Астрономия и Физика

[Sergeevichhhh]

Как использовать закон притяжения, чтоб он работал?

Много разговоров и споров по данному поводу. Возможно ли притянуть желаемое, силой мысли? Я хочу поделиться с вами своим мнением. И рассказать, как правильно использовать закон притяжения, чтоб он работал, и вы смогли притянуть в свою жизнь желаемое.

Что мы знаем о законе притяжения и как нам советуют его использовать? Чаще всего мы слышим о том, что, если вы чего-то хотите, например, красную FARRARI. Вы должны думать об этой красной FARRARI, представлять себя за рулем этой красной FARRARI, и вы её получите. Есть такой аналог научный закон притяжения – это принцип синхронистичности, открытый К.Г. Юнгом. И в целом мы можем сказать, что да. Если у вас нет каких-то глубоких внутренних конфликтов в этой теме – это так и будет. Этот закон сработает.

Но есть очень интересный момент, такая ловушка. Многие клиенты, говорят: я хотела квартиру, хотела, хотела и получила ровно такую как хотела, но с огромным кредитом. Получается, что вот эти наши внутренние конфликты, они проявляются вовне каким-то таким неприятным довеском к желаемому.

Или желая притянуть в свою жизнь любовь, мы ее притягиваем. Но она оказывается не взаимной. Почему так получается и что с этим делать?

Что бы этого не было важно концентрироваться на состоянии, а не на внешнем объекте. На том состоянии, которое вы хотите испытывать. Если у вас будет красное FARRARI, какое у вас будет тогда состояние? И необходимо активировать, и развивать именно это состояние внутри. Именно оно и проявиться в вашей жизни самым наилучшими внешними обстоятельствами.

Есть такая поговорка: «мечтайте аккуратней, мечтам свойственно сбываться». Это и вправду так. Важно понимать, что мы притягиваем в свою жизнь не конкретный объект, а то, что нам поможет испытать желаемое состояние. Это и есть золотой ключик к исполнению желаемого.

Если вы хотите, что б закон притяжения начал работать, воспользуйтесь вышесказанным.

Подойдите к этому вопросу серьезно.

Направьте всё своё внимание на желаемое состояние, а не внешний объект. Представляйте, то, как вы себя будете чувствовать; какие вы будете испытывать ощущения, эмоции. В целом какое состояние для вас желаемое. Постарайтесь, чтоб с каждым разом ваше состояние становилось для вас понятнее и более насыщенное. Ваша главная задача – создать пространство в вашем сознании для желаемого состояния. Все остальное сделает закон притяжения. Когда в вашем сознании будет жить четкий образ желаемого состояния, внешние обстоятельства начнут предоставлять вам возможности. Дальше дело за вами, принимайте эти возможности и получайте желаемое состояние.

 

[Sergeevichhhh]

Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: lmax = 0,29/T. Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67ґ10–8T 4.

 

[Sergeevichhhh]

Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M - m) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

 

[Sergeevichhhh]

Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T – 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.

 

[Sergeevichhhh]

Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера, подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.
Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.

[td]ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ[/td] [td]Спектральный класс[/td][td]Эффективная температура, К[/td][td]Цвет[/td] [td]O[/td][td]26000–35000[/td][td]Голубой[/td] [td]В[/td][td]12000–25000[/td][td]Бело-голубой[/td] [td]А[/td][td]8000–11000[/td][td]Белый[/td] [td]F[/td][td]6200–7900[/td][td]Желто-белый[/td] [td]G[/td][td]5000–6100[/td][td]Желтый[/td] [td]К[/td][td]3500–4900[/td][td]Оранжевый[/td] [td]М[/td][td]2600–3400[/td][td]Красный
[/td]

 

[Sergeevichhhh]

В 1905–1913 Э.Герцшпрунг в Дании и Г.Рессел в США независимо нашли эмпирическую связь между температурой (спектральным классом) и светимостью звезд. Они обнаружили, что большинство звезд лежит вдоль широкой полосы на диаграмме температура – светимость. Эта полоса, названная «главной последовательностью», проходит от верхнего левого угла диаграммы, где находятся горячие и яркие О и В звезды, к правому нижнему углу, населенному холодными и тусклыми К и М карликами.

