Sistemul solar. Sistemul solar Corpul central al sistemului solar este o stea

CU soare
SOARELE, corpul central al Sistemului Solar, o minge de plasmă fierbinte, o stea pitică tipică din clasa spectrală G2. Dintre stele, Soarele ocupă o poziție medie ca mărime și luminozitate, deși în vecinătatea solară majoritatea stelelor sunt mai mici ca dimensiune și luminozitate. Temperatura suprafeței este de aproximativ 5800 K. Soarele se rotește în jurul axei sale în aceeași direcție cu Pământul (de la vest la est), axa de rotație formează un unghi de 82°45” cu planul orbitei Pământului (ecliptică). O revoluție față de Pământ este finalizată în 27,275 de zile (perioada de revoluție sinodică), în raport cu stelele fixe - timp de 25,38 de zile (perioada de rotație (sinodică) variază de la 27 de zile la ecuator la 32 de zile). la poli Compoziția chimică determinată din analiza spectrului solar: hidrogen - cca 90%, heliu - 10%, mai puțin de 0,1% (după numărul de atomi). , iar sursa de energie este fuziunea nucleară care are loc în adâncurile sale, situată în Pământ la o distanță de 149,6 milioane km de Soare, primește aproximativ 2 . 10 17 Wați de energie radiantă solară. Soarele este principala sursă de energie pentru toate procesele care au loc pe glob. Întreaga biosferă și viață există doar datorită energiei solare. Multe procese terestre sunt influențate de radiația corpusculară de la Soare.

Măsurătorile precise arată că diametrul Soarelui, 1.392.000 km, nu este o valoare constantă. În urmă cu aproximativ cincisprezece ani, astronomii au descoperit că Soarele devine mai subțire și mai gras cu câțiva kilometri la fiecare 2 ore și 40 de minute, iar această perioadă rămâne strict constantă. Cu o perioadă de 2 ore și 40 de minute, luminozitatea Soarelui, adică energia emisă de acesta, se modifică și ea cu o fracțiune de procent.

Indicii că diametrul Soarelui experimentează și fluctuații foarte lente, cu o amploare semnificativă, au fost obținute prin analiza rezultatelor observațiilor astronomice cu mulți ani în urmă. Măsurători precise ale duratei eclipsele de soare, precum și trecerea lui Mercur și Venus pe discul solar au arătat că în secolul al XVII-lea diametrul Soarelui îl depășește pe cel actual cu aproximativ 2000 km, adică cu 0,1%.

Structura Soarelui

CORE - unde temperatura din centru este de 27 milioane K, are loc fuziunea nucleară. În procesul de transformare a hidrogenului în heliu, 4 milioane de tone de materie solară sunt anihilate în fiecare secundă. Energia eliberată în acest proces este sursa de energie solară. În modelul teoretic general acceptat al Soarelui (așa-numitul „Model standard”), se presupune că marea majoritate a energiei este produsă prin reacții de fuziune directă a hidrogenului cu formarea heliului și doar 1,5% prin reacții de așa-numitul ciclu CNO, în care carbonul este convertit ciclic în timpul reacției mai întâi în azot și oxigen, după care reacția duce din nou la formarea carbonului. Cu toate acestea, un grup de la Institutul Princeton cercetare de bază(Institutul pentru Studii Avansate), condus de John Bahcall, a estimat că pragul superior pentru proporția relativă a reacțiilor ciclului CNO nu este mai mare de 7,3%. Cu toate acestea, este imposibil să se obțină o confirmare fiabilă a valorii teoretice de 1,5% fără a pune în funcțiune detectoare de neutrini cu un design fundamental diferit de cele disponibile în prezent.

În partea de sus a miezului se află ZONA DE RADIAȚIE, unde fotonii de înaltă energie generați în timpul fuziunii nucleare se ciocnesc cu electroni și ionii, generând lumină și radiații termice repetate.

Pe partea exterioară a zonei de radiație se află ZONA CONVECTIVA (stratul exterior cu grosimea de 150-200 mii km, situat direct sub fotosferă), în care fluxurile de gaz încălzite sunt direcționate în sus, își renunță energia la straturile de suprafață și, curgând jos, sunt reîncălzite. Fluxurile convective duc la faptul ca suprafata solara are aspect celular (granularea fotosferei), pete solare, spicule etc. Intensitatea proceselor plasmatice asupra Soarelui se modifica periodic (perioada de 11 ani - activitate solara).

Spre deosebire de această teorie conform căreia Soarele nostru este format în principal din hidrogen, la 10 ianuarie 2002, ipoteza lui Oliver Manuel, profesor de chimie nucleară la Universitatea Missouri-Rolland, a fost discutată la cea de-a 199-a conferință a Societății Americane de Astronomie, susținând că că cea mai mare parte a masei Soarelui nu este hidrogen, ci fier. În articolul „Originea Sistemul Solar cu un Soare bogat în Fier” („Originea sistemul solar cu Soarele „de fier”), el susține că reacția de fuziune a hidrogenului, care produce o parte din căldura solară, are loc lângă suprafața Soarelui, dar căldura principală este eliberată din miezul Soarelui, care constă în principal din Fier Teoria originii sistemului solar dintr-o explozie schițată în articolul supernova, după care Soarele s-a format din miezul său prăbușit și planetele din materie au fost aruncate în spațiu, prezentată în 1975 împreună cu Dr. Dwarka Das. Sabu.

Radiația solară

SPECTRU SOLAR - distribuția energiei radiațiilor electromagnetice de la Soare în intervalul de lungimi de undă de la câteva fracțiuni de nm (radiație gamma) până la măsurarea undelor radio. În regiunea vizibilă, spectrul solar este aproape de spectrul unui corp complet negru la o temperatură de aproximativ 5800 K; are un maxim de energie în regiunea 430-500 nm. Spectrul solar este un spectru continuu pe care sunt suprapuse peste 20 de mii de linii de absorbție (linii Fraunhofer) ale diferitelor elemente chimice.

EMISIE RADIO - radiație electromagnetică de la Soare în intervalul de unde milimetrice la metru, care apar în regiunea de la cromosfera inferioară până la coroana solară. Se face o distincție între emisia radio termică de la Soarele „liniștit”; radiații din regiunile active din atmosferă deasupra petelor solare; radiații sporadice asociate de obicei cu erupțiile solare.

RADIAȚII UV - radiații electromagnetice cu undă scurtă (400-10 nm), care reprezintă cca. 9% din toată energia radiației solare. Radiațiile ultraviolete de la Soare ionizează gazele din straturile superioare ale atmosferei Pământului, ducând la formarea ionosferei.

RADIAȚIA SOLAR – radiație electromagnetică și corpusculară de la Soare. Radiația electromagnetică acoperă intervalul de lungimi de undă de la radiația gamma până la unde radio, energia maximă a acestuia scade în partea vizibilă a spectrului. Componenta corpusculară a radiației solare este formată în principal din protoni și electroni (vezi Vântul solar).

MAGNETISM SOLAR - câmpuri magnetice pe Soare, care se extind dincolo de orbita lui Pluto, reglează mișcarea plasmei solare, provocând erupții solare, existența proeminențelor etc. Intensitate medie câmp magneticîn fotosfera 1 Oe (79,6 A/m), câmpurile magnetice locale, de exemplu în regiunea petelor solare, pot atinge câteva mii de Oe Creșterile periodice ale magnetismului solar determină activitatea solară. Sursa magnetismului solar o reprezintă mișcările complexe ale plasmei în interiorul Soarelui. Specialiștii de la Jet Propulsion Laboratory din Pasadena (California, SUA) au reușit să afle motivul formării buclelor în câmpul magnetic al Soarelui. După cum sa dovedit, buclele își datorează aspectul faptului că undele magnetice din apropierea Soarelui sunt unde Alfven. Modificările câmpului magnetic au fost înregistrate cu ajutorul instrumentelor sondei interplanetare Ulysses.
CONSTANTĂ SOLAR - energia solară totală care cade pe unitatea de suprafață a straturilor superioare ale atmosferei terestre pe unitatea de timp, calculată ținând cont de distanța medie de la Pământ la Soare. Valoarea sa este de aproximativ 1,37 kW/m2 (precizie 0,5%). Spre deosebire de numele său, această valoare nu rămâne strict constantă, modificându-se ușor în timpul ciclului solar (fluctuație de 0,2%). În special, apariția unui grup mare de pete solare îl reduce cu aproximativ 1%. Se observă și schimbări pe termen mai lung.

În ultimele două decenii, s-a observat că nivelul radiației solare în perioada de activitate minimă a crescut cu aproximativ 0,05% pe deceniu.

atmosfera solara

Întreaga atmosferă solară este în continuă fluctuație. În ea se propagă atât valuri verticale, cât și orizontale, cu lungimi de câteva mii de kilometri. Oscilațiile sunt de natură rezonantă și au loc cu o perioadă de aproximativ 5 minute (de la 3 la 10 minute). Vitezele de vibrație sunt extrem de mici - zeci de centimetri pe secundă.

Fotosferă

Suprafața vizibilă a Soarelui. Atingând o grosime de aproximativ 0,001 R D (200-300 km), o densitate de 10 -9 - 10 -6 g/cm 3, temperatura scade de jos în sus de la 8 la 4,5 mii K. Fotosfera este o zonă în care natura straturilor gazoase se schimbă de la complet opac la radiație la complet transparent. De fapt, fotosfera emite toată lumina vizibilă. Temperatura fotosferei solare este de aproximativ 5800 K, iar spre baza cromosferei scade la aproximativ 4000 K. Liniile de absorbție din spectrul solar se formează ca urmare a absorbției radiațiilor și împrăștierii în acest strat. Fenomenele caracteristice unui Soare activ, cum ar fi petele solare, erupțiile și faculae, apar și în fotosferă. Particulele atomice rapide eliberate de erupții se deplasează prin spațiu, impactând Pământul și împrejurimile acestuia. În special, provoacă interferențe radio, geo furtuni magneticeși lumini polare.

