Există 3 opțiuni pentru deorbitare - trecerea pe o nouă orbită (care, la rândul ei, poate fi mai aproape sau mai departe de soare, sau chiar foarte alungită), cădea în Soare și părăsește sistemul solar. Luați în considerare doar a treia opțiune, care, în opinia mea, este cea mai interesantă.
Pe măsură ce ne îndepărtăm mai mult de soare, va exista mai puțină lumină ultravioletă pentru fotosinteză și temperatura medie a planetei va scădea de la an la an. Plantele vor fi primele care vor suferi, ducând la șocuri severe pentru lanțurile trofice și ecosistemele. Și epoca glaciară va veni destul de repede. Singurele oaze cu mai mult sau mai puține condiții vor fi lângă izvoarele geotermale, gheizerele. Dar nu pentru mult timp.
După un anumit număr de ani (apropo, nu vor mai fi anotimpuri), la o anumită distanță de soare, vor începe ploi neobișnuite pe suprafața planetei noastre. Vor fi ploi de oxigen. Dacă ai noroc, poate că va ninge din oxigen. Dacă oamenii se vor putea adapta la acest lucru la suprafață, nu pot spune cu siguranță - nu va exista nici hrană, oțelul în astfel de condiții va fi prea fragil, așa că nu este clar cum să extragă combustibil. suprafața oceanului va îngheța până la o adâncime solidă, calota glaciară va acoperi întreaga suprafață a planetei, cu excepția munților, din cauza expansiunii gheții - planeta noastră va deveni albă.
Dar temperatura nucleului planetei, mantaua nu se va schimba, astfel încât sub calota glaciară la o adâncime de câțiva kilometri temperatura va rămâne destul de tolerabilă. (dacă sapi o astfel de mină și oferi constant hrană și oxigen, poți chiar să trăiești acolo)
Cel mai amuzant lucru este în adâncurile mării. Unde nici acum nu pătrunde nicio rază de lumină. Acolo, la o adâncime de câțiva kilometri sub suprafața oceanului, există ecosisteme întregi care nu depind absolut de soare, de fotosinteză sau de căldura solară. Au propriile lor cicluri de materie, chimiosinteză în loc de fotosinteză, iar temperatura dorită este menținută de căldura planetei noastre (activitate vulcanică, izvoare termale subacvatice etc.) Deoarece temperatura din interiorul planetei noastre este asigurată de gravitația sa, masa, chiar si fara soare, apoi in afara sistemelor solare, acolo se vor mentine conditii stabile, temperatura dorita. Iar viața care fierbe în adâncul mării, pe fundul oceanului, nici nu va observa că soarele a dispărut. Că viața nici nu va ști că planeta noastră s-a învârtit cândva în jurul soarelui. Poate va evolua.
De asemenea, este puțin probabil, dar și posibil ca un bulgăre de zăpadă - Pământul într-o zi, după miliarde de ani, să zboare către una dintre stelele galaxiei noastre și să cadă pe orbita sa. De asemenea, este posibil ca pe acea orbită a altei stele planeta noastră să se „dezghețe” și să apară condiții favorabile vieții la suprafață. Poate că viața în adâncul mării, după ce a depășit toată această cale, va ieși din nou la suprafață, așa cum sa întâmplat deja o dată. Poate că, ca urmare a evoluției pe planeta noastră după aceasta, viața inteligentă va reapărea. Și, în sfârșit, poate că vor găsi mass-media supraviețuitoare cu întrebări și răspunsuri ale site-ului în rămășițele unuia dintre centrele de date.
ceva conversația ta - „a spart”:
Care este distanța de la Pământ la Soare?
Distanța dintre Pământ și Soare variază de la 147 la 152 milioane km. A fost măsurat foarte precis cu ajutorul radarului.
Ce este un an lumină?
Un an lumină este o distanță de 9460 miliarde km. Este această cale pe care o parcurge lumina într-un an, mișcându-se cu o viteză constantă de 300.000 km/s.
Cât de departe este de lună?
Luna este vecina noastră. Distanța până la acesta în punctul cel mai apropiat al orbitei de Pământ este de 356410 km. Distanța maximă a Lunii de Pământ este de 406697 km. Distanța a fost calculată din momentul în care i-a luat raza laser să ajungă pe Lună și să se întoarcă înapoi, reflectată de oglinzile lăsate pe suprafața lunii de astronauții americani și vehiculele lunare sovietice.
Ce este un parsec?
Un parsec este egal cu 3,26 ani lumină. Distanțele de paralaxă sunt măsurate în parsecs, adică distanțe calculate geometric de la cele mai mici schimbări în poziția aparentă a unei stele pe măsură ce Pământul se mișcă în jurul Soarelui.
Care este cea mai îndepărtată stea pe care o poți vedea?
Cele mai îndepărtate obiecte spațiale care pot fi observate de pe Pământ sunt quasarii. Se află la o distanță de 13 miliarde de ani lumină de Pământ.
Se retrag stelele?
Studiile deplasării spre roșu arată că toate galaxiile se îndepărtează de ale noastre. Cu cât se deplasează mai departe, cu atât se mișcă mai repede. Cele mai îndepărtate galaxii se mișcă aproape cu viteza luminii.
Cum a fost măsurată pentru prima dată distanța până la Soare?
În 1672, doi astronomi - Cassini în Franța și Riecher în Guyana - au observat poziția exactă a lui Marte pe cer. Ei au calculat distanța până la Marte din diferența mică dintre cele două măsurători. Și apoi oamenii de știință folosind geometria elementară au calculat distanța de la Pământ la Soare. Valoarea obținută de Cassini s-a dovedit a fi subestimată cu 7%.