Открытие главной последовательности стало сюрпризом: было неясно, почему звезды с определенной температурой поверхности не могут иметь какой угодно размер, а следовательно и светимость. Оказалось, что радиус звезды и температура ее поверхности связаны друг с другом.

На диаграмме Герцшпрунга – Рессела обнаружилась и вторая последовательность – ветвь гигантов, широкой полосой отходящая от середины главной последовательности (класс G, абсолютная звездная величина +1) почти перпендикулярно ей в сторону верхнего правого угла диаграммы (класс М, абсолютная величина -1). На ветви гигантов лежат звезды большого размера и довольно высокой светимости, в отличие от карликов, населяющих главную последовательность. Они разделены «провалом Герцшпрунга».



В нижнем левом углу диаграммы расположились белые карлики – необычные звезды с высокой температурой поверхности, но низкой светимостью, что указывает на их очень маленький размер. В этих остатках эволюции нормальных звезд уже не происходит термоядерных реакций, и они медленно остывают.

Спустя несколько десятилетий после открытия Герцшпрунга и Рессела выяснилось, что у разных групп звезд диаграммы температура– светимость существенно различаются. Особенно ясно это прослеживается при сравнении звездных скоплений, в каждом из которых все звезды имеют одинаковый возраст. Диаграммы рассеянных скоплений, таких, как Гиады и Плеяды, в целом похожи на диаграмму околосолнечных звезд и резко отличаются от диаграмм шаровых скоплений, таких, как большое скопление в Геркулесе, где яркая часть главной последовательности отсутствует, а нижняя ее часть смыкается с ветвью гигантов, круто уходящей вверх, в область больших светимостей. Такие диаграммы оказались характерными для звезд Населения II, а диаграммы рассеянных скоплений типичны для звезд Населения I. Таким образом, диаграмма Герцшпрунга – Рессела служит важным инструментом для выяснения эволюционного статуса звездных населений.

 

[Sergeevichhhh]

Известны три различных типа звездных группировок: звездные ассоциации, шаровые скопления и рассеянные скопления (иногда их называют «открытыми» или «галактическими»). Звездные скопления очень ценны для астрофизики, поскольку это группы звезд, одинаково удаленных от нас и сформировавшихся одновременно из вещества одного облака. Звезды в пределах одного скопления различаются лишь исходной массой, что значительно облегчает изучение их эволюции.

 

[Sergeevichhhh]

Это относительно разреженные группировки звезд, разлетающихся от общего центра, где они, вероятно, родились. Если проследить их траектории обратно, то оказывается, что они «тронулись в путь» всего около миллиона лет назад – совсем недавно по звездным масштабам. Ассоциации расположены в спиральных рукавах Галактики, там же, где сконцентрировано межзвездное вещество, из которого формируются звезды. Известно менее ста ассоциаций, и все они состоят из молодых, ярких и массивных звезд в основном спектральных классов О и В. Звезды меньшей массы в ассоциациях тоже есть, но их сложнее распознать. Когда через несколько миллионов лет эволюция О и В звезд закончится, заметить на небе ныне известные ассоциации станет невозможно. Все говорит о том, что ассоциации – короткоживущие образования. Возможно, большая часть звезд в Галактике родилась именно в составе ассоциаций.

 

[Sergeevichhhh]

Рассеянные скопления.​

Замечательными представителями звездных скоплений более высокого порядка служат Плеяды, Гиады и Ясли. Если в ассоциациях наблюдается обычно не более 100 звезд, то в рассеянных скоплениях – порядка 1000. Более плотно упакованные, они могут значительно дольше противостоять разрушающему гравитационному влиянию Галактики; например, возраст скопления Плеяды, определенный по виду его диаграммы Герцшпрунга – Рессела, ок. 50 млн. лет. Еще более плотные скопления могут сохраняться сотни миллионов лет; одно из старейших рассеянных скоплений М 67 является и наиболее плотным из них. Известно более 1000 рассеянных скоплений, однако еще многие тысячи их наверняка скрываются в удаленных областях Галактики.

