Come viene misurata la temperatura superficiale del sole. Temperatura del sole e altre informazioni interessanti su questa stella

La stella più vicina a noi

Il sole è il luogo più caldo del sistema solare, quindi sorge la domanda, qual è la sua temperatura? La temperatura alla superficie del Sole è di circa 5800 Kelvin, ma al centro la temperatura raggiunge i 15 milioni di Kelvin. Perché succede?

Cos'è il Sole?

È una grande sfera di plasma di idrogeno, tenuta insieme dall'attrazione reciproca di tutta la sua massa. Questa enorme massa di idrogeno preme sugli strati sottostanti, quindi, con l'aumentare della profondità, la pressione aumenta. Se potessi discendere nel vero nucleo del Sole, quindi nel suo stesso centro, vedresti che la pressione e la temperatura sono sufficienti per innescare reazioni di fusione nucleare. Questo è il processo in cui i protoni si combinano per formare atomi di elio.

Questo accade solo ad alte temperature e sotto una pressione incredibile. Il processo di fusione rilascia grandi quantità di energia e radiazioni gamma.

Misteriosi "tornado" sulla superficie del Sole

La pressione del gas nel nocciolo, riscaldato a temperature enormi, lo fa espandere, mentre il processo di compressione ancora maggiore si arresta. Infatti, è in tale stato quando la pressione degli strati sovrastanti è bilanciata dalla pressione del gas riscaldato. Il sole è in perfetto equilibrio.

La gravità cerca di comprimerlo il più strettamente possibile in una pallina e questo crea condizioni favorevoli per la fusione nucleare.

Il sole si sta surriscaldando e presto l'esplosione inghiottirà non solo la Terra, ma anche il resto del sistema solare.

Il sole si sta surriscaldando e presto l'esplosione inghiottirà non solo la Terra, ma anche il resto del sistema solare.

Gli scienziati hanno lanciato l'allarme dopo che un satellite internazionale ha registrato un grande bagliore sulla superficie del Sole. Allo stesso tempo, il diametro della protuberanza gigante superava i 30 diametri terrestri e la lunghezza era di 350 mila km. È vero, il rilascio di energia solare non si è verificato nella direzione del nostro pianeta, altrimenti le conseguenze sarebbero più tangibili: pericolosi guasti delle apparecchiature elettroniche e di comunicazione. L'epidemia si è verificata il 1 luglio ed è stata osservata dagli astronomi della NASA e dell'Agenzia spaziale europea utilizzando l'osservatorio orbitante solare-eliosferico SOHO.

L'astrofisico olandese Piers Van der Meer, esperto dell'Agenzia spaziale europea (ESA), è incline a vedere questa colossale importanza come un segno sicuro che il Sole sta per esplodere nel prossimo futuro. Naturalmente, in questo caso, la Terra verrà bruciata insieme a tutta la vita su di essa e sarà assolutamente impossibile essere salvati. "Proprio come se il marshmallow fosse portato al fuoco, - si annerisce e si scioglie", - così tradisce le parole di uno specialista Weekly World News.

L'intero orrore è che il sole si sta gradualmente riscaldando. La temperatura interna del Sole era tipicamente di 27 milioni di gradi Fahrenheit (15 milioni di gradi Celsius). Ma ora è salito a 49 milioni (27 milioni C). Negli ultimi 11 anni, il Sole ha percorso un percorso che ricorda in modo inquietante quello che è successo alla Stella di Keplero, in altre parole, una nuova stella esplosa nel 1604, afferma il dott. Van der Meer.

È possibile che il riscaldamento globale sulla Terra, sciogliendo i ghiacci dell'Antartide, non sia affatto collegato all'inquinamento antropico, come si pensava prima, ma ai processi che avvengono sul Sole.

La NASA ha rifiutato di confermare le previsioni degli scienziati europei e una fonte della Casa Bianca ha dichiarato: "Non vogliamo che si diffonda il panico ora".