Care este distanța până la cea mai apropiată stea?
Cea mai apropiată stea de sistemul solar este Proxima Centauri, distanța până la aceasta este de 4,3 ani lumină sau 40 de trilioane. km.
Cum măsoară astronomii distanțele?
Care este distanța de la Pământ la Soare?
Soarele(denumit în continuare S.) - corpul central al sistemului solar, este o minge de plasmă fierbinte; S. este cea mai apropiată stea de Pământ. Greutate S. - 1.990 1030 kg(de 332.958 de ori masa Pământului). 99,866% din masa sistemului solar este concentrată în S. Paralaxa solară (unghiul la care raza ecuatorială a Pământului este vizibilă din centrul lui S., care se află la o distanță medie de S., este de 8 "794 (4,263'10 \u003d 5 rad). Distanța de la Pământ la S(unitate astronomică). Diametrul unghiular mediu al lui S. este de 1919",26 (9.305'10 = 3 rad), ceea ce corespunde diametrului liniar al lui S. 1.392'109 m (de 109 ori diametrul ecuatorului Pământului). Densitatea medie a lui S. 1,41'103 kg / m3 Accelerația gravitației pe suprafața lui S. este de 273,98 m/s2 Viteza parabolică pe suprafața lui S. (viteza a doua cosmică) este de 6,18'105 m/s Temperatura efectivă a suprafeței lui S. S., determinată conform legii Stefan-Boltzmann radiația, conform radiației totale a lui S. (vezi Radiația solară), este egală cu 5770 K.
Istoria observațiilor telescopice ale lui S. începe cu observațiile făcute de G. Galileo în 1611; au fost descoperite pete solare și a fost determinată perioada revoluției solare în jurul axei sale. În 1843, astronomul german G. Schwabe a descoperit ciclicitatea activității solare. Dezvoltarea metodelor de analiză spectrală a făcut posibilă studierea condițiilor fizice de pe Soare. În 1814, J. Fraunhofer a descoperit linii întunecate de absorbție în spectrul Soarelui. Aceasta a marcat începutul studiului compoziției chimice a Soarelui. Începând cu 1836, au fost observate în mod regulat eclipse de Soare, ceea ce a dus la descoperirea coroanei și cromosferei Soarelui..., precum și a proeminențelor solare. În 1913, astronomul american J. Hale a observat scindarea Zeeman a liniilor Fraunhofer în spectrul petelor solare și a demonstrat astfel existența câmpurilor magnetice în nord. Până în 1942, astronomul suedez B. Edlen și alții identificaseră mai multe linii din spectrul coroanei solare cu linii de elemente puternic ionizate, dovedind astfel temperatura ridicată a coroanei solare. În 1931, B. Lio a inventat un coronagraf solar, care a făcut posibilă observarea coroanei și cromosferei fără eclipse. La începutul anilor 40. Secolului 20 a fost descoperită emisia radio de la soare. a fost dezvoltarea magnetohidrodinamicii și a fizicii plasmei. De la începutul erei spațiale, radiațiile ultraviolete și de raze X ale radiației solare au fost studiate prin metodele astronomiei extra-atmosferice folosind rachete, observatoare orbitale automate pe sateliții Pământului și laboratoare spațiale cu oameni la bord. În URSS, cercetările asupra radiațiilor solare sunt efectuate la observatoarele din Crimeea și Pulkovo și la instituțiile astronomice din Moscova, Kiev, Tașkent și Alma-Ata. Abastumani, Irkutsk și alții Majoritatea observatoarelor astrofizice străine sunt angajate în cercetarea S. (vezi Observatorii și institutele astronomice).
Rotația lui S. în jurul axei are loc în aceeași direcție ca și rotația Pământului, într-un plan înclinat cu 7–15" față de planul orbitei Pământului (ecliptica). Viteza de rotație este determinată de mișcarea aparentă a diferitelor părți din atmosfera S. și prin deplasarea liniilor spectrale în spectrul marginii discului solar din cauza efectului Doppler. Astfel, s-a constatat că perioada de rotație solară nu este aceeași la diferite latitudini. diverse detalii de pe suprafața solară se determină cu ajutorul coordonatelor heliografice măsurate de la ecuatorul solar (latitudinea heliografică) și de la meridianul central discul vizibil al lui S. sau de la vreun meridian ales ca fiind inițial (așa-numitul meridian Carrington). în același timp, se crede că S. se rotește ca un corp solid.Poziția meridianului inițial este dată în Anuarele Astronomice pentru fiecare zi.Informații despre poziția axei N pe sfera cerească.Puncte cu latitudine heliografică. de 17° fac o revoluție față de Pământ în 27,275 zile ( perioada sinodica). Timpul de rotație la aceeași latitudine a Nordului în raport cu stele (perioada sideală) este de 25,38 zile. Viteza unghiulară de rotație w pentru rotația siderale variază cu latitudinea heliografică j conform legii: w = 14?, 44-3? sin2j pe zi. Viteza liniară de rotație la ecuatorul nordului este de aproximativ 2.000 m/sec.