Noi imagini ale marginii discului solar în 2002 de către Telescopul Solar Suedez 1-m, instalat pe insula La Palma (Insulele Canare), au scos la iveală peisaje de munți, văi și ziduri de foc, arătând pentru prima dată cele trei -structura dimensională a suprafeţei solare. Imagini noi au dezvăluit vârfuri și jgheaburi de plasmă super fierbinte - diferența de înălțime poate ajunge la sute de kilometri.

granulare- structura granulara a fotosferei solare vizibila printr-un telescop. Este o colecție de un număr mare de granule strâns distanțate - formațiuni luminoase izolate cu un diametru de 500-1000 km, care acoperă întregul disc al Soarelui. Apare o granulă separată, crește și apoi se dezintegrează în 5-10 minute. Distanța intergranulară atinge o lățime de 300-500 km. Aproximativ un milion de granule sunt observate pe Soare în același timp. porii- formațiuni rotunde întunecate cu diametrul de câteva sute de kilometri, care apar în grupuri în spațiile dintre granulele fotosferice. Unii pori cresc și se transformă în pete solare. torță- regiunea luminoasă a fotosferei Soarelui (un lanț de granule strălucitoare care înconjoară de obicei un grup de pete solare). Apariția torțelor este asociată cu apariția ulterioară a petelor solare în vecinătatea lor și, în general, cu activitatea solară. Au o dimensiune de aproximativ 30.000 km și o temperatură cu 2000K peste cea ambientală. Torțele sunt pereți zimțați care ating o înălțime de 300 de kilometri. Mai mult, acești pereți emit mult mai multă energie decât se așteptau astronomii. Este chiar posibil ca ei să fi fost cei care au provocat schimbări epocale în clima pământului. Suprafața totală a lanțurilor (fibre de penele fotosferice) este de câteva ori mai mare decât zona petelor, iar penele fotosferice există în medie mai lungi decât petele - uneori 3-4 luni. În anii de activitate solară maximă, faculele fotosferice pot ocupa până la 10% din întreaga suprafață a Soarelui.

pete solare- o regiune a Soarelui unde temperatura este mai scăzută (regiuni cu un câmp magnetic puternic) decât în ​​fotosfera înconjurătoare. Prin urmare, petele solare apar relativ mai întunecate. Efectul de răcire este cauzat de prezența unui câmp magnetic puternic concentrat în zona spotului. Câmpul magnetic previne formarea fluxurilor de gaz convectiv care transportă materia fierbinte din straturile subiacente la suprafața Soarelui. Pata solară constă în răsucirea câmpurilor magnetice într-un puternic vortex de plasmă, ale cărui regiuni vizibile și interne se rotesc în direcții opuse. Petele solare se formează acolo unde câmpul magnetic al Soarelui are o componentă verticală mare. Petele solare pot apărea individual, dar formează adesea grupuri sau perechi de polaritate magnetică opusă. Se dezvoltă din pori, pot ajunge la 100 de mii de km (cele mai mici au 1000-2000 km) în diametru și durează în medie 10-20 de zile. În partea centrală întunecată a petelor solare (umbra unde liniile câmpului magnetic sunt îndreptate vertical și intensitatea câmpului este de obicei de câteva mii de ori mai mare decât la suprafața Pământului), temperatura este de aproximativ 3700 K față de 5800 K în fotosferă, din cauza motivului pentru care sunt de 2-5 ori mai întunecate decât fotosfera. Partea exterioară și mai strălucitoare a petelor solare (penumbra) este formată din segmente lungi și subțiri. Prezența miezurilor întunecate în zonele luminoase de pe petele solare este deosebit de remarcabilă.

Petele solare sunt caracterizate de câmpuri magnetice puternice (până la 4 kOe). Numărul mediu anual de pete solare variază pe o perioadă de 11 ani. Petele solare tind să formeze perechi în apropiere, în care fiecare punct are polaritate magnetică opusă. În perioadele de activitate solară ridicată, se întâmplă ca petele izolate să devină mari și să apară în grupuri mari.

• 
  Cel mai mare grup de pete solare înregistrat vreodată a atins maximul pe 8 aprilie 1947. Acoperă o suprafață de 18.130 de milioane de kilometri pătrați. Petele solare sunt un element al activității solare. Numărul de pete solare vizibile pe Soare în orice moment variază periodic cu o perioadă de aproximativ 11 ani. La mijlocul anului 1947 s-a observat un ciclu maximal puternic.

Maunder minim - un interval de aproximativ 70 de ani, incepand in jurul anului 1645, timp in care activitatea solara a fost constant la un nivel scazut si rar au fost observate pete solare. Timp de 37 de ani, nu a fost înregistrată nici măcar o auroră. fluturii lui Maunder - o diagramă reprezentând modificările latitudinii heliografice la care apar petele solare în timpul ciclului solar. Diagrama a fost construită pentru prima dată în 1922 de E. W. Maunder. Graficul ia latitudinea heliografică ca axă verticală și timpul (în ani) ca axă orizontală. În continuare, pentru fiecare grup de pete solare aparținând unei anumite latitudini și numărului Carrington, sunt construite linii verticale care acoperă un grad de latitudine. Modelul rezultat seamănă cu aripile unui fluture, ceea ce dă diagramei numele popular.

longitudine heliografică - longitudine măsurată pentru puncte de pe suprafața Soarelui. Nu există un punct zero fix pe Soare, așa că longitudinea heliografică este măsurată dintr-un cerc mare de referință nominal: meridianul solar, care a trecut prin nodul ascendent al ecuatorului solar pe ecliptică la 1 ianuarie 1854 la 1200 UT. Față de acest meridian, longitudinea este calculată presupunând rotația sideral uniformă a Soarelui cu o perioadă de 25,38 zile. Cărțile de referință pentru observatori conțin tabele cu pozițiile meridianului solar de referință pentru o dată și oră dată.

Numărul Carrington - număr atribuit fiecărei revoluții a Soarelui. Numărătoarea inversă a fost începută de R.K. Carrington 9 noiembrie 1853 de la primul număr. El a luat ca bază valoarea medie a perioadei de rotație sinodică a petelor solare, pe care a determinat-o ca fiind de 27,2753 zile. Pentru că Soarele nu se rotește ca solid, de fapt, această perioadă variază în funcție de latitudine.

Cromosferă

Stratul gazos al Soarelui, situat deasupra fotosferei cu o grosime de 7-8 mii km, se caracterizează printr-o neomogenitate semnificativă a temperaturii (5-10 mii K). Odată cu creșterea distanței față de centrul Soarelui, temperatura straturilor fotosferei scade, atingând un minim. Apoi, în cromosfera de deasupra, începe să crească treptat din nou la 10.000 K. Numele înseamnă literal „sferă colorată” deoarece în timpul unei eclipse totale de soare, când lumina fotosferei este blocată, cromosfera este vizibilă ca un inel strălucitor în jurul Soarelui. ca o strălucire rozalie. Este dinamic, există erupții și proeminențe în el. Elementele structurale sunt rețeaua cromosferică și spiculele. Celulele grilă sunt formațiuni dinamice cu un diametru de 20 - 50 mii km, în care plasma se deplasează din centru spre periferie.

Flash - cea mai puternică manifestare a activității solare, o eliberare locală bruscă a energiei câmpului magnetic în coroana și cromosfera Soarelui (până la 10 25 J în timpul celor mai puternice erupții solare), în care materie atmosfera solara se încălzește și accelerează. În timpul erupțiilor solare se observă: o creștere a luminozității cromosferei (8-10 minute), accelerarea electronilor, protonilor și ionilor grei (cu eliberarea lor parțială în spațiul interplanetar), emisie de raze X și radio.

Erupțiile sunt asociate cu regiunile active ale Soarelui și sunt explozii în care materia este încălzită la temperaturi de sute de milioane de grade. Cea mai mare parte a radiațiilor provine de la raze X, dar erupțiile sunt ușor de observat în lumina vizibilă și în lungimi de undă radio. Particulele încărcate ejectate de la Soare ajung pe Pământ după câteva zile și provoacă aurore și afectează funcționarea comunicațiilor.

Aglomerări de materie solară ejectate de pe suprafața stelei pot fi absorbite de alte aglomerări atunci când ambele emisii au loc în aceeași regiune a suprafeței solare, iar a doua ejecție se mișcă cu o viteză mai mare decât prima. Materia solară este ejectată de pe suprafața Soarelui cu viteze de la 20 la 2000 de kilometri pe secundă. Masa sa este estimată la miliarde de tone. Când aglomerări de materie se răspândesc spre Pământ, pe acesta apar furtuni magnetice. Experții cred că, în cazul „canibalismului” cosmic, furtunile magnetice de pe Pământ sunt mai puternice decât de obicei și mai greu de prezis. Din aprilie 1997, când a fost descoperit un efect similar, până în martie 2001, s-au observat 21 de cazuri de absorbție de aglomerări de materie solară de către alții care se mișcau cu viteze mai mari. Acest lucru a fost descoperit de o echipă de astronomi NASA care lucrează nava spatiala„Vânt” și „SOHO”.

Spiculele- stâlpi individuali (structuri în formă de vârfuri) de plasmă luminoasă în cromosferă, vizibili la observarea Soarelui în lumină monocromatică (în liniile spectrale ale lui H, He, Ca + etc.), care se observă în membru sau în apropierea acestuia . Spiculele se ridică din cromosferă în coroana solară la o înălțime de 6-10 mii km, diametrul lor este de 200-2000 km (de obicei aproximativ 1000 km în diametru și 10.000 km în lungime), durata medie de viață este de 5-7 minute. Există sute de mii de spicule existente pe Soare în același timp. Distribuția spiculelor pe Soare este neuniformă - ele sunt concentrate la granițele celulelor de supergranulare.

floculi- (floculi latini, din floccus - shred) (torțe cromosferice), formațiuni fibroase subțiri din stratul cromosferic al centrilor de activitate solară, au luminozitate și densitate mai mari decât zonele înconjurătoare ale cromosferei, sunt orientate de-a lungul liniile electrice câmp magnetic; sunt o continuare a penelor fotosferice din cromosferă. Floculele pot fi văzute atunci când cromosfera solară este fotografiată sub lumină monocromatică, cum ar fi calciul ionizat individual.

proeminenţă(din latinescul protubero - umflare) - un termen folosit pentru structuri de diferite forme (asemănătoare norilor sau erupțiilor) din cromosfera și coroana Soarelui. Au o densitate mai mare și o temperatură mai scăzută decât mediul înconjurător pe limbul solar arată ca detalii luminoase ale coroanei, iar atunci când sunt proiectate pe discul solar arată ca niște filamente întunecate, iar la marginea acestuia - sub formă de nori luminoși; , arcuri sau jeturi.
Proeminențe inactivă apar departe de regiunile active și persistă multe luni. Se pot extinde până la câteva zeci de mii de kilometri înălțime. Formațiuni uriașe de plasmă, lungi de până la sute de mii de kilometri, în coroana solară. Proeminențele active sunt asociate cu pete solare și erupții. Apar sub formă de valuri, stropi și bucle, au un model de mișcare violent, își schimbă rapid forma și durează doar câteva ore. Materia mai rece care curge de la proeminențe din coroană către fotosferă poate fi observată sub formă de „ploaie” coronală.

*Deși nu este posibil să evidențiem nicio importanță individuală și să o numim cea mai mare, există multe exemple uimitoare. De exemplu, o imagine luată de la Skylab în 1974 a arătat o proeminență de repaus în formă de buclă care se întindea la peste jumătate de milion de kilometri deasupra suprafeței Soarelui. Astfel de proeminențe pot persista săptămâni sau luni, extinzându-se cu 50.000 km dincolo de fotosfera solară. Proeminențe eruptive sub formă de limbi de foc se pot ridica la aproape un milion de kilometri deasupra suprafeței solare.

Conform datelor de la doi sateliți de cercetare TRACE și SOHO, care conduc observatii constanteîn spatele Soarelui, fluxuri de gaz încărcate electric se mișcă în atmosfera solară cu aproape viteza sunetului în aceste condiții. Viteza lor poate atinge 320 mii km/h. Adică, forța vântului asupra Soarelui „bate” forța gravitațională atunci când se determină densitatea atmosferei, dar asupra Soarelui forța de atracție gravitațională este de 28 de ori mai mare decât pe suprafața Pământului.

