слънчевите телескопи, наречено коронограф, който създава изкуствено затъмнение.  Слоят с височина от 300 до около 500 км се нарича долна хромосфера. При слънчеви затъмнения този слой излъчва слаб непрекъснат спектър с емисионни линии. В спектъра на Слънцето същите линии се наблюдават като абсорбционни от слой на фотосферата с температура T » 5 000 K. Средната хромосфера се простира на височина от 500 до 2 000 км. Горната хромосфера е разположена на височина от около 2 000 до 2 500 км. Тя не е нееднороден слой. Тя се състои от спикули. Те могат да се наблюдават на края на слънчевия диск като радиални колони от слънчева плазма до височини 10 000 км и диаметър около 1 000 км. В тях плазмата се движи радиално със скорост около 20 km/s и имат плътност няколко пъти по-висока от съседните несмутени области на хромосферата. Когато достигнат короната те се разсейват и изчезват. Средното време на съществуване на спикулите е около 10 минути. В определен момент могат да се наблюдават 100 000 спикули. Спикулите образуват т. нар. хромосферна мрежа. Те са подредени по вълните на подфотосферната конвекция (супергранулите и фотосферна мрежа). 
Корона
   Короната е разширяване на външната атмосфера на Слънцето, което е много по-големо по обем, отколкото самото Слънце. Короната непрекъснато се разширява в космоса, като изпраща слънчевия вятър, който изпълва цялата Слънчева система. Ниската корона, в близост до повърхността на Слънцето, има плътност на частиците около 1015-1016 м^3. Тя е изключително гореща със  средната температура на короната и слънчевия вятър е около 1,000,000-2,000,000 K, обаче в най-горещите региони е 8,000,000-20,000,000 К.  Поради това тя разпраща слънчевия вятър в планетното пространство.
Преходният слой между хромосферата и короната започва от височина 2 000 km и се простира до около 3 000 км . Този слой няма рязка граница поради взаимното проникване на хромосферната и короналната плазма. Хромосферната плазма прониква в короната и поражда явления до височини над 10 000 км, наречени протуберанси. Протуберансите имат имат физически характеристики, подобни на тези на хромосферата. Те се наблюдават до 40 000 км височина. Короналната плазма, с температура около 100 пъти по-висока от хромосферната, прониква в по-ниските слоеве на хромосферата между спикулите. 
Магнитното поле
    Слънцето е магнитно активна звезда. Тя поддържа милиони пъти по- силно магнитно поле от земното, което варира от година-към-година и обръща посоката си на всеки 11 години по целия слънчев максимум. Магнитното поле води до много ефекти на Слънцето, включително слънчевите петна на повърхността му, слънчевите изригвания, както и слънчевия вятър. Влиянието на слънчевата активност върху Земята включва сиянията във високите географски ширини, както и прекъсването на радио комуникациите и електрическата енергия. Слънчевата активност се смята, че е изиграла важна роля във формирането и еволюцията на Слънчевата система. Слънчевата активност променя структурата на външната атмосфера на Земята. 
Цялата материя на Слънцето е под формата на газ и плазма, поради високите си температури. Това дава възможност Слънцето да се върти по-бързо при екватора си (за около 25 дни), отколкото при по-високите географски ширини (за около 35 дни близо до неговите полюси). Диференциалното въртене по ширина на Слънцето причинява линиите на магнитното поле, които се усукват заедно с течение на времето, което води до магнитното контурно поле. Слънчевото магнитно поле се простира далеч отвъд самото Слънце. Магнитния слънчев вятър разпространява магнитното поле на Слънцето в пространството, формирайки нещо, което се нарича междупланетно магнитно поле. Тъй като плазмата може само да се движи по линиите на магнитното поле, междупланетното магнитно поле първоначално се разтяга радиално от Слънцето. Тъй като областите над и под слънчевия екватор имат различни полярности сочещи към и далеч от Слънцето, съществува тънък слой в Слънцето, който се нарича Хелиосфера. 
Слънчевото ядро
     Ядрото съставлява  около 20–25% от слънчевия радиус. То има плътност, достигаща 150 g/cm3 (около 150 пъти повече от плътността на водата), и температура почти 15,7 млн. К. Ядрото се върти с голяма скорост. Енергията в него се получава в следствие на ядрен синтез, при който водородът се преобразува в хелий.  Генерирането на енергия чрез ядрен синтез в ядрото се променя с разстоянието от центъра на Слънцето. Скоростта на ядрения синтез в ядрото се намира в равновесие: малко по-висока скорост би предизвикала по-голямо нагряване на ядрото и топлинно разширение към масата на външните слоеве, което би намалило скоростта, а малко по-ниска скорост би довела до охлаждане и леко свиване, увеличавайки скоростта до равновесното ниво.  Гама-лъчите  освобождавани при ядрения синтез, се абсорбират от слънчевата плазма само на милиметри от мястото на реакцията, след което се излъчват отново в произволна посока и с малко по-ниска енергия. Поради тази причина достигането на излъчването до повърхността на Слънцето отнема много време, между 10 и 170 хил. години.