Commento: La gigantesca prominenza del 1 luglio ha effettivamente avuto luogo. Ma allora non provocò in nessuno particolare allarme. I brillamenti solari non sono rari, questo è uno dei più potenti degli ultimi anni, ma non è affatto il più potente. Diciamo che un astrofisico olandese, colpito da un cataclisma cosmico, abbia effettivamente predetto la fine del mondo. Si dice che la temperatura interna del Sole, in altre parole, la temperatura del suo nucleo, stia aumentando. Ma questo è il genere di cose che non possono essere misurate direttamente. La temperatura al centro del Sole è "determinata" esclusivamente da modelli teorici della sua struttura interna. Diversi modelli danno valori leggermente diversi, ma le cifre più comunemente accettate sono 15 o 16 milioni di Kelvin (rispettivamente, circa lo stesso in Celsius). Questa temperatura è data dalla sintesi di nuclei di elio da nuclei di idrogeno. Il sole è considerato una stella stazionaria che praticamente non cambia la sua luminosità per molti miliardi di anni.

L'analogia con l'esplosione di una supernova del 1604 è a dir poco strana. È improbabile che qualcuno possa quindi studiare lo stato interno della stella prima dell'esplosione.

Se parliamo di alcuni cambiamenti catastrofici registrati sul Sole, allora è più logico indicare cambiamenti nella sua temperatura superficiale o luminosità. Il flusso di radiazione solare è un valore molto costante, questa cosa è chiamata costante solare. Le sue variazioni non superano i decimi di punto percentuale anche all'interno del consueto ciclo di 11 anni di attività solare, e già lo 0,1% è in grado di causare cambiamenti climatici sul nostro pianeta.

Naturalmente, se ciò accadesse, non sarebbe solo un astrofisico olandese ad essere in allerta, ma dipendenti di centinaia di laboratori in tutta la Terra. Quindi parlare di un aumento quasi doppio dei parametri che non è stato notato da nessuno è una sciocchezza. O è una cospirazione mondiale del silenzio da parte degli astrofisici.

Il modo tipico di penetrazione di tali sensazioni nelle pubblicazioni Internet russe più rinomate è divertente. Ad esempio, Cnews.ru trasmette questa notizia con il titolo "L'astrofisico olandese crede che siano rimasti sei anni prima dell'esplosione del Sole".

La stella più vicina a noi è, ovviamente, il Sole. La distanza dalla Terra ad essa in termini di parametri cosmici è molto piccola: dal Sole alla Terra, la luce solare impiega solo 8 minuti.

Il sole non è una normale nana gialla, come si pensava in precedenza. Questo è il corpo centrale del sistema solare, vicino al quale ruotano i pianeti, con un gran numero di elementi pesanti. È una stella formatasi dopo diverse esplosioni di supernova, attorno alla quale si è formato un sistema planetario. A causa della posizione vicino alle condizioni ideali, la vita è sorta sul terzo pianeta Terra. Il Sole ha già cinque miliardi di anni. Ma vediamo perché brilla? Qual è la struttura del Sole e quali sono le sue caratteristiche? Cosa gli riserva il futuro? Quanto è significativo sulla Terra e sui suoi abitanti? Il sole è una stella attorno alla quale ruotano tutti e 9 i pianeti del sistema solare, compreso il nostro. 1 u.a. (unità astronomica) = 150 milioni di km - la stessa è la distanza media dalla Terra al Sole. Il sistema solare comprende nove pianeti maggiori, un centinaio di satelliti, molte comete, decine di migliaia di asteroidi (pianeti minori), corpi meteorici e gas e polvere interplanetari. Il nostro Sole è al centro di tutto questo.

Il sole splende da milioni di anni, come confermano le moderne ricerche biologiche ottenute dai resti di alghe azzurre-verdi-azzurre. Se la temperatura della superficie del Sole cambiasse di almeno il 10%, e sulla Terra, tutti gli esseri viventi morirebbero. Pertanto, è bene che la nostra stella irradi uniformemente l'energia necessaria per la prosperità dell'umanità e delle altre creature sulla Terra. Nelle religioni e nei miti dei popoli del mondo, il Sole ha sempre occupato il posto principale. Per quasi tutti i popoli dell'antichità, il Sole era la divinità più importante: Helios - tra gli antichi greci, Ra - il dio del sole degli antichi egizi e Yarilo tra gli slavi. Il sole portava calore, un raccolto, tutti lo veneravano, perché senza di lui non ci sarebbe vita sulla Terra. La dimensione del Sole è impressionante. Ad esempio, la massa del Sole è 330.000 volte la massa della Terra e il suo raggio è 109 volte maggiore. Ma la densità del nostro corpo stellare è piccola - 1,4 volte più della densità dell'acqua. Il movimento delle macchie sulla superficie è stato notato dallo stesso Galileo Galilei, dimostrando così che il Sole non sta fermo, ma ruota.