Partea cea mai exterioară a atmosferei Soarelui constă din plasmă fierbinte (1-2 milioane K) rarefiată, puternic ionizată, care este vizibilă ca un halou strălucitor în timpul unei eclipse totale de soare. Corona se întinde pe o distanță de multe ori mai mare decât raza Soarelui și trece în mediul interplanetar (câteva zeci de raze solare și se disipează treptat în spațiul interplanetar). Amploarea și forma coroanei se modifică în timpul ciclului solar, în principal datorită fluxurilor formate în regiunile active.
Coroana este formată din următoarele părți:
coroana K(corona electronică sau corona continuă). Vizibil ca lumină albă fotosfera, împrăștiată de electroni de înaltă energie la o temperatură de aproximativ un milion de grade. K-corona este eterogenă, conținând diferite structuri precum fluxuri, condensuri, pene și raze. Deoarece electronii se mișcă cu viteză mare, liniile Fraunhofer din spectrul luminii reflectate sunt șterse.
coroana F(Fraunhofer corona sau dust corona) - lumină din fotosferă împrăștiată de particulele de praf mai lente care se mișcă în jurul Soarelui. Liniile Fraunhofer sunt vizibile în spectru. Continuarea coroanei F în spațiul interplanetar este observată ca lumină zodiacală.
E-coronă(linia de emisie corona) este formată de lumină în linii de emisie discrete de atomi puternic ionizați, în special fier și calciu. Este detectat la o distanță de două raze solare. Această parte a coroanei emite și în intervalele extreme de raze X ultraviolete și moi ale spectrului.
linii Fraunhofer

Liniile de absorbție întunecate în spectrul Soarelui și, prin analogie, în spectrul oricărei stele. Pentru prima dată au fost identificate astfel de linii Joseph von Fraunhofer(1787-1826), care a desemnat cele mai proeminente linii cu litere ale alfabetului latin. Unele dintre aceste simboluri sunt încă folosite în fizică și astronomie, în special liniile D de sodiu și liniile H și K de calciu.

Denumirile originale ale lui Fraunhofer (1817) pentru liniile de absorbție în spectrul solar
Scrisoare	lungime de unda (nm)	Origine chimică
O	759,37	O2 atmosferic
B	686,72	O2 atmosferic
C	656,28	Hidrogenul α
D1	589,59	sodiu neutru
D2	589,00	sodiu neutru
D3	587,56	Heliu neutru
E	526,96	Fier neutru
F	486,13	Hidrogen β
G	431,42	Molecula CH
H	396,85	Calciu ionizat
K	393,37	Calciu ionizat

Comentariu:în notația originală a lui Fraunhofer, componentele liniei D nu erau permise.

Linii coronale- liniile interzise din spectrele de Fe, Ni, Ca, Al și alte elemente ionizate multiplicate apar în coroana solară și indică o temperatură ridicată (aproximativ 1,5 milioane K) a coroanei.

Ejecție de masă coronală(ECM) - erupția materiei din coroana solară în spațiul interplanetar. ECM este asociat cu caracteristicile câmpului magnetic al Soarelui. În perioadele de activitate solară ridicată, una sau două emisii au loc în fiecare zi, care au loc la o gamă largă de latitudini solare. În perioadele de soare liniștit, acestea apar mult mai rar (aproximativ o dată la 3-10 zile) și sunt limitate la latitudini inferioare. Viteza medie de evacuare variază de la 200 km/sec la activitate minimă până la valori de aproximativ de două ori mai mari la activitate maximă. Majoritatea emisiilor nu sunt însoțite de erupții, iar atunci când apar, de obicei, acestea încep după apariția ECM. ECM-urile sunt cele mai puternice dintre toate procesele solare non-staționare și au un impact semnificativ asupra vântul solar. ECM-urile mari orientate în planul orbitei Pământului sunt responsabile pentru furtunile geomagnetice.

vântul solar- un flux de particule (în principal protoni și electroni) care curge dincolo de Soare cu viteze de până la 900 km/sec. Vântul solar este de fapt o coroană solară fierbinte care se extinde în spațiul interplanetar. La nivelul orbitei Pământului viteza medie Particulele vântului solar (protoni și electroni) sunt de aproximativ 400 km/s, numărul de particule este de câteva zeci la 1 cm3.

Supercoroană

Cele mai îndepărtate (câteva zeci de raze de la Soare) regiuni ale coroanei solare sunt observate prin împrăștierea undelor radio din surse îndepărtate de emisie radio cosmică (Nebuloasa Crabului etc.)

Caracteristicile Soarelui
Diametrul unghiular aparent	min=31"32" și max=32"36"
Greutate	1,9891×10 30 kg (332946 Mase Pământului)
Rază	6,96×10 5 km (109,2 razele Pământului)
Densitate medie	1.416. 10 3 kg/m 3
Accelerarea gravitației	274 m/s 2 (27,9 g)
A doua viteză de evacuare la suprafață	620 km/s
Temperatura efectivă	5785 K
Luminozitate	3,86×10 26 W
Mărimea vizuală aparentă	-26,78
Mărimea vizuală absolută	4,79
Înclinarea ecuatorului față de ecliptică	7°15"
Perioada de rotație sinodică	27.275 de zile
Perioada de rotație stelară	25.380 de zile

Activitatea solară

activitatea solară- diverse apariții regulate ale formațiunilor caracteristice în atmosfera solară asociate cu eliberarea de cantități mari de energie, a căror frecvență și intensitate se modifică ciclic: pete solare, facule în fotosferă, floculi și erupții în cromosferă, proeminențe în coroană, coronal ejecții în masă. Zonele în care aceste fenomene sunt observate colectiv sunt numite centre de activitate solară. Activitatea solară (creșterea și scăderea numărului de centre de activitate solară, precum și puterea acestora) are o periodicitate de aproximativ 11 ani (ciclul de activitate solară), deși există dovezi ale existenței altor cicluri (de la 8 la 15 ani). ). Activitatea solară afectează multe procese terestre.

regiune activă- regiunea din straturile exterioare ale Soarelui în care are loc activitatea solară. Regiunile active se formează unde câmpuri magnetice puternice ies din straturile subterane ale Soarelui. Activitatea solară este observată în fotosferă, cromosferă și coroană. În regiunea activă apar fenomene precum pete solare, floculi și erupții. Radiația rezultată ocupă întregul spectru, de la raze X până la unde radio, deși în petele solare luminozitatea aparentă este oarecum mai scăzută din cauza temperaturii mai scăzute. Regiunile active variază foarte mult ca dimensiune și durata de existență - pot fi observate de la câteva ore până la câteva luni. Particulele încărcate electric, cum ar fi radiațiile ultraviolete și cu raze X din regiunile active, afectează mediul interplanetar și straturile superioare ale atmosferei Pământului.

fibră- un detaliu caracteristic observat în imaginile regiunilor active ale Soarelui luate în linia alfa a hidrogenului. Fibrele arată ca dungi întunecate cu o lățime de 725-2200 km și o lungime medie de 11000 km. Durata de viață a unei fibre individuale este de 10-20 de minute, deși modelul general al zonei fibrei se modifică puțin peste câteva ore. În zonele centrale ale regiunilor active ale Soarelui, fibrele conectează pete și floculi de polaritate opusă. Petele regulate sunt înconjurate de un model radial de fibre numit superpenumbra. Ele reprezintă o substanță care curge în pata solară cu o viteză de aproximativ 20 km/sec.

ciclu solar - modificări periodice ale activității solare, în special ale numărului de pete solare. Perioada ciclului este de aproximativ 11 ani (de la 8 la 15 ani), deși în timpul secolului al XX-lea a fost mai aproape de 10 ani.
La începutul unui nou ciclu, practic nu există pete pe Soare. Primele pete ale noului ciclu apar la latitudinile heliografice nordice și sudice 35°-45°; apoi, în timpul ciclului, petele apar mai aproape de ecuator, atingând 7° latitudini nordice, respectiv sud. Această imagine a distribuției petelor poate fi reprezentată grafic sub forma „fluturilor” lui Maunder.
Este în general acceptat că ciclul solar este cauzat de interacțiunea dintre „generatorul” care produce câmpul magnetic al Soarelui și rotația Soarelui. Soarele nu se rotește ca un corp rigid, regiunile ecuatoriale rotindu-se mai repede, ceea ce determină o creștere a câmpului magnetic. În cele din urmă, câmpul „se împroșcă” în fotosferă, creând pete solare. La sfârșitul fiecărui ciclu, polaritatea câmpului magnetic se modifică, astfel încât perioada totală este de 22 de ani (ciclul Hale).

Pagina: 4/4

Explorarea Soarelui cu nave spațiale

Studiul Soarelui a fost efectuat de multe nave spațiale , dar au fost şi specializaţi lansate pentru a studia Soarele. Acest:

Observatorul Solar Orbital("OSO") - o serie de sateliți americani lansati între 1962 și 1975 cu scopul de a studia Soarele, în special, în lungimile de undă ultraviolete și razelor X.

CA "Helios-1„- AMS vest-german a fost lansat pe 10 decembrie 1974, conceput pentru a studia vântul solar, câmpul magnetic interplanetar, radiația cosmică, lumina zodiacală, particulele de meteoriți și zgomotul radio în spațiul aproape solar, precum și pentru a efectua experimente pentru înregistrarea fenomenelor. prezis teorie generală relativitatea. 15.01.1976 Nava spațială vest-germană a fost lansată pe orbită Helios-2". 17.04.1976 "Helios-2„s-a apropiat pentru prima dată de Soare la o distanță de 0,29 UA (43,432 milioane km). În special, au fost înregistrate unde de șoc magnetice în intervalul 100 - 2200 Hz, precum și apariția nucleelor ​​ușoare de heliu în timpul erupțiilor solare, care indică procese termonucleare de mare energie în cromosfera Soarelui. Viteză record atinsă pentru prima dată la 66,7 km/s, deplasându-se la 12g.

Satelit de studiu maxim solar(“SMM”) – satelit american (Solar Maximum Mission - SMM), lansat pe 14 februarie 1980 pentru a studia Soarele în perioada de maximă activitate solară. După nouă luni de funcționare, a fost nevoie de reparații, care au fost finalizate cu succes de echipajul navetei spațiale în 1984, iar satelitul a fost repus în funcțiune. A intrat în straturile dense ale atmosferei Pământului și a încetat să mai existe în 1989.

Sondă solară "Ulise" - European statie automata lansat pe 6 octombrie 1990 pentru a măsura parametrii vântului solar, a câmpului magnetic din afara planului ecliptic și a studia regiunile polare ale heliosferei. A efectuat o scanare a planului ecuatorial al Soarelui până pe orbita Pământului. Pentru prima dată a înregistrat în domeniul undelor radio forma spirală a câmpului magnetic solar, divergând ca un ventilator. El a descoperit că puterea câmpului magnetic al Soarelui crește cu timpul și a crescut de 2,3 ori în ultimii 100 de ani. Aceasta este singura navă spațială care se mișcă perpendicular pe planul ecliptic pe o orbită heliocentrică. La mijlocul anului 1995 a zburat peste polul sud al Soarelui la activitatea sa minimă, iar pe 27 noiembrie 2000 a zburat pentru a doua oară, atingând o latitudine maximă în emisfera sudică de –80,1 grade. 17.04.1998 AC " Ulise„și-a încheiat prima orbită în jurul Soarelui.

Satelit solar eolian "Vânt" - un vehicul de cercetare american, lansat la 1 noiembrie 1994 pe orbită cu următorii parametri: înclinație orbitală - 28,76º; T = 20673,75 min; P = 187 km; A = 486099 km.

