Det finns 3 alternativ för att gå ur bana - flytta till en ny bana (som i sin tur kan vara närmare eller längre från solen, eller till och med vara mycket långsträckt), falla in i solen och lämna solsystemet. Tänk bara på det tredje alternativet, som enligt min mening är det mest intressanta.
När vi rör oss längre bort från solen kommer det att finnas mindre ultraviolett ljus för fotosyntesen och medeltemperaturen på planeten kommer att minska år för år. Växter kommer att vara de första att drabbas, vilket resulterar i allvarliga chocker för näringskedjor och ekosystem. Och istiden kommer snabbt nog. De enda oaserna med mer eller mindre förhållanden kommer att vara nära geotermiska källor, gejsrar. Men inte länge.
Efter ett visst antal år (förresten, det kommer inga fler årstider), på ett visst avstånd från solen, kommer ovanliga regn att börja på ytan av vår planet. Det blir syreregn. Om du har tur kanske det snöar av syre. Om människor kommer att kunna anpassa sig till detta på ytan kan jag inte säga säkert - det kommer inte att finnas någon mat heller, stål under sådana förhållanden kommer att vara för ömtåligt, så det är oklart hur man utvinner bränsle. havets yta kommer att frysa till ett fast djup, inlandsisen kommer att täcka hela planetens yta förutom bergen på grund av isens expansion - vår planet kommer att bli vit.
Men temperaturen på planetens kärna, manteln kommer inte att förändras, så att temperaturen under inlandsisen på ett djup av flera kilometer kommer att förbli ganska acceptabel. (om du gräver en sådan gruva och ger konstant mat och syre kan du till och med bo där)
Det roligaste är i havets djup. Där inte ens nu någon ljusstråle tränger igenom. Där, på flera kilometers djup under havets yta, finns hela ekosystem som absolut inte är beroende av solen, fotosyntesen eller solvärmen. De har sina egna kretslopp av materia, kemosyntes istället för fotosyntes, och den önskade temperaturen upprätthålls av värmen från vår planet (vulkanisk aktivitet, undervattens varma källor, och så vidare). Eftersom temperaturen inuti vår planet tillhandahålls av dess gravitation, massa, även utan solen, då utanför solsystemen kommer stabila förhållanden att upprätthållas där, den önskade temperaturen. Och livet som kokar i havets djup, på havets botten, kommer inte ens att märka att solen är borta. Att livet inte ens kommer att veta att vår planet en gång kretsade runt solen. Kanske kommer det att utvecklas.
Det är också osannolikt men också möjligt att en snöboll - jorden en dag, efter miljarder år, kommer att flyga till en av stjärnorna i vår galax och falla in i dess omloppsbana. Det är också möjligt att i den omloppsbanan av en annan stjärna kommer vår planet att "tina" och gynnsamma förhållanden för liv kommer att uppstå på ytan. Kanske kommer livet i havets djup, efter att ha övervunnit hela denna väg, igen att komma till ytan, som det redan hände en gång. Kanske, som ett resultat av evolutionen på vår planet efter detta, kommer intelligent liv att dyka upp igen. Och slutligen, kanske de kommer att hitta överlevande media med frågor och svar från sajten i resterna av ett av datacentren
något som din konversation - "bröt igenom":
Vad är avståndet från jorden till solen?
Avståndet mellan jorden och solen sträcker sig från 147 till 152 miljoner km. Det mättes mycket exakt med radar.
Vad är ett ljusår?
Ett ljusår är en sträcka på 9460 miljarder km. Det är denna väg som ljus färdas på ett år och rör sig med en konstant hastighet på 300 000 km/s.
Hur långt är det till månen?
Månen är vår granne. Avståndet till den vid den punkt i omloppsbanan som är närmast jorden är 356410 km. Månens maximala avstånd från jorden är 406697 km. Avståndet beräknades från den tid det tog laserstrålen att nå månen och återvända tillbaka, reflekterat från speglarna som lämnats på månens yta av amerikanska astronauter och sovjetiska månfordon.
Vad är en parsec?
En parsec är lika med 3,26 ljusår. Parallaxavstånd mäts i parsec, det vill säga avstånd som beräknas geometriskt från de minsta skiftningarna i en stjärnas skenbara position när jorden rör sig runt solen.
Vilken är den längsta stjärnan du kan se?
De mest avlägsna rymdobjekten som kan observeras från jorden är kvasarer. De är på ett avstånd av 13 miljarder ljusår från jorden.
Är stjärnorna på väg tillbaka?
Rödförskjutningsstudier visar att alla galaxer är på väg bort från våra. Ju längre desto snabbare rör sig de. De mest avlägsna galaxerna rör sig nästan med ljusets hastighet.
Hur mättes avståndet till solen först?
År 1672 noterade två astronomer - Cassini i Frankrike och Riecher i Guyana - den exakta positionen för Mars på himlen. De beräknade avståndet till Mars från den lilla skillnaden mellan de två mätningarna. Och sedan beräknade forskare som använder elementär geometri avståndet från jorden till solen. Värdet som Cassini erhöll visade sig vara underskattat med 7 %.
Vad är avståndet till närmaste stjärna?