Шаровые скопления.​

Эти скопления во многих отношениях отличаются от рассеянных скоплений и ассоциаций. До сих пор обнаружено около 150 шаровые скоплений и, похоже, это почти все, что есть в Галактике. Не заметить их трудно: при диаметре от 40 до 900 св. лет они содержат от 10 000 до нескольких миллионов звезд. Такие «монстры» видны на больших расстояниях. К тому же они не скрываются в запыленном диске Галактики, а заполняют весь ее объем, концентрируясь к галактическому ядру.

Фотографии шаровых скоплений, таких, как М 13 в созвездии Геркулеса, представляют впечатляющее зрелище. В центре скопления звезды кажутся слившимися в единое месиво, хотя в действительности расстояния между ними не так уж малы и столкновения звезд практически не происходят. Каждая из звезд движется по орбите вокруг центра скопления, а оно само движется по орбите вокруг центра Галактики.

Благодаря своей большой массе и плотности шаровые скопления очень устойчивы; они почти без изменений существуют миллиарды лет. Их звезды родились в эпоху формирования Галактики; они содержат мало тяжелых элементов и относятся к Населению II. В нашу эпоху такие звезды уже не формируются.

 

[Sergeevichhhh]

Когда теория Эйнштейна возвестила об эквивалентности массы (m) и энергии (E), связанных соотношением E = mc2, где c – скорость света, стало ясно, что для поддержания излучения Солнца с мощностью 4ґ1026 Вт необходимо ежесекундно превращать в излучение 4,5 млн. т его массы. По земным меркам эта величина выглядит большой, но для Солнца, имеющего массу 2ґ1027 т, такая потеря остается незаметной в течение миллиардов лет.
Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.

[TR]
[td]Углерод-12[/td][td]+[/td][td]протон[/td][td]®[/td][td]азот-13[/td][td]+[/td][td]гамма-лучи[/td]
[/TR]
[TR]
[td]азот-13[/td][td]®[/td][td]углерод-13[/td][td]+[/td][td]позитрон[/td][td]+[/td][td]нейтрино[/td]
[/TR]
[TR]
[td]углерод-13[/td][td]+[/td][td]протон[/td][td]®[/td][td]азот-14[/td][td]+[/td][td]гамма-лучи[/td]
[/TR]
[TR]
[td]азот-14[/td][td]+[/td][td]протон[/td][td]®[/td][td]кислород-15[/td][td]+[/td][td]гамма-лучи[/td]
[/TR]
[TR]
[td]кислород-15[/td][td]®[/td][td]азот-15[/td][td]+[/td][td]позитрон[/td][td]+[/td][td]гамма-лучи[/td]
[/TR]
[TR]
[td]азот-15[/td][td]+[/td][td]протон[/td][td]®[/td][td]углерод-12[/td][td]+[/td][td]гелий-4[/td]
[/TR]

Выраженные в атомных единицах, массы ядер водорода и гелия составляют соответственно 1,00813 и 4,00389. Четыре водородных ядра (т.е. протона) имеют массу 4,03252 и, следовательно, на 0,02863 а.е., или на 0,7% превосходят массу ядра гелия. Эта разница превращается в энергичные гамма-кванты, которые, много раз поглощаясь и излучаясь, постепенно просачиваются к поверхности звезды и покидают ее в виде света. Похожие трансформации вещества происходят и в протон-протонной реакции:

[TR]
[td]протон[/td][td]+[/td][td]протон[/td][td]®[/td][td]дейтрон[/td][td]+[/td][td]позитрон + нейтрино[/td]
[/TR]
[TR]
[td]дейтрон[/td][td]+[/td][td]протон[/td][td]®[/td][td]гелий-3[/td][td]+[/td][td]гамма-лучи[/td]
[/TR]
[TR]
[td]гелий-3[/td][td]+[/td][td]гелий-3[/td][td]®[/td][td]гелий-4[/td][td]+[/td][td]2 протона[/td]
[/TR]

В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.
Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.
Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.