Observatorul Solar și Heliosferic("SOHO") - Un satelit de cercetare (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), lansat de Agenția Spațială Europeană la 2 decembrie 1995, cu o durată de viață operațională estimată de aproximativ doi ani. A fost lansat pe orbită în jurul Soarelui într-unul dintre punctele Lagrange (L1), unde forte gravitationale Pământul și Soarele. Douăsprezece instrumente de la bordul satelitului sunt concepute pentru a studia atmosfera solară (în special încălzirea acesteia), oscilațiile solare, procesele de îndepărtare a materiei solare în spațiu, structura Soarelui, precum și procesele din interiorul acestuia. Realizează fotografierea constantă a Soarelui. 02/04/2000 Observatorul solar a sărbătorit un fel de aniversare” SOHO". Într-una dintre fotografiile făcute" SOHO„A fost descoperită o nouă cometă, care a devenit a 100-a în palmaresul observatorului, iar în iunie 2003 a fost deja descoperită cea de-a 500-a cometă.

CUcălător pentru a studia coroana solară "URMĂ(Transition Region & Coronal Explorer)" lansat pe 2 aprilie 1998 pe rbit cu parametri: orbita - 97,8 grade; T=96,8 minute; P=602 km; A=652 km. Sarcina este de a explora regiunea de tranziție dintre coroană și fotosferă folosind un telescop ultraviolet de 30 cm. Un studiu al buclelor a arătat că acestea constau dintr-un număr de bucle individuale conectate între ele. Buclele de gaz se încălzesc și se ridică de-a lungul liniilor câmpului magnetic până la o înălțime de până la 480.000 km, apoi se răcesc și cad înapoi cu o viteză de peste 100 km/s.

sistemul solar este unul dintre cele 200 de miliarde de sisteme stelare situate în galaxia Calea Lactee. Este situat aproximativ la jumătatea distanței dintre centrul galaxiei și marginea acesteia.
Sistemul solar este un anumit grup de corpuri cerești care sunt conectate prin forțe gravitaționale cu o stea (Soarele). Include: corpul central - Soarele, 8 planete mari cu sateliții lor, câteva mii de planete mici sau asteroizi, câteva sute de comete observate și un număr infinit de meteoroizi.

Planetele majore sunt împărțite în două grupuri principale:
- planete terestre (Mercur, Venus, Pământ și Marte);
- planete din grupul Jupiter sau planete gigantice (Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun).
Nu există loc pentru Pluto în această clasificare. În 2006, s-a constatat că Pluto, datorită dimensiunilor sale mici și distanței mari de Soare, are un câmp gravitațional scăzut și orbita sa nu este asemănătoare cu orbitele învecinate ale planetelor mai apropiate de Soare. În plus, orbita elipsoidală alungită a lui Pluto (pentru celelalte planete este aproape circulară) se intersectează cu orbita celei de-a opta planete a sistemului solar - Neptun. De aceea, recent, s-a decis să-l priveze pe Pluto de statutul său de „planetă”.

Planetele terestre relativ mici si au o densitate mare. Componentele lor principale sunt silicații (compuși de siliciu) și fierul. U planete gigantice Practic nu există suprafață dură. Acestea sunt planete gazoase uriașe, formate în principal din hidrogen și heliu, a căror atmosferă se îngroașă treptat și se transformă ușor într-o manta lichidă.
Desigur, elementele principale Sistemul solar este soarele. Fără el, toate planetele, inclusiv a noastră, s-ar despărți pe distanțe mari și poate chiar dincolo de granițele galaxiei. Soarele, datorită masei sale enorme (99,87% din masa întregului sistem solar), este cel care creează un efect gravitațional incredibil de puternic asupra tuturor planetelor, a sateliților, cometelor și asteroizilor acestora, forțând pe fiecare dintre ei să se rotească singur. orbită.

ÎN sistemul solar Pe lângă planete, există două zone pline cu corpuri mici (planete pitici, asteroizi, comete, meteoriți). Prima zonă este Centura de asteroizi, care se află între Marte și Jupiter. Compoziția sa este similară cu cea a planetelor terestre, deoarece este formată din silicați și metale. Dincolo de Neptun există o a doua regiune numită Centura Kuiper. Conține multe obiecte (în mare parte planete pitice) constând din apă înghețată, amoniac și metan, dintre care cel mai mare este Pluto.

Centura Keupner începe imediat după orbita lui Neptun.

Inelul său exterior se termină la distanță

8,25 miliarde km de Soare. Acesta este un inel imens în jurul întregului

Sistemul solar este infinit

cantitatea de substanțe volatile din banchete de gheață: metan, amoniac și apă.

Centura de asteroizi este situată între orbitele lui Marte și Jupiter.

Limita exterioară este situată la 345 milioane km de Soare.

Conține zeci de mii, posibil milioane de obiecte, mai mult de unul

kilometri în diametru. Cele mai mari dintre ele sunt planete pitice

(diametru de la 300 la 900 km).

Toate planetele și majoritatea celorlalte obiecte orbitează în jurul Soarelui în aceeași direcție cu rotația Soarelui (în sens invers acelor de ceasornic când sunt privite de la polul nord al Soarelui). Mercur are cea mai mare viteză unghiulară - reușește să finalizeze o revoluție completă în jurul Soarelui în doar 88 de zile pământești. Și pentru cea mai îndepărtată planetă - Neptun - perioada orbitală este de 165 de ani pământeni. Majoritatea planetelor se rotesc în jurul axei lor în aceeași direcție în care se învârt în jurul Soarelui. Excepțiile sunt Venus și Uranus, iar Uranus se rotește aproape „întins pe o parte” (înclinarea axei este de aproximativ 90°).

Anterior se presupunea că marginea sistemului solar se termină imediat după orbita lui Pluto. Cu toate acestea, în 1992, au fost descoperite noi corpuri cerești care aparțin fără îndoială sistemului nostru, deoarece se află direct sub influența gravitațională a Soarelui.

Fiecare obiect ceresc este caracterizat de concepte precum un an și o zi. An- acesta este timpul în care un corp se învârte în jurul Soarelui la un unghi de 360 ​​de grade, adică face un cerc complet. O zi este perioada de rotație a corpului în jurul propriei axe. Cea mai apropiată planetă de Soare, Mercur, orbitează Soarele în 88 de zile pământești și în jurul axei sale în 59 de zile. Aceasta înseamnă că pe planetă trec chiar și mai puțin de două zile într-un an (de exemplu, pe Pământ, un an include 365 de zile, adică exact de câte ori se întoarce Pământul în jurul axei sale într-o singură rotație în jurul Soarelui). În timp ce se află pe cea mai îndepărtată planetă pitică de Soare, Pluto, o zi este de 153,12 ore (6,38 zile pământești). Iar perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 247,7 ani pământeni. Adică, doar stră-stră-stră-stră-strănepoții noștri vor vedea momentul în care Pluto va trece în sfârșit pe tot drumul de-a lungul orbitei sale.

an galactic. Pe lângă mișcarea circulară pe orbită, Sistemul Solar efectuează oscilații verticale în raport cu planul galactic, traversându-l la fiecare 30-35 de milioane de ani și ajungând fie în emisfera galactică nordică, fie în emisfera sudică.
Factor perturbator pentru planete sistemul solar este influența lor gravitațională unul asupra celuilalt. Schimbă ușor orbita în comparație cu cea în care fiecare planetă s-ar mișca doar sub influența Soarelui. Întrebarea este dacă aceste perturbări se pot acumula până când planeta cade pe Soare sau se deplasează dincolo de granițele sale. sistemul solar, sau sunt de natură periodică și parametrii orbitali vor fluctua doar în jurul unor valori medii. Rezultatele teoretice și munca de cercetare, realizat de astronomi peste 200 ultimii ani, vorbiți în favoarea celei de-a doua ipoteze. Acest lucru este evidențiat și de datele din geologie, paleontologie și alte științe ale Pământului: timp de 4,5 miliarde de ani, distanța planetei noastre față de Soare practic nu s-a schimbat și în viitor, nici căderea pe Soare, nici plecarea sistemul solar, ca Pământul, și alte planete nu sunt amenințate.

Univers (spațiu)- aceasta este întreaga lume din jurul nostru, nelimitată în timp și spațiu și infinit variată în formele pe care le ia materia veșnic în mișcare. Nemărginirea Universului poate fi parțial imaginată într-o noapte senină, cu miliarde de dimensiuni diferite de puncte luminoase pâlpâitoare pe cer, reprezentând lumi îndepărtate. Razele de lumină cu o viteză de 300.000 km/s din cele mai îndepărtate părți ale Universului ajung pe Pământ în aproximativ 10 miliarde de ani.

Potrivit oamenilor de știință, Universul s-a format ca urmare a „ Big bang» Acum 17 miliarde de ani.

Este format din grupuri de stele, planete, praf cosmic și alte corpuri cosmice. Aceste corpuri formează sisteme: planete cu sateliți (de exemplu, sistemul solar), galaxii, metagalaxii (clusters de galaxii).

Galaxie(greacă târzie galaktikos- lăptoasă, lăptoasă, din greacă gală- lapte) este un vast sistem stelar care constă din multe stele, grupuri și asociații de stele, nebuloase de gaz și praf, precum și atomi și particule individuale împrăștiate în spațiul interstelar.

Există multe galaxii de diferite dimensiuni și forme în Univers.

Toate stelele vizibile de pe Pământ fac parte din galaxia Calea Lactee. Și-a primit numele datorită faptului că majoritatea stelelor pot fi văzute într-o noapte senină sub forma Căii Lactee - o dungă albicioasă, neclară.

În total, galaxia Calea Lactee conține aproximativ 100 de miliarde de stele.

Galaxia noastră este în continuă rotație. Viteza de mișcare a acestuia în Univers este de 1,5 milioane km/h. Dacă priviți galaxia noastră de la polul ei nord, rotația are loc în sensul acelor de ceasornic. Soarele și stelele cele mai apropiate de el completează o revoluție în jurul centrului galaxiei la fiecare 200 de milioane de ani. Această perioadă este considerată a fi an galactic.

Similar ca mărime și formă cu galaxia Calea Lactee este Galaxia Andromeda, sau Nebuloasa Andromeda, care este situată la o distanță de aproximativ 2 milioane de ani lumină de galaxia noastră. An lumină— distanța parcursă de lumină într-un an, aproximativ egală cu 10 13 km (viteza luminii este de 300.000 km/s).

Pentru a vizualiza studiul mișcării și locației stelelor, planetelor și altor corpuri cerești, se folosește conceptul de sferă cerească.

Orez. 1. Principalele linii ale sferei cerești

Sferă cerească este o sferă imaginară de rază arbitrar de mare, în centrul căreia se află observatorul. Stelele, Soarele, Luna și planetele sunt proiectate pe sfera cerească.

Cele mai importante linii pe sferă cerească sunt: ​​plumb, zenit, nadir, ecuator ceresc, ecliptică, meridian ceresc etc. (Fig. 1).

Linie de plumb- o linie dreaptă care trece prin centrul sferei cerești și coincide cu direcția plumbului la locul de observare. Pentru un observator de pe suprafața Pământului, un plumb trece prin centrul Pământului și punctul de observație.

Un plumb intersectează suprafața sferei cerești în două puncte - zenit, deasupra capului observatorului și nadire - punct diametral opus.