Den stjärna som ligger närmast solsystemet är Proxima Centauri, avståndet till den är 4,3 ljusår, eller 40 biljoner. km.
Hur mäter astronomer avstånd?
Vad är avståndet från jorden till solen?
Solen(hädanefter kallad S.) - solsystemets centrala kropp är en het plasmaboll; S. är den stjärna som ligger närmast jorden. Vikt S. - 1 990 1030 kg(332 958 gånger jordens massa). 99,866 % av solsystemets massa är koncentrerad till S. Solparallax (vinkeln vid vilken jordens ekvatorialradie är synlig från mitten av S., som ligger på ett genomsnittligt avstånd från S., är 8 "794 (4.263'10 \u003d 5 rad). Avståndet från jorden till S(astronomisk enhet). Den genomsnittliga vinkeldiametern för S. är 1919",26 (9.305'10 = 3 rad), vilket motsvarar den linjära diametern på S. 1.392'109 m (109 gånger diametern på jordens ekvator). Medeldensiteten för S. 1.41'103 kg / m3 Tyngdaccelerationen på ytan av S. är 273.98 m/s2 Den paraboliska hastigheten på ytan av S. (andra kosmisk hastighet) är 6.18'105 m/s Den effektiva temperaturen på ytan av S. S., bestämd enligt Stefan-Boltzmann-lagen, är strålningen, enligt den totala strålningen av S. (se Solstrålning), lika med 5770 K.
Historien om teleskopiska observationer av S. börjar med observationer gjorda av G. Galileo 1611; solfläckar upptäcktes, och perioden för solvarv runt dess axel bestämdes. År 1843 upptäckte den tyske astronomen G. Schwabe solaktivitetens cyklicitet. Utvecklingen av metoder för spektralanalys gjorde det möjligt att studera de fysiska förhållandena på solen. År 1814 upptäckte J. Fraunhofer mörka absorptionslinjer i solens spektrum. Detta markerade början på studiet av solens kemiska sammansättning Sedan 1836 har solförmörkelser regelbundet observerats, vilket ledde till upptäckten av solens korona och kromosfär... såväl som solprominenser. År 1913 observerade den amerikanske astronomen J. Hale Zeemans splittring av Fraunhofer-linjerna i spektrumet av solfläckar och bevisade därmed förekomsten av magnetfält i norr. År 1942 hade den svenske astronomen B. Edlen och andra identifierat flera linjer i solkoronans spektrum med linjer av starkt joniserade grundämnen, vilket bevisat den höga temperaturen i solkoronan. 1931 uppfann B. Lio en solkoronagraf, som gjorde det möjligt att observera koronan och kromosfären utan förmörkelser. I början av 40-talet. 1900-talet radioutsläpp från solen upptäcktes. var utvecklingen av magnetohydrodynamik och plasmafysik. Sedan början av rymdåldern har den ultravioletta och röntgenstrålningen av solstrålning studerats med metoderna för extraatmosfärisk astronomi med raketer, automatiska omloppsobservatorier på jordens satelliter och rymdlaboratorier med människor ombord. I Sovjetunionen bedrivs forskning om solstrålning vid Krim- och Pulkovo-observatorierna och vid astronomiska institutioner i Moskva, Kiev, Tasjkent och Alma-Ata. Abastumani, Irkutsk m.fl. De flesta utländska astrofysiska observatorier är engagerade i S.-forskning (se Astronomiska observatorier och institut).
S:s rotation runt axeln sker i samma riktning som jordens rotation, i ett plan som lutar 7–15" mot planet för jordens omloppsbana (ekliptikan). Rotationshastigheten bestäms av den skenbara rörelsen hos olika delar i S.:s atmosfär och genom förskjutningen av spektrallinjer i solskivans kants spektrum på grund av Dopplereffekten. Således fann man att solrotationsperioden inte är densamma på olika breddgrader. olika detaljer på solytan bestäms med hjälp av heliografiska koordinater mätt från solens ekvator (heliografisk latitud) och från den centrala meridianen den synliga skivan av S. eller från någon meridian vald som den initiala (den så kallade Carrington-meridianen). samtidigt tror man att S. roterar som en fast kropp. Initialmeridianens position anges i Astronomical Yearbooks för varje dag Information om N-axelns position på himlaklotet.Punkar med en heliografisk latitud på 17° gör ett varv i förhållande till jorden på 27.275 dagar ( synodisk period). Rotationstiden på samma latitud i norr i förhållande till stjärnorna (siderisk period) är 25,38 dagar. Vinkelhastigheten för rotation w för siderisk rotation varierar med heliografisk latitud j enligt lagen: w = 14?, 44-3? sin2j per dag. Den linjära rotationshastigheten vid ekvatorn i norr är cirka 2 000 m/sek.
S. som stjärna är en typisk gul dvärg och ligger i mitten av huvudsekvensen av stjärnor på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Den skenbara fotovisuella stjärnmagnituden för S. är - 26,74, den absoluta visuella stjärnmagnituden Mv är + 4,83. Färgindexet för S. är för fallet med de blå (B) och visuella (V) områdena i spektrumet MB - MV = 0,65. Spektralklass C. G2V. Rörelsehastigheten i förhållande till totaliteten av de närmaste stjärnorna är 19,7 × 103 m/s. S. ligger inuti en av spiralarmarna i vår galax på ett avstånd av cirka 10 kpc från dess centrum. Solens revolutionsperiod runt galaxens centrum är cirka 200 miljoner år. S:s ålder är cirka 5–109 år.
