Pięć cech Słońca

Słońce to tylko jedna z miliardów gwiazd w tej części wszechświata, którą możemy zobaczyć, ale to gwiazda, która daje życie Ziemi, więc jest to ta, w której ludzie są słusznie najbardziej zainteresowany. Jeśli jednak istoty z cywilizacji z innych części galaktyki kiedykolwiek będą się z nami komunikować publicznie, prawdopodobnie rozbiją wszelkie iluzje wielkości, jakie możemy mieć na temat naszej macierzystej gwiazdy.

Jasne, stąd wygląda na duże i gorące, ale w porównaniu z innymi gwiazdami jest małe i stosunkowo fajne. Może być domem dla systemu światów, ale to normalne, jeśli chodzi o gwiazdy. „Nie ma tu nic do zobaczenia, ludzie”, mogą zażartować obcy, kierując swoje międzywymiarowe kapsuły kosmiczne w kierunku bardziej dramatycznych układów gwiezdnych.

Nie byłoby potrzeby zniechęcać się tak znużonym spotkaniem, gdyby kiedykolwiek miało miejsce. Fizyczne właściwości Słońca mogą nie być wyjątkowe w porównaniu z innymi gwiazdami, ale te właściwości dały początek ludzkiemu życiu i to nie tylko wyjątkowe; to cudowne.

Istnieje niezliczona ilość cech słońca, które można docenić, ale oto pięć najbardziej godnych uwagi, plus dodatkowe spojrzenie w przyszłość słońca.

Astrofizycy klasyfikują słońce jako żółtego karła, co od razu daje wyobrażenie o jego pozycji względem innych gwiazd zamieszkujących wszechświat, z których niektóre są olbrzymami. Z naukowego punktu widzenia słońce jest klasyfikowane jako populacja I, gwiazda G2V (V to cyfra rzymska 5).

Większość gwiazd w naszej części galaktyki to gwiazdy pierwszej populacji. Są bogate w metale, co oznacza, że ​​są stosunkowo młode. Metale powstają podczas obumierania dużych gwiazd, a gwiazdy populacji I rodzą się z szczątków tych gwiazd. Gwiazdy populacji I mają zazwyczaj nie więcej niż kilka miliardów lat. Wiek słońca szacuje się na 5 miliardów lat.

Litera G odnosi się do klasyfikacji widmowej Słońca, która jest miarą tego, jak gorące i jasne jest ono w porównaniu z innymi gwiazdami. Istnieje siedem klasyfikacji gwiazd, oznaczonych literami O, B, A, F, G, K i M. O oznacza gigantyczne gwiazdy, które są tak gorące, że emitują niebieskie światło, a M oznacza chłodne gwiazdy karłowate, które emitują światło w zakresie podczerwieni. Jako żółty karzeł, słońce jest poniżej średniej wielkości i temperatury.

Cyfra rzymska V oznacza, że ​​słońce jest gwiazdą ciągu głównego, co oznacza, że ​​znajduje się w środkowej części swojego życia, podczas którego fuzja wodoru w hel zachodząca w jego jądrze wytwarza wystarczające ciśnienie, aby zapobiec grawitacji zawalić się. Liczba 2 odnosi się bardziej konkretnie do charakterystyk spektralnych.

Czas pozostawania gwiazdy w ciągu głównym zależy głównie od jej masy. Słońce jest w sekwencji głównej od 5 miliardów lat i pozostanie tam przez kolejne 5 miliardów lat.

Słońce nie jest tylko wielką kulą płonącego gazu, ale ma złożoną strukturę wewnętrzną, która tworzy cztery odrębne warstwy. Naukowcy dzielą zewnętrzną warstwę, atmosferę, na trzy podwarstwy. Sześć warstw Słońca obejmuje jądro, strefę radiacyjną, strefę konwekcyjną, fotosferę, chromosferę i koronę.

Rdzeń: Najgorętsza część Słońca, jądro, to miejsce, w którym zachodzi fuzja wodoru. Siły grawitacyjne w jądrze są tak silne, że wtłaczają wodór do cieczy o gęstości około 150 razy większej niż woda. Temperatura w jądrze wynosi 15 milionów stopni Celsjusza, czyli 28 milionów stopni Fahrenheita.

