Słońce jest najbliższą nam gwiazdą w naszej galaktyce. Korona słoneczna nad USA powie o „dobrobycie” gwiazdy.Przechodzenie gwiazd przez koronę słoneczną.

Nie jestem fanem fal grawitacyjnych. Najwyraźniej jest to kolejna z przewidywań Ogólnej Teorii Względności.

Pierwsza przepowiednia ogólnej teorii względności dotycząca krzywizny przestrzeni przez ciało grawitacyjne została odkryta w 1919 roku podczas odchylania promieni świetlnych od odległych gwiazd, gdy światło przechodziło w pobliżu Słońca.

Ale takie odchylenie promieni świetlnych tłumaczy się zwykłym załamaniem promieni świetlnych w przezroczystej atmosferze Słońca. I nie ma potrzeby zaginania przestrzeni. Ziemia czasami „zakrzywia” przestrzeń - miraże.

Fale grawitacyjne najwyraźniej pochodzą z tej samej serii odkryć. Ale jakie perspektywy otwierają się przed ludzkością, nawet teleportacja.

Einstein wprowadził już do swojej teorii korektę antygrawitacyjną, czyli człon lambda, ale potem zmienił zdanie i uznał ten człon lambda za jeden ze swoich największych błędów. I jakie perspektywy otworzyłyby się dzięki tej antygrawitacji. Włożyłem tego lambdę do plecaka i...

P.S. Geofizycy już dawno odkryli fale grawitacyjne. Dokonując obserwacji za pomocą grawimetrów, czasami wykrywamy fale grawitacyjne. Grawimetr w tym samym miejscu nagle pokazuje wzrost lub spadek grawitacji. Te trzęsienia ziemi wzbudzają fale „grawitacyjne”. I nie ma potrzeby szukać tych fal w odległym Wszechświecie.

Opinie

Michaił, wstyd mi za ciebie i za tych, którzy się z tobą zgadzają. Połowa z nich jest słaba z gramatyki, a prawdopodobnie jeszcze bardziej z fizyki.
A teraz – do rzeczy. Pisk twoich wspólników, że podczas pomiaru fal grawitacyjnych zostaną wykryte całkowicie ziemskie wpływy, a nie w ogóle sygnał grawitacyjny, są bezpodstawne. Po pierwsze, sygnał jest przeszukiwany na bardzo określonych częstotliwościach; po drugie, bardzo określony kształt; po trzecie, detekcja odbywa się nie przez jeden interferometr, ale co najmniej dwa, oddalone od siebie o setki kilometrów, i pod uwagę brane są tylko sygnały, które pojawiają się jednocześnie w obu urządzeniach. Możesz jednak samodzielnie wyszukać w Google technologię tej kwestii. A może łatwiej jest Ci siedzieć i mamrotać, nie próbując zrozumieć?
Dlaczego nagle zacząłeś mówić o jakiejś teleportacji w związku z falami grawitacyjnymi? Kto obiecał ci teleportację? Einsteina?
Przejdźmy dalej. Porozmawiajmy o załamaniu światła w atmosferze słonecznej.
Zależność współczynnika załamania gazów od temperatury i ciśnienia można przedstawić w postaci n=1+AP/T (równanie 3 w http://www.studfiles.ru/preview/711013/) Tutaj P to ciśnienie, T jest temperaturą, A jest stałe. Dla wodoru w temperaturze 300 K i pod ciśnieniem 1 atm. (tj. 100 tysięcy paskali) współczynnik załamania światła wynosi 1,000132. To pozwala nam znaleźć stałą A:
AP/T =0,000132, A=0,000132*T/P=0,000132*293/100000 = 3,8*10^-6
W chromosferze słońca temperatura sięga 20 000 stopni, a stężenie gazu wynosi 10^-12 g/cm3. - tj. 10^-6 g/m3 Obliczmy ciśnienie, korzystając z równania Clapeyrona-Mendelejewa dla mola gazu: PV=RT. Najpierw obliczmy objętość, zakładając, że gazem jest wodór o masie molowej 1 (ponieważ w tej temperaturze gaz jest całkowicie atomowy). Rachunek jest prosty: 10^-6 g zajmuje objętość 1 metra sześciennego, a 1 g – 10^6 metrów sześciennych. Stąd obliczamy ciśnienie: P=RT/V= 8,3*20000/10^6=0,166 Pa. Wcale nie gruby!
Teraz możemy obliczyć współczynnik załamania światła chromosfery słonecznej:
n=1+3,8*10^-6*0,166 /(2*10^4)=1+0,315*10^-10, tj. wyraz po jedynce jest mniejszy niż wodór w normalnych warunkach o (1,32^-4/0,315*10^-10)=4,2*10^6 razy. Cztery miliony razy - i to w chromosferze!
Pomiaru odchylenia dokonano nie w chromosferze, przylegającej do samej powierzchni Słońca, jego fotosferze, ale w jego koronie - tam jednak temperatura wynosi już miliony stopni, a ciśnienie wciąż setki razy mniejsze, tj. drugi termin zmniejszy się o co najmniej cztery kolejne rzędy wielkości! Żaden instrument nie jest w stanie wykryć załamania światła w koronie słonecznej!
Użyj trochę głowy.