Cercul cel mare al sferei cerești, al cărui plan este perpendicular pe plumb, se numește orizont matematic.Împarte suprafața sferei cerești în două jumătăți: vizibilă pentru observator, cu vârful la zenit și invizibilă, cu vârful la nadir.

Diametrul în jurul căruia se rotește sfera cerească este axis mundi. Se intersectează cu suprafața sferei cerești în două puncte - polul nord al lumiiŞi polul sudic al lumii. Polul Nord se numește cel din a cărui parte se produce rotația sferei cerești în sensul acelor de ceasornic, dacă privești sfera din exterior.

Cercul cel mare al sferei cerești, al cărui plan este perpendicular pe axa lumii, se numește ecuatorul ceresc. Împarte suprafața sferei cerești în două emisfere: de nord, cu vârful său la polul nord ceresc și sudic, cu vârful său la polul ceresc sudic.

Cercul cel mare al sferei cerești, al cărui plan trece prin plumbul și axa lumii, este meridianul ceresc. Împarte suprafața sferei cerești în două emisfere - esticaŞi de vest.

Linia de intersecție a planului meridianului ceresc și a planului orizontului matematic - linia de amiază.

Ecliptic(din greaca ekieipsis- eclipsa) este un cerc mare al sferei cerești de-a lungul căruia are loc mișcarea anuală vizibilă a Soarelui, sau mai precis, centrul acestuia.

Planul eclipticii este înclinat față de planul ecuatorului ceresc la un unghi de 23°26"21".

Pentru a ne aminti mai ușor de locația stelelor pe cer, oamenii din antichitate au venit cu ideea de a combina cele mai strălucitoare dintre ele în constelații.

În prezent, sunt cunoscute 88 de constelații, care poartă numele unor personaje mitice (Hercule, Pegas, etc.), semne zodiacale (Taur, Pești, Rac etc.), obiecte (Balanta, Lyra etc.) (Fig. 2) .

Orez. 2. Constelații de vară-toamnă

Originea galaxiilor. Sistemul solar și planetele sale individuale rămân încă un mister nerezolvat al naturii. Există mai multe ipoteze. În prezent se crede că galaxia noastră s-a format dintr-un nor de gaz format din hidrogen. În stadiul inițial al evoluției galaxiilor, primele stele s-au format din mediul interstelar gaz-praf, iar în urmă cu 4,6 miliarde de ani, Sistemul Solar.

Compoziția sistemului solar

Setul de corpuri cerești care se mișcă în jurul Soarelui pe măsură ce se formează un corp central Sistemul solar. Este situat aproape la marginea galaxiei Calea Lactee. Sistemul solar este implicat în rotație în jurul centrului galaxiei. Viteza de mișcare a acestuia este de aproximativ 220 km/s. Această mișcare are loc în direcția constelației Cygnus.

Compoziția Sistemului Solar poate fi reprezentată sub forma unei diagrame simplificate prezentate în Fig. 3.

Peste 99,9% din masa materiei din Sistemul Solar provine de la Soare și doar 0,1% din toate celelalte elemente ale sale.

Ipoteza lui I. Kant (1775) - P. Laplace (1796)	Ipoteza lui D. Jeans (începutul secolului XX)	Ipoteza academicianului O.P. Schmidt (anii 40 ai secolului XX)	Ipoteza akalemică de V. G. Fesenkov (anii 30 ai secolului XX)
Planetele s-au format din materie gazoasă-praf (sub forma unei nebuloase fierbinți). Răcirea este însoțită de compresie și de o creștere a vitezei de rotație a unor axe. Inelele au apărut la ecuatorul nebuloasei. Substanța inelelor s-a colectat în corpuri fierbinți și s-a răcit treptat	O stea mai mare a trecut odată pe lângă Soare, iar gravitația sa a scos din Soare un flux de materie fierbinte (proeminență). S-au format condensări, din care s-au format ulterior planetele.	Norul de gaz și praf care se învârte în jurul Soarelui ar fi trebuit să capete o formă solidă ca urmare a ciocnirii particulelor și a mișcării lor. Particulele s-au combinat în condensări. Atracția particulelor mai mici prin condensuri ar fi trebuit să contribuie la creșterea materiei înconjurătoare. Orbitele condensărilor ar fi trebuit să devină aproape circulare și să se afle aproape în același plan. Condensările erau embrionii planetelor, absorbind aproape toată materia din spațiile dintre orbitele lor.	Soarele însuși a apărut din norul în rotație, iar planetele au apărut din condensările secundare din acest nor. Mai mult, Soarele a scăzut foarte mult și s-a răcit până la starea sa actuală

Orez. 3. Compoziția Sistemului Solar

Soare

Soare- aceasta este o stea, o minge uriașă fierbinte. Diametrul său este de 109 ori diametrul Pământului, masa sa este de 330.000 de ori masa Pământului, dar densitatea sa medie este scăzută - doar de 1,4 ori densitatea apei. Soarele este situat la o distanță de aproximativ 26.000 de ani lumină de centrul galaxiei noastre și se învârte în jurul lui, făcând o revoluție în aproximativ 225-250 de milioane de ani. Viteza orbitală a Soarelui este de 217 km/s – deci călătorește un an lumină la fiecare 1.400 de ani pământeni.

Orez. 4. Compoziția chimică a Soarelui

Presiunea asupra Soarelui este de 200 de miliarde de ori mai mare decât la suprafața Pământului. Densitatea materiei solare și presiunea cresc rapid în adâncime; creșterea presiunii se explică prin greutatea tuturor straturilor de deasupra. Temperatura de la suprafața Soarelui este de 6000 K, iar în interiorul acesteia este de 13.500.000 K. Durata de viață caracteristică a unei stele precum Soarele este de 10 miliarde de ani.

Tabelul 1. Informații generale despre soare

Compoziția chimică a Soarelui este aproximativ aceeași cu cea a celorlalte stele: aproximativ 75% hidrogen, 25% heliu și mai puțin de 1% toate celelalte. elemente chimice(carbon, oxigen, azot etc.) (Fig. 4).

Partea centrală a Soarelui cu o rază de aproximativ 150.000 km se numește solar miez. Aceasta este o zonă de reacții nucleare. Densitatea substanței aici este de aproximativ 150 de ori mai mare decât densitatea apei. Temperatura depășește 10 milioane K (pe scara Kelvin, în termeni de grade Celsius 1 °C = K - 273,1) (Fig. 5).

Deasupra miezului, la distanțe de aproximativ 0,2-0,7 raze solare față de centrul său, se află zona de transfer de energie radiantă. Transferul de energie aici este realizat prin absorbția și emisia de fotoni de către straturi individuale de particule (vezi Fig. 5).

Orez. 5. Structura Soarelui

Foton(din greaca fos- lumina), o particulă elementară capabilă să existe doar deplasându-se cu viteza luminii.

Mai aproape de suprafața Soarelui, are loc amestecarea în vortex a plasmei, iar energia este transferată la suprafață

în principal prin mişcările substanţei în sine. Această metodă de transfer de energie se numește convecție, iar stratul Soarelui unde apare este zona convectiva. Grosimea acestui strat este de aproximativ 200.000 km.

Deasupra zonei convective se află atmosfera solară, care fluctuează constant. Aici se propagă atât unde verticale, cât și orizontale, cu lungimi de câteva mii de kilometri. Oscilațiile apar cu o perioadă de aproximativ cinci minute.

Stratul interior al atmosferei Soarelui se numește fotosferă. Este format din bule de lumină. Acest granule. Dimensiunile lor sunt mici - 1000-2000 km, iar distanța dintre ele este de 300-600 km. Aproximativ un milion de granule pot fi observate pe Soare în același timp, fiecare dintre ele există timp de câteva minute. Granulele sunt înconjurate de spații întunecate. Dacă substanța se ridică în granule, atunci în jurul lor cade. Granulele creează un fundal general pe care pot fi observate formațiuni la scară largă precum facule, pete solare, proeminențe etc.

Petele solare- zone întunecate pe Soare, a căror temperatură este mai mică decât spațiul înconjurător.

torțe solare numite câmpuri strălucitoare care înconjoară petele solare.

Proeminențe(din lat. protubero- umflarea) - condensări dense de substanțe relativ reci (comparativ cu temperatura din jur) care se ridică și sunt ținute deasupra suprafeței Soarelui de un câmp magnetic. Apariția unui câmp magnetic al Soarelui poate fi cauzată de faptul că diferite straturi ale Soarelui se rotesc cu la viteze diferite: piesele interne se rotesc mai repede; Miezul se rotește deosebit de rapid.

Proeminențele, petele solare și faculae nu sunt singurele exemple de activitate solară. Include, de asemenea, furtunile magnetice și exploziile, care sunt numite fulgeră.

Deasupra fotosferei se află cromosferă- învelișul exterior al Soarelui. Originea numelui acestei părți a atmosferei solare este legată de culoarea ei roșiatică. Grosimea cromosferei este de 10-15 mii km, iar densitatea materiei este de sute de mii de ori mai mică decât în ​​fotosferă. Temperatura din cromosferă crește rapid, atingând zeci de mii de grade în straturile sale superioare. La marginea cromosferei se observă spiculete, reprezentând coloane alungite de gaz luminos compactat. Temperatura acestor jeturi este mai mare decât temperatura fotosferei. Spiculele se ridică mai întâi din cromosfera inferioară la 5000-10.000 km, apoi cad înapoi, unde se estompează. Toate acestea se întâmplă cu o viteză de aproximativ 20.000 m/s. Spi kula trăiește 5-10 minute. Numărul de spicule existente pe Soare în același timp este de aproximativ un milion (Fig. 6).

Orez. 6. Structura straturilor exterioare ale Soarelui

Înconjoară cromosfera coroana solara- stratul exterior al atmosferei Soarelui.

Cantitatea totală de energie emisă de Soare este de 3,86. 1026 W și doar o două miliarde din această energie este primită de Pământ.

Radiația solară include corpuscularŞi radiatii electromagnetice.Radiația fundamentală corpusculară- acesta este un flux de plasmă care constă din protoni și neutroni, sau cu alte cuvinte - vant solar, care ajunge în spațiul apropiat Pământului și curge în jurul întregii magnetosfere a Pământului. Radiația electromagnetică- Aceasta este energia radiantă a Soarelui. Ajunge la suprafața pământului sub formă de radiații directe și difuze și asigură regimul termic pe planeta noastră.

ÎN mijlocul anului 19 V. astronom elvețian Rudolf Wolf(1816-1893) (Fig. 7) a calculat un indicator cantitativ al activității solare, cunoscut în întreaga lume ca numărul Wolf. După ce a procesat observațiile petelor solare acumulate până la mijlocul secolului trecut, Wolf a reușit să stabilească ciclul mediu de I-an al activității solare. De fapt, intervalele de timp dintre ani de număr maxim sau minim de lup variază de la 7 la 17 ani. Concomitent cu ciclul de 11 ani, are loc un ciclu secular, sau mai precis de 80-90 de ani, de activitate solară. Suprapuse necoordonat una peste alta, ele fac schimbări vizibile în procesele care au loc în învelișul geografic al Pământului.

Legătura strânsă a multor fenomene terestre cu activitatea solară a fost subliniată încă din 1936 de A.L. Chizhevsky (1897-1964) (Fig. 8), care a scris că majoritatea covârșitoare a proceselor fizice și chimice de pe Pământ sunt rezultatul influenței forțe cosmice. El a fost, de asemenea, unul dintre fondatorii unei astfel de științe precum heliobiologie(din greaca helios- soare), studiind influența Soarelui asupra materie vieînvelișul geografic al Pământului.

