Невозможно е да се објасни… 29 септември 2016 година

Научниците од лабораторијата за млазен погон на НАСА и Националната лабораторија Лос Аламос (САД) составија листа на астрономски феномени забележани во Сончевиот систем, а кои е сосема невозможно да се објаснат...

Овие факти се многупати проверувани, а во нивната реалност нема сомнеж. Но, тие воопшто не се вклопуваат во постоечката слика на светот. А тоа значи дека или не ги разбираме баш правилно законите на природата, или... некој постојано ги менува токму овие закони.

Еве неколку примери:

Кој ги забрзува вселенските сонди

Во 1989 година, истражувачкиот апарат Галилео тргна на долго патување до Јупитер. За да му ја дадат потребната брзина, научниците користеа „гравитациски маневар“. Сондата ѝ се приближи на Земјата двапати за да може гравитационата сила на планетата да ја „турне“, давајќи дополнително забрзување. Но, по маневрите, брзината на Галилео се покажа дека е поголема од пресметаната.


Техниката беше разработена, а претходно сите уреди нормално оверклокуваа. Тогаш научниците мораа да испратат уште три истражувачки станици во длабоката вселена. Сондата NEAR отиде до астероидот Ерос, Розета полета да ја проучува кометата Чурјумов-Герасименко, а Касини отиде до Сатурн. Сите тие го изведоа гравитациониот маневар на ист начин, а за сите крајната брзина се покажа поголема од пресметаната - научниците сериозно го следеа овој индикатор по забележаната аномалија со Галилео.

Немаше објаснување за тоа што се случува. Но, поради некоја причина, сите уреди испратени на други планети по Касини не добија чудно дополнително забрзување за време на гравитациониот маневар. Значи, што беше тоа „нешто“ во периодот од 1989 година (Галилео) до 1997 година (Касини) што им даде дополнително забрзување на сите сонди кои одеа во длабоката вселена?

Научниците сè уште креваат раменици: кој требаше да „турка“ четири сателити? Во уфолошките кругови, постоеше дури и верзија дека некоја Виша интелигенција одлучила дека ќе биде неопходно да им се помогне на Земјаните да го истражуваат Сончевиот систем.

Овој ефект не е забележан сега, а дали некогаш ќе се појави повторно не е познато.

Зошто Земјата бега од сонцето?

Научниците одамна научија да го мерат растојанието од нашата планета до ѕвездата. Сега се смета за еднакво на 149.597.870 километри. Претходно се веруваше дека тоа е непроменливо. Но, во 2004 година, руските астрономи открија дека Земјата се оддалечува од Сонцето за околу 15 сантиметри годишно - 100 пати повеќе од грешката во мерењето.

Се случува нешто што претходно беше опишано само во научно-фантастични романи: планетата отиде на „слободно плови“? Природата на патувањето што започна сè уште не е познато. Се разбира, ако стапката на отстранување не се промени, ќе поминат стотици милиони години пред да се оддалечиме од Сонцето доволно за планетата да замрзне. Но, одеднаш брзината ќе се зголеми. Или, напротив, Земјата ќе почне да се приближува до ѕвездата?

Засега никој не знае што ќе се случи понатаму.

Кој не дозволува „пионерите“ да одат во странство?

Американските сонди Pioneer 10 и Pioneer 11 беа лансирани во 1972 и 1983 година, соодветно. Досега тие веќе требаше да летаат надвор од Сончевиот систем. Меѓутоа, во одреден момент и едниот и другиот од непознати причини почнале да ја менуваат траекторијата, како некоја непозната сила да не сакала да ги пушти предалеку.

Pioneer 10 веќе отстапил за четиристотини илјади километри од пресметаната траекторија. Pioneer 11 точно го следи патот на својот брат. Има многу верзии: влијание на сончевиот ветер, истекување на гориво, грешки во програмирањето. Но, сите тие не се многу убедливи, бидејќи и двата брода, лансирани со разлика од 11 години, се однесуваат исто.

Ако не ги земеме предвид махинациите на вонземјаните или божествениот план да не се дозволи луѓето да го напуштат Сончевиот систем, тогаш можеби тука се манифестира влијанието на мистериозната темна материја. Или има некои гравитациски ефекти непознати за нас?

Она што демне на периферијата на нашиот систем

Далеку, далеку подалеку од џуџестата планета Плутон, постои мистериозен астероид Седна - еден од најголемите во нашиот систем. Покрај тоа, Седна се смета за најцрвениот објект во нашиот систем - поцрвен е дури и од Марс. Зошто е непознато.

Но, главната мистерија е поинаква. Потребни се 10 илјади години за да се заврши револуцијата околу Сонцето. Покрај тоа, тој орбитира во многу издолжена орбита. Или овој астероид полетал до нас од друг ѕвезден систем, или можеби, како што веруваат некои астрономи, бил исфрлен од својата кружна орбита од гравитациското влечење на некој голем објект. Која? Астрономите не можат да го откријат.

Зошто затемнувањата на Сонцето се толку совршени?

Во нашиот систем, големините на Сонцето и Месечината, како и растојанието од Земјата до Месечината и до Сонцето, се избрани на многу оригинален начин. Ако набљудувате затемнување на Сонцето од нашата планета (патем, единственото каде што има интелигентен живот), тогаш дискот на Селена совршено рамномерно го покрива дискот на светилката - нивните големини точно се совпаѓаат.

Ако Месечината беше малку помала или подалеку од Земјата, никогаш немаше да имаме целосно затемнување на Сонцето. Несреќа? Не ми се верува...

Зошто живееме толку блиску до нашиот светилник?

Во сите ѕвездени системи што ги проучувале астрономите, планетите се рангирани според истото рангирање: колку е поголема планетата, толку е поблиску до ѕвездата. Во нашиот Сончев систем, џиновите - Сатурн и Јупитер - се наоѓаат во средината, оставајќи ги „малите“ напред - Меркур, Венера, Земјата и Марс. Зошто се случи ова не е познато.

Ако го имавме истиот светски поредок како и во близина на сите други ѕвезди, тогаш Земјата би се наоѓала некаде во областа на сегашниот Сатурн. А таму владее пеколен студ и без услови за интелигентен живот.

