Mirando a la estrella, que ha calentado e iluminado nuestro planeta durante miles de millones de años, pocos de nosotros nos damos cuenta de que tenemos un reactor termonuclear natural en funcionamiento. Una comparación tan formidable y aterradora está relacionada con la naturaleza del Sol, que por su origen y composición es una estrella típica de nuestra galaxia. A pesar de que los procesos que ocurren en el Sol no pueden llamarse dadores de vida, esta estrella nos trae la vida.
Que es el sol
¿Por qué el Sol, una estrella que se parece a miles de millones de personas en la galaxia de la Vía Láctea, está tan interesado en los astrofísicos y los científicos nucleares? El hecho es que esta es la estrella más cercana a nosotros, gracias a la cual podemos entender la esencia de los procesos que se están librando en el Universo desde el momento de su nacimiento. Habiendo estudiado el Sol, entenderemos qué son las estrellas, cómo viven y cómo termina este brillante espectáculo. Otras estrellas, debido a su distancia significativa de nuestro sistema solar, no pueden mostrarnos las peculiaridades de su apariencia.
Nuestra estrella es el objeto central del sistema solar, alrededor del cual ocho planetas, asteroides y enanos, cometas y otros objetos espaciales giran en sus órbitas. El sol pertenece a las estrellas de la clase G de acuerdo con la clasificación de Harvard. De acuerdo con la clasificación de Angelo Secchi, el Sol, al igual que Arcturus y Capella, es una enana amarilla de clase II. A diferencia de otras estrellas, ubicadas en docenas, a cientos de años luz de nuestro planeta, nuestra estrella está ubicada casi al lado. La Tierra está separada del Sol 150 millones de kilómetros, una distancia insignificante en comparación con las enormes distancias que prevalecen en el universo.
La estrella más cercana al Sol, Proxima Centauri, la enana roja, está a 4 años luz. Estamos lejos de las nebulosas y los cúmulos de estrellas, que son las áreas más turbulentas de la galaxia. Esta disposición garantiza el movimiento silencioso del Sol en su órbita durante 14 mil millones de años, ya que se formaron la galaxia Vía Láctea y nuestro Universo en su conjunto. La velocidad de la estrella en órbita alrededor del centro galáctico es de 200 km por segundo.
Para los estándares de la tierra, 150 millones de kilómetros es una larga distancia. Sin embargo, incluso a tal distancia, sentimos el calor que irradia el sol. La luz de nuestra estrella nos llega durante 8 segundos y continúa calentando e iluminando nuestro planeta. Se trata del tamaño de nuestra estrella. A pesar de que nuestra estrella pertenece a las estrellas normales con una masa promedio, su masa supera las 700 veces la masa de todos los cuerpos celestes del Sistema Solar. El tamaño del disco solar hoy en día está definido y asciende a 1 millón 392 mil 20 km. Esto es 109 veces el diámetro de la Tierra.
El origen del sol, su vida y su muerte.
Nuestra estrella nació junto con otras estrellas hace más de 4-5 mil millones de años. La nube de gas, que se formó como resultado de cataclismos cósmicos de enorme escala, se convirtió en la casa de nacimiento del sol. Según una versión, las nubes de gas aparecieron como resultado del Big Bang, que sacudió el espacio. En términos de su composición, las nubes de gas y polvo consistían en 99% de átomos de hidrógeno. Solo el 1% provino de átomos de helio y otros elementos. Todo el conjunto de elementos bajo la acción de las fuerzas gravitacionales recibió el ímpetu necesario y comenzó a comprimir fuertemente en una sustancia.
Cuanto más rápido crecía la masa, más rápida era la velocidad de rotación. Los átomos se combinaron para formar grandes compuestos, formando hidrógeno molecular y helio. Como resultado de los procesos físicos y la rápida rotación, se formó una formación esférica en el centro de la nube. Apareció una protoestrella, la forma más antigua, que precede a la formación posterior de una estrella de pleno derecho. La cantidad inicial de gas cósmico excedió el tamaño actual de nuestro sistema solar. En el futuro, bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales, la materia estelar comenzó a contraerse fuertemente, aumentando la masa de la futura estrella.
Junto con una disminución en el tamaño de la protoestrella, la presión dentro de la sustancia estelar aumentó. Esto a su vez condujo a un rápido aumento de la temperatura dentro de la formación de gas. Alta densidad y temperatura de 100 millones. Kelvin lanzó el proceso de fusión termonuclear de hidrógeno.
