Зорі і галактики - Зорі та їх класифікація. Сонце

Зорі та їх класифікація. Сонце

Зорі та їх класифікація

Зорі - самосвітні, тобто з власними джерелами енергії, газові кулі. Звичайні зорі мають енергію від перетворення водню в гелій у процесі термоядерної реакції, що відбувається в ядрах таких зір. У білих карликів і нейтронних зір джерело енергії інше - не термоядерні реакції.

Зоряне небо з МКС

Зоряне небо всіяне міріадами зірок, але з Землі видно лише мала їх кількість. Винуватиця цього наша атмосфера, адже вона не зовсім прозора, до того ж не в усі дні ясна погода. У космосі видимість краще, ніж в найясніший день на Землі, і не видно лише ті об'єкти, які приховані туманностями або іншими зірками. Або які не світяться взагалі.

Земля в порівнянні з найбільшою відомою зіркою

Зірки розрізняються за розміром і розрізняються сильно. Це залежить в основному від двох параметрів, а саме: скільки було водню в околицях при народженні зірки і її життєва стадія. Блакитні гіганти - зірки, які горять швидко і мають колосальні розміри. Червоні карлики горять надзвичайно довго, але мають малі розміри. За фактом невідомий жоден червоний карлик, який закінчив свій життєвий шлях. Сонце зараз проходить стадію жовтого карлика, але прийде час, коли зірка накопичить багато гелію, і Сонце стане червоним гігантом, помітно збільшившись.

Зорі ― «фабрики з виробництва» хімічних елементів. Переважна їх частина з відомої періодичної таблиці Менделєєва (до заліза включно) виникла в зорях внаслідок термоядерних реакцій, а вище від заліза ― під час спалахів Наднових. Синтез хімічних елементів відбувається у зорях впродовж усього їхнього життя поступово: від гелію на початку, до заліза наприкінці.

Зоря — самосвітний космічний об'єкт, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувалися) термоядерні реакції з виділенням енергії.

Зоря — це гравітаційно пов'язана просторово відокремлена непрозора для випромінювання маса речовини, в якій у значних масштабах відбуваються, відбувалися або будуть відбуватися термоядерні реакції перетворення водню на гелій.

Основними характеристиками зір є: видима зоряна величина, абсолютна зоряна величина, світність зорі, колір та температура, розміри зір, маса зорі.

Зорі відрізняються між собою кольором, блиском. А дослідження за допомогою телескопів показують, що двох однакових зір не буває. Ефективні температури лежать у межах від 3000 К до 50 000 К, маси різняться в сотні разів, а радіуси — в мільярди разів.

Стожари, розсіяне скупчення зір у сузір'ї Тельця. Ці зорі мають спільний рух крізь простір.

Область зореутворення у Великій Магеллановій Хмарі.

Видима зоряна величина

Видима зоряна величина m визначає кількість світла, що попадає від зорі у наші очі. Найтьмяніші зорі, які ще можна побачити неозброєним оком, мають m_min=+6^m.

Найяскравіші зорі ще в давнину назвали зорями першої зоряної величини.

Той факт, що одні зорі мають більший, а інші — менший блиск, не дає справжньої інформації про зорю. Дуже яскрава зоря може мати велику світність, але перебувати дуже далеко, а тому мати дуже велику зоряну величину. Для визначення справжнього блиску зорі вводять поняття абсолютної зоряної величини.

Абсолютна зоряна величина

Абсолютна зоряна величина M — це видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби перебувала на стандартній відстані в 10 пк або 32,6 світлового року. Зв'язок між абсолютною зоряною величиною M, видимою зоряною величиною m і відстанню до зорі R (у парсеках) : M=m+5-5\lg R.

