Слънце

от Уикипедия, свободната енциклопедия

**Слънце**
Обща информация

Средно разстояние до Земята	149,6×10⁶ km
Видима величина (V)	−26,8^m
Абсолютна величина	4,8^m
Орбитални параметри (епоха J2000)
Средно разстояние от центъра на Млечния път	2,5×10¹⁷ km (26 000 светлинни години)
Галактически период	2,26×10⁸ години
Орбитална скорост	217 km/s
Физически характеристики
Диаметър	1,392×10⁶ km (109 земни диаметъра)
Сплеснатост	9×10⁻⁶
Площ	6,09 × 10¹² km² (11 900 земни площи)
Обем	1,41 × 10¹⁸ km³ (1 300 000 земни обема)
Маса	1,9891 × 10³⁰ kg (332 950 земни маси)
Плътност – средна – в центъра на ядрото	1,408 g/cm³ 150 g/cm³
Повърхностна гравитация	273,95 m s^-2 (27,9 G)
Втора космическа скорост	617,54 km/s
Температура – ядро – повърхност – корона	13,6 MK 5780 K 5 MK
Светимост (L_S)	3,827×10²⁶ W
Среден интензитет (I_S)	2,009×10⁷ W m⁻² sr⁻¹
Въртене
Наклон на оста	7,25º (към еклиптиката) 67,23º (към галактическата равнина)
Ректасцензия на северния полюс ¹	286,13º (19 часа 4 минути 31,2 секунди)
Деклинация на северния полюс	63,87º
Екваториален период на въртене	25,3800 дни (25 дни 9 часа 7 минути 12±8 секунди) ¹
Скорост на въртене на екватора	7174 km/h
Фотосферно съдържание
Водород	73,46 %
Хелий	24,85 %
Кислород	0,77 %
Въглерод	0,29 %
Желязо	0,16 %
Неон	0,12 %
Азот	0,09 %
Силиций	0,07 %
Магнезий	0,05 %
Сяра	0,04 %
редактиране

Слънцето е звезда в центъра на нашата Слънчева система. Планетата Земя е разположена в орбита около Слънцето, както и множество други планети, астероиди, комети и космически прах. Главната звезда в една планетарна система бива наричана „слънцето“ на системата (или „слънца“ на системата в случай на повече от една звезда).

[редактиране] Физически характеристики

Слънцето е звезда от главната последователност със спектрален клас G2. Слънцето е по-масивна и по-гореща от повечето звезди, но е далеч по-малка от сините гиганти. Тя се е формирала преди 4,6 милиарда години (според ядрената космохронология); за типична G2 звезда се очаква да съществува в продължение на около 10 милиарда години. Слънцето обикаля около центъра на Млечния път на разстояние от около 25 000 до 28 800 светлинни години, извършвайки една обиколка за около 226 милиона години. Орбиталната скорост на Слънцето е 217 km/s (1/1400 от скоростта на светлината или 1 АЕ за 8 дни).

Слънцето има форма на практически идеална сфера със сплеснатост на полюсите от 9 милионни (главно поради въздействието на Юпитер) — полярният диаметър на Слънцето е по-малък от екваториалния му диаметър с не повече от 10 km. Причина за това е високата продължителност на едно пълно завъртане на Слънцето около остта му — около 27 дни (за сравнение Юпитер се завърта напълно около оста за малко повече от 9 часа).

Слънцето няма ясно изразена повърхност, както например имат земеподобните планети. Плътността на изграждащите го газове намалява експоненциално с отдалечаване от центъра му. Слънчевият радиус се определя като разстоянието от геометричния център на звездата до повърхността на фотосферата.

В самия център на Слънцето плътността достига 150 g/cm³, като това позволява протичането на термоядрени реакции, превръщащи водород в хелий. Около 8,9×10³⁷ протона (водородни ядра) се превръщат в хелий всяка секунда, отделяйки енергия равна на прервъщането на 4,26 милиона тона маса в чиста енергия по закона на Айнщайн $E = m c 2$ . Слънцето отделя енергия равна на 383 йотавата (9,15×10¹⁰ мегатона тротилен експлозив, 4,5 трилиона бомби над Хирошима или 1,6 милиарда Цар бомби в секунда). Тази енергия напуска Слънцето под форма на електромагнитно излъчване, неутринота и в по-малка степен кинетична и топлинна енергия на плазмата съставяща слънчевия вятър, както и магнитна енергия на Слънчевото магнитно поле.

