Słońce

słońce jest zwykłą gwiazdą, jedną z około 100 miliardów w naszej galaktyce, Drodze Mlecznej. Słońce ma niezwykle ważny wpływ na naszą planetę: napędza pogodę, prądy oceaniczne, Pory roku i klimat oraz umożliwia życie roślin poprzez fotosyntezę. Bez ciepła i światła słonecznego życie na ziemi nie istniałoby.
około 4,5 miliarda lat temu słońce zaczęło przybierać kształt z obłoku molekularnego, który składał się głównie z wodoru i helu., Pobliska supernowa wyemitowała falę uderzeniową, która weszła w kontakt z obłokiem molekularnym i pobudziła go. Obłok molekularny zaczął się kompresować, a niektóre regiony gazu zapadły się pod własnym przyciąganiem grawitacyjnym. Gdy jeden z tych regionów upadł, również zaczął się obracać i nagrzewać z rosnącego ciśnienia. Większość wodoru i helu pozostała w centrum tej gorącej, obracającej się masy. W końcu gazy rozgrzały się na tyle, aby rozpocząć fuzję jądrową i stały się słońcem w naszym Układzie Słonecznym.,
Inne części obłoku molekularnego ochłodziły się w dysk wokół zupełnie nowego słońca i stały się planetami, asteroidami, kometami i innymi ciałami w naszym Układzie Słonecznym.
słońce znajduje się około 150 milionów kilometrów (93 miliony mil) od Ziemi. Odległość ta, zwana jednostką astronomiczną (AU), jest standardową miarą odległości dla astronomów i astrofizyków.
AU można zmierzyć z prędkością światła, czyli czasem, jaki zajmuje Foton światła do podróży ze słońca na Ziemię. Światło słoneczne dociera do ziemi w ciągu ośmiu minut i 19 sekund.,
promień słońca, czyli odległość od samego centrum do zewnętrznych granic, wynosi około 700 000 kilometrów (432 000 mil). Odległość ta jest około 109 razy większa od promienia Ziemi. Słońce nie tylko ma znacznie większy promień niż Ziemia—jest również znacznie masywniejsze. Masa Słońca jest ponad 333 000 razy większa od masy Ziemi i zawiera około 99,8 procent całej masy w całym Układzie Słonecznym!
skład
słońce składa się z płonącej kombinacji gazów. Gazy te są w rzeczywistości w postaci plazmy., Plazma to stan materii podobny do gazu, ale z większością cząstek zjonizowanych. Oznacza to, że cząstki mają zwiększoną lub zmniejszoną liczbę elektronów.
około trzech czwartych słońca to wodór, który stale się ze sobą łączy i tworzy Hel w procesie zwanym fuzją jądrową. Hel stanowi prawie cały pozostały kwartał. Bardzo mały procent (1,69 procent) masy Słońca składa się z innych gazów i metali: żelaza, niklu, tlenu, krzemu, siarki, magnezu, węgla, neonu, wapnia i chromu.,69 procent może wydawać się nieistotne, ale jego masa jest nadal 5,628 razy masa Ziemi.
słońce nie jest masą stałą. Nie ma łatwo rozpoznawalnych granic, takich jak planety skaliste, takie jak Ziemia. Zamiast tego słońce składa się z warstw składających się prawie w całości z wodoru i helu. Gazy te pełnią różne funkcje w każdej warstwie, a warstwy słońca są mierzone przez ich procent całkowitego promienia Słońca.
słońce jest przenikane i w pewnym stopniu kontrolowane przez pole magnetyczne., Pole magnetyczne jest definiowane przez kombinację trzech złożonych mechanizmów: kołowego prądu elektrycznego, który przepływa przez słońce, warstw słońca, które obracają się z różnymi prędkościami, oraz zdolności słońca do przewodzenia energii elektrycznej. W pobliżu równika słońca linie pola magnetycznego tworzą małe pętle w pobliżu powierzchni. Linie pola magnetycznego przepływające przez bieguny rozciągają się znacznie dalej, tysiące kilometrów, zanim powrócą do bieguna przeciwnego.