Світність зорі

Світність зорі (L) часто виражається в одиницях світності Сонця (дорівнює 4 1033 ерг/с). Світність деяких зір перевищує світність Сонця в сотні тисяч разів. Характеристикою світності є так звана абсолютна величина зорі. Видима зоряна величина залежить від її світності й кольору, а також від відстані до неї. Абсолютною називатиметься величина віднесеної на умовну стандартну відстань до 10 пс якої-небудь зорі.

Зорі високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад, -7, -5. На відміну від зір високої світності, зорі низької світності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютних величин, наприклад, +12 і т. ін.

Особливо багату інформацію дає вивчення спектрів зір

Уже давно спектри більшості зір розрізняються за класами, що позначаються літерами О, В, А, Е, G, К, М - від найгарячіших до найхолодніших, тобто гарячі зорі, що мають блакитний колір, належать до спектральних класів О і В, жовті зорі, подібні до нашого Сонця (G2), належать до спектральних класів від А до G, а холодні червоні зорі - до спектральних класів К і М.

Для ще точнішої класифікації зоряних спектрів у межах кожного класу розробили 10 підкласів, і система класифікації стала настільки точною, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами В і А позначається як ВО, В1, В2... В9, АО і так далі. Отже, якщо кажуть, що зоря має спектр В8, це означає, що він ближчий до спектра А1, ніж, наприклад, до спектра В1.

Колір та температура

Однією з найважливіших характеристик, що визначають фізичний стан небесних світил, є їх температура. Як і інші параметри, температура світил визначається по їх випромінюванню за допомогою тих чи інших теоретичних припущень. Зокрема, вважається, що джерело світла перебуває в стані термодинамічної рівноваги.

Так як останнє не завжди має місце в атмосферах зір, то визначення температури світил різними методами можуть значно відрізнятися один від одного. Ефективна температура зорі являє собою температуру абсолютно чорного тіла, розміри якого дорівнюють розмірам зорі і повне випромінювання якого дорівнює повного випромінювання зорі.

Сонце має поверхневу температуру в 6000 К і температуру надр 13 000 000 К. Температура зорі, певна для різних ділянок її спектра, може бути при цьому різною.

Показник кольору зір. Температура зір визначає їх колір. Зорі з найбільшою температури поверхні (близько 30 000 К) мають блакитно-біле забарвлення. Зорі, поверхнева температура яких близько 3000 К, мають червоне забарвлення.

Сонце з температурою 6000 К на поверхні має жовтим забарвленням. Зорі проміжної поверхневої температури мають забарвлення біле, жовтувато-біле і жовтувато-червоне.

При цьому деякі із зір будуть здаватися нам блакитно-білими (Сиріус, Вега), інші зорі жовтими (Капела, Спіка) і, нарешті, деякі зорі червоними (Антарес, Альдебаран). Як запобіжне забарвлення зорі прийнято наступне: визначається блиск зорі, сфотографований через синій фільтр, і її ж блиск — через жовтий фільтр.

Різниця цих значень називається показником кольору зорі і приймається за міру кольору зорі. Можна дати інше визначення кольору зорі: показником кольору називають різницю між фотографічної величиною зорі і її візуальною величиною. Останнє визначення базується на тому, що фотографічна пластинка найбільш чутлива до блакитних променів, а очі — до жовто-зелених.

Фотографічна й візуальна величини білих зір типу Сіріуса однакові. Блакитні зорі фотографічно будуть більш яскравими, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде негативною. Жовті і червоні зорі фотографічно будуть менш яскраві, ніж візуально. Тому різниця фотографічної і візуальної величини таких зір буде позитивною.

Визначення відстаней до зір

Зорі розташовані в мільйони разів далі, ніж Сонце, тому горизонтальні паралакси зір відповідно в мільйони разів менші, і виміряти такі малі кути ще нікому не вдавалося. Для вимірювання відстаней до зір астрономи змушені визначати річні паралакси, які пов’язані з орбітальним рухом Землі навколо Сонця. У точці С розташоване Сонце; А, В — положення Землі на орбіті з інтервалом 6 місяців; ВС = 1 а. о.— відстань від Землі до Сонця (велика піввісь земної орбіти); S — зоря, до якої треба визначити відстань; ⦟BSC = р — річний паралакс зорі.