„Czy odległości między ciałami mierzy się w jednostkach kątowych? To coś nowego. No cóż, powiedz mi, ile jednostek kątowych jest między Ziemią a Księżycem, to będzie bardzo interesujące. Kłamaliście, panowie. Kontynuujcie wzajemne zaspokojenie ten sam duch. Jesteście intelektualnymi masturbatorami i wasza płodność jest taka sama jak masturbatorów.

Znowu błędnie interpretujesz! Mówiłem już, że rozmiary ciał niebieskich i odległości między nimi na niebie mierzone są w jednostkach kątowych. Wyszukaj „Rozmiar kątowy Słońca i Ziemi”. Ich rozmiar jest w przybliżeniu taki sam - 0,5 stopnia kątowego, co jest szczególnie zauważalne podczas całkowitych zaćmień Słońca.
Tyle, że baran jest sto razy mądrzejszy od wyuczonego barana.

Słońce to ogromna kula gorących gazów, które wytwarzają kolosalną energię i światło oraz umożliwiają życie na Ziemi.

Ten obiekt niebieski jest największym i najbardziej masywnym w Układzie Słonecznym. Odległość od Ziemi do niej wynosi 150 milionów kilometrów. Ciepło i światło słoneczne docierają do nas około ośmiu minut. Odległość ta nazywana jest również ośmioma minutami świetlnymi.

Gwiazda ogrzewająca naszą Ziemię składa się z kilku zewnętrznych warstw, takich jak fotosfera, chromosfera i korona słoneczna. Zewnętrzne warstwy atmosfery słonecznej wytwarzają na powierzchni energię, która wzbija się w górę i ucieka z wnętrza gwiazdy i jest wykrywana jako światło słoneczne.

Składniki zewnętrznej warstwy Słońca

Warstwa, którą widzimy, nazywa się fotosferą lub kulą światła. Fotosferę charakteryzują jasne, wrzące granulki plazmy oraz ciemniejsze, chłodniejsze, które powstają, gdy słoneczne pola magnetyczne przebijają się przez powierzchnię. Plamy pojawiają się i przemieszczają po dysku słonecznym. Obserwując ten ruch, astronomowie doszli do wniosku, że nasza gwiazda obraca się wokół własnej osi. Ponieważ Słońce nie ma stałej podstawy, różne obszary obracają się z różnymi prędkościami. Regiony równikowe zataczają krąg w około 24 dni, podczas gdy rotacja biegunów może zająć ponad 30 dni (aby zakończyć rewolucję).

Czym jest fotosfera?

Fotosfera jest także źródłem płomieni rozciągających się setki tysięcy kilometrów nad powierzchnią Słońca. Rozbłyski słoneczne wytwarzają rozbłyski promieni rentgenowskich, promieniowania ultrafioletowego, promieniowania elektromagnetycznego i fal radiowych. Źródłem promieniowania rentgenowskiego i radiowego jest sama korona słoneczna.

Co to jest chromosfera?