Zona convettiva del Sole

La zona radioattiva è di circa 2/3 del diametro interno del Sole e il raggio è di circa 140 mila km. Allontanandosi dal centro, i fotoni perdono la loro energia sotto l'influenza della collisione. Questo fenomeno è chiamato fenomeno di convezione. Questo è simile al processo che avviene in una pentola bollente: l'energia proveniente dall'elemento riscaldante è molto maggiore della quantità che viene rimossa per conduzione. L'acqua calda in prossimità del fuoco sale e l'acqua più fredda scende. Questo processo è chiamato convenzione. Il significato di convezione è che un gas più denso si distribuisce sulla superficie, si raffredda e torna al centro. Il processo di miscelazione nella zona convettiva del Sole avviene continuamente. Guardando attraverso un telescopio la superficie del Sole, si può vedere la sua struttura granulare: la granulazione. Sembra fatto di granuli! Ciò è dovuto alla convezione sotto la fotosfera.

Fotosfera del Sole

Uno strato sottile (400 km) - la fotosfera del Sole, si trova direttamente dietro la zona convettiva e rappresenta la "vera superficie solare" visibile dalla Terra. Per la prima volta i granuli nella fotosfera furono fotografati dal francese Janssen nel 1885. Il granulo medio ha una dimensione di 1000 km, si muove alla velocità di 1 km/se dura circa 15 minuti. Si possono osservare formazioni scure nella fotosfera nella parte equatoriale, quindi si spostano. I campi magnetici più forti sono il segno distintivo di tali punti. E il colore scuro è dovuto alla temperatura più bassa rispetto alla fotosfera circostante.

Cromosfera del Sole

La cromosfera solare (sfera colorata) è uno strato denso (10.000 km) dell'atmosfera solare che si trova appena dietro la fotosfera. La cromosfera è piuttosto problematica da osservare, a causa della sua vicinanza alla fotosfera. Si vede meglio quando la Luna copre la fotosfera, ad es. durante le eclissi solari.

Le protuberanze solari sono enormi emissioni di idrogeno che assomigliano a lunghi filamenti luminosi. Le protuberanze salgono a una distanza enorme, raggiungendo il diametro del Sole (1,4 mlm km), si muovono ad una velocità di circa 300 km/s e la temperatura, allo stesso tempo, raggiunge i 10.000 gradi.

La corona solare è gli strati esterni ed estesi dell'atmosfera solare, originati sopra la cromosfera. La lunghezza della corona solare è molto lunga e raggiunge valori di diversi diametri del sole. Sulla domanda su dove finisca esattamente, gli scienziati non hanno ancora ricevuto una risposta univoca.

La composizione della corona solare è un plasma scaricato, altamente ionizzato. Contiene ioni pesanti, elettroni con un nucleo di elio e protoni. La temperatura della corona raggiunge da 1 a 2 milioni di gradi K, rispetto alla superficie del Sole.

Il vento solare è un flusso continuo di materia (plasma) dal guscio esterno dell'atmosfera solare. È composto da protoni, nuclei atomici ed elettroni. La velocità del vento solare può variare da 300 km/s a 1500 km/s, in accordo con i processi che avvengono sul Sole. Il vento solare si diffonde in tutto il sistema solare e, interagendo con il campo magnetico terrestre, provoca vari fenomeni, uno dei quali è l'aurora boreale.

Caratteristiche del Sole

Massa del Sole: 2 ∙ 1030 kg (332 946 masse terrestri)
Diametro: 1.392.000 km
Raggio: 696.000 km
Densità media: 1 400 kg / m3
Inclinazione dell'asse: 7,25 ° (rispetto al piano dell'eclittica)
Temperatura superficiale: 5.780 K
Temperatura al centro del sole: 15 milioni di gradi
Classe spettrale: G2 V
Distanza media dalla Terra: 150 milioni di km
Età: 5 miliardi di anni
Periodo di rotazione: 25.380 giorni
Luminosità: 3,86 ∙ 1026 W
Magnitudine apparente: 26,75 m