 

[Sergeevichhhh]

Может показаться, что невозможно узнать что-либо о внутреннем строении звезд. Не только далекие звезды, но и наше Солнце кажется абсолютно недоступным для изучения его недр. Тем не менее о строении звезд мы знаем не меньше, чем о строении Земли. Дело в том, что звезды – это газовые шары, в большинстве своем – стабильные, не испытывающие ни коллапса, ни расширения. Поэтому на любой глубине давление газа равно весу вышележащих слоев, а поток излучения пропорционален перепаду температуры от внутренних горячих к наружным холодным слоям. Этих условий, сформулированных в виде математических уравнений, достаточно, чтобы на основе законов поведения газа рассчитать структуру звезды, т.е. изменение давления, температуры и плотности с глубиной. При этом из наблюдений нужно знать только массу, радиус, светимость и химический состав звезды, чтобы теоретически определить ее структуру. Расчеты показывают, что в центре Солнца температура достигает 16 млн. К, плотность 160 г/см3, а давление 400 млрд. атм.

Звезда является природной саморегулирующейся системой. Если по какой-то причине мощность энерговыделения в ядре звезды не сможет компенсировать излучение энергии с поверхности, то звезда не сможет противостоять гравитации: она начнет сжиматься, от этого повысится температура в ее ядре и возрастет интенсивность ядерных реакций – таким образом баланс энергии будет восстановлен.

 

[Sergeevichhhh]

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и ее быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Размер атмосферы звезды увеличивается еще больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звездного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от ее исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик, нейтронная звезда (пульсар) или черная дыра.

Подавляющее большинство звезд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится темной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

 

[Sergeevichhhh]

У звезд более массивных, чем предшественники нейтронных звезд, ядра испытывают полный гравитационной коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут ее покинуть, – объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют черными дырами.

Если предшественник черной дыры был членом затменной двойной системы, то и черная дыра будет продолжать обращаться вокруг соседней нормальной звезды. Про этом газ из атмосферы звезды может попадать в окрестность черной дыры и падать на нее. Но прежде чем исчезнуть в области невидимости (под горизонтом событий), он разогреется до высокой температуры и станет источником рентгеновского излучения, которое можно наблюдать с помощью специальных телескопов. Когда нормальная звезда заслоняет черную дыру, рентгеновское излучение должно пропадать.

Несколько затменных двойных с рентгеновскими источниками уже обнаружено; в них подозревают наличие черных дыр. Пример такой системы – объект Лебедь X-1. Спектральный анализ показал, что орбитальный период этой системы 5,6 сут, и с таким же периодом происходят рентгеновские затмения. Почти нет сомнений, что там находится черная дыра.

 

[Sergeevichhhh]

Если отвлечься от некоторых катастрофических эпизодов в жизни звезд, то человеческая жизнь слишком коротка, чтобы заметить эволюционные изменения каждой конкретной звезды. Поэтому об эволюции звезд судят так же, как о росте деревьев в лесу, т.е. одновременно наблюдая множество экземпляров, находящихся в данный момент на разных стадиях эволюции.

Скорость и картина эволюции звезды почти полностью определяются ее массой; некоторое влияние оказывает и химический состав. Звезда может быть физически молодой, но уже эволюционно состарившейся в таком же смысле, как месячный мышонок старше годовалого слоненка. Дело в том, что интенсивность выделения энергии (светимость) звезд очень быстро возрастает с ростом их массы. Поэтому более массивные звезды гораздо быстрее сжигают свое горючее, чем маломассивные.

Яркие массивные звезды верхней части главной последовательности (спектральные классы О, В и А) живут значительно меньше, чем звезды типа Солнца и еще менее массивные члены нижней части главной последовательности. Поэтому родившиеся одновременно с Солнцем звезды классов О, В и А уже давно закончили свою эволюцию, а те, что наблюдаются сейчас (например, в созвездии Ориона), должны были родиться относительно недавно.