Річний паралакс визначає кут, під яким було б видно від зорі велику піввісь земної орбіти (1 а. о.) в перпендикулярному до променя зору напрямку.

Річний паралакс можна вимірювати тільки протягом кількох місяців, поки Земля, а разом із нею і телескоп, рухаючись навколо Сонця, не перемістяться у космічному просторі. Річні паралакси зір астрономи намагалися визначати ще за часів М. Коперника, що могло стати беззаперечним доказом обертання Землі навколо Сонця та утвердженням геліоцентричної системи світу. Але тільки 1837 р. В. Струве в Пулковській астрономічній обсерваторії (Росія) визначив річний паралакс зорі Вега (а Ліри). Найбільший паралакс має найближча до нас зоря Проксима Кентавра — р = 0,76", але її в Європі не видно. З яскравих зір, які можна бачити в Україні, найближче до нас перебуває зоря Сіріус (а Великого Пса), річний паралакс якої р = 0,376".

Відстань до зір вимірюють у світлових роках, але в астрономії ще використовують одиницю парсек (пк) — відстань, для якої річний паралакс р = 1" (парсек — скорочення від паралакс-секунда).

Розміри зір

Ефективна температура зорі визначається із закону Стефана — Больцмана.

Зорі, за рідкісним винятком, спостерігаються як точкові джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити «справжній» диск зорі.

Методи визначення розмірів зір:

за спостереженнями затемнення Місяцем зорі можна визначити кутовий розмір, а, знаючи відстань до зорі, можна визначити її справжні, лінійні розміри;
безпосередньо розміри зорі можна виміряти на спеціальному приладі — оптичному інтерферометрі;
розміри зорі можна розрахувати теоретично, виходячи з оцінок повної світності й температури за законом Стефана-Больцмана.

Маса зір

Маса — найважливіша характеристика кожної зорі, від якої залежать усі інші її параметри: світність, радіус, ефективна температура та інше. Однак, для деяких зір світність практично нічого не говорить про їхню масу. Так зоря-гігант зовсім не обов'язково має бути масивнішою за нормальну зорю-карлика.

Визначення зоряних мас є складною задачею. Визначені маси зір лежать у межах від 0,1 _☉ до 50 М_☉. Тобто, навіть найменші за масою зорі значно масивніші будь-якої планети Сонячної системи. Припускається, що мають існувати зорі з масою більше 100 М_☉. У більшості вивчених зір маси лежать у межах від 0,3 М_☉до 3 М_☉.

Масу можна оцінити для зір, що входять у подвійні зоряні системи, якщо відомі велика піввісь орбіти а і період обертання T. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера.

Сонце, його фізичні характеристики, будова та джерела енергії. Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю

Найближча до Землі зоря ― Сонце

Світло від Сонця йде до нашої планети 8,4 хв.

Від другої за відстанню до нас зорі, Проксими Кентавра, світло йде до Землі 4,3 роки. Інші зорі лежать від нас ще далі.

Зорі не полюбляють самітності, а тому, зазвичай, входять до різних груп: від подвійних зір, де є дві зорі, до зоряних скупчень, що налічують десятки, сотні, тисячі й навіть мільйон зір. Найбільшими зоряними системами у нашому Всесвіті є галактики, що вміщують десятки й сотні мільярдів зір.

Всі ми бачимо, що Сонце жовтого або помаранчевого кольору, але насправді, воно біле. Жовті тони Сонцю дає феномен під назвою «атмосферне розсіювання».

Сонце — джерело тепла і світла для Землі. Годі уявити життя на нашій планеті без Сонця. Майже вся енергія (окрім атомної), яку людина використовує на Землі, — кам’яне вугілля, нафта, газ — це сонячне тепло й світло, накопичені дуже давно рослинами через фотосинтез.