Strefa otaczająca fotosferę, będąca zewnętrzną powłoką Słońca, nazywana jest chromosferą. Wąski obszar oddziela koronę od chromosfery. Temperatury w obszarze przejściowym gwałtownie rosną, od kilku tysięcy stopni w chromosferze do ponad miliona stopni w koronie. Chromosfera emituje czerwonawy blask, jakby powstał w wyniku spalania przegrzanego wodoru. Ale czerwoną obwódkę można zobaczyć tylko podczas zaćmienia. Innym razem światło z chromosfery jest zwykle zbyt słabe, aby można je było zobaczyć na tle jasnej fotosfery. Gęstość plazmy szybko spada i przesuwa się w górę przez obszar przejściowy z chromosfery do korony.

Co to jest korona słoneczna? Opis

Astronomowie niestrudzenie badają tajemnicę korony słonecznej. Jaka ona jest?

To jest atmosfera Słońca, czyli zewnętrzna warstwa. Nazwę tę nadano, ponieważ jej wygląd staje się oczywisty, gdy następuje całkowite zaćmienie słońca. Cząsteczki z korony rozciągają się daleko w przestrzeń kosmiczną i faktycznie docierają do orbity Ziemi. Kształt zależy głównie od pola magnetycznego. Wolne elektrony w ruchu koronowym tworzą wiele różnych struktur. Kształty widoczne w koronie nad plamami słonecznymi mają często kształt podkowy, co dodatkowo potwierdza, że ​​podążają za liniami pola magnetycznego. Długie rozstępy ze szczytu takich „łuków” mogą rozciągać się na odległość równą średnicy Słońca lub większą, tak jakby jakiś proces wyciągał materiał ze szczytu łuków w przestrzeń kosmiczną. Wiąże się to z wiatrem słonecznym wiejącym na zewnątrz przez nasz Układ Słoneczny. Astronomowie nazwali te zjawiska „hełmami wężowymi” ze względu na ich podobieństwo do hełmów z zapiekankami noszonych przez rycerzy i używanych przez niektórych niemieckich żołnierzy przed 1918 rokiem.

Z czego wykonana jest korona?

Materiał, z którego powstaje korona słoneczna, jest niezwykle gorący i składa się z rzadkiej plazmy. Temperatura wewnątrz korony wynosi ponad milion stopni, co jest zaskakująco znacznie wyższe niż temperatura na powierzchni Słońca, która wynosi około 5500 °C. Ciśnienie i gęstość korony są znacznie niższe niż w atmosferze ziemskiej.

Obserwując widzialne widmo korony słonecznej, odkryto jasne linie emisyjne o długościach fal, które nie odpowiadają znanym materiałom. W związku z tym astronomowie zaproponowali istnienie „koronu” jako głównego gazu w koronie. Prawdziwa natura tego zjawiska pozostawała tajemnicą do czasu odkrycia, że ​​gazy koronalne uległy przegrzaniu powyżej 1 000 000 °C. W obecności tak wysokich temperatur dwa dominujące pierwiastki – wodór i hel – zostają całkowicie pozbawione elektronów. Nawet drobne substancje, takie jak węgiel, azot i tlen, zostały rozebrane do gołych jąder. Tylko cięższe składniki (żelazo i wapń) są w stanie zatrzymać część swoich elektronów pod wpływem takich temperatur. Emisja tych silnie zjonizowanych pierwiastków, które tworzą linie widmowe, do niedawna pozostawała tajemnicą dla wczesnych astronomów.

Jasność i ciekawe fakty

Powierzchnia Słońca jest zbyt jasna i z reguły atmosfera słoneczna jest dla nas niedostępna, korona słoneczna również nie jest widoczna gołym okiem. Zewnętrzna warstwa atmosfery jest bardzo cienka i słaba, dlatego można ją zobaczyć z Ziemi jedynie podczas zaćmienia Słońca lub za pomocą specjalnego teleskopu koronowego, który symuluje zaćmienie poprzez zasłonięcie jasnego dysku słonecznego. Niektóre koronografy wykorzystują teleskopy naziemne, inne – satelity.