În funcție de activitatea solară, pe Pământ apar fenomene fizice precum: furtunile magnetice, frecvența aurorelor, cantitatea de radiație ultravioletă, intensitatea activității furtunii, temperatura aerului, presiunea atmosferică, precipitațiile, nivelul lacurilor, râurilor, apelor subterane, salinitatea şi activitatea mărilor şi etc.

Viața plantelor și animalelor este asociată cu activitatea periodică a Soarelui (există o corelație între ciclicitatea solară și durata sezonului de vegetație la plante, reproducerea și migrarea păsărilor, rozătoarelor etc.), precum și a oamenilor. (boli).

În prezent, relațiile dintre procesele solare și cele terestre continuă să fie studiate folosind sateliți artificiali Pământ.

Planetele terestre

Pe lângă Soare, planetele se disting ca parte a Sistemului Solar (Fig. 9).

Pe baza dimensiunii, caracteristicilor geografice și compoziției chimice, planetele sunt împărțite în două grupuri: planete terestreŞi planete gigantice. Planetele terestre includ și. Ele vor fi discutate în această subsecțiune.

Orez. 9. Planetele Sistemului Solar

Pământ- a treia planetă de la Soare. O subsecțiune separată îi va fi dedicată.

Să rezumam. Densitatea substanței planetei și ținând cont de dimensiunea sa, masa sa, depind de locația planetei în sistemul solar. Cum
planetă mai apropiată spre Soare, cu atât densitatea medie a materiei este mai mare. De exemplu, pentru Mercur este 5,42 g/cm\ Venus - 5,25, Pământ - 5,25, Marte - 3,97 g/cm3.

Caracteristicile generale ale planetelor terestre (Mercur, Venus, Pământ, Marte) sunt în primul rând: 1) dimensiuni relativ mici; 2) temperaturi ridicate la suprafață și 3) densitate mare a materiei planetare. Aceste planete se rotesc relativ lent pe axa lor și au puțini sau deloc sateliți. În structura planetelor terestre, există patru învelișuri principale: 1) un miez dens; 2) mantaua care o acoperă; 3) scoarță; 4) înveliș ușor gaz-apă (excluzând Mercur). Pe suprafața acestor planete au fost găsite urme ale activității tectonice.

Planete gigantice

Acum să facem cunoștință cu planetele gigantice, care fac, de asemenea, parte din sistemul nostru solar. Aceasta, .

Planetele gigantice au următoarele caracteristici generale: 1) dimensiune și greutate mare; 2) rotiți rapid în jurul unei axe; 3) au inele și mulți sateliți; 4) atmosfera este formată în principal din hidrogen și heliu; 5) în centru au un miez fierbinte de metale și silicați.

Se mai disting prin: 1) temperaturi scăzute ale suprafeței; 2) densitate scăzută a materiei planetare.

(lat. Sol) - singura stea din. iar alte șapte se învârt în jurul Soarelui. Pe lângă acestea, cometele, asteroizii și alte obiecte mici se învârt în jurul Soarelui.

Soarele este ca o stea

Soarele este corpul central și masiv al Sistemului Solar. Masa sa este de aproximativ 333.000 de ori masa Pământului și de 750 de ori masa tuturor celorlalte planete combinate. Soarele este o sursă puternică de energie, pe care o emite constant în toate părțile spectrului unde electromagnetice- de la razele X și razele ultraviolete până la unde radio. Această radiație afectează toate corpurile sistemului solar: le încălzește, afectează atmosfera planetelor și oferă lumina și căldura necesare vieții pe Pământ.

Împreună, Soarele este cea mai apropiată stea de noi, în care, spre deosebire de toate celelalte stele, este posibil să observăm discul și, folosind un telescop, să studiem mici detalii pe el, de până la câteva sute de kilometri. Aceasta este o stea tipică, așa că studierea acesteia ajută la înțelegerea naturii stelelor în general. Conform clasificării stelare, Soarele are o clasă spectrală G2V. ÎN literatura populara Soarele este adesea clasificat drept pitică galbenă.

Diametrul unghiular aparent al Soarelui variază oarecum datorită elipticității orbitei Pământului. În medie, este de aproximativ 32" sau 1/107 radian, adică diametrul Soarelui este de 1/107 UA, sau aproximativ 1.400.000 km.

Structura Soarelui

Ca toate stelele, Soarele este o minge fierbinte de gaz. Compoziția chimică (după numărul de atomi) a fost determinată dintr-o analiză a spectrului solar:

• hidrogenul reprezintă aproximativ 90%,
• heliu - 10%,
• alte elemente - mai puțin de 0,1%.

Materia de pe Soare este puternic ionizată, adică. atomii și-au pierdut electronii exteriori și împreună cu ei au devenit particule libere de gaz ionizat - plasmă.

Densitatea medie a materiei solare este ρ ≈ 1400 kg/m³. Această valoare este apropiată de densitatea apei și de o mie de ori mai mare decât densitatea aerului de la suprafața Pământului. Cu toate acestea, în straturile exterioare ale Soarelui densitatea este de milioane de ori mai mică, iar în centru este de 100 de ori mai mare decât media.
Calculele care țin cont de creșterea densității și a temperaturii spre centru arată că în centrul Soarelui densitatea este de aproximativ 1,5 × 105 kg/m³, presiunea este de aproximativ 2 × 1018 Pa și temperatura este de aproximativ 15 milioane K.

La această temperatură, nucleele atomilor de hidrogen (protoni și deuteroni) au viteze foarte mari (sute de kilometri pe secundă) și se pot apropia unul de celălalt, în ciuda acțiunii forței repulsive electrostatice. Unele ciocniri au ca rezultat reacții nucleare care formează heliu din hidrogen și eliberează cantități semnificative de energie, care este transformată în căldură. Aceste reacții sunt sursa de energie a soarelui. scena modernă evolutia acestuia. Ca urmare, cantitatea de heliu din partea centrală a stelei crește treptat, iar cantitatea de hidrogen scade.

Fluxul de energie care ia naștere în adâncurile Soarelui este transmis în straturile exterioare și distribuit pe o suprafață din ce în ce mai mare. Ca urmare, temperatura plasmei solare scade odată cu distanța față de centru. În funcție de temperatură și de natura proceselor care o determină, Soarele poate fi împărțit în 4 părți:

• intern, partea centrala(miez), unde presiunea și temperatura asigură cursul reacțiilor nucleare, se extinde de la centru la
• distanta de aproximativ 1/3 raza
• zona radiantă (distanța de la 1/3 la 2/3 rază), în care energia este transferată spre exterior ca urmare a absorbției și emisiei secvențiale de cuante de energie electromagnetică;
• zonă convectivă - de la vârful zonei „radiante” aproape până la suprafața vizibilă a Soarelui. Aici, temperatura scade rapid pe măsură ce se apropie de suprafața vizibilă a stelei, drept urmare concentrația de atomi neutri crește, substanța devine mai transparentă, transferul radiant devine mai puțin eficient și căldura este transferată în principal datorită amestecării substanței. (convecție), asemănătoare cu fierberea unui lichid într-un vas care este încălzit de jos;
• atmosfera solară, care începe chiar dincolo de zona convectivă și se extinde cu mult dincolo de discul vizibil al Soarelui. Stratul inferior al atmosferei este fotosfera, un strat subțire de gaze pe care îl percepem ca fiind suprafața Soarelui. Straturile superioare ale atmosferei nu sunt direct vizibile din cauza rarefării semnificative pot fi observate fie în timpul eclipselor totale de soare, fie cu ajutorul unor instrumente speciale;

Atmosfera solară și activitatea solară

Erupție solară

Atmosfera solară poate fi împărțită în mai multe straturi.
Stratul profund al atmosferei, cu o grosime de 200-300 km, se numeste fotosfera (sfera de lumina). Aproape toată energia care este observată în partea vizibilă a spectrului este emisă din aceasta.

În fotografiile fotosferei, structura sa fină este clar vizibilă sub formă de „granule” strălucitoare - granule de aproximativ 1000 km, separate de spații înguste întunecate. Această structură se numește granulare. Este rezultatul mișcării gazelor care are loc în zona convectivă a Soarelui situată sub atmosferă.

În fotosferă, ca și în straturile mai profunde ale Soarelui, temperatura scade odată cu distanța de la centru, variind de la aproximativ 8000 la 4000 K: straturile exterioare ale fotosferei se răcesc din cauza radiațiilor de la acestea în spațiul interplanetar.

În spectrul radiațiilor vizibile de la Soare, este aproape în întregime format în fotosferă, liniile de absorbție întunecate corespund unei scăderi a temperaturii în straturile exterioare. Ele sunt numite linii Fraunhofer în onoarea opticianului german I. Fraunhofer (1787-1826), care a schițat pentru prima dată câteva sute de astfel de linii în 1814. Din același motiv (o scădere a temperaturii din centrul Soarelui), discul solar apare mai întunecat mai aproape de margine.

În straturile superioare ale fotosferei, temperatura este de aproximativ 4000 K. La această temperatură și cu o densitate de 10 -3 -10 -4 kg/m³, hidrogenul devine aproape neutru. Doar aproximativ 0,01% dintre atomi, majoritatea metale, sunt ionizați.

Cu toate acestea, mai sus în atmosferă, temperatura și, odată cu ea, ionizarea, începe să crească din nou, mai întâi încet, apoi foarte repede. Partea atmosferei solare în care temperatura crește și hidrogenul, heliul și alte elemente sunt ionizate succesiv se numește cromosferă, temperatura ei este de zeci și sute de mii de kelvin. Cromosfera este vizibilă în jurul discului întunecat sub forma unui chenar roz strălucitor în momentele rare ale eclipselor totale de soare. Deasupra cromosferei, temperatura gazelor solare este de 10 6 - 2 × 10 6 K și apoi rămâne aproape neschimbată pe multe raze ale Soarelui. Acest înveliș rarefiat și fierbinte se numește coroană solară. Sub forma unei straluciri sidefate radiante, poate fi observata in timpul fazei totale a unei eclipse de soare, apoi prezinta o priveliste neobisnuit de frumoasa. „Evaporându-se” în spațiul interplanetar, gazul corona formează un flux de plasmă fierbinte rarefiată, care curge constant din Soare și numit vânt solar.

Cromosfera și corona sunt cel mai bine observate de la sateliți și orbital stații spațialeîn ultraviolete și raze X.
De-a lungul timpului, în unele părți ale fotosferei, spațiile întunecate dintre granule cresc, se formează pori rotunzi mici, unii dintre ei se dezvoltă în pete mari întunecate înconjurate de particule constând din granule fotosferice alungite, radial alungite.

Observând petele solare printr-un telescop, Galileo a observat că acestea se mișcau de-a lungul discului vizibil al Soarelui. Pe această bază, el a concluzionat că Soarele se rotește în jurul axei sale. Viteza unghiulara Rotația solară scade de la ecuator la poli, punctele de pe ecuator completează o revoluție completă în 25 de zile, iar în apropierea polilor perioada siderale a revoluției Soarelui crește la 30 de zile. Pământul se mișcă pe orbita sa în aceeași direcție în care se rotește Soarele. Prin urmare, în raport cu un observator pământesc, perioada de rotație a acestuia este mai lungă și pata din centrul discului solar va trece din nou prin meridianul central al Soarelui în 27 de zile.