Den inre strukturen hos S. bestäms under antagandet att det är en sfäriskt symmetrisk kropp och är i jämvikt. Energiöverföringsekvationen, lagen om energibevarande, tillståndets idealgasekvation, Stefan-Boltzmann-lagen och villkoren för hydrostatisk, strålande och konvektiv jämvikt, tillsammans med värdena för total ljusstyrka, total massa , och radien för C. bestämt från observationer, och data om dess kemiska sammansättning, gör det möjligt att bygga en modell Den inre strukturen hos S. Man tror att innehållet av väte i S. i massa är cirka 70 %, helium är cirka 27 %, och innehållet av alla andra grundämnen är cirka 2,5 %. Baserat på dessa antaganden beräknades att temperaturen i mitten av S. är 10-15?106 K, densiteten är ca 1,5'105 kg/m3 och trycket är 3,4'1016 N/m2 (ca 3') 1011 atmosfärer). Man tror att den energikälla som fyller på strålningsförlusterna och upprätthåller den höga temperaturen på C. är kärnreaktioner som sker i djupet av C. Den genomsnittliga mängden energi som genereras inuti C. är 1,92 erg per g per sekund. energi bestäms av kärnreaktioner där väte omvandlas till helium. På S. är 2 grupper av termonukleära reaktioner av denna typ möjliga: den så kallade. proton-proton (väte) cykel och kol cykel (Bethe cykel). Det är mest troligt att proton-protoncykeln, som består av tre reaktioner, dominerar i solarium, i den första av vilka deuteriumkärnor (en tung isotop av väte, atommassa 2) bildas av vätekärnor; i den andra av deuteriumkärnorna bildas kärnor av en heliumisotop med en atommassa av 3, och slutligen, i den tredje av dem, bildas kärnor av en stabil heliumisotop med en atommassa av 4.
Överföringen av energi från de inre lagren av solarium sker huvudsakligen genom absorption av elektromagnetisk strålning som kommer underifrån och efterföljande återstrålning. Som ett resultat av en minskning av temperaturen med avståndet från solstrålningens centrum, ökar strålningens våglängd gradvis, vilket överför det mesta av energin till de övre lagren (se vinlagen för strålning). Överföring av energi genom rörelse av varm materia från de inre skikten, och kyld inuti (konvektion) spelar en väsentlig roll i relativt högre skikt, som bildar den konvektiva zonen för solstrålning, som börjar på ett djup av ca 0,2 solradier och har en tjocklek på ca 108 m Hastigheten för konvektiva rörelser ökar med avståndet från solzonens centrum och når (2–2, 5) -103 m/sek. I ännu högre skikt (i atmosfären) överförs energi återigen genom strålning. I de övre skikten av solatmosfären (i kromosfären och korona) levereras en del av energin av mekaniska och magnetohydrodynamiska vågor, som genereras i den konvektiva zonen men absorberas endast i dessa skikt. Densiteten i den övre atmosfären är mycket låg, och det nödvändiga energiavlägsnandet på grund av strålning och värmeledning är endast möjligt om den kinetiska temperaturen för dessa skikt är tillräckligt hög. Slutligen, i den övre delen av solkoronan, förs det mesta av energin bort av flöden av materia som rör sig bort från solen, den sk. solig vind. temperaturen i varje lager är inställd på en sådan nivå att energibalansen utförs automatiskt: mängden energi som tas in på grund av absorptionen av alla typer av strålning, värmeledningsförmåga eller materiens rörelse är lika med summan av alla energiförluster i lagret.
Den totala strålningen av solstrålning bestäms av den belysning den skapar på jordens yta - cirka 100 000 lux när solen är i zenit. Utanför atmosfären, på jordens medelavstånd från norr, är belysningen 127 000 lux. Ljusstyrkan för S. är 2,84 × 1027. Mängden ljusenergi som kommer på 1 minut till en yta på 1 cm3, inställd vinkelrätt mot solens strålar utanför atmosfären på jordens genomsnittliga avstånd från S., kallas solkonstanten. Effekten av den totala strålningen av S. är 3,83 × 1026 watt, varav cirka 2 × 1017 W träffade jorden, den genomsnittliga ljusstyrkan på S.-ytan (när den observeras utanför jordens atmosfär) är 1,98 × 109 nt, ljusstyrkan av mitten av S.-skivan är 2,48×109 nt. S.-skivans ljusstyrka minskar från mitten till kanten, och denna minskning beror på våglängden, så att ljusstyrkan vid kanten av S.-skivan, till exempel för ljus med våglängden 3600 A, är ca. 0,2 av ljusstyrkan för dess centrum, och för 5000 A - cirka 0,3 av ljusstyrkan i centrum av C.-skivan. I själva kanten av C.-skivan sjunker ljusstyrkan med en faktor 100 under mindre än en sekund av bågen, så gränsen på C.-skivan ser väldigt skarp ut (Fig. 1).