S. ca stea este o pitică galbenă tipică și este situată în partea de mijloc a secvenței principale de stele pe diagrama Hertzsprung-Russell. Magnitudinea stelară fotovizuală aparentă a lui S. este - 26,74, magnitudinea stelară vizuală absolută Mv este + 4,83. Indicele de culoare al lui S. este pentru cazul regiunilor albastre (B) și vizuale (V) ale spectrului MB - MV = 0,65. Clasa spectrală C. G2V. Viteza de mișcare față de totalitatea celor mai apropiate stele este de 19,7 × 103 m / s. S. se află în interiorul unuia dintre brațele spirale ale galaxiei noastre la o distanță de aproximativ 10 kpc de centrul său. Perioada de revoluție solară în jurul centrului galaxiei este de aproximativ 200 de milioane de ani. Vârsta lui S. este de aproximativ 5–109 ani.
Structura internă a lui S. este determinată din ipoteza că este un corp simetric sferic și se află în echilibru. Ecuația de transfer de energie, legea conservării energiei, ecuația de stare a gazelor ideale, legea Stefan-Boltzmann și condițiile echilibrului hidrostatic, radiant și convectiv, împreună cu valorile luminozității totale, masei totale , și raza lui C. determinată din observații și date privind compoziția sa chimică, fac posibilă construirea unui model Structura internă a S. Se crede că conținutul de hidrogen în S. în greutate este de aproximativ 70%, heliul este aproximativ 27%, iar conținutul tuturor celorlalte elemente este de aproximativ 2,5%. Pe baza acestor ipoteze, s-a calculat că temperatura în centrul S. este de 10-15?106 K, densitatea este de aproximativ 1,5'105 kg/m3, iar presiunea este de 3,4'1016 N/m2 (aproximativ 3'). 1011 atmosfere). Se crede că sursa de energie care completează pierderile de radiație și menține temperatura ridicată a C. sunt reacțiile nucleare care au loc la adâncimile lui C. Cantitatea medie de energie generată în interiorul C. este de 1,92 erg pe g pe secundă. energia este determinată de reacții nucleare în care hidrogenul este transformat în heliu. Pe S. sunt posibile 2 grupe de reacții termonucleare de acest tip: așa-numitele. ciclul proton-proton (hidrogen) și ciclul carbonului (ciclul Bethe). Cel mai probabil, ciclul proton-proton, care constă din trei reacții, predomină în solar, în primul dintre care nuclee de deuteriu (un izotop greu al hidrogenului, masa atomică 2) sunt formate din nuclee de hidrogen; în al doilea dintre nucleele de deuteriu se formează nuclee ale unui izotop de heliu cu o masă atomică de 3, iar, în cele din urmă, în al treilea dintre ele, se formează nuclee ale unui izotop de heliu stabil cu o masă atomică de 4.
Transferul de energie din straturile interioare ale solarului are loc în principal prin absorbția radiațiilor electromagnetice venite de jos și reradierea ulterioară. Ca urmare a scăderii temperaturii cu distanța de centrul radiației solare, lungimea de undă a radiației crește treptat, transferând cea mai mare parte a energiei către straturile superioare (vezi legea radiației vinului).Transferul de energie prin mișcarea de materia fierbinte din straturile interioare, și răcită în interior (convecție) joacă un rol esențial în straturile relativ superioare, care formează zona convectivă a radiației solare, care începe la o adâncime de aproximativ 0,2 raze solare și are o grosime de aproximativ 108 m. Viteza mișcărilor convective crește cu distanța față de centrul zonei solare și atinge (2–2, 5)?103 m/sec. În straturile încă mai înalte (în atmosfera atmosferică), energia este din nou transferată prin radiație. În straturile superioare ale atmosferei solare (în cromosferă și coroană), o parte din energie este furnizată de unde mecanice și magnetohidrodinamice, care sunt generate în zona convectivă, dar sunt absorbite doar în aceste straturi. Densitatea în atmosfera superioară este foarte scăzută, iar eliminarea necesară a energiei datorită radiației și conducției căldurii este posibilă numai dacă temperatura cinetică a acestor straturi este suficient de mare. În cele din urmă, în partea superioară a coroanei solare, cea mai mare parte a energiei este transportată de fluxurile de materie care se îndepărtează de soare, așa-numita. vânt însorit. temperatura din fiecare strat este stabilită la un astfel de nivel încât bilanțul energetic să fie realizat automat: cantitatea de energie adusă datorită absorbției tuturor tipurilor de radiații, conductivității termice sau mișcării materiei este egală cu suma tuturor pierderile de energie ale stratului.
Radiația totală a radiației solare este determinată de iluminarea pe care o creează pe suprafața pământului - aproximativ 100.000 de lux atunci când solarul este la zenit. În afara atmosferei, la distanța medie a pământului față de nord, iluminarea este de 127.000 de lux. Intensitatea luminoasă a lui S. este de 2,84 × 1027. Cantitatea de energie luminoasă care vine în 1 minut într-o zonă de 1 cm3, stabilită perpendicular pe razele soarelui în afara atmosferei, la distanța medie a Pământului de S., se numeste constanta solara. Puterea radiației totale a lui S. este de 3,83 × 1026 wați, dintre care aproximativ 2 × 1017 W au lovit Pământul, luminozitatea medie a suprafeței S. (când este observată în afara atmosferei Pământului) este de 1,98 × 109 nt, luminozitatea a centrului discului S. este de 2,48×109 nt. Luminozitatea discului S. scade de la centru spre margine, iar această scădere depinde de lungimea de undă, astfel încât luminozitatea de la marginea discului S., de exemplu, pentru lumina cu o lungime de undă de 3600 A, este de aproximativ 0,2 din luminozitatea centrului său, iar pentru 5000 A - aproximativ 0,3 din luminozitatea centrului discului C. La marginea discului C., luminozitatea scade cu un factor de 100 în mai puțin de o secundă a arcului, astfel încât marginea discului C. pare foarte ascuțit (Fig. 1).