Fapte interesante

• Densitatea medie a Soarelui este de numai 1,4 g/cm³, adică egală cu densitatea apei Mării Moarte.
• În fiecare secundă, Soarele emite de 100.000 de ori mai multă energie decât a produs umanitatea în întreaga sa istorie.
• Consumul specific de energie (pe unitate de masă) al Soarelui este de numai 2 × 10 -4 W / kg, adică cam la fel ca un morman de frunze putrezite.
• 8 aprilie 1947 la suprafaţă emisfera sudică S-a înregistrat cea mai mare acumulare de pete solare pe toată perioada de observație.
• Lungimea sa era de 300.000 km, iar lățimea de 145.000 km. Era de aproximativ 36 de ori suprafața Pământului și putea fi văzută cu ușurință cu ochiul liber la apus.
• Noua monedă din Peru (noul sol) poartă numele Soarelui.

sistemul solar

Obiectul central al Sistemului Solar este Soarele, o stea din secvența principală din clasa spectrală G2V, o pitică galbenă. Majoritatea covârșitoare a masei totale a sistemului este concentrată în Soare (aproximativ 99,866%), el ține planetele și alte corpuri aparținând sistemului solar cu gravitația sa. Cele mai mari patru obiecte - giganții gazosi - alcătuiesc 99% din masa rămasă (cu Jupiter și Saturn reprezentând majoritatea - aproximativ 90%).

Dimensiuni comparative ale corpurilor sistemului solar

Cele mai mari obiecte din sistemul solar, după Soare, sunt planetele

Sistemul Solar este format din 8 planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, UranusŞi Neptun(afisate in ordinea distantei de la Soare). Orbitele tuturor acestor planete se află în același plan, care se numește planul eclipticii.

Poziția relativă a planetelor sistemului solar

În perioada 1930 – 2006, se credea că în sistemul solar există 9 planete: celor 8 enumerate s-a adăugat și o planetă. Pluton. Dar în 2006, la congresul Uniunii Astronomice Internaționale, a fost adoptată definiția planetei. Conform acestei definiții, o planetă este un corp ceresc care îndeplinește simultan trei condiții:

· se învârte în jurul Soarelui pe o orbită eliptică (adică sateliții planetelor nu sunt planete)

· are suficientă gravitație pentru a oferi o formă apropiată de sferică (adică majoritatea asteroizilor nu sunt planete, care, deși se învârt în jurul Soarelui, nu au o formă sferică)

· sunt dominante gravitaționale pe orbita sa (adică, în afară de o planetă dată, nu există corpuri cerești comparabile pe aceeași orbită).

Pluto, precum și un număr de asteroizi (Ceres, Vesta etc.) îndeplinesc primele două condiții, dar nu îndeplinesc a treia condiție. Astfel de obiecte sunt clasificate ca planete pitice. Din 2014, există 5 planete pitice în Sistemul Solar: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake și Eris; poate că în viitor vor include și Vesta, Sedna, Orcus și Quaoar. Toate celelalte corpuri cerești ale Sistemului Solar care nu sunt stele, planete și planete pitice sunt numite corpuri mici ale Sistemului Solar (sateliți planetari, asteroizi, planete, obiecte din centura Kuiper și nori Oort).

Distanțele din cadrul Sistemului Solar sunt de obicei măsurate în unități astronomice(O .e.). O unitate astronomică este distanța de la Pământ la Soare (sau, într-un limbaj precis, semiaxa majoră a orbitei Pământului) egală cu 149,6 milion km (aproximativ 150 milioane km).

Să vorbim pe scurt despre cele mai semnificative obiecte ale sistemului solar (vom studia fiecare dintre ele mai detaliat anul viitor).

Mercur -cea mai apropiată planetă de Soare (0,4 UA de la Soare) și planeta cu cea mai mică masă (0,055 mase Pământului). Una dintre cele mai puțin studiate planete, datorită faptului că, datorită apropierii de Soare, Mercur este foarte greu de observat de pe Pământ. Relieful lui Mercur este similar cu cel al lunii - cu o mulțime de cratere de impact. Detaliile caracteristice ale reliefului suprafeței sale, pe lângă craterele de impact, sunt numeroase margini în formă de lobi care se extind pe sute de kilometri. Obiectele de pe suprafața lui Mercur sunt de obicei numite după figuri culturale și artistice.

Cu o mare probabilitate, Mercur este întotdeauna întors spre Soare cu o singură parte, ca și Luna către Pământ. Există o ipoteză că Mercur a fost odată un satelit al lui Venus, așa cum Luna este aproape de Pământ, dar a fost ulterior smuls de forța gravitațională a Soarelui, dar nu există nicio confirmare în acest sens.

Venus- a doua planeta din sistemul solar la distanta de Soare. Ca dimensiune și gravitație, nu este cu mult mai mic decât Pământul. Venus este întotdeauna acoperită cu o atmosferă densă, prin care suprafața sa nu este vizibilă. Nu are satelit. O trăsătură caracteristică a acestei planete este o presiune atmosferică monstruos de ridicată (100 de atmosfere terestre) și o temperatură la suprafață care ajunge la 400-500 de grade Celsius. Venus este considerat cel mai fierbinte corp din sistemul solar, în afară de Soare. Aparent, asta temperatură ridicată se explică nu atât prin apropierea de Soare, cât prin efectul de seră - atmosfera, constând în principal din dioxid de carbon, nu eliberează radiația infraroșie (termică) a planetei în spațiu.

Pe cerul pământului, Venus este cel mai strălucitor corp ceresc (după Soare și Lună). Pe sfera cerească, se poate îndepărta de Soare cu cel mult 48 de grade, astfel încât seara este întotdeauna observată în vest și dimineața în est, motiv pentru care Venus este adesea numită „steaua dimineții”. .

Pământ- planeta noastra, singura cu atmosfera de oxigen, hidrosfera, si pana acum singura pe care s-a descoperit viata. Pământul are un satelit mare - Luna, situat la o distanță de 380 mii km.

despre Pământ (27 de diametre de Pământ), rotindu-se în jurul Pământului cu o perioadă de o lună. Luna are o masă de 81 de ori mai mică decât cea a Pământului (care este cea mai mică diferență dintre toți sateliții planetelor din Sistemul Solar, motiv pentru care sistemul Pământ/Lună este uneori numit o planetă dublă). Forța gravitației pe suprafața Lunii este de 6 ori mai mică decât pe Pământ. Luna nu are atmosferă.Marte .e- a patra planetă a sistemului solar, situată la o distanță de Soare de 1,52 a

Este interesant că lungimea unei zile pe Marte (perioada de rotație în jurul axei sale) este aproape egală cu cea de pe Pământ și este de 23,5 ore. La fel ca Pământul, axa de rotație a lui Marte este înclinată față de planul ecliptic, așa că există și o schimbare de anotimp acolo. La polii lui Marte există „calote polare”, constând, însă, nu din gheață de apă, ci din dioxid de carbon. Marte are o atmosferă slabă, constând în principal din dioxid de carbon, a cărei presiune este de aproximativ 1% din cea a Pământului, care, totuși, este suficientă pentru furtunile puternice de praf care se repetă periodic. Temperatura de suprafață a lui Marte poate varia de la plus 20 de grade Celsius într-o zi de vară la ecuator. Există o mulțime de dovezi că Marte a avut cândva apă (există albii de râuri și lacuri uscate) și, posibil, o atmosferă de oxigen și viață (. dovezi pentru care nu au fost încă primite) .

Marte are doi sateliți - Phobos și Deimos (aceste nume traduse din greacă înseamnă „Frica” și „Oroarea”).

Aceste patru planete - Mercur, Venus, Pământ și Marte - sunt numite în mod colectiv „ planete terestre" Ele se disting de planetele gigantice care le urmează, în primul rând, prin dimensiunile lor relativ mici (Pământul este cel mai mare dintre ele) și în al doilea rând, prin prezența unei suprafețe solide și a unui miez solid de silicat de fier.

Dimensiuni comparative ale planetelor terestre și ale planetelor pitice

Există o credință comună că Venus, Pământul și Marte reprezintă trei etape diferite dezvoltarea planetelor de acest tip. Venus este un model al Pământului așa cum a fost în fazele sale incipiente de dezvoltare, iar Marte este un model al Pământului, așa cum ar putea deveni într-o zi miliarde de ani de acum înainte. Venus și Marte reprezintă, de asemenea, în raport cu Pământul, două cazuri diametral opuse de formare a climei: pe Venus, principala contribuție la formarea climei o au fluxurile atmosferice, în timp ce pentru Marte, cu atmosfera sa subțire, radiația solară slabă joacă rolul principal. . Compararea acestor trei planete ne va permite, printre altele, să cunoaștem mai bine legile formării climei și să prezicăm vremea de pe Pământ.

După ce vine Marte centura de asteroizi. Este interesant să ne amintim istoria descoperirii sale. În 1766, astronomul și matematicianul german Johann Titius a declarat că a descoperit un model simplu în creșterea razelor orbitelor circumsolare ale planetelor. A început cu succesiunea 0, 3, 6, 12, ..., în care fiecare termen ulterior se formează prin dublarea celui precedent (începând cu 3; adică 3 ∙ 2n, unde n = 0, 1, 2, 3, ... ), apoi a adăugat câte 4 la fiecare termen al șirului și a împărțit sumele rezultate la 10. Rezultatul a fost destul de previziuni precise(vezi tabel), care au fost confirmate după descoperirea lui Uranus în 1781:

Planetă		2 n - 1	Raza orbitală (a .e.), calculat prin formula	Raza orbitală reală
Mercur				0,39
Venus				0,72
Pământ				1,00
Marte				1,52
Jupiter				5,20
Saturn			10,0	9,54
Uranus			19,6	19,22

Ca urmare, s-a dovedit că între Marte și Jupiter ar trebui să existe o planetă necunoscută anterior care se învârte în jurul Soarelui pe o orbită cu o rază de 2,8 a. .e. În 1800, a fost creat chiar un grup de 24 de astronomi, care efectuează observații zilnice non-stop la câteva dintre cele mai puternice telescoape ale acelei epoci. Dar prima planetă mică care orbitează între Marte și Jupiter a fost descoperită nu de ei, ci de astronomul italian Giuseppe Piazzi (1746–1826), iar acest lucru nu s-a întâmplat cândva, ci în ajunul Anului Nou, la 1 ianuarie 1801, și această descoperire. a marcat debutul secolului X IX. Cadoul de Anul Nou a fost scos de pe Soare la o distanță de 2,77 UA. e. Cu toate acestea, în doar câțiva ani de la descoperirea lui Piazzi, au fost descoperite mai multe planete mici, care au fost numite asteroizi

, iar astăzi sunt multe mii. În ceea ce privește domnia lui Titius (sau, așa cum se mai numește, „ domnia Titius-Bode "), apoi a fost confirmat ulterior pentru sateliții lui Saturn, Jupiter și Uranus, dar... nu a fost confirmat pentru planetele descoperite mai târziu - Neptun, Pluto, Eris etc. Nu este confirmat pentru exoplanete (planete care orbitează în jurul altor stele). Care este sensul său fizic rămâne neclar. O explicație plauzibilă pentru regulă este următoarea. Deja în stadiul de formare a sistemului solar, ca urmare a perturbărilor gravitaționale cauzate de protoplanete și a rezonanței lor cu Soarele (în acest caz apar forțe de maree, iar energia de rotație este cheltuită pentru accelerarea sau, mai degrabă, decelerare), o structura regulată a fost formată din regiuni alternante în care ar putea sau nu ar putea exista orbite stabile conform regulilor rezonanțelor orbitale (adică raportul razelor orbitale). planetele vecine/2, 3/2, 5/2, 3/7 etc.).