Радио сигнал од соѕвездието Стрелец

Во 1970-тите, САД започнаа програма за пребарување на можни радио сигнали од вонземјани. За да го направите ова, радио телескопот бил насочен кон различни делови на небото и ги скенирал брановите на различни фреквенции, обидувајќи се да открие сигнал од вештачко потекло.

Неколку години, астрономите не можеа да се пофалат со никакви резултати. Но, на 15 август 1977 година, додека астрономот Џери Ехман бил на должност, рекордерот кој снимал сè што ќе падне во „ушите“ на радио телескопот снимил сигнал или бучава што траела 37 секунди. Овој феномен се нарекува Wоw! - според белешката на маргините, која запрепастениот Ехман ја напишал со црвено мастило.

„Сигналот“ беше на фреквенција од 1420 MHz. Според меѓународните договори, ниту еден земен предавател не работи во овој опсег. Дојде од насоката на соѕвездието Стрелец, каде што најблиската ѕвезда се наоѓа на 220 светлосни години од Земјата. Дали бил вештачки - се уште нема одговор. Потоа, научниците постојано ја пребаруваа оваа област на небото. Но, безуспешно.

Темната материја

Сите галаксии во нашиот универзум се вртат околу еден центар со голема брзина. Но, кога научниците ја пресметаа вкупната маса на галаксиите, се покажа дека тие се премногу лесни. И според законите на физиката, целата оваа рингишпил одамна би се расипала. Сепак, тоа не се скрши.

За да објаснат што се случува, научниците дојдоа до хипотеза дека има некоја темна материја во Универзумот што не може да се види. Но, астрономите сè уште немаат поим што е тоа и како да го почувствуваат. Познато е само дека неговата маса е 90% од масата на Универзумот. Тоа значи дека знаеме каков свет не опкружува, само една десетина.

Животот на Марс

Потрагата по органска материја на Црвената планета започна во 1976 година - американскиот вселенски брод Викинг слета таму. Тие мораа да спроведат серија експерименти со цел или да ја потврдат или побијат хипотезата за населливоста на планетата. Резултатите се покажаа како контрадикторни: од една страна, во атмосферата на Марс беше откриен метан - очигледно од биогенско потекло, но не беше идентификувана ниту една органска молекула.

Чудните резултати од експериментите се припишуваат на хемискиот состав на почвата на Марс и беше одлучено дека на Црвената планета сепак нема живот. Сепак, голем број други студии сугерираат дека некогаш имало влага на површината на Марс, што повторно зборува во прилог на постоењето на живот. Според некои, можеби зборуваме за подземни форми на живот.

Кои загатки не вредат ништо?

извори

Нешто во вашиот разговор се разбранува:

Колку е растојанието од Земјата до Сонцето?

Растојанието помеѓу Земјата и Сонцето се движи од 147 до 152 милиони км. Беше можно да се измери многу прецизно со помош на радари.


Што е светлосна година?

Светлосна година е растојание од 9460 милијарди километри. Токму оваа патека ја поминува светлината за една година, движејќи се со константна брзина од 300.000 km/s.

Колку е далеку до Месечината?

Месечината е наш сосед. Растојанието до него на точката на нејзината орбита најблиску до Земјата е 356.410 km. Максималното растојание на Месечината од Земјата е 406697 km. Растојанието беше пресметано според времето потребно за ласерскиот зрак да стигне до Месечината и да се врати, рефлектирајќи се од огледалата оставени на површината на Месечината од американските астронаути и советските лунарни сонди.

Што е парсек?

Парсек е еднаков на 3,26 светлосни години. Растојанието на паралаксата се мери во парсеци, односно растојанија пресметани геометриски од најмалите поместувања во привидната положба на ѕвездата додека Земјата се движи околу Сонцето.

Која е најдалечната ѕвезда што можете да ја видите?

Најоддалечените вселенски објекти што можат да се забележат од Земјата се квазари. Тие се наоѓаат на оддалеченост од 13 милијарди светлосни години од Земјата.

Дали ѕвездите се оддалечуваат?

Студиите на Redshift покажуваат дека сите галаксии се оддалечуваат од нашата. Колку подалеку одат, толку побрзо се движат. Најоддалечените галаксии се движат речиси со брзина на светлината.

Како беше измерено растојанието до Сонцето за прв пат?

Во 1672 година, двајца астрономи - Касини во Франција и Рикер во Гвајана - ја забележале точната позиција на Марс на небото. Тие го пресметале растојанието до Марс од малата разлика помеѓу двете мерења. И тогаш научниците, користејќи елементарна геометрија, го пресметаа растојанието од Земјата до Сонцето. Вредноста добиена од Cassini се покажа дека е потценета за 7%.

Колку е растојанието до најблиската ѕвезда?

Најблиската ѕвезда до Сончевиот систем е Проксима Кентаур, нејзината оддалеченост е 4,3 светлосни години или 40 трилиони. км.

Како астрономите ги мерат растојанијата?


Колку е растојанието од Земјата до Сонцето?

Сонцето(во натамошниот текст S.) - централното тело на Сончевиот систем, е топла плазма топка; S. е најблиската ѕвезда до Земјата. Тежина S. - 1.990 1030 kg(332.958 пати поголема од масата на Земјата). 99,866% од масата на Сончевиот систем е концентрирана на Сонцето. Сончева паралакса (аголот под кој екваторијалниот радиус на Земјата е видлив од центарот на север, лоциран на просечно растојание од север, е 8,794 (4,263’10 = 5 rad). Растојанието од Земјата до Север варира од 1,4710’1011 m (јануари) до 1,5210’1011 m (јули), во просек 1,4960’1011 m(астрономска единица). Просечниот аголен дијаметар на Земјата е 1919,26 (9,305'10 = 3 rad), што одговара на линеарниот дијаметар на Земјата 1,392'109 m (109 пати поголем од дијаметарот на Земјиниот екватор Просечната густина на Земјата е 1,41). '103 kg/m3 Забрзувањето на гравитацијата на површината на сонцето е 273,98 m/s2 на сонцето, определено според законот Штефан-Болцман, според вкупното зрачење на сонцето (види Сончево зрачење), е еднакво на 5770 К.