Compoziția spectrală a luminii emise de radiația solară, adică distribuția energiei în spectrul radiației solare (după luarea în considerare a influenței absorbției în atmosfera terestră și a influenței liniilor Fraunhofer), în termeni generali corespunde distribuția energiei în radiația unui corp absolut negru cu o temperatură de aproximativ 6000 K. Cu toate acestea, există abateri vizibile în unele părți ale spectrului. Energia maximă din spectrul lui S. corespunde unei lungimi de undă de 4600 A. Spectrul lui S. este un spectru continuu, pe care sunt suprapuse peste 20 de mii de linii de absorbție (linii Fraunhofer). Peste 60% dintre ele au fost identificate cu liniile spectrale ale elementelor chimice cunoscute prin compararea lungimilor de undă și a intensității relative a liniei de absorbție din spectrul solar cu spectrele de laborator. Studiul liniilor Fraunhofer oferă informații nu numai despre compoziția chimică a atmosferei solare, ci și despre condițiile fizice din straturile în care se formează anumite linii de absorbție. Elementul predominant în S. este hidrogenul. Numărul de atomi de heliu este de 4-5 ori mai mic decât cel al hidrogenului. Numărul de atomi ai tuturor celorlalte elemente combinate este de cel puțin 1000 de ori mai mic decât numărul de atomi de hidrogen. Dintre acestea, cele mai abundente sunt oxigenul, carbonul, azotul, magneziul, siliciul, sulful, fierul etc.. Liniile aparținând anumitor molecule și radicali liberi pot fi identificate și în spectrul C.: OH, NH, CH, CO , si altii.
Câmpurile magnetice pe S. sunt măsurate în principal prin divizarea Zeeman a liniilor de absorbție în spectrul lui S. (vezi efectul Zeeman). Există mai multe tipuri de câmpuri magnetice în nord (vezi magnetismul solar). Câmpul magnetic total al sistemului solar este mic și atinge o putere de 1 Oe de o polaritate sau alta și se modifică în timp. Acest câmp este strâns legat de câmpul magnetic interplanetar și de structura sa sectorială. Câmpurile magnetice asociate cu activitatea solară pot atinge o putere de câteva mii de e în petele solare.Structura câmpurilor magnetice din regiunile active este foarte complicată, polii magnetici de polaritate diferită alternând. Există, de asemenea, regiuni magnetice locale cu intensități de câmp de sute de Oe în afara petelor solare. Câmpurile magnetice pătrund atât în cromosferă, cât și în coroana solară. Procesele magnetogasdinamice și plasmatice joacă un rol important în nord. La o temperatură de 5000-10000 K, gazul este suficient de ionizat, conductivitatea lui este mare, iar datorită amplorii enorme a fenomenelor solare, importanța interacțiunilor electromecanice și magnetomecanice este foarte mare (vezi Magnetohidrodinamica cosmică).
Atmosfera lui S. este formată din straturi externe accesibile observaţiilor. Aproape toată radiația solară provine din partea inferioară a atmosferei sale, numită fotosferă. Pe baza ecuațiilor de transfer de energie radiativă, a echilibrului termodinamic radiativ și local și a fluxului de radiație observat, se poate construi teoretic un model pentru distribuția temperaturii și a densității cu adâncimea în fotosferă. Grosimea fotosferei este de aproximativ 300 km, densitatea medie a acesteia este de 3×10=4 kg/m3. temperatura din fotosferă scade pe măsură ce se trece la mai multe straturi exterioare, valoarea sa medie este de aproximativ 6000 K, la limita fotosferei este de aproximativ 4200 K. Presiunea variază de la 2 × 104 la 102 N/m2. Existența convecției în zona subfotosferică a solarului se manifestă prin luminozitatea neuniformă a fotosferei și granularitatea ei vizibilă — așa-numita granularitate. structura de granulare. Granulele sunt pete luminoase de formă mai mult sau mai puțin rotundă, vizibile pe imaginea lui S., obținute în lumină albă (Fig. 2). Dimensiunea granulelor este de 150-1000 km, durata de viață este de 5-10 min. granulele individuale pot fi observate timp de 20 de minute. Uneori, granulele formează grupuri de până la 30.000 km în dimensiune Granulele sunt mai luminoase decât spațiile intergranulare cu 20–30%, ceea ce corespunde unei diferențe medii de temperatură de 300 K. Spre deosebire de alte formațiuni, granulația de pe suprafața S. este deloc aceeași latitudini heliografice şi depinde de activitatea solară. Vitezele mișcărilor haotice (viteze turbulente) în fotosferă sunt, după diverse definiții, 1-3 km/sec. În fotosferă s-au găsit mișcări oscilatorii cvasi-periodice în direcția radială. Ele apar pe amplasamente de 2-3 mii km, cu o perioadă de aproximativ 5 minute și o amplitudine a vitezei de ordinul a 500 m/s. După mai multe perioade, oscilațiile într-un loc dat se estompează, apoi pot apărea din nou. Observațiile au arătat și existența celulelor în care mișcarea are loc în direcția orizontală de la centrul celulei până la limitele acesteia. Viteza acestor mișcări este de aproximativ 500 m/sec. Dimensiunile celulelor - supergranule - 30-40 mii km. Poziția supergranulelor coincide cu celulele rețelei cromosferice. La granițele supergranulelor, câmpul magnetic este îmbunătățit. Se presupune că supergranulele reflectă existența celulelor convective de aceeași dimensiune la o adâncime de câteva mii de km sub suprafață. Inițial, s-a presupus că fotosfera dă doar radiație continuă, iar liniile de absorbție se formează în stratul inversat situat deasupra acesteia. Ulterior s-a constatat că în fotosferă se formează atât linii spectrale, cât și un spectru continuu. Cu toate acestea, pentru a simplifica calculele matematice în calculul liniilor spectrale, se folosește uneori conceptul de strat inversat.