Елементите, изграждащи Слънцето, се намират под формата на плазма, поради изключително високите температури, при които се намират. Слънцето се върти по-бързо на екватора (за около 25 дни), отколкото на полюсите (28 дни), и това е възмножно, понеже то няма твърда повърхност. Дифиренциалното въртене в различните ширини в течение на времето „заплита“ магнитните линии на слънчевото магнитно поле и причинява излизането на магнитни контури над повърхността му, съпроводено с формирането на петна и драматични изригвания на плазма. Изригванията балансират заплетеното магнитно поле и водят до пренареждането на магнитните линии.

В короната плътността достига 10¹¹ елементарни частици на кубичен метър, а за фотосферата — 10²³/m³

Близък план на слънчеви петна

За известно време се е смятало, че броят на регистрираните неутрино, отделени при ядрените реакции в ядрото на Слънцето, са само една трета от теоретично предсказания брой — резултат известен като проблем със слънчевите неутрино. Впоследствие са построени няколко обсерватории за регистрация на неутрино, включително тази в Сюдбъри, с цел точно измерване на броя на неутрино. Скорошни наблюдения показват, че неутрино, отделени от Слънцето, имат маса в покой и е възможно по пътя към Земята да се преобразуват в различни видове по-трудни за регистриране неутрино. По този начин проблемът за „липсващите“ неутрино е решен.

Концентрацията на елементите на повърхността на Слънцето е определена посредством спектрографски изследвания, но за вътрешността на звездата се знае много по-малко.

[редактиране] Изследване на Слънцето

Мисията СОХО (съкратено от английски „Слънчева хелиосферна обсерватория“) е изстреляна съвместно от ЕКА и НАСА на 2 декември 1995 г.

Мисията Генезис на НАСА, изстреляна през 2001 г., има за цел събиране на частици от слънчевия вятър в околоземна орбита и доставянето им обратно на Земята. При връщанетo си през септември 2004 г. спускаемият парашут на апарата не се отваря и той се разбива в пустинята Мохаве в Невада, САЩ. Въпреки това учените са оптимистични, че ще могат да анализират част от частиците, донесени от апарата.

[редактиране] Наблюдаване на Слънцето

При наблюдение на Слънцето са видни следните явления:

слънчеви петна
факули
гранула
слънчеви изригвания

Помогнете с превод на термините

Внимание: НИКОГА не гледайте Слънцето директно. Неговата светлина уврежда ретината и може да причини частична или пълна загуба на зрението.

[редактиране] Съдбата на Слънцето

Слънцето не е достатъчно масивно, за да избухне като свръхнова. Вместо това след още 4 до 5 милиарда години то ще се превърне в червен гигант, изчерпвайки водорода в ядрото си. Тогава то ще започне да преобразува хелий във въглерод и температурата на ядрото му ще нарастне до 3×10⁸ K. Високата температура ще предизвика „раздуване“ на външните конвекционални слоеве на Слънцето, които вероятно ще достигнат чак до орбитата на Земята. Скорошни изследвания обаче показват, че вследствие на интензивната загуба на маса на Слънцето при раздуването Земята ще се премести на по-висока орбита. Плътността на външните слоеве на Слъцето като червен гигант ще е по-малка от сегашната плътност на земната атмосфера, но със значително по-висока температура (около 2000-3000 K). Изчерпвайки хелия в ядрото си, Слънцето ще претърпи термични пулсации — свивания и раздувания с нарастваща амплитуда, при всеки следващ цикъл, губейки част от външните си слоеве, докато накрая се превърне в бяло джудже. За разлика от по-масивните звезди като Сириус и Бетелгейзе, Слънцето не може да преобразува значителни количества въглерод в по-тежки елементи и поради тази причина бялото джудже ще бъде съставено предимно от въглерод.

[редактиране] Нарицания на Слънцето

За древните Слънцето е било божество, даряващо живота. Наричали са го с най-различни имена - египтяните Атон , гърците Хелиос , а римляните Сол . Изследването на Слънцето има огромно значение за Земята и представлява ключ за разбиране особеностите на далечните звезди, които не могат да се наблюдават толкова детайлно.