Występuje z powodu ogromnej temperatury. Z drugiej strony fotosfera słoneczna emituje bardzo mało promieni rentgenowskich. Dzięki temu możemy oglądać koronę na dysku słonecznym tak, jak obserwujemy ją w promieniach rentgenowskich. W tym celu stosuje się specjalną optykę, która pozwala zobaczyć promienie rentgenowskie. Na początku lat 70. pierwsza amerykańska stacja kosmiczna Skylab użyła teleskopu rentgenowskiego, dzięki któremu po raz pierwszy wyraźnie widoczna była korona słoneczna oraz plamy lub dziury słoneczne. W ciągu ostatniej dekady dostarczono mnóstwo informacji i zdjęć korony słonecznej. Za pomocą satelitów korona słoneczna staje się bardziej dostępna dla nowych i interesujących obserwacji Słońca, jego cech i dynamicznej natury.

Temperatura słońca

Chociaż wewnętrzna struktura jądra Słońca jest ukryta przed bezpośrednią obserwacją, korzystając z różnych modeli, można stwierdzić, że maksymalna temperatura wewnątrz naszej gwiazdy wynosi około 16 milionów stopni (Celsjusza). Fotosfera – widoczna powierzchnia Słońca – ma temperaturę około 6000 stopni Celsjusza, ale bardzo gwałtownie wzrasta od 6000 stopni do kilku milionów stopni w koronie, w rejonie 500 kilometrów nad fotosferą.

Słońce mocniej grzeje w środku niż na zewnątrz. Jednakże zewnętrzna atmosfera Słońca, korona, jest w rzeczywistości gorętsza niż fotosfera.

Pod koniec lat trzydziestych Grotrian (1939) i Edlen odkryli, że dziwne linie widmowe obserwowane w widmie korony słonecznej są emitowane przez pierwiastki takie jak żelazo (Fe), wapń (Ca) i nikiel (Ni) w bardzo wysokich stadiach jonizacja. Doszli do wniosku, że gaz koronalny jest bardzo nagrzany i osiąga temperatury przekraczające 1 milion stopni.

Pytanie, dlaczego korona słoneczna jest tak gorąca, pozostaje jedną z najbardziej fascynujących zagadek w astronomii ostatnich 60 lat. Na to pytanie nie ma jeszcze jasnej odpowiedzi.

Chociaż korona słoneczna jest nieproporcjonalnie gorąca, ma również bardzo niską gęstość. Zatem do naładowania korony potrzebna jest tylko niewielka część całkowitego promieniowania słonecznego. Całkowita moc emitowana w promieniach rentgenowskich stanowi tylko około jednej milionowej całkowitej jasności Słońca. Ważnym pytaniem jest, w jaki sposób energia jest transportowana do korony i jaki mechanizm odpowiada za ten transport.

Mechanizmy mocy korony słonecznej

Na przestrzeni lat zaproponowano kilka różnych mechanizmów zasilania korony:

Fale akustyczne.

Szybkie i wolne fale magnetoakustyczne ciał.

Ciała falowe Alfvena.

Powolne i szybkie magnetoakustyczne fale powierzchniowe.

Prąd (lub pole magnetyczne) - rozproszenie.

Przepływy cząstek i strumień magnetyczny.

Mechanizmy te zostały przetestowane zarówno teoretycznie, jak i eksperymentalnie i do tej pory wykluczono jedynie fale akustyczne.

Nie zbadano jeszcze, gdzie kończy się górna granica korony. Ziemia i inne planety Układu Słonecznego znajdują się wewnątrz korony. Promieniowanie optyczne korony obserwuje się na 10-20 promieniach Słońca (dziesiątki milionów kilometrów) i jest połączone ze zjawiskiem światła zodiakalnego.

Magnetyczny dywan korony słonecznej

Ostatnio z zagadką ogrzewania koronowego kojarzono „dywan magnetyczny”.

Obserwacje o dużej rozdzielczości przestrzennej pokazują, że powierzchnia Słońca pokryta jest słabymi polami magnetycznymi skupionymi w małych obszarach o przeciwnej polaryzacji (magnes dywanowy). Uważa się, że te koncentracje magnetyczne są głównymi punktami poszczególnych rur strumieniowych przenoszących prąd elektryczny.