La reacción termonuclear genera una enorme cantidad de calor y energía luminosa, que se propaga desde las regiones internas del Sol a su superficie. Cada segundo de su superficie, más de 4 millones de toneladas se evaporan en espacios abiertos. Dado que nuestra estrella ha existido por más de mil millones de años y continúa brillando sin cambios visibles y significativos, podemos concluir que las reservas de hidrógeno de nuestro Sol son enormes. Cuando esta reserva se agota, solo queda por adivinar, haciendo cálculos matemáticos. A juzgar por los cálculos de los científicos, el Sol todavía se calentará y brillará durante mil millones de años, hasta que se agoten las existencias de combustible termonuclear.
A medida que la intensidad de los procesos termonucleares desaparece, comienza la fase final de la vida de la estrella. La densidad de la estrella disminuirá, pero su tamaño aumentará significativamente. En lugar de una enana amarilla, el Sol se convertirá en un Gigante Rojo. Habiendo llegado a esta etapa, nuestra estrella dejará la secuencia principal y esperará tranquilamente su muerte. La humanidad no puede esperar la final de este drama, ya que el gigantesco Sol Rojo destruirá con su fuego prácticamente toda la vida en nuestro planeta. La superficie de un enorme disco rojo puede calentarse hasta una temperatura de 5800 K. El radio del Sol será 250 veces más grande que los valores actuales.
Gradualmente, la temperatura de la superficie disminuirá y la estrella aumentará de tamaño. Su luminosidad también aumentará notablemente, en 2,700 veces el brillo actual. Los primeros en desaparecer son Mercurio y Venus. El planeta Tierra, inevitablemente, en decenas de miles de millones de años dejará de existir. La atmósfera del planeta desaparecerá bajo la influencia del viento solar, el agua se evaporará y la superficie del planeta se convertirá en un bloque de piedra caliente.
En esta fase, nuestra estrella permanecerá por varias decenas de millones de años. Después de que la temperatura en el centro del núcleo solar alcance los 100 millones de grados Kelvin, comenzará el proceso de quema de helio y carbono. Una nueva ronda de reacciones en cadena finalmente agotan el sol. La masa muy reducida de la estrella no podrá sostener la capa externa, y los procesos termonucleares pulsantes se disiparán en el espacio. En lugar de una gigante roja, se forma una nebulosa planetaria, en cuyo centro permanecerá el núcleo de la antigua estrella, una enana blanca. En otras palabras, en decenas de miles de millones de años, nuestra estrella hospitalaria se convertirá en un pequeño objeto denso y caliente del tamaño de nuestro planeta. En este estado, la estrella permanecerá durante bastante tiempo, muriendo y ardiendo lentamente.
Estructura y estructura del sol.
La proximidad del Sol le permite hacerse una idea de su estructura y estructura, para obtener información sobre cómo funciona este reactor de fusión natural y qué procesos tienen lugar en él. Será interesante desmontar la estructura, que consta de los siguientes componentes:
- núcleo
- zona de energía radiante;
- zona convectiva;
- taquiclina
A continuación, comienzan las capas de la atmósfera solar:
- fotosfera
- cromosfera
- prominencias
La estrella no es un sólido, debido al hecho de que estamos tratando con un gas caliente, fuertemente comprimido en una región esférica. A tales temperaturas, la existencia de cualquier sustancia en forma sólida es físicamente imposible. La luz brillante y el calor emitido por el sol son el resultado de los mismos procesos que una persona encontró al crear una bomba atómica. Es decir La materia bajo la influencia de una enorme presión y altas temperaturas se convierte en energía. El combustible principal es el hidrógeno, que en el Sol es 73.5-75%, por lo que la principal fuente de calor es el proceso de fusión termonuclear del hidrógeno, concentrado principalmente en el núcleo, la parte central de la estrella.
El núcleo solar es de aproximadamente 0,2 radios solares. Es aquí donde van los procesos principales, debido a los cuales el Sol vive y suministra energía luminosa y cinética al espacio circundante. El proceso de transferencia de energía radiante desde el centro de la estrella a las capas superiores se lleva a cabo en la zona de transferencia radiante. Aquí, los fotones que aspiran desde el núcleo a la superficie se mezclan con partículas de gas ionizado (plasma). Debido a esto, se intercambia energía. En esta parte del globo solar hay una zona especial, la taquiclina, que es responsable de la formación del campo magnético de nuestra estrella.