Den spektrala sammansättningen av ljuset som emitteras av solstrålning, dvs fördelningen av energi i solstrålningens spektrum (efter att ha tagit hänsyn till påverkan av absorption i jordens atmosfär och påverkan av Fraunhofer-linjer), motsvarar generellt sett fördelning av energi i strålningen av en absolut svart kropp med en temperatur på cirka 6000 K. Det finns dock märkbara avvikelser i vissa delar av spektrumet. Den maximala energin i spektrumet av S. motsvarar en våglängd på 4600 A. Spektrum av S. är ett kontinuerligt spektrum, på vilket mer än 20 tusen absorptionslinjer (Fraunhofer-linjer) är överlagrade. Mer än 60 % av dem har identifierats med spektrallinjerna för kända kemiska grundämnen genom att jämföra våglängderna och den relativa intensiteten av absorptionslinjen i solspektrumet med laboratoriespektra. Studiet av Fraunhofer-linjer ger information inte bara om den kemiska sammansättningen av solatmosfären, utan också om de fysikaliska förhållandena i de lager där vissa absorptionslinjer bildas. Det dominerande grundämnet i S. är väte. Antalet heliumatomer är 4-5 gånger mindre än väte. Antalet atomer av alla andra grundämnen tillsammans är minst 1000 gånger mindre än antalet väteatomer. Bland dem är de vanligaste syre, kol, kväve, magnesium, kisel, svavel, järn och andra Linjer som tillhör vissa molekyler och fria radikaler kan också identifieras i spektrumet av C.: OH, NH, CH, CO , och andra.
Magnetiska fält på S. mäts huvudsakligen genom Zeeman-delning av absorptionslinjer i spektrumet av S. (se Zeeman-effekten). Det finns flera typer av magnetfält i norr (se solmagnetism). Det totala magnetfältet i solsystemet är litet och når en styrka på 1 Oe av en eller annan polaritet och förändras med tiden. Detta fält är nära relaterat till det interplanetära magnetfältet och dess sektorstruktur. Magnetiska fält associerade med solaktivitet kan i solfläckar nå en styrka på flera tusen e. Strukturen av magnetiska fält i aktiva områden är mycket intrikat, magnetiska poler med olika polaritet växlar. Det finns också lokala magnetiska områden med fältstyrkor på hundratals Oe utanför solfläckar. Magnetiska fält penetrerar både kromosfären och solkoronan. Magnetogasdynamiska processer och plasmaprocesser spelar en viktig roll i norr. Vid en temperatur på 5000-10 000 K är gasen tillräckligt joniserad, dess konduktivitet är hög, och på grund av solfenomens enorma skala är betydelsen av elektromekaniska och magnetomekaniska interaktioner mycket stor (se Kosmisk magnetohydrodynamik).
S:s atmosfär bildas av yttre skikt tillgängliga för observationer. Nästan all solstrålning kommer från den nedre delen av dess atmosfär, som kallas fotosfären. Utifrån ekvationerna för strålningsenergiöverföring, strålning och lokal termodynamisk jämvikt samt det observerade strålningsflödet kan man teoretiskt konstruera en modell för fördelning av temperatur och densitet med djupet i fotosfären. Fotosfärens tjocklek är cirka 300 km, dess genomsnittliga densitet är 3×10=4 kg/m3. temperaturen i fotosfären sjunker när man flyttar till fler yttre lager, dess medelvärde är ca 6000 K, vid fotosfärens gräns är det ca 4200 K. Trycket varierar från 2 × 104 till 102 N/m2. Förekomsten av konvektion i solariets subfotosfäriska zon manifesteras i fotosfärens ojämna ljusstyrka och dess synliga granularitet - den så kallade granulariteten. granuleringsstruktur. Granulerna är ljusa fläckar av mer eller mindre rund form, synliga på bilden av S., erhållna i vitt ljus (fig. 2). Storleken på granulerna är 150-1000 km, livslängden är 5-10 min. individuella granulat kan observeras i 20 minuter. Ibland bildar granulat kluster upp till 30 000 km stora Granulat är ljusare än intergranulära utrymmen med 20–30 %, vilket motsvarar en medeltemperaturskillnad på 300 K. Till skillnad från andra formationer är granuleringen på ytan av S. överhuvudtaget densamma heliografiska breddgrader och beror på solaktiviteten. Hastigheterna för kaotiska rörelser (turbulenta hastigheter) i fotosfären är, enligt olika definitioner, 1-3 km/sek. I fotosfären har kvasi-periodiska oscillerande rörelser i radiell riktning hittats. De förekommer på platser som är 2-3 tusen km stora, med en period på cirka 5 minuter och en hastighetsamplitud i storleksordningen 500 m/s. Efter flera perioder bleknar svängningar på en given plats och kan sedan uppstå igen. Observationer visade också förekomsten av celler där rörelse sker i horisontell riktning från cellens mitt till dess gränser. Hastigheten för sådana rörelser är cirka 500 m/sek. Cellstorlekar - supergranuler - 30-40 tusen km. Supergranulernas position sammanfaller med cellerna i det kromosfäriska nätverket. Vid gränserna för supergranulat förstärks magnetfältet. Det antas att supergranulat återspeglar förekomsten av konvektiva celler av samma storlek på ett djup av flera tusen km under ytan. Inledningsvis antogs det att fotosfären endast ger kontinuerlig strålning, och absorptionslinjerna bildas i omkastningsskiktet ovanför det. Senare fann man att både spektrallinjer och ett kontinuerligt spektrum bildas i fotosfären. Men för att förenkla matematiska beräkningar vid beräkning av spektrallinjer används ibland konceptet med ett vändskikt.