Ostatnie obserwacje tego „dywanu magnetycznego” pokazują interesującą dynamikę: fotosferyczne pola magnetyczne nieustannie się poruszają, oddziałują ze sobą, rozpraszają się i pojawiają na bardzo krótki okres czasu. Ponowne połączenie magnetyczne między przeciwnymi biegunami może zmienić topologię pola i uwolnić energię magnetyczną. Proces ponownego podłączenia rozproszy również prądy elektryczne, które przekształcają energię elektryczną w ciepło.

Jest to ogólne pojęcie o tym, jak dywan magnetyczny może być zaangażowany w ogrzewanie koronowe. Nie można jednak powiedzieć, że „dywan magnetyczny” ostatecznie rozwiąże problem nagrzewania koronowego, ponieważ nie zaproponowano jeszcze ilościowego modelu procesu.

Czy słońce może zgasnąć?

Układ Słoneczny jest na tyle skomplikowany i nieznany, że sensacyjne stwierdzenia typu: „Słońce wkrótce zgaśnie” lub odwrotnie: „Temperatura Słońca rośnie i wkrótce życie na Ziemi stanie się niemożliwe” brzmią co najmniej śmiesznie. Kto może dokonywać takich przewidywań, nie wiedząc dokładnie, jakie mechanizmy leżą u podstaw tej tajemniczej gwiazdy?!

Mała kometa wywołała wielką sensację: udało jej się przejść przez koronę Słońca, gdzie temperatura sięga milionów stopni. To prawda, że ​​​​straciła ogon, ale wkrótce „odrośnie” – zapewniają naukowcy.

Prawie każdy z nas choć raz w życiu widział kometę. Te małe ciała niebieskie znacznie różnią się wyglądem od zwykłej populacji naszego nieba: w przeciwieństwie do gwiazd i planet komety wyglądają na rozmazane, a za głową komety podąża jeszcze bardziej rozmyty ślad - ogon. Widzimy komety zbliżające się do Słońca, gdzie pod wpływem wiatru słonecznego koma przekształca się w ślad – mglistą powłokę wokół komety. Komety, podobnie jak planety, krążą wokół Słońca, ale ich orbity są bardzo wydłużone. W rezultacie niektóre komety są widoczne z Ziemi tylko raz na kilka tysięcy lat. Komety z rodziny Kreutzów są przypadkiem szczególnym. Jest to grupa komet „drapających słońce” – po raz pierwszy opisał je pod koniec XIX wieku niemiecki astronom Heinrich Kreutz. Według współczesnych wyobrażeń obiekty te są pozostałością po gigantycznej komecie, która zawaliła się około dwóch tysięcy lat temu. Każdego dnia kilka takich komet przelatuje w pobliżu Słońca i ulega rozpadowi: większość z nich jest mała i niepozorna. Naukowcy założyli jednak, że większe, zauważalne komety nie mogłyby przetrwać przejścia przez koronę słoneczną, gdzie temperatura sięga milionów stopni: małe ciało niebieskie po prostu wyparowałoby. Jednak ostatnie obserwacje podają w wątpliwość tę hipotezę.. W piątek kometa Lovejoy z rodziny Kreutz przeszła bez szwanku przez koronę słoneczną, choć straciła ogon.

„Ta kometa ma dwie cechy. Po pierwsze, to zwykle komety okołosłoneczne z rodziny Kreutzów otwarte od satelita (SOHO), ponieważ są bardzo małe i stają się widoczne tylko w pobliżu Słońca. A ten został odkryty z Ziemi przez australijskiego amatora” – wyjaśnił Gazeta.Ru Władimir Surdin, starszy badacz w NOK Uniwersytetu Moskiewskiego. - Druga cecha jest taka, że ​​wszyscy myśleli, że kometa umrze, zbliżając się do Słońca, a jednak przetrwała. To prawda, straciła ogon. O ile rozumiem,przeszła przez wewnętrzną koronę, ogon tam pozostał. Za kilka dni powinna odrosnąć.