La temperatura è una caratteristica molto importante dello stato di una sostanza, da cui dipendono le sue proprietà fisiche di base. Determinarlo è uno dei problemi astrofisici più difficili. Ciò è dovuto sia alla complessità dei metodi esistenti per determinare la temperatura, sia alla fondamentale imprecisione di alcuni di essi. Con rare eccezioni, gli astronomi sono privati ​​della capacità di misurare la temperatura utilizzando qualsiasi dispositivo installato sul corpo stesso oggetto di studio. Tuttavia, anche se ciò fosse possibile, in molti casi i dispositivi di misurazione del calore sarebbero inutili, poiché le loro letture sarebbero molto diverse dal valore effettivo della temperatura. Il termometro fornisce letture corrette solo quando è in equilibrio termico con il corpo da misurare. Pertanto, per i corpi che non sono in equilibrio termico, è fondamentalmente impossibile utilizzare un termometro e devono essere utilizzati metodi speciali per determinarne la temperatura. Consideriamo i principali metodi per determinare le temperature e indichiamo i casi più importanti della loro applicazione.

Determinazione della temperatura dalla larghezza delle righe spettrali... Questo metodo si basa sull'uso della formula (7.43), quando l'ampiezza Doppler delle righe spettrali di emissione o assorbimento è nota dalle osservazioni. Se lo strato di gas è otticamente sottile (non c'è autoassorbimento) e i suoi atomi hanno solo moti termici, allora in questo modo si ottiene direttamente il valore della temperatura cinetica. Tuttavia, molto spesso queste condizioni non sono soddisfatte, il che è principalmente indicato dalla deviazione dei profili osservati dalla curva gaussiana mostrata in Fig. 90. Ovviamente, in questi casi, il problema della determinazione della temperatura in base ai profili delle righe spettrali è molto complicato.

Determinazione della temperatura basata sullo studio dei processi atomici elementari che portano alla comparsa della radiazione osservata... Questo metodo per determinare la temperatura si basa su calcoli teorici dello spettro e sul confronto dei loro risultati con le osservazioni. Illustriamo questo metodo con l'esempio della corona solare. Il suo spettro contiene righe di emissione appartenenti a elementi ionizzati moltiplicati, i cui atomi sono privati ​​di più di una dozzina di elettroni esterni, il che richiede energie di almeno diverse centinaia di elettronvolt. La potenza della radiazione solare è troppo bassa per provocare una ionizzazione così forte del gas. Può essere spiegato solo da collisioni con particelle energetiche veloci, principalmente elettroni liberi. Di conseguenza, l'energia termica di una frazione significativa di particelle nella corona solare dovrebbe essere pari a diverse centinaia di elettronvolt. Indicando con e l'energia espressa in elettronvolt e tenendo conto della (7.13), si ha T = 11 600 V.

Quindi la maggior parte delle particelle di gas ha un'energia di 100 eV a una temperatura di oltre un milione di gradi.

Determinazione della temperatura basata sull'applicazione delle leggi della radiazione del corpo nero... Alcuni dei metodi più comuni per la determinazione della temperatura si basano sull'applicazione delle leggi della radiazione del corpo nero (in senso stretto, valide solo per l'equilibrio termodinamico) alla radiazione osservata. Tuttavia, per i motivi menzionati all'inizio di questa sezione, tutti questi metodi sono fondamentalmente imprecisi e portano a risultati contenenti errori maggiori o minori. Pertanto, vengono utilizzati per stime approssimative della temperatura o in quei casi in cui è possibile dimostrare che questi errori sono trascurabili. Cominciamo con questi casi.

Uno strato di gas otticamente spesso e opaco, secondo la legge di Kirchhoff, produce una forte radiazione nello spettro continuo. Gli strati più profondi dell'atmosfera di una stella ne sono un tipico esempio. Più questi strati sono profondi, meglio sono isolati dallo spazio circostante e più vicina, quindi, la loro radiazione all'equilibrio. Pertanto, per gli strati interni della stella, la cui radiazione non ci raggiunge affatto, le leggi della radiazione termica sono soddisfatte con un alto grado di precisione.