Pete solare și torțe. Petele solare și erupțiile solare sunt adesea observate în fotosferă (Figurile 1 și 2). Petele solare sunt formațiuni întunecate, formate de obicei dintr-un miez mai întunecat (umbră) și penumbra care o înconjoară. Diametrele spotului ajung la 200.000 km. Uneori, locul este înconjurat de o margine ușoară. Petele foarte mici se numesc pori. Durata de viață a petelor este de la câteva ore până la câteva luni.În spectrul de pete se observă chiar mai multe linii și benzi de absorbție decât în spectrul fotosferei,seamănă cu spectrul unei stele de tip spectral KO. Deplasările de linie în spectrul petelor din cauza efectului Doppler indică mișcarea materiei în pete - ieșire la niveluri inferioare și aflux la niveluri superioare, vitezele de mișcare ajung la 3 × 103 m/s (efectul Evershed). Din comparațiile dintre intensitățile liniilor și spectrul continuu al petelor și al fotosferei, rezultă că petele sunt mai reci decât fotosfera cu 1-2 mii de grade (4500 K și mai jos). Ca urmare, pe fundalul fotosferei, petele apar întunecate, luminozitatea miezului este de 0,2-0,5 din luminozitatea fotosferei, luminozitatea penumbrei este de aproximativ 80% din fotosferică. Toate petele solare au un câmp magnetic puternic, ajungând la 5000 e pentru petele mari. De obicei, petele formează grupuri care pot fi unipolare, bipolare și multipolare în câmpul lor magnetic, adică conținând multe puncte de polaritate diferită, adesea unite printr-o penumbra comună. Grupuri de pete solare sunt întotdeauna înconjurate de facule și floculi, proeminențe, uneori apar erupții solare în apropierea lor, iar în coroana solară de deasupra lor se observă formațiuni sub formă de raze de căști, evantai - toate acestea împreună formează o regiune activă în nord. Numărul mediu anual de pete solare observate și regiuni active, precum și suprafața medie ocupată de acestea variază pe o perioadă de aproximativ 11 ani. Aceasta este o valoare medie, în timp ce durata ciclurilor individuale de activitate solară variază de la 7,5 la 16 ani (vezi Activitate solară). Cel mai mare număr de pete vizibile simultan pe suprafața unui solar variază de mai mult de două ori pentru cicluri diferite. În cea mai mare parte, pete se găsesc în așa-numitele. zone regale, extinzându-se de la 5 la 30? latitudinea heliografică de ambele părți ale ecuatorului solar. La începutul ciclului de activitate solară, latitudinea locației petelor este mai mare, la sfârșitul ciclului este mai mică, iar la latitudini mai mari apar pete ale unui nou ciclu. Mai des se observă grupuri bipolare de pete solare, constând din două pete solare mari - pata solară de cap și următoarea pată solară, care au polaritate magnetică opusă și câteva pete solare mai mici. Headspot-urile au aceeași polaritate pe parcursul întregului ciclu de activitate solară, aceste polarități sunt opuse în emisferele nordice și sudice ale lui C. Aparent, petele sunt depresiuni în fotosferă, iar densitatea materiei din ele este mai mică decât densitatea materiei. in fotosfera la acelasi nivel .
În regiunile solare active, se observă facule - formațiuni fotosferice luminoase care sunt vizibile în lumină albă predominant lângă marginea discului solar.Faculele apar de obicei înaintea petelor solare și există o perioadă de timp după ce dispar. Suprafața locurilor torțelor este de câteva ori mai mare decât aria grupului corespunzător de pete solare. Numărul de torțe de pe discul solar depinde de faza ciclului de activitate solară. Faculele au contrast maxim (18%) lângă marginea discului C., dar nu chiar la margine. În centrul discului C., faculele sunt practic invizibile, iar contrastul lor este foarte mic. torțele au o structură fibroasă complexă, contrastul lor depinde de lungimea de undă la care se fac observațiile. temperatura torțelor este cu câteva sute de grade mai mare decât temperatura fotosferei, radiația totală de la 1 cm2 o depășește pe cea fotosferică cu 3-5%. Aparent, faculae se ridică oarecum deasupra fotosferei. Durata medie a existenței lor este de 15 zile, dar poate ajunge la aproape 3 luni.