Сонце — зоря, тобто самосвітна газова куля, в надрах якої відбуваються термоядерні реакції перетворення водню в гелій з виділенням енергії. За одну секунду в ядрі Сонця «згорає» понад 4 млн тонн водню, внаслідок чого утворюється стільки енергії (3,75 ×1026Дж), що її вистачило б для нагрівання до окропу води Світового океану.

Сонце масивне і велике розмірами. Його маса у 330 тисяч разів більша, ніж маса Землі, а його поперечник у 109 разів більший поперечника Землі. У Сонці зосереджено понад 98 відсотків усієї маси Сонячної системи. Саме завдяки великій масі, Сонце утримує біля себе планети, астероїди і комети, тобто всі тіла нашої планетної системи.

Спектральний клас Сонця - G2v, воно знаходиться ближче до холодного кінця головної послідовності, і відноситься до класу жовтих карликів. Більшість зірок Чумацького Шляху - «червоні карлики» (відносно малі і холодні зірки), а приблизно 15 % зірок в Галактиці яскравіші за наше Сонце.

Відстань від Землі до Сонця в середньому становить 150 млн км. Говоримо в середньому, бо Земля обертається навколо Сонця по орбіті, форма якої не коло, а еліпс і тому, наприклад, влітку Земля далі від Сонця, ніж взимку. Сучасний космічний корабель може долетіти до Сонця за 7 місяців. Мандрівка до Сонця на літаку (якби таке було можливим) тривала б 20 років, а фантастична в усіх сенсах піша подорож людини до Сонця — 2000 років.

Сонячна система знаходиться в русі відносно центру нашої Галактики. Вона переміщується у напрямку до сузір'я Лебедя. Швидкість становить близько 40 а.о. в рік, або 200 км/с. Для повного оберту необхідно 220 млн. років. Точну швидкість визначити неможливо, адже апекс (центр Галактики) прихований від нас за щільними хмарами міжзоряного пилу. Апекс зміщується на 1,5° кожен мільйон років, і робить повне коло за 250 млн. років, або за 1 «галактичний рік».

Тривалість «життя» Сонця становить 10 млрд років. Нинішній його вік — близько 5 млрд років, тобто Сонце прожило половину терміну свого існування. Ще принаймні один мільярд років Сонце перебуватиме в такому стабільному стані, як в наш час.

Життєвий цикл Сонця

Народжене в люті колосального тиску і надвисоких температур гігантської газопилової хмари, відомій як туманність, Сонце править нашою космічною громадою більше 4 млрд. років. Вчені зараховують наше світило до молодих зірок третього покоління, що утворилися з останків зірок попередніх генерацій. Життєвий цикл Сонця дорівнює приблизно 10 млрд. років. Тобто на даний момент воно пройшло половину еволюційного шляху, відпущеного йому природою. Маса Сонця недостатня для того щоб Сонце закінчило своє життя в колосальному термоядерному вибуху, перетворившись в наднову. Після проходження стадії червоного гіганта в результаті лютих термічних пульсацій зовнішні шари Сонця вивернуться навиворіт і будуть зірвані затухаючим ядерним синтезом, утворивши так звану планетарну туманність.

Кожну секунду на Сонці згорає 700 млрд. тонн водню. Не дивлячись на таку величезну швидкість втрат, енергії Сонця вистачить ще на 5 млрд. років такого життя (приблизно стільки ж років Сонцю від народження). Закінчить своє життя Сонце білим карликом, заздалегідь збільшившись в розмірах і відштовхнувши від себе всі планети. На цих планетах випарується вся вода і зникне атмосфера.

Будова Сонця

Наше світило представляє собою багатошарову неймовірно гарячу плазмо-газову кулю. Його внутрішній об’єм можна розділити на кілька зон з різним складом, властивостями, поведінкою і характеристиками речовини.