Ale to tylko moje przypuszczenia. „Komety mogą stanowić poważne zagrożenie”

Kometa minęła 140 tys. km od powierzchni Słońca w piątek około godziny 4:00 czasu moskiewskiego. To bardzo bliska odległość: Merkury znajduje się ponad 100 razy dalej od Słońca, nawet Księżyc jest 2,5 razy dalej od Ziemi. Przed „zderzeniem” ze Słońcem obserwatorium kosmiczne SOHO zarejestrowało, jak kometa, której jasność osiągnęła minus czwartą mag (jasność Wenus), wyszła poza dysk gwiazdy. Naukowcy wierzyli, że pożegnali się z kometą na zawsze. Prawdopodobieństwo jej „przeżycia” było niezwykle niskie. Jednak wówczas orbitujący teleskop słoneczny SDO zarejestrował mglisty obłok pojawiający się zza horyzontu gwiazdy – samą kometę lub jej pozostałości. „Jakoś przeżyła przebywanie w koronie słonecznej nagrzanej do kilku milionów stopni! Jej powrót zarejestrowały już koronografy LASCO i SECCHI i jest prawie tak samo jasna jak wcześniej. To prawda, że ​​stracił ogon, który jest nadal widoczny w obszarze przestrzeni, w którym zniknęła od nas kometa” – wyjaśnia Carl Battams, badacz Słońca z Waszyngtonu, którego słowa cytuje space.com .

Australijski astronom-amator Terry Lovejoy, który odkrył kometę 27 listopada tego roku, jest bardzo szczęśliwy, że mógł wnieść swój wkład w astronomię.

„Uwaga, jaką poświęcono odkrytej przeze mnie komecie, jest niesamowita. Nie tylko naukowcy są tym zainteresowani: na całym Facebooku jest mnóstwo linków, choć ja z niego nie korzystam. Wydaje mi się, że ludziom spodobała się nazwa komety (Lovejoy po angielsku: miłość oznacza „miłość”, a radość =- „radość” =- około. „Gazeta.Ru”)” – zauważył. Dla naukowców praca dopiero się rozpoczęła: będą musieli szczegółowo przyjrzeć się komecie za pomocą różnych teleskopów, aby zrozumieć, w jaki sposób udało jej się przetrwać tak bliskie spotkanie ze Słońcem

Słońce jest jedyną gwiazdą w Układzie Słonecznym; wokół niego krążą wszystkie planety układu, a także ich satelity i inne obiekty, w tym pył kosmiczny. Jeśli porównamy masę Słońca z masą całego Układu Słonecznego, będzie to około 99,866 proc.

Słońce jest jedną ze 100 000 000 000 gwiazd naszej Galaktyki i jest czwartą co do wielkości spośród nich. Najbliższa Słońcu gwiazda, Proxima Centauri, znajduje się cztery lata świetlne od Ziemi. Odległość od Słońca do Ziemi wynosi 149,6 miliona km, a światło gwiazdy dociera do niej w ciągu ośmiu minut. Gwiazda znajduje się w odległości 26 tysięcy lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej i obraca się wokół niej z prędkością 1 obrotu na 200 milionów lat.

Prezentacja: niedziela

Według klasyfikacji spektralnej gwiazda należy do typu „żółtego karła”, a według przybliżonych obliczeń jej wiek wynosi nieco ponad 4,5 miliarda lat, znajduje się w środku swojego cyklu życia.

Słońce, składające się w 92% z wodoru i 7% helu, ma bardzo złożoną budowę. W jej centrum znajduje się rdzeń o promieniu około 150 000–175 000 km, co stanowi aż 25% całkowitego promienia gwiazdy; w jej centrum temperatura zbliża się do 14 000 000 K.

Jądro obraca się wokół własnej osi z dużą prędkością, a prędkość ta znacznie przekracza zewnętrzne powłoki gwiazdy. Zachodzi tu reakcja powstawania helu z czterech protonów, w wyniku której przez wszystkie warstwy przechodzi duża ilość energii i jest emitowana z fotosfery w postaci energii kinetycznej i światła. Nad jądrem znajduje się strefa przenoszenia promieniowania, w której temperatury mieszczą się w przedziale 2-7 milionów K. Po niej następuje strefa konwekcyjna o grubości około 200 000 km, w której nie występuje już ponowne promieniowanie w celu przeniesienia energii, ale plazma mieszanie. Na powierzchni warstwy temperatura wynosi około 5800 K.