Cromosferă. Deasupra fotosferei se află un strat al atmosferei numit cromosferă. Fără telescoape speciale cu filtre optice cu bandă îngustă, cromosfera este vizibilă doar în timpul eclipselor totale de soare ca un inel roz care înconjoară discul întunecat, în acele minute în care Luna acoperă complet fotosfera. Apoi se poate observa spectrul cromosferei, așa-numita. spectrul flash. La marginea discului S., cromosfera apare observatorului ca o bandă neuniformă, din care ies dinții individuali - spicule cromosferice. Diametrul spiculelor este de 200-2000 km, înălțimea este de aproximativ 10.000 km, iar viteza de creștere a plasmei în spicule este de până la 30 km/sec. Până la 250.000 de spicule există simultan în nord. Când este observată în lumină monocromatică (de exemplu, în lumina liniei de calciu ionizat 3934 A), pe discul C. este vizibilă o rețea cromosferică strălucitoare, constând din noduli individuali - noduli mici cu un diametru de 1000 km și cei mari. cu un diametru de 2000 până la 8000 km. Nodulii mari sunt grupuri de mici. Dimensiunea celulelor grilei este de 30-40 mii km. Se crede că spiculele se formează la limitele celulelor grilei cromosferice. Când este observată în lumina liniei roșii de hidrogen 6563 A, o structură caracteristică vortex este văzută în apropierea petelor solare din cromosferă (Fig. 3). Densitatea în cromosferă scade odată cu creșterea distanței față de centrul C. Numărul de atomi în 1 cm3 variază de la 1015 în apropierea fotosferei la 109 în partea superioară a cromosferei. Spectrul cromosferei este format din sute de linii spectrale de emisie de hidrogen, heliu și metale. Cele mai puternice dintre ele sunt linia roșie a hidrogenului Na (6563 A) și liniile H și K ale calciului ionizat cu o lungime de undă de 3968 A și 3934 A. Lungimea cromosferei nu este aceeași atunci când este observată în diferite spectre, linii. : în cele mai puternice linii cromosferice poate fi urmărită până la 14 000 km deasupra fotosferei. Studiul spectrelor cromosferei a condus la concluzia că în stratul în care are loc trecerea de la fotosferă la cromosferă, temperatura trece printr-un minim și, pe măsură ce înălțimea deasupra bazei cromosferei crește, aceasta devine egală cu 8-10 mii K, iar la o altitudine de câteva mii de km ajunge la 15 -20 mii K. S-a stabilit că în cromosferă are loc o mișcare haotică (turbulentă) a maselor de gaze cu viteze de până la 15?103 m/ s. . În linia Ha, sunt vizibile clar formațiuni întunecate numite fibre. La marginea discului S., filamentele ies dincolo de disc și sunt observate pe cer ca proeminențe strălucitoare. Cel mai adesea, filamentele și proeminențele se găsesc în patru zone situate simetric față de ecuatorul solar: zone polare la nord de + 40? iar la sud -40? latitudine heliografică și zone de latitudine joasă din jur? treizeci? la începutul ciclului de activitate solară și 17? la sfarsitul ciclului. Filamentele și proeminențele zonelor de latitudine joasă prezintă un ciclu de 11 ani bine definit; maximul lor coincide cu maximul petelor solare. În proeminențele de latitudini mari, dependența de fazele ciclului activității solare este mai puțin pronunțată, maximul apare la 2 ani după maximul petelor solare. Filamentele, care sunt proeminențe liniștite, pot atinge lungimea razei solare și există pentru mai multe rotații ale nordului. Înălțimea medie a proeminențelor deasupra suprafeței nordului este de 30–50 mii km, lungimea medie este de 200 mii km. , iar lățimea este de 5 mii km. Conform studiilor lui A. B. Severny, toate proeminențele pot fi împărțite în 3 grupe în funcție de natura mișcărilor lor: electromagnetice, în care mișcările au loc de-a lungul traiectoriilor curbe ordonate - linii de câmp magnetic; haotică, în care predomină mișcările dezordonate, turbulente (viteze de ordinul a 10 km/sec); eruptivă, în care substanța unei proeminențe inițial liniștite cu mișcări haotice este aruncată brusc cu o viteză crescândă (atingând 700 km/sec) departe de nord. Filamentele, care sunt active, schimbând rapid proeminențe, de obicei se schimbă puternic în câteva ore sau chiar minute. Forma și natura mișcărilor în proeminențe sunt strâns legate de câmpul magnetic din cromosferă și coroana solară.
Corona solară este partea cea mai exterioară și mai rarefiată a atmosferei solare, extinzându-se pe mai multe (mai mult de 10) raze solare. Până în 1931, corona a putut fi observată numai în timpul eclipselor totale de soare sub forma unei străluciri de perle argintii în jurul discului S. acoperit de Lună (vezi vol. 9, insert la pp. 384-385). Detaliile structurii sale ies bine în evidență în coroană: căști, evantai, raze coronare și perii polare. După inventarea coronagrafului, corona solară a început să fie observată în afara eclipselor. Forma generală a coroanei se modifică odată cu faza ciclului de activitate solară: în anii de minim, corona este puternic alungită de-a lungul ecuatorului; în anii de maxim, este aproape sferică. În lumina albă, luminozitatea suprafeței coroanei solare este de un milion de ori mai mică decât luminozitatea centrului discului C. Strălucirea sa se formează în principal ca urmare a împrăștierii radiației fotosferice de către electronii liberi. Aproape toți atomii din coroană sunt ionizați. Concentrația de ioni și electroni liberi la baza coroanei este de 109 particule pe 1 cm3. Încălzirea coroanei se realizează în mod similar cu încălzirea cromosferei. Cea mai mare eliberare de energie are loc în partea inferioară a coroanei, dar datorită conductivității termice ridicate, corona este aproape izotermă - temperatura scade foarte lent spre exterior. Fluxul de energie în coroană are loc în mai multe moduri. În partea inferioară a coroanei, rolul principal este jucat de transferul descendent al energiei datorită conducției căldurii. Pierderea de energie este cauzată de evadarea celor mai rapide particule din coroană. În părțile exterioare ale coroanei, cea mai mare parte a energiei este transportată de vântul solar, un flux de gaz coronal a cărui viteză crește odată cu distanța de la nord de la câțiva km/sec la suprafața sa la 450 km/sec la nivelul Pământului. distanţă. temperatura în coroană depășește 106K. În regiunile active, temperatura este mai mare - până la 107K. Deasupra regiunilor active, așa-numitele. condensări coronale, în care concentrația de particule crește de zece ori. O parte din radiația coroanei interioare este reprezentată de liniile de radiație ale atomilor ionizați multipli de fier, calciu, magneziu, carbon, oxigen, sulf și alte elemente chimice. Ele sunt observate atât în partea vizibilă a spectrului, cât și în regiunea ultravioletă. Radiația solară în intervalul contorului și razele X sunt generate în coroana solară, care sunt amplificate de multe ori în regiunile active. Calculele au arătat că corona solară nu este în echilibru cu mediul interplanetar. Fluxurile de particule se propagă din coroană în spațiul interplanetar, formând vântul solar. Există un strat de tranziție relativ subțire între cromosferă și coroană, în care temperatura crește brusc la valorile caracteristice coroanei. Condițiile din acesta sunt determinate de fluxul de energie din coroană ca urmare a conducției căldurii. Stratul de tranziție este sursa majorității radiațiilor ultraviolete C. Cromosfera, stratul de tranziție și corona produc toate emisiile radio observate C. În regiunile active, structura cromosferei, coronei și stratului de tranziție se modifică. Această schimbare, însă, nu este încă bine înțeleasă.