Solfläckar och facklor. Solfläckar och flammor observeras ofta i fotosfären (fig. 1 och 2). Solfläckar är mörka formationer, vanligtvis bestående av en mörkare kärna (skugga) och halvskalan som omger den. Fläckdiametrar når 200 000 km. Ibland är platsen omgiven av en ljus kant. Mycket små fläckar kallas porer. Fläckarnas livslängd är från flera timmar till flera månader. Ännu fler linjer och absorptionsband observeras i spektrumet av fläckar än i fotosfärens spektrum, det liknar spektrumet för en stjärna av spektraltypen KO. Linjeförskjutningar i spektrumet av fläckar på grund av dopplereffekten indikerar rörelse av materia i fläckar - utflöde på lägre nivåer och inflöde på högre nivåer, rörelsehastigheterna når 3 × 103 m/s (Evershed-effekt). Av jämförelser av linjeintensiteterna och det kontinuerliga spektrumet av fläckar och fotosfären, följer att fläckarna är kallare än fotosfären med 1-2 tusen grader (4500 K och lägre). Som ett resultat, mot bakgrunden av fotosfären, verkar fläckarna mörka, kärnans ljusstyrka är 0,2-0,5 av fotosfärens ljusstyrka, penumbras ljusstyrka är cirka 80% av fotosfären. Alla solfläckar har ett starkt magnetfält som når 5000 e för stora fläckar. Vanligtvis bildar fläckar grupper som kan vara unipolära, bipolära och multipolära i sitt magnetfält, d.v.s. de innehåller många fläckar med olika polaritet, ofta förenade av en gemensam penumbra. Grupper av solfläckar är alltid omgivna av faculae och flockor, prominenser, ibland förekommer solflammor nära dem, och i solkoronan ovanför dem observeras formationer i form av strålar av hjälmar, fans - allt detta tillsammans bildar en aktiv region i norr Det genomsnittliga årliga antalet observerade solfläckar och aktiva regioner, och även den genomsnittliga ytan som ockuperas av dem varierar med en period av cirka 11 år. Detta är ett medelvärde, medan varaktigheten av individuella cykler av solaktivitet varierar från 7,5 till 16 år (se Solaktivitet). Det största antalet fläckar som är synliga samtidigt på ytan av ett solarium varierar mer än två gånger för olika cykler. Mest fläckar finns i den sk. kungliga zoner, som sträcker sig från 5 till 30? heliografisk latitud på båda sidor om solens ekvator. I början av solaktivitetscykeln är latituden för platsen för fläckarna högre, i slutet av cykeln är den lägre och på högre breddgrader uppstår fläckar av en ny cykel. Bipolära grupper av solfläckar observeras oftare, bestående av två stora solfläckar - huvudsolfläcken och nästa solfläck, som har motsatt magnetisk polaritet, och flera mindre solfläckar. Huvudfläckar har samma polaritet under hela solaktivitetscykeln, dessa polariteter är motsatta på de norra och södra halvkloten av C. Uppenbarligen är fläckarna fördjupningar i fotosfären, och materiens densitet i dem är mindre än materiens densitet i fotosfären på samma nivå.
I aktiva solområden observeras faculae - ljusa fotosfäriska formationer som är synliga i vitt ljus övervägande nära solskivans kant Faculae uppträder vanligtvis före solfläckar och existerar en tid efter att de försvunnit. Facklans yta är flera gånger större än ytan för motsvarande grupp av solfläckar. Antalet facklor på solskivan beror på fasen av solaktivitetscykeln. Faculae har maximal kontrast (18 %) nära kanten av C.-skivan, men inte i själva kanten. I mitten av C.-skivan är faculae praktiskt taget osynliga, och deras kontrast är mycket liten. Facklor har en komplex fibrös struktur, deras kontrast beror på våglängden vid vilken observationer görs. temperaturen på facklarna är flera hundra grader högre än fotosfärens temperatur, den totala strålningen från 1 cm2 överstiger den fotosfäriska med 3-5%. Tydligen höjer sig faculae något över fotosfären. Den genomsnittliga varaktigheten av deras existens är 15 dagar, men kan nå nästan 3 månader.