La situazione è molto diversa con gli strati esterni della stella. Occupano una posizione intermedia tra gli strati interni completamente isolati e quelli più esterni completamente trasparenti (che significa radiazione visibile). Vediamo infatti quegli strati la cui profondità ottica non differisce troppo da 1. Infatti, gli strati più profondi sono meno visibili a causa del rapido aumento di opacità con la profondità, e gli strati più esterni emettono debolmente (ricordiamo che la radiazione di un sottile strato ottico strato è proporzionale al suo spessore ottico). Di conseguenza, la radiazione che va oltre i limiti di un dato corpo si origina principalmente negli strati. In altre parole, quegli strati che vediamo si trovano ad una profondità da cui il gas diventa opaco, per loro le leggi della radiazione termica sono soddisfatte solo approssimativamente. Quindi, ad esempio, per le stelle, di norma, è possibile scegliere una curva di Planck che, sebbene molto approssimativamente, assomigli ancora alla distribuzione dell'energia nel suo spettro. Ciò rende possibile, con grandi riserve, applicare le leggi di Planck, Stefan - Boltzmann e Wien alla radiazione delle stelle.

Consideriamo l'applicazione di queste leggi alla radiazione solare. 91 mostra la distribuzione dell'energia osservata nello spettro del centro del disco solare, insieme a diverse curve di Planck per diverse temperature. Si può vedere da questa figura che nessuno di loro coincide esattamente con la curva per il Sole. In quest'ultimo, la radiazione massima non è così pronunciata. Se accettiamo che si svolge nella lunghezza d'onda max = 4300 Å, allora la temperatura determinata secondo la legge di spostamento di Wien sarà uguale a T ( scià) = 6750 °.

L'energia totale emessa da 1 cm 2 della superficie del Sole è pari a

e¤ = 6,28 × 10 10 erg / cm 2 × sec.

Sostituendo questo valore nella formula (7.33) della legge di Stefan - Boltzmann, si ottiene la cosiddetta temperatura efficace

Quindi, la temperatura effettiva di un corpo è la temperatura di un tale corpo assolutamente nero, ogni centimetro quadrato del quale emette lo stesso flusso di energia nell'intero spettro di 1 cm 2 di un dato corpo.

In modo analogo vengono introdotti i concetti di luminosità e temperatura del colore. La temperatura di luminosità è la temperatura di un tale corpo assolutamente nero, ogni centimetro quadrato del quale a una certa lunghezza d'onda emette lo stesso flusso di energia di questo corpo alla stessa lunghezza d'onda. Per determinare la temperatura di luminosità, si deve applicare la formula di Planck alla luminosità monocromatica osservata della superficie emittente. Ovviamente, in diverse parti dello spettro, un corpo reale può avere diverse temperature di luminosità. Quindi, ad esempio, dalla Fig. 91 si può notare che la curva per il Sole interseca varie curve di Planck, le cui temperature corrispondenti mostrano la variazione della temperatura di luminosità del Sole in diverse parti dello spettro visibile.

La determinazione della temperatura di luminosità richiede misurazioni molto complesse dell'intensità della radiazione in termini assoluti. È molto più facile determinare la variazione dell'intensità della radiazione in una determinata regione dello spettro (distribuzione relativa dell'energia).

La temperatura di un corpo assolutamente nero, in cui la distribuzione relativa dell'energia in una certa parte dello spettro è la stessa di quella di un dato corpo, è chiamata temperatura di colore del corpo. Tornando ancora alla distribuzione dell'energia nello spettro solare, vediamo che nell'intervallo di lunghezze d'onda 5000-6000 la pendenza della curva per il Sole in Fig. 91 è la stessa della curva di Planck per una temperatura di 7000° nella stessa regione spettrale.

I concetti di efficacia, luminosità e temperatura di colore sopra introdotti sono quindi solo parametri che caratterizzano le proprietà della radiazione osservata. Sono necessarie ulteriori ricerche per scoprire con quale precisione ea quale profondità danno un'idea della temperatura corporea effettiva.

Analizziamo i risultati. La temperatura effettiva del Sole determinata dal flusso di radiazione totale è risultata pari a 5760 °, mentre la posizione della radiazione massima nello spettro solare corrisponde alla temperatura determinata secondo la legge di Wien, circa 6750 °. La relativa distribuzione dell'energia nelle diverse parti dello spettro permette di trovare temperature di colore il cui valore varia molto anche all'interno dell'unica regione visibile. Quindi, ad esempio, nell'intervallo di lunghezze d'onda 4700-5400 , la temperatura del colore è 6500 ° e nelle vicinanze nell'intervallo di lunghezze d'onda 4300-4700 - circa 8000 °. In un intervallo ancora più ampio, la temperatura di luminosità cambia sullo spettro, che aumenta da 4500 ° a 5000 ° nello spettro 1000-2500 , nei raggi verdi (5500 Å) è vicino a 6400 ° e nella gamma radio di le onde del metro raggiungono un milione di gradi! Per chiarezza, tutti i risultati elencati sono riassunti in tabella. 4.