Будову Сонця можна представити таким чином:

Ядро - гігантська термоядерня “піч” яка генерую є тепло та енергію у вигляді фотонів. Саме вони несуть Землі життєдайні промені;
Далі йде радіаційна зона, або зона променистого переносу високоенергетичних часток, як її називають астрофізики. Товщина радіаційної зони сягає трьохсот тисяч кілометрів (Це відстань від Землі до Місяця). Вона відрізняється високою щільністю постійно зіштовхуючихся неймовірно гарячих атомів водню і гелію. По суті це і є область термоядерного синтезу;
В двохсот тисячах кілометрів від поверхні починається конвективна зона. Тут панує пекельна атмосфера бурхливих гігантських стовпів газу;
Над поверхню починається зона вихрових газів сонячної атмосфери.

Крім того, існують ще області, звані короною і протуберанцем. А вся зона, розташована вище поверхні світила носить ім’я фотосфери. Щільність, температура і тиск усередині цього гігантського термоядерного реактора зменшуються в міру віддалення від ядра.

Джерело енергії Сонця

Розподіл реакцій протон-протонного ланцюжка за гілками у надрах Сонця.

Наше світило випромінює просто колосальна кількість світлової та теплової енергії, що вимагає не менше величезної витрати палива. До початку XX століття ніхто і припустити не міг, звідки береться це безмежне джерело енергії Сонця. Це були фундаментальні питання фізики на кінець позаминулого століття, на які людство довго не могло знайти зрозумілої відповіді. Щоб зрозуміти ці секрети Сонця і заповнити величезний пробіл в наукових знаннях, потрібен був принципово новий підхід.

Для цього нашій цивілізації знадобився найбільший геній – Альберт Ейнштейн. Його грандіозна теорія, виражена формулою E = mc2 довела, що зірки можуть добувати енергію всередині атомних частинок. Ім’я цій силі, яка мільярди років живить зірки – термоядерний синтез. Це дивно, але маленька субатомна частинка живить гігантські небесні світила мільйони і навіть мільярди років. Завдяки Ейнштейну наша цивілізація дізналася, як вивільнити цю колосальну енергію, приховану в ядрі атома…

Тепер вчені намагаються змоделювати зірку, подібну Сонцю, щоб здобути міць термоядерного синтезу в лабораторії. У науковому комплексі в лісах поблизу Оксфорда побудована найпотужніша на планеті установка даного цільового призначення – Токамак (тороїдальна установка для магнітного утримання плазми), яку британські вчені майже щодня перетворюють на зірку на Землі. У цій величезній магнітній «пляшці» атоми водню зіштовхуються при температурі в 160 млн. градусів.

При такій температурі атоми рухаються настільки швидко, що долають природну силу відштовхування. Атоми які летять зі швидкістю понад 1000 км/с врізаються один в одного і зливаються, утворюючи новий хімічний елемент – гелій – і виділяючи колосальний обсяг чистої енергії. Токамак може підтримувати синтез лише тисячні долі секунди, але всередині Сонця такий процес відбувається безперервно протягом мільярдів років. Причини прості – розміри і тиск.

На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми.

Середня густина сонячної речовини 1400 кг/м³. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак, у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі — у 100 раз більша, ніж середня густина. Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5·10⁵ кг/м³, тиск — близько 2·10¹⁸ Па, а температура — близько 15000 000 К. При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню — зменшується.

Поверхня Сонця

Як і будь-яка зірка, Сонце не має твердої поверхні. Поверхнею прийнято називати зовнішні шари, нагріті до температури в 6000°С які стрясаються жахливої сили вибухами, викидами і виверженнями. Поверхня Сонця неймовірно бурхливе і гучне місце. При погляді з Землі сонячний диск здається безпечним, теплим і однорідним. Насправді на поверхні Сонця існує безліч дрібних і великих деталей, найбільш відомі з яких сонячні плями – темні ділянки, що здаються такими тільки в порівнянні з навколишнім пекельним пейзажем. Якщо прибрати цей контраст, то сонячні плями будуть в десятки разів яскравішими ніж повний Місяць.