Историјата на телескопските набљудувања на С. започнува со набљудувањата направени од Г. Галилео во 1611 година; Откриени се сончеви дамки, а одреден е и периодот на револуција на сонцето околу неговата оска. Во 1843 година, германскиот астроном Г. Швабе ја открил цикличноста на сончевата активност. Развојот на методите на спектрална анализа овозможи да се проучат физичките услови на Сонцето Од 1836 година, редовно се вршат набљудувања на затемнувања на Сонцето, што довело до откривање на короната и хромосферата на сонцето. Во 1913 година, американскиот астроном Џ. Хејл го забележал разделувањето на Земан на линиите на Фраунхофер во спектарот на сончевите дамки и со тоа го докажал постоењето на магнетни полиња на север. До 1942 година, шведскиот астроном Б. Едлен и другите идентификуваа неколку линии во спектарот на сончевата корона со линии на високо јонизирани елементи, со што ја докажаа високата температура во сончевата корона. Во 1931 година, Б. Лио измислил соларен коронаграф, кој овозможил да се набљудуваат короната и хромосферата надвор од затемнувањата. Во раните 40-ти. 20 век Откриена е радио емисијата на Сонцето Значаен поттик за развојот на сончевата физика во втората половина на 20 век. придонесе за развојот на магнетната хидродинамика и физиката на плазмата. Од почетокот на вселенската ера, проучувањето на ултравиолетовото и рендгенското зрачење од сонцето се спроведува со помош на екстра-атмосферски астрономски методи со помош на ракети, автоматски орбитални опсерватории на сателитите на Земјата и вселенски лаборатории со луѓе на бродот. Во СССР, истражувањето на С. се спроведува во опсерваториите на Крим и Пулково, а во астрономските институции во Москва, Киев, Ташкент и Алма-Ата. Абастумани, Иркутск итн. Повеќето странски астрофизички опсерватории се занимаваат со астрофизичко истражување (види Астрономски опсерватории и институти).

Вртењето на сонцето околу неговата оска се случува во иста насока како и ротацијата на Земјата, во рамнина наклонета за 7?15" во однос на рамнината на Земјината орбита (еклиптика). Брзината на ротација се одредува со привидното движење на различни делови во атмосферата на сонцето и со поместување на спектралните линии во спектарот на работ на сончевиот диск поради Доплеровиот ефект Така, беше откриено дека периодот на ротација на Сончевиот систем е различен на различни географски широчини Положбата на различни делови на сончевата површина се определува со помош на хелиографски координати измерени од сончевиот екватор (хелиографска ширина) и од централниот меридијан видливиот диск на S. или од одреден меридијан избран како почетен. наречен меридијан Карингтон Во овој случај се верува дека S. ротира како круто тело Положбата на почетниот меридијан е дадена во Астрономските годишници за секој ден на оската C хелиографска ширина од 17 направи една револуција во однос на Земјата за 27.275 дена (синодиски период). Времето на ротација на иста географска ширина N во однос на ѕвездите (идерален период) е 25,38 дена. Аголната брзина на ротација w за сидерална ротација варира со хелиографската ширина j според законот: w = 14?, 44-3? sin2j дневно. Линеарната брзина на ротација на северниот екватор е околу 2000 m/s.

S. како ѕвезда е типично жолто џуџе и се наоѓа во средишниот дел на главната низа ѕвезди на дијаграмот Херцпрунг-Расел. Видливата фотовизуелна величина на S. е - 26,74, апсолутната визуелна величина Mv е + 4,83. Индексот на боја C е за случајот на сини (B) и визуелни (V) региони од спектарот MB - MV = 0,65. Спектрална класа C. G2V. Брзината на движење во однос на множеството блиски ѕвезди е 19,7 м/сек. S. се наоѓа во една од спиралните гранки на нашата Галаксија на растојание од околу 10 kpc од нејзиниот центар. Периодот на револуција на сонцето околу центарот на Галаксијата е околу 200 милиони години. Возраста на С. е околу 5?109 години.

Внатрешната структура на S. се определува со претпоставка дека е топчествено симетрично тело и е во рамнотежа. Равенката за пренос на енергија, законот за зачувување на енергијата, равенката на состојбата на идеален гас, законот Стефан-Болцман и условите на хидростатска, радијативна и конвективна рамнотежа, заедно со вредностите на вкупната осветленост, вкупната маса и радиусот определен од набљудувањата и податоците за неговиот хемиски состав, овозможуваат да се конструира модел на внатрешна структура на S. Се верува дека содржината на водород во S. по тежина е околу 70%, хелиум е околу 27%, а содржината на сите други елементи е околу 2,5%. Врз основа на овие претпоставки, се пресметува дека температурата во центарот на северот е 10-15?106 К, густината е околу 1,5'105 kg/m3, а притисокот е 3,4'1016 n/m2 (околу 3' 1011 атмосфери). Се верува дека изворот на енергија кој ги надополнува загубите на зрачење и ја одржува високата температура на сонцето се нуклеарните реакции што се случуваат во утробата на сонцето енергијата се одредува со нуклеарни реакции, во кои водородот се претвора во хелиум. На север можни се 2 групи термонуклеарни реакции од овој тип: т.н. циклус протон-протон (водород) и циклус на јаглерод (циклус Бете). Најверојатно е дека на север преовладува циклусот протон-протон, кој се состои од три реакции, од кои во првата се формираат јадра на деутериум (тежок изотоп на водород, атомска маса 2) од јадра на водород; во второто од јадрата на деутериум се формираат јадра на изотопот на хелиум со атомска маса 3 и, конечно, во третото од нив се формираат јадра на стабилниот изотоп на хелиум со атомска маса 4.

Трансферот на енергија од внатрешните слоеви на солариумот се случува главно преку апсорпција на електромагнетното зрачење што доаѓа одоздола и последователната реемисија. Како резултат на намалувањето на температурата со растојание од центарот на сонцето, брановата должина на зрачењето постепено се зголемува, пренесувајќи го најголемиот дел од енергијата на горните слоеви (видете го Виенскиот закон за зрачење материја од внатрешните слоеви, а оладената материја навнатре (конвекција) игра значајна улога во релативно повисоките слоеви кои ја формираат конвективната зона на сонцето, која започнува на длабочина од околу 0,2 сончеви радиуси и има дебелина од околу 108 m на конвективните движења се зголемува со растојание од центарот на сонцето и во надворешниот дел на конвективната зона достигнува (2-2. 5)?103 m/sec. Во уште повисоките слоеви (во сончевата атмосфера), преносот на енергија повторно се врши со зрачење. Во горните слоеви на сончевата атмосфера (во хромосферата и короната), дел од енергијата се испорачува со механички и магнетохидродинамички бранови, кои се генерираат во конвективната зона, но се апсорбираат само во овие слоеви. Густината во горната атмосфера е многу мала, а неопходното отстранување на енергијата поради зрачење и топлинска спроводливост е можно само ако кинетичката температура на овие слоеви е доволно висока. Конечно, во горниот дел на сончевата корона, поголемиот дел од енергијата се носи со текови на материја што се движат од сонцето, т.н. соларен ветер. температурата во секој слој е поставена на такво ниво што автоматски се постигнува енергетска рамнотежа: количината на енергија донесена поради апсорпцијата на сите видови зрачење, топлинска спроводливост или движење на материјата е еднаква на збирот на сите загуби на енергија на слојот.