Kromosfär. Ovanför fotosfären finns ett lager av atmosfären som kallas kromosfären. Utan speciella teleskop med smalbandiga optiska filter är kromosfären endast synlig under totala solförmörkelser som en rosa ring som omger den mörka skivan, i de minuter då månen helt täcker fotosfären. Då kan man observera kromosfärens spektrum, den sk. blixtspektrum. Vid kanten av S.-skivan uppträder kromosfären för betraktaren som en ojämn remsa, från vilken enskilda tänder sticker ut - kromosfäriska spikler. Diametern på spiklarna är 200-2000 km, höjden är cirka 10 000 km, och hastigheten för plasmahöjningen i spiklarna är upp till 30 km/sek. Upp till 250 000 spikler finns samtidigt i norr. När det observeras i monokromatiskt ljus (till exempel i ljuset av linjen av joniserat kalcium 3934 A), är ett ljust kromosfäriskt nätverk synligt på C.-skivan, bestående av individuella knölar - små knölar med en diameter på 1000 km och stora. med en diameter på 2000 till 8000 km. Stora knölar är kluster av små. Storleken på rutnätscellerna är 30-40 tusen km. Man tror att spikler bildas vid gränserna för cellerna i det kromosfäriska nätet. När den observeras i ljuset av den röda vätelinjen 6563 A, ses en karakteristisk virvelstruktur nära solfläckar i kromosfären (Fig. 3). Densiteten i kromosfären minskar med ökande avstånd från centrum C. Antalet atomer i 1 cm3 varierar från 1015 nära fotosfären till 109 i den övre delen av kromosfären. Kromosfärens spektrum består av hundratals emissionsspektrallinjer av väte, helium och metaller. De starkaste av dem är den röda linjen av väte Na (6563 A) och H- och K-linjerna för joniserat kalcium med en våglängd på 3968 A och 3934 A. Längden på kromosfären är inte densamma när den observeras i olika spektra, linjer : i de starkaste kromosfärslinjerna kan den spåras upp till 14 000 km över fotosfären. Studiet av kromosfärens spektra ledde till slutsatsen att i lagret där övergången från fotosfären till kromosfären sker passerar temperaturen genom ett minimum och när höjden över kromosfärens bas ökar blir den lika med 8-10 tusen K, och på en höjd av flera tusen km når den 15 -20 tusen K. Det har konstaterats att det i kromosfären finns en kaotisk (turbulent) rörelse av gasmassor med hastigheter upp till 15?103 m/ s. . I linjen Ha är mörka formationer som kallas fibrer tydligt synliga. Vid kanten av S.-skivan sticker filamenten ut utanför skivan och observeras mot himlen som ljusa prominenser. Oftast finns filament och prominenser i fyra zoner placerade symmetriskt med avseende på solekvatorn: polarzoner norr om + 40? och söder -40? heliografiska latitud och låg latitud zoner runt? trettio? i början av solaktivitetscykeln och 17? i slutet av cykeln. Filamenten och prominenserna i zonerna med låg latitud visar en väldefinierad 11-årscykel; deras maximum sammanfaller med solfläckens maximum. I prominenser på hög latitud är beroendet av faserna i solaktivitetscykeln mindre uttalat, det maximala inträffar 2 år efter solfläckmaximum. Filamenten, som är tysta prominenser, kan nå solradiens längd och existera för flera rotationer i norr.Den genomsnittliga höjden av prominenser ovanför ytan i norr är 30–50 tusen km, medellängden är 200 tusen km , och bredden är 5 tusen km. Enligt studierna av A. B. Severny kan alla prominenser delas in i 3 grupper enligt arten av deras rörelser: elektromagnetisk, där rörelser sker längs ordnade krökta banor - magnetfältlinjer; kaotisk, där oordnade, turbulenta rörelser dominerar (hastigheter av storleksordningen 10 km/sek); eruptiv, där substansen i en initialt tyst framträdande plats med kaotiska rörelser plötsligt kastas ut i en ökande hastighet (når 700 km/sek) bort från norr. Filamenten, som är aktiva, snabbt växlande prominenser, förändras vanligtvis kraftigt under flera timmar eller till och med minuter. Formen och karaktären av rörelser i prominenser är nära besläktade med magnetfältet i kromosfären och solkoronan.
Solkoronan är den yttersta och mest sällsynta delen av solatmosfären och sträcker sig över flera (mer än 10) solradier. Fram till 1931 kunde koronan endast observeras under totala solförmörkelser i form av ett silverpärlglöd runt S.-skivan täckt av Månen (se vol. 9, infogad s. 384-385). Detaljerna i dess struktur sticker ut väl i kronan: hjälmar, fläktar, koronala strålar och polära borstar. Efter uppfinningen av coronagraph började solkoronan att observeras utanför förmörkelser. Koronans allmänna form förändras med fasen av solaktivitetscykeln: under åren med minimum är koronan kraftigt förlängd längs ekvatorn, under år med maximum är den nästan sfärisk. I vitt ljus är solkoronans ytljusstyrka en miljon gånger mindre än ljusstyrkan i mitten av skivan C. Dess glöd bildas främst som ett resultat av spridningen av fotosfärisk strålning av fria elektroner. Nästan alla atomer i koronan är joniserade. Koncentrationen av joner och fria elektroner vid koronans bas är 109 partiklar per 1 cm3. Uppvärmningen av koronan utförs på samma sätt som uppvärmningen av kromosfären. Den största frigöringen av energi sker i den nedre delen av koronan, men på grund av den höga värmeledningsförmågan är koronan nästan isotermisk - temperaturen sjunker utåt mycket långsamt. Utflödet av energi i koronan sker på flera sätt. I den nedre delen av koronan spelas huvudrollen av nedåtgående överföring av energi på grund av värmeledning. Energiförlust orsakas av att de snabbaste partiklarna flyr från koronan. I de yttre delarna av koronan förs det mesta av energin bort av solvinden, en ström av koronal gas vars hastighet ökar med avståndet från norr från några km/sek vid dess yta till 450 km/sek vid jordens yta. distans. temperaturen i koronan överstiger 106K. I aktiva regioner är temperaturen högre - upp till 107K. Ovanför de aktiva regionerna, sk. koronala kondensationer, där koncentrationen av partiklar tiodubblas. En del av strålningen från den inre koronan är strålningslinjerna från multipla joniserade atomer av järn, kalcium, magnesium, kol, syre, svavel och andra kemiska element. De observeras både i den synliga delen av spektrumet och i den ultravioletta regionen. Solstrålning i mätarområdet och röntgenstrålar genereras i solkoronan, som förstärks många gånger i aktiva regioner. Beräkningar har visat att solkoronan inte är i jämvikt med det interplanetära mediet. Flöden av partiklar fortplantar sig från koronan in i det interplanetära rymden och bildar solvinden. Det finns ett relativt tunt övergångsskikt mellan kromosfären och koronan, där temperaturen stiger kraftigt till värden som är karakteristiska för koronan. Förhållandena i den bestäms av energiflödet från koronan som ett resultat av värmeledning. Övergångsskiktet är källan till det mesta av den ultravioletta strålningen av C. Kromosfären, övergångsskiktet och korona producerar all observerad C-radioemission. I aktiva områden förändras strukturen av kromosfären, koronan och övergångsskiktet. Denna förändring är dock ännu inte väl förstådd.