słońce obraca się wokół własnej osi, podobnie jak Ziemia. Słońce obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i trwa od 25 do 35 dni, aby wykonać jeden obrót.,
słońce krąży zgodnie z ruchem wskazówek zegara wokół centrum Drogi Mlecznej. Jej orbita znajduje się w odległości od 24 000 do 26 000 lat świetlnych od centrum galaktyki. Słońce trwa około 225 milionów do 250 milionów lat na orbicie wokół centrum galaktyki.
promieniowanie elektromagnetyczne
energia słońca dociera do Ziemi z prędkością światła w postaci promieniowania elektromagnetycznego (EMR).
widmo elektromagnetyczne występuje jako fale o różnych częstotliwościach i długościach fal.
częstotliwość fali oznacza ile razy fala powtarza się w określonej jednostce czasu., Fale o bardzo krótkich długościach fal powtarzają się kilka razy w danej jednostce czasu, więc mają wysoką częstotliwość. Natomiast fale o niskiej częstotliwości mają znacznie dłuższe długości fal.
zdecydowana większość fal elektromagnetycznych pochodzących od słońca jest dla nas niewidoczna. Najwięcej fal o wysokiej częstotliwości emitowanych przez słońce to promienie gamma, rentgenowskie i promieniowanie ultrafioletowe (promienie UV). Najbardziej szkodliwe promienie UV są prawie całkowicie absorbowane przez ziemską atmosferę. Mniej silne promienie UV podróżują przez atmosferę i mogą powodować oparzenia słoneczne.,
słońce emituje również promieniowanie podczerwone—którego fale mają znacznie niższą częstotliwość. Większość ciepła ze słońca dociera jako energia podczerwona.
pomiędzy podczerwienią A UV znajduje się widmo widzialne, które zawiera wszystkie kolory, które my, jako ludzie, możemy zobaczyć. Kolor czerwony ma najdłuższe długości fal (najbliżej podczerwieni), a fioletowy (najbliżej UV) najkrótsze.
samo słońce jest białe, co oznacza, że zawiera wszystkie kolory w widmie widzialnym., Słońce wydaje się pomarańczowo-żółte, ponieważ niebieskie światło, które emituje, ma krótszą długość fali i jest rozproszone w atmosferze—ten sam proces, który sprawia, że niebo wydaje się niebieskie.
astronomowie nazywają jednak słońce „żółtym karłem”, ponieważ jego kolory mieszczą się w żółto-zielonej części widma elektromagnetycznego.
Ewolucja słońca
słońce, choć podtrzymało całe życie na naszej planecie, nie będzie świecić wiecznie. Słońce istnieje już od około 4,5 miliarda lat.,
proces fuzji jądrowej, który wytwarza ciepło i światło, które umożliwiają życie na naszej planecie, jest również procesem, który powoli zmienia skład słońca. W wyniku fuzji jądrowej słońce nieustannie zużywa wodór w swoim jądrze:co sekundę słońce łączy około 620 milionów ton wodoru w hel.
na tym etapie życia Słońca jego jądro stanowi około 74% wodoru. W ciągu najbliższych pięciu miliardów lat Słońce przepali większość wodoru, a Hel stanie się jego głównym źródłem paliwa.,
w ciągu tych pięciu miliardów lat Słońce zmieni się z „żółtego karła” w „czerwonego olbrzyma.”Kiedy prawie cały wodór w jądrze słońca zostanie zużyty, rdzeń kurczy się i nagrzewa, zwiększając ilość fuzji jądrowej, która ma miejsce. Zewnętrzne warstwy słońca rozszerzą się z tej dodatkowej energii.
słońce rozszerzy się do około 200 razy swojego obecnego promienia, pochłaniając Merkurego i Wenus.
astrofizycy dyskutują, czy orbita Ziemi rozszerzy się poza zasięg słońca, czy też nasza planeta zostanie pochłonięta przez słońce.,
w miarę rozszerzania się Słońca, jego energia rozprzestrzeni się na większą powierzchnię, co ma ogólny efekt chłodzenia Gwiazdy. To ochłodzenie spowoduje przesunięcie światła widzialnego słońca do czerwonawego koloru-czerwonego olbrzyma.