Вкупното зрачење на Сонцето се определува со осветлувањето создадено од него на површината на Земјата - околу 100 илјади лукс кога сонцето е во својот зенит. Надвор од атмосферата, на просечното растојание на Земјата од север, осветлувањето е 127 илјади лукс. Сончевиот прозрачен интензитет е 2,84 x 1027 количината на светлосна енергија што пристигнува во минута на 1 cm3 површина, поставена нормално на сончевите зраци надвор од атмосферата на просечното растојание на Земјата од Сонцето, се нарекува сончева константа. Моќта на вкупното зрачење на Сонцето е 3,83?1026 вати, од кои околу 2?1017 вати ја погодуваат Земјата, просечната осветленост на површината на Сонцето (кога се набљудува надвор од Земјината атмосфера) е 1,98?109 nits, осветленоста на центарот на Сончевиот диск е - 2,48?109 nt. Осветленоста на сончевиот диск се намалува од центарот до работ, а ова намалување зависи од брановата должина, така што осветленоста на работ на сончевиот диск, на пример, за светлина со бранова должина од 3600 А, е околу 0,2 од осветленоста на неговиот центар, а за 5000 A - околу 0,3 осветленост на центарот на дискот C На самиот раб на дискот C, осветленоста паѓа 100 пати за помалку од една лачна секунда, така што границата на дискот C изгледа. многу остри (сл. 1).

Спектралниот состав на светлината емитирана од сончевата енергија, односно дистрибуцијата на енергија во сончевиот спектар (по земањето предвид влијанието на апсорпцијата во земјината атмосфера и влијанието на линиите на Фраунхофер), генерално одговара на распределбата на енергијата во зрачењето на апсолутно црно тело со температура од околу 6000 К. Меѓутоа, забележливи се отстапувања во одредени делови од спектарот. Максималната енергија во спектарот на S. одговара на бранова должина од 4600 A. Спектарот на S. е континуиран спектар на кој се надредени повеќе од 20 илјади линии на апсорпција (линии на Фраунхофер). Повеќе од 60% од нив се идентификувани со спектрални линии на познати хемиски елементи со споредување на брановите должини и релативниот интензитет на линијата на апсорпција во сончевиот спектар со лабораториски спектри. Проучувањето на линиите на Фраунхофер дава информации не само за хемискиот состав на сончевата атмосфера, туку и за физичките услови во оние слоеви во кои се формираат одредени линии на апсорпција. Доминантен елемент во S. е водородот. Бројот на атоми на хелиум е 4-5 пати помал од водородот. Бројот на атоми на сите други елементи заедно е најмалку 1000 пати помал од бројот на атоми на водород. Меѓу нив, најзастапени се кислородот, јаглеродот, азот, магнезиумот, силициумот, сулфурот, железото итн. Во спектарот на кислород може да се идентификуваат и линии кои припаѓаат на одредени молекули и слободни радикали: OH, NH, CH, CO. итн.

Магнетните полиња на сонцето се мерат главно со Земановото разделување на линиите за апсорпција во спектарот на сонцето (види Земановиот ефект). Постојат неколку видови на магнетни полиња на север (види Сончев магнетизам). Вкупното магнетно поле на сонцето е мало и достигнува јачина од 1 e од еден или друг поларитет и се менува со текот на времето. Ова поле е тесно поврзано со меѓупланетарното магнетно поле и неговата секторска структура. Магнетните полиња поврзани со сончевата активност можат да достигнат интензитет од неколку илјади Ое во сончевите дамки Структурата на магнетните полиња во активните региони е многу сложена, магнетни полови со различни поларитети. Исто така, постојат локални магнетни региони со јачина на поле од стотици Oe надвор од сончевите дамки. Магнетните полиња продираат и во хромосферата и во сончевата корона. Магнетогасдинамичките и плазма процесите играат голема улога на север. На температура од 5000-10000 К, гасот е доволно јонизиран, неговата спроводливост е висока, а поради огромниот размер на сончевите феномени, значењето на електромеханичките и магнетомеханичките интеракции е многу големо (види Космичка магнетохидродинамика).

Атмосферата на сонцето е формирана од надворешни, забележливи слоеви. Речиси целото сончево зрачење доаѓа од долниот дел на неговата атмосфера, наречена фотосфера. Врз основа на равенките за пренос на радијативна енергија, радијативна и локална термодинамичка рамнотежа и набљудуваниот флукс на зрачење, можно е теоретски да се конструира модел на распределба на температурата и густината со длабочина во фотосферата. Дебелината на фотосферата е околу 300 km, нејзината просечна густина е 3? температурата во фотосферата опаѓа додека се движиме кон повеќе надворешни слоеви, нејзината просечна вредност е околу 6000 К, на границата на фотосферата е околу 4200 К. Притисокот варира од 104 до 102 n/m2. Постоењето на конвекција во субфотосферската зона на сонцето се манифестира во нерамномерната осветленост на фотосферата и нејзината видлива грануларност - т.н. структура на гранулација. Гранулите се светли точки со повеќе или помалку тркалезна форма, видливи на сликата на S. добиена на бела светлина (сл. 2). Големината на гранулите е 150-1000 km, животниот век е 5-10 минути. може да се забележат поединечни гранули во рок од 20 минути. Понекогаш гранулите формираат кластери со големина до 30.000 km Гранулите се посветли од меѓугрануларни простори за 20-30%, што одговара на разлика во температурата од просечно 300 K. За разлика од другите формации, на површината на сонцето е гранулацијата. исто на сите хелиографски широчини и не зависи од сончевата активност. Брзините на хаотичните движења (турбулентни брзини) во фотосферата се, според различни дефиниции, 1-3 км/сек. Во фотосферата се откриени квазипериодични осцилаторни движења во радијална насока. Тие се јавуваат на области со големина од 2-3 илјади km, со период од околу 5 минути и амплитуда на брзина од околу 500 m/sec. Набљудувањата покажаа и постоење на ќелии во кои се случува движење во хоризонтална насока од центарот на клетката до нејзините граници. Брзината на таквите движења е околу 500 m/sec. Големините на клетките на супергранулите се 30-40 илјади км. Позицијата на супергранулите се совпаѓа со клетките на хромосферската мрежа. На границите на супергранулите, магнетното поле е засилено. Се претпоставува дека супергранулите го рефлектираат постоењето на конвективни ќелии со иста големина на длабочина од неколку илјади километри под површината. Првично се претпоставуваше дека фотосферата произведува само непрекинато зрачење, а линиите за апсорпција се формираат во обратниот слој кој се наоѓа над неа. Подоцна беше откриено дека и спектралните линии и континуираниот спектар се формираат во фотосферата. Меѓутоа, за да се поедностават математичките пресметки при пресметувањето на спектралните линии, понекогаш се користи концептот на превртен слој.