В окрестности Солнца встречаются звезды различного физического и эволюционного возраста. Однако в каждом звездном скоплении все его члены имеют практически одинаковый физический возраст. Изучая самые молодые скопления с возрастом ок. 1 млн. лет, мы видим все его звезды на главной последовательности, а некоторые еще только приближающимися к ней. В более старых скоплениях наиболее яркие звезды уже покинули главную последовательность и стали красными гигантами. У наиболее старых скоплений осталась лишь нижняя часть главной последовательности, но зато богато населены звездами ветвь гигантов и следующая за ней горизонтальная ветвь.

Если сравнить между собой диаграммы Герцшпрунга – Рессела различных рассеянных скоплений, то можно легко понять, какое из них старше. Об этом судят по положению точки обрыва главной последовательности, отмечающей вершину ее сохранившейся нижней части. У двойного скопления h и c Персея эта точка лежит значительно выше, чем у скоплений Плеяды и Гиады, следовательно, оно намного моложе их.

Диаграммы Герцшпрунга – Рессела шаровых скоплений указывают на их очень большой возраст, близкий к возрасту самой Галактики. Эти скопления состоят из звезд, сформировавшихся в ту далекую эпоху, когда вещество Галактики почти не содержало тяжелых элементов. Поэтому их эволюция протекает не совсем так, как у современных звезд, хотя в целом соответствует ей.

В заключение укажем, что возраст Солнца около 5 млрд. лет, и в настоящее время оно находится в середине своего эволюционного пути. Но если бы исходная масса Солнца была всего вдвое выше, то его эволюция уже давно закончилась бы, и жизнь на Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека

 

[Sergeevichhhh]

Теоретические исследования прошлого столетия, подтверждены экспериментальными данными последних десятилетий. Они показали, что внутренние (нами непосредственно не наблюдаемые) слои Солнца в целом состоят из трех основных частей, примерно одинаковых по глубине: 1) центральная часть (ядро), в котором максимального значения достигают температура, давление и плотность вещества, сжатого гравитацией и постоянно подогреваемого энергией термоядерных реакций; 2) лучистая зона, в которой энергия переносится наружу только излучением отдельных атомов, постоянно поглощающих и переизлучающих ее по всем направлениям; 3) конвективная зона (внешняя треть радиуса), в которой из-за быстрого охлаждения самых верхних слоев энергия переносится самим веществом. Это напоминает процесс кипения жидкости, подогреваемой снизу. Внешние, наблюдаемые слои Солнца называются его атмосферой. Их излучение, хотя и частично, непосредственно достигает наблюдателя. Солнечная атмосфера, в свою очередь, также состоит из трех основных слоев. Самый глубокий из них называется фотосферой (сфера света). Она очень тонка, всего несколько тысячных долей радиуса Солнца. Тем не менее, из этого тонкого слоя исходит почти вся энергия, излучаемая Солнцем. Фотосферу часто неправомерно называют «поверхностью Солнца», хотя у газообразного шарообразного тела поверхности нет и не может быть. Условились под радиусом Солнца понимать расстояние от центра до слоя с минимальным значением температуры.

СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ
Во внешних слоях фотосферы температура достигает минимального для всего Солнца – значения около 4200 К. При такой температуре только один из 10 000 атомов водорода ионизован. Вместе с тем во столько же раз меньше количество атомов тех элементов, которые легко ионизуются, отдавая хотя бы один электрон (в основном, это металлы). Поэтому в целом вещество фотосферы даже в области температурного минимума продолжает оставаться сильно ионизованной горячей плазмой. Выше этого слоя температура быстро возрастает, усиливается ионизация водорода и других элементов и начинается следующая важная часть атмосферы – хромосфера (сфера цвета). Там, где температура увеличится почти до миллиона кельвинов, хромосфера переходит в солнечную корону – горячую высокоионизованную плазму, расширяющуюся в межпланетное пространство в виде так называемого солнечного ветра – потока заряженных частиц (плазмы), увлекающего с собой силовые линии солнечных магнитных полей и «обдувающего» земную магнитосферу.