La differenza tra i dati riportati in tabella. 4 è di fondamentale importanza e porta alle seguenti importanti conclusioni:

1. La radiazione del Sole differisce dalla radiazione di un corpo assolutamente nero. Altrimenti tutte le temperature riportate in tabella. 4 sarebbe lo stesso.

2. La temperatura della materia solare cambia con la profondità. In effetti, l'opacità dei gas altamente riscaldati non è la stessa per lunghezze d'onda diverse. La luce ultravioletta assorbe più della luce visibile. Allo stesso tempo, tali gas assorbono le onde radio più fortemente. Pertanto, le radiazioni radio, ultraviolette e visibili, rispettivamente, si riferiscono a strati più profondi e più profondi del Sole. Tenendo conto della dipendenza osservata della temperatura di luminosità dalla lunghezza d'onda, troviamo che da qualche parte vicino alla superficie visibile del Sole c'è uno strato con la temperatura minima (circa 4500 °), che può essere osservata nei raggi ultravioletti lontani. Sopra e sotto questo strato, la temperatura aumenta rapidamente.

3. Da quanto precede segue che la maggior parte della materia solare deve essere altamente ionizzata. Già a una temperatura di 5-6 mila gradi vengono ionizzati atomi di molti metalli e a temperature superiori a 10-15 mila gradi viene ionizzato l'elemento più abbondante sul Sole, l'idrogeno. Pertanto, la materia solare è plasma, cioè gas, la maggior parte dei cui atomi sono ionizzati. Solo in uno strato sottile vicino al bordo visibile la ionizzazione è debole e prevale l'idrogeno neutro

Da tavola. 5 si può notare che all'interno del Sole la temperatura supera i 10 milioni di gradi, e la pressione è di centinaia di miliardi di atmosfere (1 atm = 103 dynes/cm2). In queste condizioni, i singoli atomi si muovono a velocità tremende, raggiungendo, ad esempio, per l'idrogeno, centinaia di chilometri al secondo. Poiché la densità della materia è molto elevata, le collisioni atomiche si verificano molto spesso. Alcune di queste collisioni portano a incontri ravvicinati di nuclei atomici necessari per il verificarsi di reazioni nucleari.

All'interno del sole, due reazioni nucleari svolgono un ruolo essenziale. Come risultato di uno di essi, schematicamente mostrato in Fig. 130, da quattro atomi di idrogeno si forma un atomo di elio. Nelle fasi intermedie della reazione si formano nuclei di idrogeno pesante (deuterio) e nuclei dell'isotopo He 3. Questa reazione è chiamata protone-protone.

Un'altra reazione nelle condizioni del Sole gioca un ruolo molto minore. In definitiva, porta anche alla formazione di un nucleo di elio di quattro protoni. Il processo è più complicato e può avvenire solo in presenza di carbonio, i cui nuclei reagiscono nei primi stadi e vengono rilasciati nei secondi. Pertanto, il carbonio è un catalizzatore, motivo per cui l'intera reazione è chiamata ciclo del carbonio.

È estremamente importante che la massa del nucleo di elio sia quasi l'1% inferiore alla massa di quattro protoni. Questa apparente perdita di massa è chiamata difetto di massa ed è la ragione del rilascio di una grande quantità di energia a seguito di reazioni nucleari.

Le reazioni nucleari descritte sono una fonte di energia emessa dal Sole nello spazio.