Сончеви дамки и блесоци. Во фотосферата често се забележуваат сончеви дамки и факули (сл. 1 и 2). Сончевите дамки се темни формации, кои обично се состојат од потемно јадро (умбра) и околната пенумбра. Дијаметарот на дамките достигнува 200.000 км. Понекогаш местото е опкружено со светла граница. Многу мали точки се нарекуваат пори. Животниот век на дамките е од неколку часа до неколку месеци. Поместувањата на линиите во спектарот на дамки поради Доплеровиот ефект укажуваат на движење на материјата во точките - одлив на пониски нивоа и прилив на повисоки нивоа, брзините на движење достигнуваат 3 м/сек (ефект на Евершед). Од споредбите на интензитетите на линиите и континуираниот спектар на точки и фотосферата, произлегува дека точките се 1-2 илјади степени поладни од фотосферата (4500 K и подолу). Како резултат на тоа, наспроти позадината на фотосферата, дамките се појавуваат темни, осветленоста на јадрото е 0,2-0,5 од осветленоста на фотосферата, а осветленоста на пенумбрата е околу 80% од фотосферската осветленост. Сите сончеви дамки имаат силно магнетно поле, достигнувајќи јачина од 5000 Oe за големи сончеви дамки Вообичаено, сончевите дамки формираат групи кои, според нивното магнетно поле, можат да бидат униполарни, биполарни и мултиполарни, т.е. содржат многу точки со различен поларитет, често обединети со. обична пенумбра. Групите сончеви дамки секогаш се опкружени со факули и флокули, блиску до нив понекогаш се појавуваат сончеви блесоци, а во сончевата корона над нив се забележуваат формации во вид на зраци од шлемови и вентилатори - сето тоа заедно формира активен регион на север. Просечниот годишен број на набљудувани точки и активни региони, а исто така и просечната површина зафатена од нив се менува со период од околу 11 години. Ова е просечна вредност, но времетраењето на поединечните циклуси на сончева активност се движи од 7,5 до 16 години (види Соларна активност). Најголемиот број на дамки истовремено видливи на површината на сонцето се менува повеќе од двапати за различни циклуси. Претежно дамки се наоѓаат во т.н. кралски зони кои се протегаат од 5 до 30? хелиографска ширина од двете страни на Сончевиот екватор. На почетокот на циклусот на сончевата активност, географската широчина на локацијата на сончевите дамки е поголема, на крајот од циклусот е помала, а на повисоките географски широчини се појавуваат дамките од новиот циклус. Почесто, се забележуваат биполарни групи на сончеви дамки, кои се состојат од две големи сончеви дамки - главата и следните, со спротивен магнетен поларитет и неколку помали. Точките на главата имаат ист поларитет во текот на целиот циклус на сончева активност, овие поларитети се спротивни на северната и јужната хемисфера на C. Очигледно, дамките се вдлабнатини во фотосферата, а густината на материјата во нив е помала од густина на материјата во фотосферата на исто ниво.

Во активните области на сонцето, се забележуваат факули - светли фотосферски формации, видливи во бела светлина главно во близина на работ на сончевиот диск Типично, факулите се појавуваат пред сончевите дамки и постојат некое време по нивното исчезнување. Областа на областите на блесокот е неколку пати поголема од површината на соодветната група точки. Бројот на факели на сончевиот диск зависи од фазата на циклусот на сончевата активност. Факулите имаат максимален контраст (18%) во близина на работ на S. дискот, но не и на самиот раб. Во центарот на S. дискот, факулите се практично невидливи, нивниот контраст е многу низок. факелите имаат сложена влакнеста структура, нивниот контраст зависи од брановата должина на која се вршат набљудувањата. температурата на факелите е неколку стотици степени повисока од температурата на фотосферата, вкупното зрачење на 1 cm2 го надминува фотосферското зрачење за 3-5%. Очигледно, факелите се издигнуваат нешто над фотосферата. Просечното времетраење на нивното постоење е 15 дена, но може да достигне речиси 3 месеци.