Сонячні плями — темні утворення на Сонці, температура яких знижена приблизно на 1500 К у порівнянні з навколишніми ділянками фотосфери. Спостерігаються на диску Сонця (за допомогою оптичних приладів, а в разі великих плям — і неозброєним оком у вигляді темних плям. Сонячні плями є областями виходу у фотосферу сильних (до декількох тисяч гаусів) магнітних полів. Потемніння фотосфери в плямах обумовлено придушенням магнітним полем конвективних рухів речовини і, як наслідок, зниженням потоку перенесення теплової енергії в цих областях.

Кількість плям на Сонці (і пов'язане з ним число Вольфа) — один з головних показників сонячної магнітної активності.

На більш холодних зірках (класу K і холодніше) спостерігаються плями набагато більшої площі, ніж на Сонці.

Число Вольфа («міжнародне число сонячних плям», «відносне число сонячних плям», «Цюріхські число») - числовий показник сонячної активності, пов'язаний з кількістю сонячних плям. Названо на честь швейцарського астронома Рудольфа Вольфа. Є одним з найпоширеніших показників сонячної активності. Популярно в різного роду метеорологічних прогнозах.

Група плям на Сонці. Світлина зроблена у видимому світлі космічним апаратом Hinode 13 грудня 2006 року

Виникнення сонячної плями: магнітні лінії проникають через поверхню Сонця

Анімація: Дуже велика область сонячної плями 2192 обертається через сонячний диск, звернений до Землі, як це видно в обсерваторії сонячної динаміки.

Атмосфера Сонця

Атмосфера нашого світила також неоднорідна, як і інші шари. Вона володіє тим, що вчені називають диференціальним обертанням. У сонячній атмосфері вирують гігантські плазмові опуклості і корональні петлі. Структурно вона складається з трьох шарів:

Фотосфера, що бере свій початок на 200-300 км нижче видимого диска світила. У хімічному складі цієї зони присутній елемент, якого немає на землі, – негативний іон водню з одним протоном і двома електронами;
Хромосфера, яка має червоновато-фіолетове забарвлення і загальну протяжність 10-15 тис. км;
Корона – найзагадковіша і дивна область сонячної атмосфери.

Сонячна Корона

У цьому регіоні розташований небезпечний для Землі епіцентр сонячної бурхливості. Корона вважається однією з головних загадок Сонця. Хоча вона знаходиться в семистах тисячах кілометрів над ядром, вона палає при температурі в мільйон градусів, що абсолютно не характерно для інших зовнішніх шарів. Більш того, це суперечить усім відомим нам законам фізики. Яка ж таємна сила робить температуру корони і ядра практично однаковою? Відповідь може здивувати.

Вся справа в тому, що під короною поверхня Сонця буквально кипить, подібно до величезного пекельного котла. Вся поверхня зірки покрита, так званими конвективними клітинами. Розпечена матерія піднімається зсередини Сонця, досягає поверхні, охолоджується, випускаючи пучки фотонів і гамма-частинок, і потім знову опускається вниз. Кожна «бульбашка» плазми що піднімається перевершує розмірами, наприклад, Дніпропетровську область.

Піднімаючись вона розтікається по поверхні, охолоджується і знову йде вниз. Цей неймовірно бурхливий процес носить циклічний характер. Це відбувається одночасно в мільйонах місць на поверхні Сонця безперервно. В результаті такого процесу температура корони піднімається до понад мільйону градусів.

Сонячний вітер

Фотони, які є джерелом тепла і світла, викликають руйнівне і смертоносне явище, яке прийнято називати сонячним вітром. Вчені ж вважають за краще використовувати інше визначення – корональний викид маси (КВМ), що представляє собою колосальний фронт радіоактивних іонізованих заряджених частинок, що спрямовуються в космічну безодню і спопеляючих все на своєму шляху.