W końcu jądro słońca osiąga temperaturę około 100 milionów w skali Kelvina (prawie 100 milionów stopni Celsjusza lub 180 milionów stopni Farenheita), popularnej naukowej skali do pomiaru temperatury. Kiedy osiągnie tę temperaturę, Hel zacznie się topić, tworząc węgiel, znacznie cięższy pierwiastek., Spowoduje to intensywny wiatr słoneczny i inną aktywność słoneczną, która ostatecznie zrzuci całe zewnętrzne warstwy słońca. Faza czerwonego olbrzyma się skończy. Zostanie tylko jądro węglowe słońca i jako „biały karzeł” nie będzie wytwarzać ani emitować energii.
struktura słońca
słońce składa się z sześciu warstw: rdzenia, strefy radiacyjnej, strefy konwekcyjnej, fotosfery, chromosfery i korony.
jądro
jądro słońca, ponad tysiąc razy większe od Ziemi i ponad 10 razy gęstsze od ołowiu, jest ogromnym piecem. Temperatury w rdzeniu przekraczają 15,7 miliona kelwinów (także 15.,7 milionów stopni Celsjusza lub 28 milionów Fahrenheita). Jądro rozciąga się do około 25% promienia Słońca.
jądro jest jedynym miejscem, w którym mogą zachodzić reakcje fuzji jądrowej. Pozostałe warstwy słońca są ogrzewane z wytworzonej tam energii jądrowej. Protony atomów wodoru gwałtownie zderzają się i łączą, tworząc atom helu.
proces ten, znany jako reakcja łańcuchowa PP (proton-proton), emituje ogromną ilość energii., Energia uwalniana podczas jednej sekundy fuzji słonecznej jest znacznie większa niż energia uwalniana w eksplozji setek tysięcy bomb wodorowych.
podczas fuzji jądrowej w jądrze uwalniane są dwa rodzaje energii: fotony i neutrina. Cząstki te przenoszą i emitują światło, ciepło i energię słońca. Fotony są najmniejszą cząstką światła i innych form promieniowania elektromagnetycznego. Neutrina są trudniejsze do wykrycia i stanowią tylko około dwóch procent całkowitej energii słońca. Słońce emituje zarówno fotony, jak i neutrina we wszystkich kierunkach, przez cały czas.,
Strefa radiacyjna
Strefa radiacyjna słońca zaczyna się od około 25 procent promienia i rozciąga się do około 70 procent promienia. W tej szerokiej strefie ciepło z rdzenia ochładza się dramatycznie, od siedmiu milionów K do dwóch milionów K.
w strefie radiacyjnej energia jest przekazywana w procesie zwanym promieniowaniem termicznym. Podczas tego procesu fotony, które zostały uwolnione w jądrze, przemieszczają się na niewielką odległość, są absorbowane przez pobliski jon, uwalniane przez ten Jon i ponownie absorbowane przez inny. Jeden Foton może kontynuować ten proces przez prawie 200 000 lat!,
strefa przejściowa: Tachoklina
pomiędzy strefą radiacyjną a następną warstwą, strefą konwekcyjną, znajduje się strefa przejściowa zwana tachokliną. Obszar ten powstaje w wyniku obrotu różniczkowego słońca.
rotacja różniczkowa ma miejsce, gdy różne części obiektu obracają się z różnymi prędkościami. Słońce składa się z gazów poddawanych różnym procesom w różnych warstwach i na różnych szerokościach geograficznych. Równik słońca obraca się znacznie szybciej niż jego bieguny, na przykład.