Atmosfera Słońca składa się z fotosfery, która tworzy widoczną powierzchnię gwiazdy, chromosfery o grubości około 2000 km oraz korony, ostatniej zewnętrznej powłoki Słońca, której temperatura waha się w granicach 1 000 000–20 000 000 K. Z zewnętrznej części korony wyłaniają się zjonizowane cząstki zwane wiatrem słonecznym.

Kiedy Słońce osiągnie wiek około 7,5 - 8 miliardów lat (czyli za 4-5 miliardów lat), gwiazda zamieni się w „czerwonego olbrzyma”, jego zewnętrzne powłoki rozszerzą się i dotrą do orbity Ziemi, prawdopodobnie wypychając planeta dalej.

Pod wpływem wysokich temperatur życie w dzisiejszym rozumieniu stanie się po prostu niemożliwe. Ostatni cykl swojego życia Słońce spędzi w stanie „białego karła”.

Słońce jest źródłem życia na Ziemi

Słońce jest najważniejszym źródłem ciepła i energii, dzięki któremu przy pomocy innych sprzyjających czynników istnieje życie na Ziemi. Nasza planeta Ziemia obraca się wokół własnej osi, dlatego codziennie będąc po słonecznej stronie planety możemy obserwować świt i niezwykle piękne zjawisko zachodu słońca, a nocą, gdy część planety przechodzi w stronę cienia, możemy można oglądać gwiazdy na nocnym niebie.

Słońce ma ogromny wpływ na życie Ziemi, bierze udział w fotosyntezie i pomaga w tworzeniu witaminy D w organizmie człowieka. Wiatr słoneczny powoduje burze geomagnetyczne i to właśnie jego przenikanie do warstw ziemskiej atmosfery powoduje tak piękne zjawisko naturalne, jak zorza polarna, zwana także zorzą polarną. Aktywność słoneczna zmienia się w kierunku malejącym lub rosnącym mniej więcej co 11 lat.

Od początków ery kosmicznej badacze interesowali się Słońcem. Do profesjonalnych obserwacji wykorzystuje się specjalne teleskopy z dwoma zwierciadłami, opracowano programy międzynarodowe, jednak najdokładniejsze dane można uzyskać poza warstwami atmosfery ziemskiej, dlatego najczęściej badania prowadzone są z satelitów i statków kosmicznych. Pierwsze takie badania przeprowadzono już w 1957 roku w kilku zakresach widmowych.

Dziś na orbitę wystrzeliwane są satelity, które są miniaturowymi obserwatoriami, dzięki którym można pozyskać bardzo ciekawe materiały do ​​badania gwiazdy. Już w latach pierwszej eksploracji kosmosu przez człowieka opracowano i wystrzelono kilka statków kosmicznych mających na celu badanie Słońca. Pierwszym z nich była seria amerykańskich satelitów wystrzelonych w 1962 roku. W 1976 roku wystrzelono zachodnioniemiecką sondę kosmiczną Helios-2, która po raz pierwszy w historii zbliżyła się do gwiazdy na minimalną odległość 0,29 jednostki astronomicznej. Jednocześnie zarejestrowano pojawienie się lekkich jąder helu podczas rozbłysków słonecznych, a także magnetyczne fale uderzeniowe w zakresie 100 Hz-2,2 kHz.

Kolejnym ciekawym urządzeniem jest sonda słoneczna Ulysses wystrzelona w 1990 roku. Zostaje wystrzelony na orbitę bliską Słońca i porusza się prostopadle do paska ekliptyki. 8 lat po wystrzeleniu urządzenie wykonało swój pierwszy orbitę wokół Słońca. Zarejestrował spiralny kształt pola magnetycznego oprawy, a także jego stały wzrost.