Коли фотони добираються до поверхневих шарів Сонця, вони змушують обертатися зовнішні шари зірки, в результаті чого утворюються найпотужніші магнітні протистояння і ударні хвилі. Розігнавшись до неймовірних швидкостей гази також генерують сильні магнітні поля, які при обертанні Сонця стикаються і вириваються з поверхні. В космічний простір вивергаються магнітні петлі величезного розміру. Деякі з цих утворень настільки великі, що Земля змогла б пройти крізь них з величезним запасом.

Корональні викиди маси (англ. coronal mass ejection, скор. англ. CME)

Викид речовини з сонячної корони.

Від них відривається і мчить на величезній швидкості згусток високорадіоактивної іонізованої плазми. Це і є сонячний вітер або КВМ. Він може пошкодити космічні апарати і навіть загрожувати життю астронавтів. Такий вбивчий фронт іноді досягає Землі за 16 годин. Для порівняння: на найшвидшому космічному кораблі політ до Сонця зайняв би роки, а сонячному вітру на цей шлях потрібні всього лише лічені години. Це дуже швидко.

Корональні викиди маси дарують не тільки феєричне Північне Сяйво, вони можуть завдати непоправної шкоди всій інфраструктурі нашої цивілізації, вивівши з ладу лінії електропередач, знищивши супутники зв’язку і спаливши інтегральні плати комп’ютерних систем управління… Тому спеціальні служби ретельно стежать за активністю Сонця. Траплялися випадки коли результатом рекордного КВМ були пошкоджені земні електромережі в США так Канаді.

Сонячна активність

На наше щастя, Сонце досить спокійна і «врівноважена» зірка, але незважаючи на цей факт, воно нерідко підносить нам неприємні сюрпризи. Для поверхні світила характерні часті спалахи, супроводжувані викидами високотемпературної плазми і газу. Така сонячна активність може мати негативні наслідки для нашого зелено-блакитного оазису. Тим більше, що такий процес носить раптовий і непередбачуваний характер. Він може тривати від кількох годин до кількох діб. Те, що багато людей звикли називати магнітними бурями, і є негативний вплив сонячної активності на людину.

Останній раз пік буйства нашого світила, виражений в прибутті на Землю гігантського потоку КВМ, який спостерігався в 1859 році, коли з усіх технічних засобів міг постраждати лише телеграф. Зараз в епоху нашої повної залежності від високих технологій ми набагато вразливіші перед сонячним вітром такої потужності. Іншими словами, сьогодні вплив сонячної активності на землю, яка обплутана високотехнологічними засобами комунікацій і створюваними ними електромагнітними полями, багаторазово посилився.

Спотворення магнітного поля Землі під дією сонячного вітру

Цікаві факти

Сонце містить у собі 99,87 % маси усієї Сонячної системи.
Середня густина Сонця становить всього 1,4 г/см³, тобто дорівнює густині води Мертвого моря.
Кожну секунду Сонце випромінює в 100 000 разів більше енергії, ніж людство виробило за всю свою історію.
Питома (на одиницю маси) енерговитрата Сонця — всього 2×10^-4 Вт/кг, тобто приблизно така ж, як у купи гнилого листя.
8 квітня 1947 року на поверхні південної півкулі Сонця було зафіксовано найбільше скупчення сонячних плям за весь час спостережень. Його довжина становила 300 000 км, а ширина — 145 000 км. Воно було приблизно в 36 разів більше за площу поверхні Землі і його можна було легко розгледіти неозброєним оком під час заходу Сонця.
Кількість сонячних плям та інтенсивність випромінювання Сонця корелюють між собою. Цікаво те, що сонячна стала зазвичай на кілька десятих відсотка вища, коли кількість сонячних плям найбільша.

Page updated

Google Sites

Report abuse