Poiché le temperature e le pressioni più elevate si creano negli strati più profondi del Sole, le reazioni nucleari e il relativo rilascio di energia si verificano più intensamente nel centro stesso del Sole. Solo qui, insieme alla reazione protone-protone, il ciclo del carbonio gioca un ruolo importante. All'aumentare della distanza dal centro del Sole, la temperatura e la pressione si abbassano, il rilascio di energia dovuto al ciclo del carbonio cessa rapidamente, e fino ad una distanza di circa 0,2-0,3 del raggio dal centro, solo il protone- la reazione protonica rimane essenziale. A una distanza dal centro superiore a 0,3 del raggio, la temperatura diventa inferiore a 5 milioni di gradi e la pressione diventa inferiore a 10 miliardi di atmosfere. In queste condizioni, le reazioni nucleari non possono verificarsi affatto. Questi strati trasmettono verso l'esterno solo radiazioni rilasciate a maggiore profondità sotto forma di quanti gamma, che vengono assorbiti e riemessi dai singoli atomi. È essenziale che, invece di ogni quanto assorbito di alta energia, gli atomi, di regola, emettano diversi quanti di energie inferiori. Ciò accade per il seguente motivo. Assorbendo, l'atomo viene ionizzato o fortemente eccitato e acquisisce la capacità di irradiarsi. Tuttavia, il ritorno dell'elettrone al suo livello energetico originario non avviene immediatamente, ma attraverso stati intermedi, durante le transizioni tra le quali vengono rilasciati quanti di energie inferiori. Di conseguenza, c'è una sorta di "frammentazione" dei quanti duri in quelli meno energetici. Pertanto, al posto dei raggi gamma, vengono emessi raggi X, e al posto dei raggi X, raggi ultravioletti, che, a loro volta, vengono scissi in quanti di raggi visibili e termici, infine emessi dal Sole, già negli strati esterni.

Quella parte del Sole in cui il rilascio di energia dovuto alle reazioni nucleari è insignificante e il processo di trasferimento di energia avviene assorbendo la radiazione e la successiva ri-irradiazione è chiamata zona di equilibrio radiante. Occupa un'area di circa 0,3-0,7 r ¤ dal centro del Sole. Al di sopra di questo livello, la materia stessa inizia a prendere parte al trasferimento di energia e direttamente sotto gli strati esterni osservati del Sole, su circa 0,3 del suo raggio, si forma una zona convettiva in cui l'energia viene trasferita per convezione.

Il sole è l'unica stella del sistema solare responsabile del clima e delle condizioni meteorologiche della Terra. È una sfera quasi perfetta con una differenza di soli 10 km di diametro tra i poli e l'equatore. , che colpisce semplicemente per le sue dimensioni!

Caratteristiche del sole:

Età: 4,6 miliardi di anni

Tipo: "nana gialla" (G2V)

Diametro: 1.392.684 km

Circonferenza all'Equatore: 4,370,005.6 km

Massa: 1.989.100.000.000.000.000.000 miliardi di kg (333.060 terra in più)

Temperatura superficiale: 5500°C

Nella giornata mondiale del sole, LifeGuide preparato per te 10 fatti incredibili su questa enorme stella calda

1. Il Sole può contenere un milione di Terre

2. Il sole alla fine inghiottirà la terra

Quando tutto l'idrogeno sarà bruciato, il Sole continuerà a bruciare elio per circa 130 milioni di anni, durante i quali inghiottirà Mercurio, Venere e la Terra. In questa fase, il Sole diventerà una gigante rossa.

3. Il sole un giorno diventerà delle dimensioni della Terra

Dopo lo stadio della gigante rossa, il Sole collasserà, conservando la sua enorme massa, ma nel volume della nostra Terra. Quando ciò accadrà, il sole diventerà una nana bianca.

4. La massa del Sole è del 99,866% dalla massa totale dell'intero sistema solare

Questo è quasi 330.000 volte la massa della Terra.

5. La luce del sole raggiunge la terra in soli 8 minuti

La distanza dal Sole alla terra è di 150 milioni di chilometri, la velocità della luce è di 300.000 chilometri al secondo. Dividendo la distanza per la velocità si ottiene un tempo approssimativo di 500 secondi o 8 minuti e 20 secondi.

6. Il sole si muove a una velocità di 220 km al secondo

Il Sole si trova da 24.000 a 26.000 anni luce dal centro della nostra galassia e impiegherà dai 225 ai 250 milioni di anni per orbitare intorno alla Via Lattea.

7. Se una goccia di materia dal nucleo del Sole cadesse sulla superficie della Terra, non una singola creatura vivente sopravvivrebbe a una distanza di 150 km dalla caduta

8. La temperatura all'interno del Sole può raggiungere i 15 milioni di gradi Celsius

Nel nucleo, l'energia è generata dalla fusione nucleare, l'idrogeno viene convertito in elio. Come sai, gli oggetti caldi si espandono e se il sole non avesse un'enorme forza gravitazionale, esploderebbe come un'enorme bomba. 03/05/2014