szybkość obrotu słońca zmienia się gwałtownie w tachoklinie.,
Strefa konwekcyjna
przy około 70% promienia słońca zaczyna się strefa konwekcyjna. W tej strefie temperatura słońca nie jest wystarczająco gorąca, aby przenosić energię przez promieniowanie cieplne. Zamiast tego przenosi ciepło przez konwekcję termiczną przez kolumny termiczne.
podobnie jak woda wrząca w garnku lub gorący wosk w lampie lawowej, gazy głęboko w strefie konwekcyjnej słońca są podgrzewane i” gotują się ” na zewnątrz, z dala od jądra słońca, przez kolumny termiczne. Gdy gazy dotrą do zewnętrznych granic strefy konwekcyjnej, schładzają się i zanurzają z powrotem do podstawy strefy konwekcyjnej, aby ponownie je ogrzać.,
fotosfera
fotosfera jest jasnożółtą, widoczną „powierzchnią” słońca. Fotosfera ma około 400 kilometrów (250 mil) grubości, a temperatury tam osiągają około 6000 k (5700° C, 10300° F).
kolumny termiczne strefy konwekcyjnej są widoczne w fotosferze, bulgocząc jak wrząca owsianka. Dzięki potężnym teleskopom wierzchołki kolumn pojawiają się jako granulki zatłoczone przez słońce. Każda granulka ma jasne centrum, które jest gorącym gazem rosnącym przez kolumnę termiczną., Ciemnymi krawędziami granulek jest chłodny Gaz opadający z powrotem w dół kolumny do dna strefy konwekcyjnej.
chociaż wierzchołki kolumn termicznych wyglądają jak małe granulki, mają zwykle ponad 1000 kilometrów (621 Mil) średnicy. Większość kolumn termicznych istnieje przez około osiem do 20 minut, zanim rozpuszczą się i tworzą nowe kolumny. Istnieją również” supergranule”, które mogą mieć do 30 000 kilometrów (18 641 mil) i trwać do 24 godzin.,
plamy słoneczne, rozbłyski słoneczne i promy słoneczne przybierają postać w fotosferze, choć są wynikiem procesów i zakłóceń w innych warstwach słońca.
fotosfera: plamy na słońcu
plama na słońcu jest taka, jak brzmi—ciemna plama na słońcu. Plama słoneczna tworzy się, gdy intensywna aktywność magnetyczna w strefie konwekcyjnej rozrywa kolumnę termiczną. W górnej części pękniętej kolumny (widocznej w fotosferze) temperatura jest chwilowo obniżana, ponieważ gorące gazy nie docierają do niej.,
fotosfera: rozbłyski słoneczne
proces tworzenia plam słonecznych otwiera połączenie między Koroną (zewnętrzną warstwą słońca) a wnętrzem słońca. Materia słoneczna wypływa z tego otworu w formacjach zwanych rozbłyskami słonecznymi. Te eksplozje są ogromne: w ciągu kilku minut rozbłyski słoneczne uwalniają równowartość około 160 miliardów Megaton trotylu, czyli około jednej szóstej całkowitej energii, jaką słońce uwalnia w ciągu jednej sekundy.
chmury jonów, atomów i elektronów wybuchają z rozbłysków słonecznych i docierają do ziemi za około dwa dni., Rozbłyski słoneczne i promienie słoneczne przyczyniają się do pogody kosmicznej, która może powodować zakłócenia ziemskiej atmosfery i pola magnetycznego, a także zakłócać systemy satelitarne i telekomunikacyjne.
fotosfera: koronalne wyrzuty masy
koronalne wyrzuty masy (CME) to inny rodzaj aktywności słonecznej spowodowany stałym ruchem i zakłóceniami w polu magnetycznym słońca. CME zazwyczaj tworzą się w pobliżu aktywnych obszarów plam słonecznych, korelacja między nimi nie została udowodniona., Przyczyna CME jest nadal badana, i jest hipotezą, że zakłócenia w fotosferze lub koronie prowadzą do tych gwałtownych eksplozji słonecznych.