W 2018 roku NASA planuje wystrzelić aparat Solar Probe+, który zbliży się do Słońca na najbliższą możliwą odległość – 6 mln km (to 7 razy mniej niż odległość, którą osiągnął Helius-2) i będzie zajmował orbitę kołową. Aby chronić przed ekstremalnymi temperaturami, jest wyposażony w osłonę z włókna węglowego.

Powstała nowa technologia obserwacji egzoplanet

Fizycy z MIPT i IKI RAS opracowali technologię optyczną do „korygowania” światła odległych gwiazd. Znacząco poprawi „widzenie” teleskopów i umożliwi bezpośrednią obserwację egzoplanet wielkością porównywalną do Ziemi. Praca została opublikowana w czasopiśmie Journal of Astronomical Telescopes, Instruments, and Systems. „MK” rozmawiał o rozwoju z kierownikiem grupy naukowej, profesorem nadzwyczajnym w MIPT i kierownikiem Laboratorium Astronomii Planetarnej w Instytucie Badań Kosmicznych Rosyjskiej Akademii Nauk, Aleksandrem TAVROVEM.

Pierwsze egzoplanety - planety poza Układem Słonecznym - odkryto pod koniec XX wieku, a obecnie znanych jest ich ponad dwa tysiące. Prawie niemożliwe jest zobaczenie własnego światła bez specjalnych instrumentów - jest ono „przyćmione” przez promieniowanie gwiazd. Dlatego do niedawna egzoplanety odnajdywano wyłącznie metodami pośrednimi: rejestrując słabe okresowe wahania jasności gwiazdy podczas przejścia planety przed jej dyskiem (metoda tranzytu) lub fluktuacje samej gwiazdy pod wpływem ruchu planety grawitacja (metoda prędkości promieniowej). Dopiero pod koniec XXI wieku astronomom po raz pierwszy udało się bezpośrednio wykonać zdjęcia egzoplanet. Do takich badań wykorzystuje się koronografy, stworzone po raz pierwszy w latach trzydziestych XX wieku w celu obserwacji korony słonecznej poza zaćmieniami. Wewnątrz urządzenia te mają „sztuczny księżyc”, który zasłania część pola widzenia, zasłaniając na przykład dysk słoneczny, umożliwiając dostrzeżenie słabej korony słonecznej.

Aby powtórzyć metodę z odległymi obiektami - gwiazdami i egzoplanetami krążącymi wokół swoich luminarzy poza Układem Słonecznym, wymagana jest znacznie większa dokładność i znacznie wyższa rozdzielczość samego teleskopu, na którym zainstalowany jest koronograf.

Jeśli za pomocą teleskopu będziemy obserwować obiekt niebieski z Ziemi, to bez specjalnej optyki adaptacyjnej raczej nie osiągniemy dobrego wyniku. Światło przechodzi przez burzliwą atmosferę, co utrudnia ostateczne zobaczenie obiektu w dobrej jakości, wyjaśnia Alexander Tavrov. - Teleskopy kosmiczne służą do obserwacji egzoplanet. Atmosfera ziemska już im nie przeszkadza, ale istnieje wiele innych czynników, które również wymagają obecności optyki adaptacyjnej w teleskopie (z reguły jest to swego rodzaju specjalna membrana - kontrolowane zakrzywione lustro, które pozwala „wyrównać „światło odległych obiektów”). Zachodni koledzy mają taką dokładną, kosztowną optykę, a my niestety jeszcze jej nie mamy. Nasze know-how polega na innowacyjnym rozwiązaniu, które pozwala zrezygnować z superprecyzyjnych luster adaptacyjnych podczas obserwacji egzoplanet. Na drodze światła do koronografu umieściliśmy kolejne urządzenie optyczne – interferometr niezrównoważony. Mówiąc najprościej, koryguje uzyskany obraz gwiazdy i krążącej wokół niej egzoplanety, po czym na koronografie możemy wyraźnie odróżnić blask pojedynczej planety od światła gwiazdy. Jakość uzyskanego w ten sposób obrazu nie jest gorsza od zachodnich kolegów, a pod pewnymi względami nawet lepsza.