Cu toate acestea, unii astrofizicieni cred că această regulă este doar o coincidență. Centura de asteroizi este urmată de 4 planete, care sunt numite planete gigantice Jupiter: Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun.

are o masă de 318 ori mai mare decât cea a Pământului și de 2,5 ori mai mare decât toate celelalte planete la un loc. Este format în principal din hidrogen și heliu. Temperatura internă ridicată a lui Jupiter provoacă multe structuri de vortex semi-permanente în atmosfera sa, cum ar fi benzile de nori și Marea Pată Roșie. La sfârșitul anului 2014, Jupiter are 67 de luni. Cele patru mai mari - Ganymede, Callisto, Io și Europa - au fost descoperite de Galileo Galilei în 1610 și, prin urmare, sunt numite galilean sateliți . Cel mai apropiat dintre ei de Jupiter este Io – are cea mai puternică activitate vulcanică dintre toate corpurile din sistemul solar. Cel mai îndepărtat - Europa

- dimpotrivă, este acoperit cu un strat de gheață de mulți kilometri, sub care poate fi un ocean cu apă lichidă Ganymede și Callisto ocupă o stare intermediară. Ganimede, cea mai mare lună din sistemul solar, este mai mare decât Mercur. Cu ajutorul telescoapelor de la sol, în următorii 350 de ani, au fost descoperiți încă 10 sateliți ai lui Jupiter, așa că de la mijlocul secolului al XX-lea s-a crezut mult timp că Jupiter are doar 14 sateliți. Restul de 53 de sateliți au fost descoperiți cu ajutorul stațiilor interplanetare automate care au vizitat Jupiter.Saturn

- o planetă lângă Jupiter și renumită pentru sistemul său de inele (care sunt un număr mare de sateliți mici ai planetei - o centură similară centurii de asteroizi din jurul Soarelui). Jupiter, Uranus și Neptun au și ele inele similare, dar numai inelele lui Saturn sunt vizibile chiar și cu un telescop slab sau cu un binoclu.

Deși volumul lui Saturn este de 60% cel al lui Jupiter, masa lui (95 de mase Pământului) este mai mică de o treime din cea a lui Jupiter; astfel, Saturn este cea mai puțin densă planetă din sistemul solar (densitatea sa medie este mai mică decât densitatea apei).

La sfârșitul anului 2014, Saturn are 62 de luni cunoscute. Cel mai mare dintre ele este Titan, mai mare decât Mercur. Acesta este singurul satelit al planetei care are atmosferă (precum și corpuri de apă și ploaie, deși nu din apă, ci din hidrocarburi); și singurul satelit al planetei (fără a număra Luna) pe care s-a efectuat o aterizare blândă. Când am studiat planetele din jurul altor stele, s-a dovedit că Jupiter și Saturn aparțin clasei de planete numite „" Ceea ce au în comun este că sunt bile de gaz cu o masă și un volum semnificativ mai mari decât cele ale Pământului, dar cu o densitate medie scăzută. Ele nu au o suprafață solidă și constau din gaz, a cărui densitate crește pe măsură ce se apropie de centrul planetei, poate, în adâncurile lor, hidrogenul este comprimat într-o stare metalică;

Dimensiuni comparative ale planetelor gigantice cu planetele terestre și planetele pitice

Următoarele două planete gigantice - Uranus și Neptun - aparțin clasei de planete numite " Neptun" Ca mărime, masă și densitate, ele ocupă o poziție intermediară între „Jupiteri” și planetele terestre. Rămâne întrebarea dacă au o suprafață solidă (cel mai probabil din apă gheață) sau dacă sunt bile de gaz precum Jupiter și Saturn.

UranusCu o masă de 14 ori mai mare decât cea a Pământului, este cea mai ușoară dintre planetele exterioare. Ceea ce îl face unic printre alte planete este că se rotește „întins pe o parte”: înclinarea axei sale de rotație față de planul ecliptic este de aproximativ 98°. Dacă alte planete pot fi comparate cu blat, atunci Uranus este mai mult ca o minge care se rostogolește. Are un miez mult mai rece decât alți giganți gazosi și radiază foarte puțină căldură în spațiu. În 2014, Uranus are 27 de sateliți cunoscuți; cele mai mari sunt Titania, Oberon, Umbriel, Ariel și Miranda (numite după personajele din operele lui Shakespeare).

Dimensiuni comparative ale Pământului și cei mai mari sateliți ai planetelor

Neptun, deși puțin mai mic ca dimensiune decât Uranus, este mai masiv (17 mase Pământului) și, prin urmare, mai dens. Emite mai multă căldură internă, dar nu la fel de mult ca Jupiter sau Saturn. Neptun are 14 luni cunoscute. Cele două mai mari sunt TritonŞi Nereidă, descoperit folosind telescoape de la sol. Tritonul este activ din punct de vedere geologic, cu gheizere de azot lichid. Lunii rămase au fost descoperite de sonda spațială Voyager 2, care a zburat pe lângă Neptun în 1989.

Pluton- o planetă pitică descoperită în 1930 și până în 2006 a fost considerată o planetă cu drepturi depline. Orbita lui Pluto diferă foarte mult de alte planete, în primul rând, prin faptul că nu se află în planul eclipticii, ci este înclinată către acesta cu 17 grade și, în al doilea rând, dacă orbitele celorlalte planete sunt aproape circulare, atunci Pluto se poate apropia alternativ Soarele se află la o distanță de 29,6 a.

Pluto are o atmosferă slabă, care cade la suprafață sub formă de zăpadă iarna și învăluie din nou planeta vara.

În 1978, un satelit a fost descoperit lângă Pluto, numit Charon. Deoarece centrul de masă al sistemului Pluto-Charon este situat în afara suprafețelor lor, acestea pot fi considerate ca un sistem planetar dublu. Patru luni mai mici - Nix, Hydra, Kerberos și Styx - orbitează în jurul lui Pluto și Charon.

Cu Pluto, s-a repetat situația care s-a întâmplat în 1801 cu Ceres, care la început a fost considerată o planetă separată, dar apoi s-a dovedit a fi doar unul dintre obiectele din centura de asteroizi. În același mod, Pluto s-a dovedit a fi doar unul dintre obiectele „a doua centură de asteroizi”, numită „ centura Kuiper" Doar în cazul lui Pluto, perioada de incertitudine s-a întins pe câteva decenii, timp în care întrebarea a rămas deschisă dacă există a zecea planetă a sistemului solar. Și numai la cotitură XX și XXI de secole, s-a dovedit că există multe „planete a zecea”, iar Pluto este una dintre ele.

Desen animat „expulzarea lui Pluto de pe lista planetelor”

centura Kuiper se întinde între 30 și 55 a. e. de la Soare. Compus în principal din corpuri mici ale Sistemului Solar, dar multe dintre obiectele sale cele mai mari, cum ar fi Quaoar, Varuna și Orcus, pot fi reclasificatîn planete pitice după ce le-au clarificat parametrii.

Se estimează că peste 100.000 de obiecte din centura Kuiper au un diametru mai mare de 50 km, dar masa totală a centurii este doar o zecime sau chiar o sutime din masa Pământului. Multe obiecte din centură au mai mulți sateliți, iar majoritatea obiectelor au orbite în afara planului ecliptic. Pe lângă Pluto, printre obiectele Centura Kuiper, statutul de planetă pitică este Haumea (mai mic decât Pluto, are o formă foarte alungită și o perioadă de rotație în jurul axei sale de aproximativ 4 ore; doi sateliți și cel puțin încă opt trans-neptunian obiectele fac parte din familia Haumea; orbita are o înclinare mare față de planul ecliptic - 28°); Makemake (a doua ca luminozitate aparentă în centura Kuiper după Pluto; are un diametru de 50 până la 75% din diametrul lui Pluto, orbita este înclinată cu 29°) și(raza orbitei este în medie de 68 UA, diametrul este de aproximativ 2400 km, adică cu 5% mai mare decât cel al lui Pluto, iar descoperirea ei a dat naștere la controverse cu privire la ceea ce ar trebui să fie numit o planetă). Eris are un satelit - Dysnomia. Ca și Pluto, orbita sa este extrem de alungită, cu un periheliu de 38,2 UA.

e. (distanța aproximativă a lui Pluto de la Soare) și afeliu 97,6 a. e.; iar orbita este puternic înclinată (44,177°) față de planul ecliptic.

Dimensiuni comparative ale obiectelor centurii Kuiper Specific trans-neptunian obiectul este Sedna

, care are o orbită foarte alungită - de la aproximativ 76 UA. e. la periheliu până la 975 a. Adică la afeliu și cu o perioadă orbitală de peste 12 mii de ani. O altă clasă de corpuri mici din Sistemul Solar este

comete , constând în principal din substanțe volatile (gheață). Orbitele lor sunt extrem de excentrice, de obicei cu periheliu în orbitele planetelor interioare și afeliu mult dincolo de Pluto. Pe măsură ce o cometă intră în sistemul solar interior și se apropie de soare, suprafața sa înghețată începe să se evapore și să ionizeze, creând o comă, un nor lung de gaz și praf adesea vizibil de pe Pământ cu ochiul liber. Cea mai cunoscută este Cometa Halley, care revine la Soare la fiecare 75-76 de ani (ultima dată a fost în 1986). Majoritatea cometelor au o perioadă de rotație de câteva mii de ani. Sursa cometelor este

nor Oort . Acesta este un nor sferic de obiecte de gheață (până la un trilion). Distanța estimată până la limitele exterioare ale norului Oort față de Soare este de la 50.000 UA. e. (aproximativ 1 an lumină) până la 100.000 a. e. (1,87 ani lumină).

Întrebarea unde exact se termină sistemul solar și unde începe spațiul interstelar este controversată. Doi factori sunt considerați cheie în determinarea lor: vântul solar și gravitația solară. Limita exterioară a vântului solar este

heliopauza

, în spatele lui vântul solar și materia interstelară se amestecă, dizolvându-se reciproc. Heliopauza este de aproximativ patru ori mai îndepărtată decât Pluto și este considerată începutul mediului interstelar.

Întrebări și sarcini:

1. enumerați planetele sistemului solar. Numiți principalele caracteristici ale fiecăruia dintre ele

5. Cum diferă între ele clasele de planete numite „Pământ”, „Jupiteri” și „Neptuni”?

6. numiți principalele obiecte ale centurii de asteroizi și ale centurii Kuiper. Care dintre ele sunt clasificate drept planete pitice?

7. De ce a încetat Pluto să fie considerat o planetă în 2006?

8. Unii sateliți ai lui Jupiter și Saturn au dimensiuni mai mari decât planeta Mercur. Atunci de ce acești sateliți nu sunt considerați planete?

9. unde se termină sistemul solar?