Solstormar. I aktiva regioner av kromosfären observeras plötsliga och relativt kortvariga ökningar av ljusstyrkan, som är synliga samtidigt i många spektrallinjer. Dessa ljusa formationer existerar från flera minuter till flera timmar.De kallas solflammor (det tidigare namnet är kromosfäriska flare). Blossar ses bäst i ljuset av vätelinjen Ha, men de ljusaste ses ibland i vitt ljus. I spektrumet av en solfloss finns flera hundra emissionslinjer av olika grundämnen, neutrala och joniserade. temperaturen för de lager av solatmosfären som lyser i de kromosfäriska linjerna (1-2) är ≈104 K, i högre lager - upp till 107 K. Densiteten av partiklar i fladret når 1013-1014 i 1 cm3. Arean av solflammor kan nå 1015 m3. Vanligtvis förekommer solutbrott nära snabbt växande solfläcksgrupper med komplexa magnetfält. De åtföljs av aktivering av fibrer och flockar, såväl som frisättning av materia. Vid en flare frigörs en stor mängd energi (upp till 1010-1011 J) Det antas att energin från en solfloss initialt lagras i ett magnetfält och sedan snabbt frigörs, vilket leder till lokal uppvärmning och acceleration av protoner och elektroner, vilket orsakar ytterligare uppvärmning av gasen, dess glöd i olika delar av spektrumet av elektromagnetisk strålning, bildandet av en stötvåg. Solflammor producerar en betydande ökning av solens ultravioletta strålning och åtföljs av utbrott av röntgenstrålar (ibland mycket kraftfulla), utbrott av radioemission och utstötning av högenergikroppar upp till 1010 eV. Ibland observeras utbrott av röntgenstrålning även utan förstärkning av glöden i kromosfären. Vissa solflammor (de kallas protonflare) åtföljs av särskilt starka strömmar av energirika partiklar - kosmiska strålar av solursprung. Protonblixtar utgör en fara för astronauter under flygning, eftersom Energirika partiklar, som kolliderar med atomerna i rymdfarkostens skal, genererar bremsstrålning, röntgenstrålning och gammastrålning, ibland i farliga doser.
Solaktivitetens inverkan på terrestra fenomen. S. är ytterst källan till alla typer av energi som används av mänskligheten (utom atomenergi). Detta är energin från vind, fallande vatten, energin som frigörs vid förbränning av alla typer av bränsle. Solaktivitetens inverkan på de processer som sker i jordens atmosfär, magnetosfär och biosfär är mycket varierande (se Solar-Terrestrial Relations).
Instrument för studiet av S. Observationer av S. utförs med hjälp av små eller medelstora refraktorer och stora spegelteleskop, i vilka det mesta av optiken är stationär, och solens strålar riktas inuti horisontal- eller torninstallationen av teleskopet med en (siderostat, heliostat) eller två (coelostat ) rörliga speglar (se fig. till Art. Tower Telescope). Under konstruktionen av stora solteleskop ägnas särskild uppmärksamhet åt den höga rumsliga upplösningen på C-skivan. Inuti koronagrafen förmörkas bilden av S. av en konstgjord "Måne" - en speciell ogenomskinlig skiva. I en koronagraf reduceras mängden spritt ljus många gånger, så att de yttersta lagren av atmosfären C kan observeras utanför förmörkelsen. Solteleskop är ofta utrustade med smalbandiga optiska filter, som gör det möjligt att observera i ljus från en enda spektrallinje. Det har också skapats neutrala densitetsfilter med variabel transparens längs radien, som gör det möjligt att observera solkoronan på ett avstånd av flera radier C. Stora solteleskop är vanligtvis utrustade med kraftfulla spektrografer med fotografisk eller fotoelektrisk registrering av spektra. En spektrograf kan också ha en magnetograf - ett instrument för att studera Zeeman-splittringen och polariseringen av spektrallinjer och för att bestämma magnituden och riktningen av magnetfältet i norr absorberat i jordens atmosfär ledde till skapandet av orbitala observatorier utanför atmosfären , som gör det möjligt att erhålla spektra av solstrålning och enskilda formationer på dess yta utanför jordens atmosfär.