Erupții solare. În regiunile active ale cromosferei se observă creșteri bruște și relativ scurte ale luminozității, care sunt vizibile simultan în multe linii spectrale. Aceste formațiuni strălucitoare există de la câteva minute la câteva ore.Se numesc erupții solare (fostul nume este erupții cromosferice). Ecranele se văd cel mai bine în lumina liniei de hidrogen Ha, dar cele mai strălucitoare sunt uneori văzute în lumină albă. În spectrul unei erupții solare, există câteva sute de linii de emisie ale diferitelor elemente, neutre și ionizate. temperatura acelor straturi ale atmosferei solare care strălucesc în liniile cromosferice (1-2) este ≈104 K, în straturile superioare - până la 107 K. Densitatea particulelor în erupție ajunge la 1013-1014 în 1 cm3. Suprafața erupțiilor solare poate ajunge la 1015 m3. De obicei, erupțiile solare apar în apropierea grupurilor de pete solare care se dezvoltă rapid, cu câmpuri magnetice complexe. Ele sunt însoțite de activarea fibrelor și a floculelor, precum și de eliberarea de materie. În timpul unei erupții, este eliberată o cantitate mare de energie (până la 1010-1011 J). Se presupune că energia unei erupții solare este inițial stocată într-un câmp magnetic și apoi eliberată rapid, ceea ce duce la încălzirea locală și accelerarea protoni și electroni, provocând încălzirea suplimentară a gazului, strălucirea acestuia în diferite părți ale spectrului de radiații electromagnetice, formarea unei unde de șoc. Erupțiile solare produc o creștere semnificativă a radiației ultraviolete solare și sunt însoțite de explozii de raze X (uneori foarte puternice), explozii de emisii radio și ejecția corpusculilor de înaltă energie de până la 1010 eV. Uneori, exploziile de emisie de raze X sunt observate chiar și fără amplificarea strălucirii în cromosferă. Unele erupții solare (se numesc erupții de protoni) sunt însoțite de fluxuri deosebit de puternice de particule energetice - raze cosmice de origine solară. Flashurile de protoni reprezintă un pericol pentru astronauți în zbor, deoarece Particulele energetice, ciocnind cu atomii carcasei navei spațiale, generează bremsstrahlung, raze X și radiații gamma, uneori în doze periculoase.
Influența activității solare asupra fenomenelor terestre. S. este în cele din urmă sursa tuturor tipurilor de energie utilizate de omenire (cu excepția energiei atomice). Aceasta este energia vântului, a apei în cădere, energia eliberată în timpul arderii tuturor tipurilor de combustibil. Influența activității solare asupra proceselor care au loc în atmosfera Pământului, magnetosferă și biosferă este foarte diversă (vezi Relațiile solar-terestre).
Instrumente pentru studiul lui S. Observațiile lui S. se realizează cu ajutorul unor refractoare mici sau mijlocii și telescoape mari oglindă, în care majoritatea opticii sunt staționare, iar razele solare sunt direcționate în interiorul instalației orizontale sau turn. a telescopului folosind una (siderostat, heliostat) sau două (coelostat) oglinzi mobile (vezi Fig. la Art. Telescopul turn). În timpul construcției telescoapelor solare mari, se acordă o atenție deosebită rezoluției spațiale mari de pe discul C. În interiorul coronografului, imaginea lui S. este eclipsată de o „Lună” artificială – un disc opac special. Într-un coronograf, cantitatea de lumină împrăștiată este redusă de multe ori, astfel încât straturile cele mai exterioare ale atmosferei C pot fi observate în afara eclipsei. Telescoapele solare sunt adesea echipate cu filtre optice cu bandă îngustă, care fac posibilă observarea în lumina unei singure linii spectrale. Au fost create și filtre de densitate neutră cu transparență variabilă de-a lungul razei, care fac posibilă observarea coroanei solare la o distanță de mai multe raze C. Telescoapele solare mari sunt de obicei echipate cu spectrografe puternice cu înregistrarea fotografică sau fotoelectrică a spectrelor. Un spectrograf poate avea și un magnetograf—un instrument pentru studierea scindării și polarizării Zeeman a liniilor spectrale și pentru determinarea mărimii și direcției câmpului magnetic la nord.absorbit în atmosfera Pământului a condus la crearea observatoarelor orbitale în afara atmosferei. , care fac posibilă obținerea de spectre de radiație solară și formațiuni individuale pe suprafața sa în afara atmosferei terestre.