Хромосфера. Над фотосферата има слој од сончевата атмосфера наречена хромосфера. Без специјални телескопи со светлосни филтри со тесен опсег, хромосферата е видлива само за време на целосно затемнување на Сонцето како розев прстен кој опкружува темен диск, во оние минути кога Месечината целосно ја покрива фотосферата. Тогаш може да се набљудува спектарот на хромосферата, т.н. спектар на одблесоци. На работ на S. дискот, хромосферата му се појавува на набљудувачот како нерамна лента од која излегуваат поединечни заби - хромосферски спикули. Дијаметарот на спикулите е 200-2000 км, висината е околу 10.000 км, брзината на зголемување на плазмата во спикулите е до 30 км/сек. Во исто време, на север постојат до 250 илјади шпикули. Кога се набљудува во монохроматска светлина (на пример, во светлината на јонизираната калциумова линија 3934 А), на дискот C е видлива светла хромосферска мрежа, која се состои од поединечни нодули - мали со дијаметар од 1000 km и големи со дијаметар од 2000 до 8000 km. Големите нодули се кластери од мали. Големината на мрежните ќелии е 30-40 илјади километри. Кога се набљудува во светлината на црвената водородна линија 6563 А, карактеристична вителска структура е видлива во близина на сончевите дамки во хромосферата (сл. 3). Густината во хромосферата се намалува со зголемување на растојанието од центарот C. Бројот на атоми на 1 cm3 варира од 1015 во близина на фотосферата до 109 во горниот дел на хромосферата. Спектарот на хромосферата се состои од стотици емисиони спектрални линии на водород, хелиум и метали. Најсилни од нив се црвената линија на водород Na (6563 A) и линиите H и K на јонизиран калциум со бранови должини од 3968 А и 3934 А. Обемот на хромосферата не е ист кога се набљудува во различни линии на спектарот: во најсилните хромосферски линии може да се проследат до 14 000 km над фотосферата. Студијата на спектрите на хромосферата доведе до заклучок дека во слојот каде што се случува преминот од фотосферата во хромосферата, температурата поминува низ минимум и, како што се зголемува висината над основата на хромосферата, таа станува еднаква на 8-10 илјади К, а на надморска височина од неколку илјади км достигнува 15 -20 илјади К. Утврдено е дека во хромосферата има хаотично (турбулентно) движење на гасните маси со брзини до 15?103 м/сек. Во хромосферата, факелите во активните области се видливи во монохроматската светлина на силните хромосферски линии како светлосни формации, обично наречени флокули. Темните формации наречени филаменти се јасно видливи во линијата Ха. На работ на S. дискот, филаментите излегуваат надвор од дискот и се набљудуваат наспроти небото како светли истакнати. Најчесто, филаментите и проминенциите се наоѓаат во четири зони лоцирани симетрично во однос на сончевиот екватор: поларни зони северно од + 40? а на југ -40? хелиографска географска ширина и зони со мала ширина наоколу? 30? на почетокот на циклусот на сончевата активност и 17? на крајот на циклусот. Филаментите и проминенциите на зоните со мала ширина покажуваат добро дефиниран 11-годишен циклус, нивниот максимум се совпаѓа со максимумот на сончевите дамки. Во високите широчини, зависноста од фазите на циклусот на сончевата активност е помалку изразена, максимумот се јавува 2 години по максимумот на дамките. Филаментите, кои се тивки проминенти, можат да ја достигнат должината на сончевиот радиус и да постојат неколку вртежи на север Просечната висина на испакнатините над површината на сонцето е 30-50 илјади км, просечната должина е 200 илјади км. , а ширината е 5 илјади км. Според истражувањето на А. хаотичен, во кој преовладуваат немирни, турбулентни движења (брзини од редот на 10 km/s); еруптивна, во која супстанцијата на првично тивка проминенција со хаотични движења ненадејно се исфрла со зголемена брзина (достигнувајќи 700 км/сек) подалеку од север Температурата во проминенциите (нишките) е 5-10 илјади К блиску до просечната густина на хромосферата. Филаментите, кои се активни, кои брзо се менуваат, обично се менуваат во голема мера во рок од неколку часа или дури минути. Обликот и природата на движењата во проминенциите се тесно поврзани со магнетното поле во хромосферата и сончевата корона.

Сончевата корона е најоддалечениот и најслабиот дел од сончевата атмосфера, кој се протега на неколку (повеќе од 10) сончеви радиуси. До 1931 година, короната можеше да се набљудува само за време на целосно затемнување на Сонцето во форма на сребрено-бисерен сјај околу S. дискот покриен со Месечината (види том 9, вметнете до стр. 384-385). Деталите за неговата структура се јасно видливи во круната: шлемови, вентилатори, коронални зраци и поларни четки. По пронаоѓањето на коронаграфот, сончевата корона почна да се набљудува надвор од затемнувањата. Општата форма на короната се менува со фазата на циклусот на сончевата активност: во години на минимум короната е силно издолжена долж екваторот, во годините на максимум е речиси сферична. При бела светлина, површинската осветленост на сончевата корона е милион пати помала од осветленоста на центарот на дискот C. Нејзиниот сјај се формира главно како резултат на расејување на фотосферското зрачење од слободните електрони. Речиси сите атоми во короната се јонизирани. Концентрацијата на јони и слободни електрони во основата на короната е 109 честички на 1 cm3. Короната се загрева слично како и хромосферата. Најголемото ослободување на енергија се случува во долниот дел на короната, но поради високата топлинска спроводливост, короната е речиси изотермална - температурата паѓа нанадвор многу бавно. Одливот на енергија во короната се случува на неколку начини. Во долниот дел на короната, главната улога ја игра надолниот пренос на енергија поради топлинската спроводливост. Губењето на енергија е предизвикано од заминувањето на најбрзите честички од короната. Во надворешните делови на короната, најголем дел од енергијата ја носи сончевиот ветер - проток на коронален гас, чија брзина се зголемува со растојанието од север, од неколку км/сек на неговата површина до 450 км/сек. на оддалеченост од Земјата. температурата во короната надминува 106K. Во активните региони температурата е повисока - до 107K. Над активните области, т.н коронални кондензации, во кои концентрацијата на честички се зголемува десетици пати. Дел од зрачењето од внатрешната корона се емисионите линии на повеќекратно јонизирани атоми на железо, калциум, магнезиум, јаглерод, кислород, сулфур и други хемиски елементи. Тие се забележани и во видливиот дел од спектарот и во ултравиолетовиот регион. Сончевата корона генерира сончево зрачење во опсегот на метар и рендгенско зрачење, кое се засилува многу пати во активните региони. Како што покажаа пресметките, сончевата корона не е во рамнотежа со меѓупланетарната средина. Потоците од честички се шират од короната во меѓупланетарниот простор, формирајќи го сончевиот ветер. Помеѓу хромосферата и короната постои релативно тенок преоден слој, во кој нагло се зголемува температурата до вредностите карактеристични за короната. Условите во него се одредуваат со протокот на енергија од короната како резултат на топлинска спроводливост. Преодниот слој е изворот на најголемиот дел од ултравиолетовото зрачење од сонцето. Оваа промена, сепак, сè уште не е доволно проучена.

