Ответы на вопросы к экз. (зима 2018-2019) / 1.Состав, строение Солнца. Солнечный ветер и атмосфера Земли

Солнечное ядро является основным двигателем этой звезды. Здесь гравитация и тепло обеспечивают необходимую энергию запускающую процессы ядерного синтеза, который питает Солнце.
nНад ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения водородом и ионами гелия фотонов.
nБлиже к поверхности, лежит слой толщиной примерно 200 000 км (125000 миль), он называется конвективной зоной Солнца. В этой зоне температуры и плотности вещества уже недостаточно для радиационного переноса энергии, вместо этого она использует способ тепловой конвекции, другими словами, она кипит.

Фотосфера - это светонепроницаемая область солнца. В ней свет от солнца, излучаемый в результате взаимодействия электронов с атомами водорода, выбрасывается в атмосферу.

Хромосфера. Хромосфера лежит в непосредственной близости от фотосферы, и почти полностью прозрачна. Температура в хромосфере поднимается медленно, если двигаться от центра наружу; примерно с 4300° К до 8300° К, далее температура резко возрастает.

Корона (лат "crowm ') - тип плазмы, которая окружает Солнце и другие небесные тела. Солнечная корона распространяется на миллионы километров в космос, температура в ней может достигать 2 000 000°К и. В ней берёт своё начало солнечный ветер. Было обнаружено, что корона излучает рентгеновские лучи.

Известно, что солнечная корона излучает намного слабее, чем фотосфера, поэтому невооружённым глазом её можно увидеть только при полном солнечном затмении, когда диск Луны закрывает диск Солнца (левое изображение), или с помощью специального инструмента, называемого коронографом (или коронометром), который искусственно закрывает солнечный диск и поэтому может изобразить зоны, окружающие Солнце.

Солнечный ветер представляет собой поток заряженных частиц (плазмы), высвобождённых в верхней атмосфере Солнца. Он в основном состоит из электронов и протонов обычно с энергиями между 1,5 и 10 кэВ. Плотность, температура и скорость потока частиц варьируется в течение долгого времени и в течение солнечной долготы. Эти частицы могут преодолеть гравитацию Солнца с помощью своей высокой кинетической энергии и высокой температуры короны.

Солнце сформировалось около 4,59 млрд лет назад в результате гравитационного коллапса небольшой части гигантского межзвёздного молекулярного облака, которое состояло в основном из водорода и гелия. Сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Солнцу не хватает массы, чтобы стать сверхновой. Вместо этого оно будет выходить из главной последовательности примерно 5,4 млрд лет, после чего начнёт превращаться в красного гиганта. Подсчитано, что Солнце станет достаточно большим, чтобы поглотить текущие орбиты планет земной группы Солнечной системы, возможно, в том числе и Землю.
После того, как водород из ядра будет исчерпан, что займёт 5,4 миллиардов лет, Солнце расширится до субгиганта и медленно увеличится в размерах приблизительно в два раза примерно за пол миллиарда лет. Оно будет расширяться более быстрыми темпами в течение 500 млн лет, пока не станет в двести раз больше, чем сегодня, и в несколько тысяч раз ярче. Тогда начнётся эволюция по ветви красных гигантов, где Солнце проведёт около миллиарда лет и потеряет около трети своей массы.
После этого у Солнца останется только около 120 миллионов лет активной жизни, но они будут очень насыщенными.
Когда гелий исчерпается, Солнце снова начнёт расширяться, как и тогда, когда в ядре кончился водород, только на этот раз все будет происходить быстрее, а Солнце будет становиться все более и более светлым. Это уже стадия асимптотической ветви гигантов (АВГ), где Солнце попеременно будет сжигать водород во внешней оболочке или гелий во внутренней. После примерно 20 миллионов лет на ранней АВГ, Солнце станет все более нестабильным, быстро потеряет массу и будет испускать тепловые импульсы, которые увеличат размер и светимость на несколько сотен лет каждые 100000 лет или около того. К концу этого этапа продолжительностью около 500 000 лет Солнце будет обладать примерно только половиной его нынешней массы.
После АВГ эволюция еще быстрее. Светимость остаётся примерно постоянной, а температура повышается, выброшенная половина вещества Солнца становится планетарной туманностью , а обнажённое ядро достигает температуры 30 000K. Окончательная температура голого ядра будет более 100,000K, после чего остаток, охлаждаясь, будет эволюционировать в сторону белого карлика. Планетарная туманность рассеется примерно за 10000 лет, а белый карлик будет существовать триллионы лет, прежде чем погаснуть.