Strefa radiacyjna: Strefa bezpośrednio otaczająca rdzeń zmniejsza swoją gęstość wraz ze wzrostem promienia, ale nadal jest wystarczająco gęsta, aby zapobiec ucieczce światła. Promieniowanie wytwarzane w wyniku reakcji syntezy jądrowej stale zachodzącej w jądrze zajmuje 100 000 lat, aby odbić się w strefie promieniowania, zanim ucieknie w kosmos.

Strefa konwekcji: Strefa konwekcji to obszar o wysokiej turbulencji, który rozciąga się od głębokości 200 000 km do widocznej powierzchni. W tej strefie gęstość spada do poziomu, który umożliwia przekształcenie światła z rdzenia w ciepło. Przegrzane gazy i plazmy wznoszą się, ochładzają i ponownie opadają, tworząc złożony kocioł dużych bąbelków, zwany komórkami konwekcyjnymi.

Fotosfera: Warstwa atmosfery słonecznej widoczna z Ziemi to fotosfera. Temperatura spadła do 5800 C (10 000 F). Fotosfera jest podziurawiona rozbłyskami słonecznymi i plamami słonecznymi, które są ciemnymi, chłodnymi obszarami powstałymi, gdy pole magnetyczne Słońca przebija się na powierzchnię.

Chromosfera: W chromosferze, która rozciąga się około 2000 km nad fotosferą, temperatura wzrasta do 20 000 C (36 032 F). Ta warstwa ma swoją nazwę, ponieważ kolor emitowanego światła zmienia się na czerwonawy.

Korona: Najbardziej zewnętrzna warstwa Słońca, korona, jest zwykle niewidoczna, ale staje się widoczna z Ziemi podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Gęstość gazów jest około miliard razy mniejsza niż wody, ale temperatura może sięgać nawet 2 miliony C (3,6 miliona F). Powód tego wzrostu nie jest do końca poznany, ale naukowcy podejrzewają, że ma to związek z nieustannie występującymi tam burzami magnetycznymi.

Dla innych gwiazd we wszechświecie słońce może być karłem, ale dla ludzi na Ziemi jest niezrozumiałe. Jedną z najczęściej wymienianych cech Słońca jest to, że można w nim umieścić 1,3 miliona planet wielkości Ziemi. Gdybyś ułożył te planety obok siebie, potrzebowałbyś 109 z nich, aby objąć średnicę Słońca.

Pod względem statystycznym średnica Słońca wynosi około 1,4 miliona km (864 000 mil), a jego obwód to około 4,4 miliona km (2,7 miliona mil). Ma objętość 1,4 × 10²⁷ metrów sześciennych i masie 2×10³⁰ kilogramów, czyli około 330 000 mas Ziemi.

Mimo że Słońce jest tak duże w porównaniu z Ziemią, należy pamiętać, że naukowcy zaobserwowali gwiazdy, które są wielokrotnie większe. Jedną z największych obserwowanych do tej pory gwiazd jest czerwony olbrzym Betelgeza. Jest około 700 razy większa niż Słońce i około 14 000 razy jaśniejsza. Gdyby zajęło miejsce Słońca, sięgałoby aż do orbity Saturna.

Pole magnetyczne Słońca zmienia polaryzację co 11 lat, a to tworzy odpowiedni cykl aktywności plam słonecznych i rozbłysków słonecznych. Na początku i na końcu każdego cyklu aktywność plam słonecznych jest słaba lub nie istnieje, a aktywność osiąga maksimum w połowie każdego cyklu.

Aktywność powierzchniowa Słońca wpływa na wszystkich na Ziemi. W okresach wysokiej aktywności powierzchniowej, kiedy rozbłyski słoneczne są powszechne, zorza polarna staje się bardziej wyraźna, a zwiększone promieniowanie wpływa na komunikację, a nawet może stanowić zagrożenie dla zdrowia.