Соларни ракети. Во активните региони на хромосферата, забележани се ненадејни и релативно краткорочни зголемувања на осветленоста, видливи во многу спектрални линии одеднаш. Овие светли формации траат од неколку минути до неколку часа. Блесоковите најдобро се гледаат во светлината на водородната линија Ha, но најсветлите понекогаш се видливи во бела светлина. Во спектарот на сончевиот одблесок има неколку стотици линии на емисија на различни елементи, неутрални и јонизирани. температурата на оние слоеви на сончевата атмосфера што произведуваат сјај во хромосферските линии (1-2) е 104 K, во повисоките слоеви - до 107 K. Густината на честичките во одблесокот достигнува 1013-1014 на 1 cm3. Површината на соларни ракети може да достигне 1015 m3. Вообичаено, сончевите блесоци се случуваат во близина на групи на сончеви дамки кои брзо се развиваат со магнетно поле со сложена конфигурација. Тие се придружени со активирање на влакна и флокули, како и емисии на супстанции. За време на одблесокот се ослободува голема количина на енергија (до 1010-1011 J Се претпоставува дека енергијата на сончевиот одблесокот првично се складира во магнетното поле, а потоа брзо се ослободува, што доведува до локално загревање и забрзување на). протони и електрони, предизвикувајќи дополнително загревање на гасот, неговиот сјај во различни делови од спектарот на електромагнетно зрачење, формирање на ударен бран. Сончевите блесоци произведуваат значително зголемување на сончевото ултравиолетово зрачење и се придружени со рафали на радијација на Х-зраци (понекогаш многу моќни), изливи на радио емисија и ослободување на високо-енергетски трупови до 1010 eV. Понекогаш се забележуваат рафали на рендгенско зрачење без зголемување на сјајот во хромосферата. Некои сончеви блесоци (тие се нарекуваат протонски блесоци) се придружени со особено силни струи на енергетски честички - космички зраци од сончево потекло. Протонските ракети создаваат опасност за астронаутите во лет, бидејќи Енергетските честички, кои се судираат со атомите на обвивката на вселенското летало, генерираат bremsstrahlung, рентген и гама зрачење, понекогаш во опасни дози.

Влијанието на сончевата активност врз копнените феномени. Енергијата е на крајот извор на сите видови енергија што ја користи човештвото (освен атомската енергија). Ова е енергијата на ветерот, водата што паѓа, енергијата што се ослободува при согорувањето на сите видови гориво. Влијанието на сончевата активност врз процесите што се случуваат во атмосферата, магнетосферата и биосферата на Земјата е многу разновидно (види Сончево-копнени врски).

Инструменти за проучување на С. Набљудувањата на С. се вршат со помош на мали или средни рефрактори и големи рефлектирачки телескопи, во кои најголемиот дел од оптиката е неподвижна, а сончевите зраци се насочени кон хоризонталната или кулата инсталација на телескопот со помош на еден (сидеростат, хелиостат) или две (целостат) подвижни огледала (види слика за статијата Tower телескоп). Кога се конструираат големи соларни телескопи, посебно внимание се посветува на високата просторна резолуција долж дискот C Создаден е посебен тип на соларни телескопи - коронаграф надвор од затемнување. Внатре во коронаграфот, сликата на сонцето е затемнета од вештачка „Месечина“ - посебен непроѕирен диск. Во коронаграфот, количината на расфрлана светлина се намалува многу пати, така што е можно да се набљудуваат најоддалечените слоеви на атмосферата надвор од затемнувањето Сончевите телескопи често се опремени со светлосни филтри со тесен опсег што овозможуваат набљудувања во светлината на еден спектрален. линија. Создадени се и филтри со неутрална густина со променлива радијална проѕирност, што овозможува набљудување на сончевата корона на растојание од неколку радиуси C. Големите соларни телескопи обично се опремени со моќни спектрографи со фотографско или фотоелектрично снимање на спектрите. Спектрографот може да има и магнетограф - уред за проучување на разделувањето на Земан и поларизацијата на спектралните линии и одредување на големината и насоката на магнетното поле на север проучувањето на сончевото зрачење во ултравиолетовите, инфрацрвените и некои други региони од спектарот, кои се апсорбираат во атмосферата на Земјата, доведоа до создавање на орбитални опсерватории надвор од атмосферата, што овозможува да се добијат спектри на сонцето и поединечни формации на неговата површина надвор. атмосферата на Земјата.

Постојат 3 опции за деорбиција - преминете во нова орбита (која пак може да биде поблиску или подалеку од сонцето, па дури и да биде многу издолжена), да паднете во Сонцето и да го напуштите Сончевиот систем. Да ја разгледаме само третата опција, која, според мене, е најинтересна.

Како што се оддалечуваме од сонцето, ќе има помалку ултравиолетова светлина достапна за фотосинтеза и просечната температура на планетата ќе се намалува од година во година. Растенијата ќе бидат првите што ќе настрадаат, што ќе доведе до големи нарушувања во синџирите на исхрана и екосистемите. И леденото доба ќе дојде доста брзо. Единствените оази со помалку или повеќе услови ќе бидат во близина на геотермалните извори и гејзерите. Но, не за долго.

По одреден број години (патем, нема да има повеќе сезони), на одредено растојание од сонцето, на површината на нашата планета ќе започнат необични дождови. Ќе бидат дождови од кислород. Ако имате среќа, можеби ќе врне снег од кислородот. Не можам со сигурност да кажам дали луѓето на површината ќе можат да се прилагодат на ова - нема да има ниту храна, челикот во такви услови ќе биде премногу кревок, па не е јасно како да се добие гориво. површината на океанот ќе замрзне до значителна длабочина, ледената капа поради ширењето на мразот ќе ја покрие целата површина на планетата освен планините - нашата планета ќе стане бела.

Но, температурата на јадрото и обвивката на планетата нема да се промени, така што под ледената капа на длабочина од неколку километри температурата ќе остане доста толерантна. (ако ископате таков рудник и му обезбедувате постојана храна и кислород, дури ќе може да се живее таму)

Најсмешното нешто е во длабочините на морето. Каде што и сега зрак светлина не продира. Таму, на длабочина од неколку километри под површината на океанот, постојат цели екосистеми кои апсолутно не зависат од сонцето, од фотосинтезата, од сончевата топлина. Таа има свои циклуси на супстанции, хемосинтеза наместо фотосинтеза, а потребната температура се одржува поради топлината на нашата планета (вулканска активност, подводни топли извори и така натаму, бидејќи температурата внатре во нашата планета е обезбедена од нејзината гравитација). , маса и без сонце е и надвор од сончевите системи, таму ќе се одржуваат стабилни услови и потребната температура. А животот што врие во морските длабочини, на дното на океанот, нема ни да забележи дека сонцето исчезнало. Тој живот нема ни да знае дека нашата планета некогаш се вртела околу Сонцето. Можеби ќе се развива.