Photosphere: Solar Prominence
Solar Prominence to jasne pętle materii słonecznej. Mogą wybuchnąć daleko w koronalnej warstwie słońca, rozszerzając się o setki kilometrów na sekundę. Te zakrzywione i skręcone cechy mogą osiągnąć setki tysięcy kilometrów wysokości i szerokości i trwać od kilku dni do kilku miesięcy.
promienie słoneczne są chłodniejsze od korony i występują jako ciemniejsze pasma względem słońca., Z tego powodu są one również znane jako włókna.
fotosfera: cykl słoneczny
słońce nie emituje stale plam słonecznych i ejecta słonecznego; przechodzi przez cykl około 11 lat. Podczas tego cyklu Słonecznego zmienia się częstotliwość rozbłysków słonecznych. Podczas maksimum słonecznych może być kilka rozbłysków dziennie. Podczas minimów słonecznych może być mniej niż jeden w tygodniu.
cykl słoneczny jest definiowany przez pola magnetyczne słońca, które krążą wokół Słońca i łączą się na dwóch biegunach. Co 11 lat, pola magnetyczne odwracają się, powodując zakłócenia, które prowadzą do aktywności słonecznej i plam słonecznych.,
cykl słoneczny może mieć wpływ na klimat Ziemi. Na przykład światło ultrafioletowe słońca rozdziela tlen w stratosferze i wzmacnia ochronną warstwę ozonową Ziemi. Podczas minimum słonecznego występują niewielkie ilości promieni UV, co oznacza, że warstwa ozonowa Ziemi jest tymczasowo rozrzedzana. Pozwala to na przenikanie większej ilości promieni UV i podgrzewanie atmosfery ziemskiej.
atmosfera Słoneczna
atmosfera słoneczna jest najgorętszym regionem słońca. Składa się z chromosfery, korony i strefy przejściowej zwanej słonecznym regionem przejściowym, który łączy te dwa obszary.,
atmosfera słoneczna jest zasłonięta jasnym światłem emitowanym przez fotosferę i rzadko można ją zobaczyć bez specjalnych przyrządów. Dopiero podczas zaćmień Słońca, kiedy księżyc porusza się między Ziemią a Słońcem i ukrywa fotosferę, warstwy te mogą być widoczne gołym okiem.
Chromosfera
różowoczerwona chromosfera ma około 2000 kilometrów (1250 mil) grubości i jest usiana dżetami gorącego gazu.
na dnie chromosfery, gdzie styka się z fotosferą, słońce znajduje się w najchłodniejszym miejscu, w temperaturze około 4400 k (4100° C, 7500° F)., Ta niska temperatura nadaje chromosferze różową barwę. Temperatura w chromosferze wzrasta wraz z wysokością i osiąga 25 000 k (25 000° C, 45 000° F) na zewnętrznej krawędzi regionu.
chromosfera wydziela strumienie spalających się gazów, zwane spicules, podobne do rozbłysków słonecznych. Te ogniste wispy gazu sięgają od chromosfery jak długie, płonące palce; mają zwykle około 500 kilometrów (310 Mil) średnicy. Kolce trwają tylko około 15 minut, ale mogą osiągnąć tysiące kilometrów wysokości przed zapadnięciem się i rozpuszczeniem.,
Solar Transition Region
solar transition region (STR) oddziela chromosferę od korony.
poniżej STR, warstwy słońca są kontrolowane i pozostają oddzielone ze względu na grawitację, ciśnienie gazu i różne procesy wymiany energii. Powyżej STR ruch i kształt warstw są znacznie bardziej dynamiczne. Są one zdominowane przez siły magnetyczne. Te siły magnetyczne mogą wprowadzić w życie wydarzenia słoneczne, takie jak pętle koronalne i wiatr słoneczny.
stan helu w tych dwóch regionach również się różni. Poniżej STR hel jest częściowo zjonizowany., Oznacza to, że stracił elektron, ale nadal ma jeden w lewo. Wokół STR Hel pochłania nieco więcej ciepła i traci ostatni elektron. Jego temperatura wzrasta do prawie miliona k (jeden milion °C, 1,8 miliona °F).