Najbardziej znane zaburzenia związane z rozbłyskiem słonecznym miały miejsce w 1859 roku. Znany jako super rozbłysk Carringtona, zakłócił globalne systemy telegraficzne. Niektórzy naukowcy uważają, że gdyby takie wydarzenie miało miejsce dzisiaj, spowodowałoby globalną katastrofę.

Ponieważ aktywność słoneczna może mieć taki wpływ na Ziemię, naukowcy monitorują ją od 1755 roku, kiedy to zaobserwowano początek pierwszego cyklu. Od tego czasu słońce przeszło 24 pełne cykle. Cykl 25 rozpoczął się w 2019 roku, a przejście z cyklu 24 było niezwykle ciche, co zdziwiło naukowców śledzących aktywność Słońca.

Astronomowie uważają, że Słońce i wszystkie planety powstały z obłoku kosmicznego gazu. Gdy gaz kurczył się pod wpływem siły grawitacji, zaczął się obracać i, jak można się było spodziewać, słońce nadal się kręci. Będąc wielką kulą gazu, nie zdradza tego łatwo. Naukowcy wiedzą, ponieważ są w stanie obserwować ruch plam słonecznych na powierzchni.

Ponieważ słońce jest w większości gazem, jego różne części obracają się z różną prędkością. Region równikowy ma okres rotacji wynoszący 25 dni, ale rotacja w regionach polarnych trwa 36 dni. Co więcej, rdzeń i strefa radiacyjna zachowują się jak ciało stałe i obracają się jako jednostka, podczas gdy rotacja w strefie konwekcji i fotosferze jest bardziej chaotyczna. Przejście między tymi dwiema strefami rotacyjnymi jest znane jako tachoklina.

Pamiętaj, że słońce jest populacją, którą gwiazduję, co oznacza, że ​​zawiera metale. Jednym z nich jest żelazo, a obecność żelaza w wirującym korpusie jest receptą na pole magnetyczne. Pole magnetyczne Słońca jest około dwa razy silniejsze niż ziemskie, ale ponieważ Słońce jest o wiele większe, jego pole rozciąga się znacznie dalej. Najdalsze zakątki tego pola magnetycznego, niesione przez strumień naładowanych cząstek, znany jako wiatr słoneczny, sięgają nawet poza krawędź Układu Słonecznego.

Prawdopodobnie nikogo nie będzie w pobliżu, więc zobacz, ale Słońce w końcu zamieni się w jeden z najbardziej malowniczych obiektów w kosmosie – mgławicę planetarną. Jednak zanim to się stanie, żółty karzeł, którego poznaliśmy i na którym polegamy, będzie rósł i rozszerzał się, aż jego promień zewnętrzny wykroczy poza orbitę Ziemi. Słońce pochłonie ziemię, która przestanie istnieć, ale nie ma w tym tragedii. To właśnie dzieje się z gwiazdami wielkości Słońca.

W przeciwieństwie do bardzo dużych, gorących gwiazd, które zapadają się pod własnym ciężarem, przechodząc w supernową i kurcząc się w neutron gwiazdy, a nawet grawitacyjne osobliwości znane jako czarne dziury, gwiazdy wielkości Słońca starzeją się znacznie więcej spokojnie.

Kiedy słońce zabraknie wodoru do spalenia w swoim jądrze, zacznie się zapadać, ale zintensyfikowane siły grawitacyjne rozpoczną proces fuzji helu, a zapadnięcie zmieni się w nowy okres ekspansja. Zewnętrzna powłoka wydmuchnie się prawie na orbitę Marsa i ostygnie, a Słońce stanie się czerwonym olbrzymem.

Kiedy rdzeń wyczerpie się z materiału topliwego, zapadnie się ponownie, ale zewnętrzna powłoka będzie zbyt daleko, aby mogła zostać przyciągnięta i po prostu odpłynie. W międzyczasie supergorące jądro wyśle ​​jonizujące wiązki promieniowania, które zamieni dyfundujący obłok, który jest teraz mgławicą planetarną, w rozbrykany, kolorowy pokaz.

Dobrze znane zdjęcia Mgławicy Ślimak, Mgławicy Pierścień i innych międzygwiezdnych cudów dają przedsmak tego, co czeka Słońce za około 5 miliardów lat, w ciągu eonów.