- Vi kan installera en serie stora reflektorer vid Lagrange-punkten L1 för att hindra en del av ljuset från att nå jorden.
- Vi kan geokonstruera vår planets atmosfär/albedo så att den reflekterar mer ljus och absorberar mindre.
- Vi kan befria planeten från växthuseffekten genom att ta bort metan- och koldioxidmolekyler från atmosfären.
- Vi kan lämna jorden och fokusera på att terraforma yttre världar som Mars.
I teorin kan allt fungera, men det kommer att kräva enorma ansträngningar och stöd.
Beslutet att migrera jorden till en avlägsen omloppsbana kan dock bli slutgiltigt. Och även om vi hela tiden måste ta bort planeten från omloppsbana för att hålla en konstant temperatur, kommer detta att ta hundratals miljoner år. För att kompensera för effekten av en 1 % ökning av solens ljusstyrka måste jorden flyttas 0,5 % av avståndet från solen; för att kompensera för ökningen på 20 % (dvs på 2 miljarder år) måste jorden dras 9,5 % längre. Jorden kommer inte längre att vara 149 600 000 km från solen, utan 164 000 000 km.
Avståndet från jorden till solen har inte förändrats mycket under de senaste 4,5 miljarder åren. Men om solen fortsätter att värmas upp och vi inte vill att jorden ska vara helt friterad, måste vi seriöst överväga möjligheten av planetarisk migration.
Detta tar mycket energi! Att flytta jorden - alla dess sex septiljoner kilogram (6 x 10 24) - bort från solen - innebär att avsevärt förändra våra omloppsparametrar. Om vi flyttar planeten från solen till 164 000 000 km kommer uppenbara skillnader att märkas:
- Jorden kommer att kretsa runt solen 14,6 % längre
- för att upprätthålla en stabil omloppsbana måste vår omloppshastighet sjunka från 30 km/s till 28,5 km/s
- om jordens rotationsperiod förblir densamma (24 timmar) blir året inte 365, utan 418 dagar
- Solen kommer att vara mycket mindre på himlen - med 10% - och tidvatten som orsakas av solen kommer att bli svagare med några centimeter
Om solen sväller i storlek och jorden rör sig bort från den, upphäver inte dessa två effekter helt; Solen kommer att synas mindre från jorden
Men för att föra jorden så långt måste vi göra mycket stora energiförändringar: vi kommer att behöva ändra gravitationspotentialenergin i Sol-Jord-systemet. Även om vi tar hänsyn till alla andra faktorer, inklusive jordens retardation runt solen, skulle vi behöva ändra jordens omloppsenergi med 4,7 x 10 35 joule, vilket motsvarar 1,3 x 10 20 terawattimmar: 10 15 gånger årlig energikostnad som bärs av mänskligheten. Man skulle kunna tro att om två miljarder år skulle de vara annorlunda, och det är de, men inte mycket. Vi kommer att behöva 500 000 gånger mer energi än vad mänskligheten genererar över hela världen idag, som allt kommer att användas för att flytta jorden till säkerhet.
Den hastighet med vilken planeterna kretsar runt solen beror på deras avstånd från solen. Jordens långsamma migration på 9,5 % av avståndet kommer inte att störa andra planeters banor.
Teknik är inte den svåraste frågan. Den svåra frågan är mycket mer grundläggande: hur får vi all denna energi? I verkligheten finns det bara en plats som kommer att tillfredsställa våra behov: solen själv. För närvarande tar jorden emot cirka 1500 watt energi per kvadratmeter från solen. För att få tillräckligt med kraft för att flytta jorden i rätt tid, skulle vi behöva bygga en array (i rymden) som skulle samla 4,7 x 1035 joule energi, enhetligt, över 2 miljarder år. Det betyder att vi behöver en array på 5 x 10 15 kvadratmeter (och 100% effektivitet), vilket motsvarar hela arean av tio planeter, som vår.
Konceptet med rymdsolenergi har utvecklats under lång tid, men ingen har ännu föreställt sig en rad solceller med en storlek på 5 miljarder kvadratkilometer.
Därför, för att flytta jorden till en säker omloppsbana långt borta, behöver du en solpanel på 5 miljarder kvadratkilometer med 100 procent verkningsgrad, vars all energi kommer att spenderas på att trycka jorden in i en annan omloppsbana i 2 miljarder år. Är det fysiskt möjligt? Absolut. Med modern teknik? Inte alls. Är det praktiskt möjligt? Med vad vi vet nu, nästan säkert inte. Att dra en hel planet är svårt av två skäl: för det första på grund av kraften från solens gravitationskraft och på grund av jordens massivitet. Men vi har just en sådan sol och en sådan jord, och solen kommer att värmas upp oavsett vad vi gör. Tills vi kommer på hur vi ska samla in och använda denna mängd energi kommer vi att behöva andra strategier.