- Putem instala o serie de reflectoare mari în punctul Lagrange L1 pentru a împiedica o parte din lumină să ajungă pe Pământ.
- Putem geoinginerească atmosfera/albedo-ul planetei noastre astfel încât să reflecte mai multă lumină și să absoarbă mai puțin.
- Putem scăpa planeta de efectul de seră eliminând metanul și moleculele de dioxid de carbon din atmosferă.
- Ne putem părăsi Pământul și ne concentrăm pe terraformarea unor lumi exterioare precum Marte.
În teorie, totul poate funcționa, dar va necesita un efort și sprijin extraordinar.
Cu toate acestea, decizia de a migra Pământul pe o orbită îndepărtată poate deveni definitivă. Și deși va trebui să scoatem constant planeta de pe orbită pentru a menține o temperatură constantă, acest lucru va dura sute de milioane de ani. Pentru a compensa efectul unei creșteri de 1% a luminozității Soarelui, Pământul trebuie deplasat cu 0,5% din distanța față de Soare; pentru a compensa creșterea cu 20% (adică, în 2 miliarde de ani), Pământul trebuie tras cu 9,5% mai departe. Pământul nu va mai fi la 149.600.000 km de Soare, ci la 164.000.000 km.
Distanța de la Pământ la Soare nu s-a schimbat prea mult în ultimii 4,5 miliarde de ani. Dar dacă Soarele continuă să se încălzească și nu vrem ca Pământul să fie complet prăjit, va trebui să luăm în considerare serios posibilitatea migrării planetare.
Acest lucru necesită multă energie! A muta Pământul - toate cele șase septlioane de kilograme ale sale (6 x 10 24) - departe de Soare - înseamnă să ne schimbăm semnificativ parametrii orbitali. Dacă mutăm planeta de la Soare la 164.000.000 km, se vor observa diferențe evidente:
- Pământul va orbita Soarele cu 14,6% mai mult
- pentru a menține o orbită stabilă, viteza noastră orbitală trebuie să scadă de la 30 km/s la 28,5 km/s
- dacă perioada de rotație a Pământului rămâne aceeași (24 de ore), anul nu va fi 365, ci 418 zile
- Soarele va fi mult mai mic pe cer - cu 10% - iar mareele cauzate de Soare vor fi mai slabe cu câțiva centimetri
Dacă Soarele se umflă în dimensiuni și Pământul se îndepărtează de el, aceste două efecte nu se anulează complet; Soarele va părea mai mic de pe Pământ
Dar pentru a aduce Pământul atât de departe, trebuie să facem schimbări energetice foarte mari: va trebui să schimbăm energia potențială gravitațională a sistemului Soare-Pământ. Chiar și luând în considerare toți ceilalți factori, inclusiv decelerația Pământului în jurul Soarelui, ar trebui să modificăm energia orbitală a Pământului cu 4,7 x 10 35 jouli, ceea ce este echivalent cu 1,3 x 10 20 terawatt-oră: de 10 15 ori mai mult decât costul anual al energiei suportat de umanitate. S-ar crede că în două miliarde de ani ar fi diferiți și sunt, dar nu cu mult. Vom avea nevoie de 500.000 de ori mai multă energie decât o generează omenirea în întreaga lume astăzi, toate acestea vor fi folosite pentru a muta Pământul în siguranță.
Viteza cu care se rotesc planetele în jurul Soarelui depinde de distanța lor față de Soare. Migrarea lentă a Pământului de 9,5% din distanță nu va perturba orbitele altor planete.
Tehnologia nu este cea mai dificilă problemă. Întrebarea dificilă este mult mai fundamentală: cum obținem toată această energie? În realitate, există un singur loc care ne va satisface nevoile: Soarele însuși. În prezent, Pământul primește aproximativ 1500 de wați de energie pe metru pătrat de la Soare. Pentru a obține suficientă putere pentru a mișca Pământul în timpul potrivit, ar trebui să construim o matrice (în spațiu) care să colecteze 4,7 x 1035 jouli de energie, în mod uniform, timp de 2 miliarde de ani. Aceasta înseamnă că avem nevoie de o matrice de 5 x 10 15 metri pătrați (și o eficiență de 100%), ceea ce este echivalent cu întreaga suprafață a zece planete, ca a noastră.
Conceptul de energie solară spațială a fost dezvoltat de mult timp, dar nimeni nu și-a imaginat încă o serie de celule solare cu o dimensiune de 5 miliarde de kilometri pătrați.
Prin urmare, pentru a muta Pământul pe o orbită sigură departe, aveți nevoie de un panou solar de 5 miliarde de kilometri pătrați cu o eficiență de 100%, a cărui energie va fi cheltuită pentru a împinge Pământul pe o altă orbită timp de 2 miliarde de ani. Este posibil fizic? Absolut. Cu tehnologie modernă? Deloc. Este practic posibil? Cu ceea ce știm acum, aproape sigur că nu. Tragerea unei planete întreagă este dificilă din două motive: în primul rând, din cauza forței de atracție gravitațională a Soarelui și din cauza masivității Pământului. Dar avem doar un astfel de Soare și un astfel de Pământ, iar Soarele se va încălzi indiferent de acțiunile noastre. Până când ne dăm seama cum să colectăm și să folosim această cantitate de energie, vom avea nevoie de alte strategii.