Не защитив тщательно глаза, смотреть на Солнце нельзя! Можно осторожно взглянуть на него через очень плотный специальный светофильтр или сильно засвеченную и хорошо проявленную фотоэмульсию. Иногда, если на горизонте видна дымка или легкие облака и Солнце выглядит красным диском, на него можно мельком взглянуть. Солнце выглядит очень резко очерченным диском почти такой же угловой величины, как и круг полной Луны. Вблизи горизонта оно кажется заметно приплюснутым из-за неодинаковой величины рефракции (преломления световых лучей в земной атмосфере). Из-за рефракции все объекты, наблюдаемые на небе, кажутся чуть выше, причем тем сильнее, чем они ближе к горизонту. Поэтому нами воспринимается, что нижний край Солнца поднят выше, чем верхний, и оно кажется сплюснутым. Фактически изображения Солнца мы видим, чуть ли не на каждом шагу! Особенно легко это заметить в летний, солнечный день, проходя по тенистой аллее и наблюдая круги – блики, создаваемые на земле солнечными лучами, проникающими через самые узкие просветы листвы. Эти круги – изображения Солнца, создаваемые малыми отверстиями (как в камере обскура). Одинокий солнечный луч, проникающий сквозь небольшое отверстие в темное помещение, создает на белом экране изображение Солнца, причем тем большее, чем дальше экран отстоит от отверстия. На нем можно даже заметить отдельные детали. Однако лучше всего они видны на экране, установленном после слегка выдвинутого окуляра телескопа. Рассматривая изображение Солнца на экране можно заметить, что у солнечного диска резкий край – лимб. Диск Солнца кажется налитым, подобно капле. От центра к краю яркость солнечного диска уменьшается, почти вдвое у самого лимба. Это следствие очень быстрого уменьшения прозрачности, а также излучательной способности и температуры Солнца в самых наружных его слоях: чем ближе к краю проходит луч зрения, тем более внешние слои солнечной атмосферы он пересекает, и по мере приближения к лимбу солнечный диск кажется темнее. Временами на Солнце видны небольшие темные округлые образования – пятна, которые нередко образуют целые группы солнечных пятен. Вблизи края на диске Солнца можно заметить волокнистые яркие точки и нити, напоминающие кружева и образующие яркие площадки – факелы. При особенно благоприятных атмосферных условиях удается заметить грануляцию – зернистую структуру на всем диске, состоящую из мелких ярких гранул, разделенных более темными промежутками.

 

[Sergeevichhhh]

По своим размерам Солнце относится к типичным звездам-карликам спектрального класса G2 диаграммы Герцшпрунга - Рассела. Это означает, что солнечный свет, который мы привыкли воспринимать как белый, на самом деле слегка желтоватый. Солнце удалено от Земли в среднем на расстояние 149 597 870 км. Поскольку это расстояние – важнейший масштаб в Солнечной системе, его принимают в качестве одной из основных единиц измерения расстояний в астрономии и называют астрономической единицей (а.е.). Солнце – центральное тело нашей Солнечной системы и в нем сконцентрировано более 99,86% всей ее массы. Полагают, что планеты и Солнце возникли 4–5 млрд. лет назад из гигантской газопылевой туманности. При этом Солнце вобрало в себя наибольшую часть массы, которая в настоящее время составляет около 2·1027 тонн, что в 333 тысячи раз больше массы Земли и в 743 раза превышает массу всех планет, вместе взятых. Зная расстояние до Солнца и видимый его угловой радиус, легко определить, что оно в 109 раз больше Земли, и его радиус достигает 696 тысяч километров. Следовательно, объем Солнца более, чем в 1 300 000 раз превышает земной, а потому средняя плотность оказывается почти в 4 раза меньше земной и составляет около 1,4 г/см3\up12 (или 1410 кг/м3\up12 ). По земным меркам светимость Солнца колоссальна и достигает 3,85·1023 кВт. Даже ничтожная доля этой энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиардная) по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем могут выработать все электростанции мира. Энергия солнечных лучей, падающих на перпендикулярную к ним площадку в 1 квадратный метр на Земле, могла бы заставить работать двигатель мощностью 1,4 кВт, а 1 м2 атмосферы Солнца излучает энергию с мощностью 60 МВт (мегаватт). Солнце излучает так же, как и абсолютно черное тело с температурой около 6000 кельвинов (точнее 5770 К).