Исто така, малку е веројатно, но исто така е можно, снежната топка - Земјата - еден ден, милијарди години подоцна, да лета до една од ѕвездите на нашата галаксија и да падне во нејзината орбита. Исто така, можно е во таа орбита на друга ѕвезда нашата планета да се „одмрзне“ и на површината да се појават услови поволни за живот. Можеби животот во морските длабочини, откако го надмина целиот овој пат, повторно ќе излезе на површина, како што веќе се случи еднаш. Можеби, како резултат на еволуцијата, после ова повторно ќе се појави интелигентен живот на нашата планета. И конечно, можеби ќе најдат преживеани медиуми со прашања и одговори од страницата во остатоците на еден од центрите за податоци

  • Можеме да инсталираме серија големи рефлектори во точката Лагранж L1 за да блокираме дел од светлината да стигне до Земјата.
  • Можеме да направиме геоинженеринг на атмосферата/албедото на нашата планета за да рефлектира повеќе светлина и да апсорбира помалку.
  • Можеме да ја ослободиме планетата од ефектот на стаклена градина со отстранување на молекулите на метан и јаглерод диоксид од атмосферата.
  • Можеме да ја напуштиме Земјата и да се фокусираме на тераформирање на надворешни светови како Марс.

Теоретски, сè може да функционира, но ќе бара огромен напор и поддршка.

Сепак, одлуката за мигрирање на Земјата во далечна орбита може да стане конечна. И иако ќе мораме постојано да ја поместуваме планетата надвор од орбитата за да одржуваме постојана температура, за ова ќе бидат потребни стотици милиони години. За да се компензира ефектот од 1% зголемување на сјајноста на Сонцето, Земјата мора да се оддалечи за 0,5% од Сонцето; за да се компензира зголемувањето од 20% (односно над 2 милијарди години), Земјата треба да се оддалечи 9,5% подалеку. Земјата повеќе нема да биде оддалечена 149.600.000 km од Сонцето, туку 164.000.000 km.

Растојанието од Земјата до Сонцето не се променило многу во текот на изминатите 4,5 милијарди години. Но, ако Сонцето се загрее и не сакаме Земјата целосно да се пржи, ќе мора сериозно да размислиме за планетарната миграција.

Ова бара многу енергија! Поместувањето на Земјата - сите шест септилиони килограми (6 x 10 24) од неа - подалеку од Сонцето значително би ги променило нашите орбитални параметри. Ако ја поместиме планетата на 164.000.000 km од Сонцето, има очигледни разлики:

  • На Земјата ќе и треба 14,6% подолго да кружи околу Сонцето
  • за да се одржи стабилна орбита, нашата орбитална брзина мора да падне од 30 km/s на 28,5 km/s
  • ако периодот на ротација на Земјата остане ист (24 часа), годината ќе има 418 дена наместо 365.
  • Сонцето ќе биде многу помало на небото - за 10% - а плимата и осеката предизвикана од Сонцето ќе биде послаба за неколку сантиметри

Ако Сонцето отече во големина и Земјата се оддалечи од него, двата ефекти не се откажуваат сосема; Сонцето ќе изгледа помало од Земјата

Но, за да ја однесеме Земјата толку далеку, треба да направиме многу големи енергетски промени: ќе треба да ја промениме гравитациската потенцијална енергија на системот Сонце-Земја. Дури и земајќи ги предвид сите други фактори, вклучително и забавувањето на движењето на Земјата околу Сонцето, би требало да ја промениме Земјината орбитална енергија за 4,7 x 10 35 џули, што е еквивалентно на 1,3 x 10 20 терават часови: 10 15 пати повеќе од годишен трошок за енергија што го сноси човештвото. Ќе помислите дека за две милијарди години тие ќе бидат различни, и се, но не многу. Ќе ни треба 500.000 пати повеќе енергија отколку што човештвото генерира на глобално ниво денес, а сето тоа ќе биде наменето за придвижување на Земјата на безбедно.

Брзината со која планетите кружат околу Сонцето зависи од нивната оддалеченост од Сонцето. Бавната миграција на Земјата од 9,5% растојание нема да ги наруши орбитите на другите планети.

Технологијата не е најтешкото прашање. Тешкото прашање е многу пофундаментално: како да ја добиеме сета оваа енергија? Во реалноста, постои само едно место што ќе ги задоволи нашите потреби: самото Сонце. Во моментов, Земјата добива околу 1.500 вати енергија на метар квадратен од Сонцето. За да добиеме доволно енергија за мигрирање на Земјата во потребното време, ќе треба да изградиме низа (во вселената) која ќе собира 4,7 x 10 35 џули енергија, рамномерно, над 2 милијарди години. Ова значи дека ни треба низа со површина од 5 x 10 15 квадратни метри (и 100% ефикасност), што е еквивалентно на целата површина од десет планети како нашата.

Концептот за вселенска соларна енергија се развива долго време, но никој сè уште не замислил низа соларни ќелии со големина од 5 милијарди квадратни километри.

Затоа, за да ја транспортирате Земјата до безбедна орбита подалеку, ќе ви треба соларен панел од 5 милијарди квадратни километри со 100% ефикасност, од кои целата енергија ќе биде потрошена за туркање на Земјата во друга орбита во рок од 2 милијарди години. Дали е ова физички можно? Апсолутно. Со модерна технологија? Воопшто не. Дали е ова практично можно? Со она што го знаеме сега, речиси сигурно не. Повлекувањето на цела планета е тешко од две причини: прво, поради гравитациската сила на Сонцето и поради масивноста на Земјата. Но, ние имаме токму такво Сонце и таква Земја, и Сонцето ќе се загрева без оглед на нашите постапки. Сè додека не сфатиме како да ја собереме и искористиме оваа количина на енергија, ќе ни требаат други стратегии.