Luego comienza la región más grande del Sol: la zona convectiva. Esta área es casi 2/3 del diámetro solar. Solo el radio de la zona convectiva es casi igual al diámetro de nuestro planeta: 140 mil kilómetros. La convección es un proceso en el que un gas denso y calentado se distribuye uniformemente en todo el volumen interno de una estrella hacia la superficie, emitiendo calor a las siguientes capas. Este proceso ocurre continuamente y puede verse observando la superficie del Sol con un telescopio poderoso.
En el borde de la estructura interna y la atmósfera de la estrella se encuentra la fotosfera, una delgada concha de solo 400 km de profundidad. Eso es lo que vemos en nuestras observaciones del sol. La fotosfera está formada por gránulos y es heterogénea en su estructura. Las manchas oscuras son reemplazadas por áreas brillantes. Dicha heterogeneidad se asocia con diferentes períodos de enfriamiento de la superficie del sol. En cuanto a la parte invisible del espectro de la superficie de nuestra luminaria, en este caso estamos tratando con la cromosfera. Esta es una capa densa de la atmósfera solar, y solo se puede ver durante un eclipse solar.
Los objetos solares más interesantes para la observación son las prominencias, que parecen fibras largas, y la corona solar. Estas formaciones son gigantescas emisiones de hidrógeno. Hay prominencias y se mueven a lo largo de la superficie del Sol con una velocidad enorme: 300 km / s. La temperatura de estos bucles supera la marca de 10 mil grados. La corona solar es la capa exterior de la atmósfera, que es varias veces más grande que el diámetro de la estrella. El límite exacto de la corona solar no lo es. Su borde visible es solo una parte de esta gran educación.
La etapa final de la actividad solar es el viento solar. Este proceso está asociado con el flujo natural de salida de materia estelar a través de las capas externas hacia el espacio circundante. El viento solar consiste principalmente en partículas elementales cargadas - protones y electrones. Dependiendo del ciclo de actividad solar, la velocidad del viento solar puede variar desde 300 km por segundo hasta la marca de 1500 km / s. Esta sustancia se distribuye por todo el sistema solar, afectando a todos los cuerpos celestes de nuestro espacio cercano.
Otras estrellas en la secuencia principal tienen aproximadamente la misma estructura. Otros cuerpos celestes que vemos en el cielo nocturno pueden tener una estructura diferente. Las diferencias pueden consistir solo en la masa de la estrella, que en este caso es un factor clave para la actividad estelar.
Características de nuestra estrella.
Como todas las estrellas normales, de las cuales la mayoría en el Universo, el Sol es el objeto principal de nuestro sistema planetario. La enorme masa de la estrella y sus dimensiones proporcionan un equilibrio de fuerzas gravitacionales, proporcionando un movimiento ordenado de cuerpos celestes a su alrededor. A primera vista, nuestra estrella no es nada especial. Sin embargo, en los últimos años, se han hecho varios descubrimientos que hacen posible afirmar la singularidad del sol. Por ejemplo, el Sol produce un orden de magnitud menos de radiación en el rango ultravioleta que otras estrellas del mismo tipo. Otra característica es el estado de nuestra estrella. El sol pertenece a estrellas variables, pero a diferencia de sus hermanas en el espacio, que varían en intensidad y brillo de la luz, nuestra estrella sigue brillando con una luz uniforme.
También libera una gran cantidad de energía, con solo el 48% de esta cantidad visible. Invisible para el ojo humano, la radiación infrarroja representa el 45% de la energía del sol. De todas las enormes cantidades de radiación solar, nuestro planeta recibe absolutamente migajas, aproximadamente la billonésima parte de una parte, pero esto es suficiente para mantener el equilibrio de las condiciones creadas en la Tierra.
Conclusión
Al estimar los datos del Sol obtenidos hasta la fecha, no se puede decir que conocemos a fondo la naturaleza de nuestra estrella. Todas las ideas sobre la estructura y la estructura del Sol se basan en modelos matemáticos y físicos creados por el hombre. El análisis de los procesos que ocurren dentro de nuestra estrella y en su superficie nos permite encontrar una explicación de los procesos y fenómenos que ocurren en nuestro planeta. El sol no es solo un generador de energía que calienta nuestro planeta, sino también la fuente más poderosa de emisión de radio y ondas electromagnéticas que afectan la biosfera de la Tierra. Cualquier cambio en la actividad del Sol se refleja instantáneamente en el estado del clima de la Tierra y nuestro bienestar.