 

[Sergeevichhhh]

В таблице 1 приведены значения основных параметров Солнца.

[TR]
[td]Таблица 1. ЗНАЧЕНИЯ ОСНОВНЫХ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЦА[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Расстояние от Земли[/td][td]наибольшее[/td][td]152,1·106 км[/td]
[/TR]
[TR]
[td]среднее[/td][td]149,6·106 км[/td]
[/TR]
[TR]
[td]наименьшее[/td][td]147,1·106 км[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Диаметр угловой[/td][td]январь[/td][td]32¢35²[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Июль[/td][td]31¢31²[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Радиус угловой[/td][td](средний)[/td][td]959,6²[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Радиус линейный[/td][td] [/td][td]696 000 км[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Масса[/td][td] [/td][td]1,99·1030 кг[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Средняя плотность[/td][td] [/td][td]1,41 г/см2[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Светимость[/td][td] [/td][td]3,85·1026 Вт[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Температура по излучению[/td][td]Эффективная[/td][td]5770 К[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Температура[/td][td]в центре[/td][td]15 000 000 К[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Спектральный класс[/td][td] [/td][td]G2,V[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Возраст[/td][td] [/td][td]Около 4,6·109 лет[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Доля массы Не в начале эволюции[/td][td]0,27[/td]
[/TR]

 

[Sergeevichhhh]

Наблюдаемые слои Солнца вращаются вокруг некоторой оси, немного отклоняющейся от нормали к плоскости эклиптики (на угол 7°15ў). Вращение происходит не как у твердого тела: его период относительно земного наблюдателя (т.е. синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов. Поэтому скорость вращения наружных слоев Солнца зависит от углового расстояния от экватора (гелиографической широты). На экваторе линейная скорость вращения составляет около 2 км/с. Такой характер вращения Солнца сохраняется вглубь на протяжении около 200 000 км, что установлено на основании исследования частот звуковых волн, которыми буквально пронизано все Солнце. Более детальный анализ позволил выявить неоднородности вращения солнечного вещества, как если бы в нем, помимо общего вращения, происходили крутильные колебания отдельных слоев. Однако глубже 200 000 км вращение становится более однородным, и основная масса Солнца вращается почти однородно, подобно твердому телу.

 

[Sergeevichhhh]

Солнечный свет, разложенный на составные цвета, называется его спектром. Впервые в лаборатории спектр Солнца наблюдал Ньютон. Пропустив тонкий солнечный луч через призму, он увидел красочную полоску и так назвал новое явление (spectrum по латыни привидение). Однако в природе спектр Солнца часто наблюдается в виде радуги в дождливую погоду. Ее возникновение аналогично тому, что происходит в любом спектральном физическом приборе (например, спектрографе, предназначенном для фотографирования спектров). В приборе белый свет проходит через узкую щель, а затем через стеклянную призму или дифракционную решетку, которые разлагают свет на лучи всевозможных цветов в виде многоцветной полоски, состоящей из ряда цветных изображений щели. Полоска, соответствующая длине каждой световой волны, излучаемой источником, оказывается строго на своем месте (аналогично клавишам рояля). Свет может разлагаться так называемой дифракционной решеткой – зеркалом, на которое нанесены частые тончайшие штрихи, разделяющие его на очень большое число узеньких продолговатых зеркалец. На каждом из них свет рассеивается по всем направлениям (дифрагирует). В каком-либо одном направлении лучи складываются (интерферируют) так, что усиливается свет только строго одного цвета (монохроматический), а все остальные цвета – гасятся. В случае естественной радуги происходит то же самое, но роль решетки выполняют струи из капелек воды. Солнечные спектрографы, длина которых достигает десятка и более метров, создают полосу спектра, одна только видимая часть которого достигает многих метров. Самая замечательная особенность солнечного спектра – десятки тысяч узких темных полосок, многие из которых впервые описал в 1814 немецкий физик Йозеф Фраунгофер. Впоследствии эти темные линии поглощения стали называть фраунгоферовыми. Спектральные линии – как бы буквы огромной книги, по которой астрофизики могут узнать очень многое о солнечных газах в тех местах, где их пересекла щель спектрального аппарата. Каждая спектральная линия испускается атомом или ионом какого-либо определенного химического элемента, обладающим определенной энергией возбуждения. Если бы излучающие атомы были в небольшом количестве изолированы от остальной части солнечного вещества, подобно атомам неона в рекламной трубке, то в спектральном приборе мы увидели бы в излучении только одну (или несколько) ярких спектральных линий. Все атомы способны излучать свет и вне спектральных линий (непрерывный спектр). Однако в линиях, как правило, газ менее прозрачен и видны внешние слои атмосферы, расположенные выше слоев, наблюдаемых в непрерывном спектре. Если в атмосфере наружу температура убывает, то на фоне более яркого непрерывного спектра линии кажутся темными. Каждая спектральная линия несет в себе информацию о физических свойствах и движении излучающего ее вещества. Если она смещена в синюю часть спектра от своего нормального положения, то, согласно эффекту Доплера, – газ приближается к нам, если в красную – то удаляется от нас. Ширина и форма спектральной линии связаны с количеством излучающих и поглощающих атомов, скоростью их движения и температурой газа. Если газ находится в магнитном поле, линия расщепляется на две или три составляющие, которые в сильном магнитном поле видны раздельно.

 

[Sergeevichhhh]

Сначала Солнце наблюдали в обычные рефракторы, ограничивая мощность попадающего в объектив света. Как правило, для наблюдений Солнца используют длиннофокусные сферические зеркала или линзовые объективы для получения большого диаметра изображения, вплоть до целого метра! При этом длина телескопа должна достигать сотни метров. Такой инструмент трудно наводить на Солнце и невозможно оснастить громоздкой дополнительной аппаратурой. Поэтому крупные солнечные телескопы делают неподвижными, освещая их солнечными лучами при помощи специальных вращающихся зеркал – целостатов. Для получения неподвижного изображения Солнца целостатное зеркало вращается вокруг оси, параллельной оси вращения Земли (оси мира), при помощи специального часового механизма. Если скорость этого вращения вдвое медленнее, чем у Земли, то солнечный луч всегда будет отражаться от целостатного зеркала в одном и том же направлении. При помощи второго (дополнительного) целостатного зеркала наблюдатель освещает солнечными лучами различные приборы, регистрирующие изображение Солнца и анализирующие его излучение. Джордж Хейл впервые использовал целостат для создания горизонтального солнечного телескопа, часто используемого в экспедиционных условиях. Современные большие солнечные телескопы строят в виде башни, на которой сверху устанавливают целостатные зеркала. Такие инструменты снабжены множеством дополнительных приборов, позволяющих регистрировать и анализировать излучения Солнца в различных точках его изображения. Основной инструмент – большой спектрограф, не уступающий по своим свойствам лучшим приборам современных физических лабораторий. Общая длина видимого спектра Солнца в таком приборе достигает десятка метров. Для исследования из него выбирается одна или несколько узких областей (спектральных линий), которые затем измеряются фотографическими или фотоэлектрическими методами.

 

[Sergeevichhhh]

В 1800 французский ученый Пьер Жансен и англичанин Локьер, наблюдая полное затмение Солнца, заметили, что когда затмение кончилось, протуберанцы на краю Солнца продолжали наблюдаться в спектроскоп. Используя этот опыт, американский астроном Хейл в 1889 изобрел спектрогелиограф. Чтобы получить изображение Солнца в свете некоторой спектральной линии, одновременно перемещают изображение Солнца перед щелью спектрографа и синхронно с ним кассету с фотопластинкой перед изображением спектра. В результате получается построчная развертка изображения большой области на Солнце, как на экране телевизора. В настоящее время разработаны специальные светофильтры, позволяющие получить изображение Солнца в одной какой-либо спектральной линии. Например, фильтр DayStar, (рассчитанный на пропускание красной спектральной линии водорода 0,6563 мкм) доступен даже любителям астрономии.