Corona
corona jest najbardziej oddaloną warstwą atmosfery słonecznej i może rozciągać się miliony kilometrów w Przestrzeń Kosmiczną. Gazy w koronie spalają się w temperaturze około miliona k (jeden milion° C, 1,8 miliona° F) i poruszają się około 145 kilometrów (90 mil) na sekundę.
niektóre cząstki osiągają prędkość ucieczki 400 kilometrów na sekundę (249 mil na sekundę)., Uciekają od przyciągania grawitacyjnego słońca i stają się wiatrem słonecznym. Wiatr słoneczny wieje od Słońca do krawędzi układu słonecznego.
pozostałe cząstki tworzą pętle koronowe. Pętle koronalne to pęki cząstek, które zakrzywiają się wokół pobliskiej plamy słonecznej.
w pobliżu biegunów słońca znajdują się otwory koronowe. Obszary te są zimniejsze i ciemniejsze niż inne obszary słońca i pozwalają na przechodzenie przez jedne z najszybciej poruszających się części wiatru słonecznego.
Wiatr Słoneczny
wiatr słoneczny jest strumieniem niezwykle gorących, naładowanych cząstek, które są wyrzucane z górnej atmosfery słońca., Oznacza to, że co 150 milionów lat Słońce traci masę równą masie Ziemi. Jednak nawet przy takim tempie strat, słońce straciło tylko około 0,01% swojej całkowitej masy z powodu wiatru słonecznego.
wiatr słoneczny wieje we wszystkich kierunkach. Porusza się z tą prędkością przez około 10 miliardów kilometrów (sześć miliardów Mil).
część cząstek w wietrze słonecznym prześlizguje się przez pole magnetyczne Ziemi i wpada do jej górnej atmosfery w pobliżu biegunów., Gdy zderzają się z atmosferą naszej planety, te naładowane cząstki powodują, że atmosfera zaczyna świecić kolorem, tworząc zorze polarne, kolorowe wyświetlacze światła znane jako Północne i Południowe światła. Wiatry słoneczne mogą również powodować burze słoneczne. Te burze mogą zakłócać satelity i niszczyć sieci energetyczne na Ziemi.
wiatr słoneczny wypełnia heliosferę, masywną bańkę naładowanych cząstek, która obejmuje układ słoneczny.
wiatr słoneczny ostatecznie zwalnia w pobliżu granicy heliosfery, na teoretycznej granicy zwanej heliopauzą., Granica ta oddziela materię i energię naszego Układu Słonecznego od materii w sąsiednich układach gwiezdnych i medium międzygwiazdowym.
medium międzygwiezdne jest przestrzenią między układami gwiazdowymi. Wiatr słoneczny, przebył miliardy kilometrów, nie może wykraczać poza medium międzygwiezdne.
badanie słońca
słońce nie zawsze było przedmiotem naukowych odkryć i dociekań. Przez tysiące lat Słońce było znane w kulturach na całym świecie jako Bóg, bogini i symbol życia.,
dla starożytnych Azteków słońce było potężnym bóstwem znanym jako Tonatiuh, które wymagało ludzkich ofiar, aby podróżować po niebie. W mitologii Bałtyckiej słońce było boginią o imieniu Saule, która przyniosła płodność i zdrowie. Chińska mitologia głosiła, że słońce jest jedynym pozostałym z 10 bogów słońca.
W roku 150 n. e.Grecki uczony Klaudiusz Ptolemeusz stworzył geocentryczny model Układu Słonecznego, w którym księżyc, planety i słońce krąży wokół Ziemi., Dopiero w XVI wieku polski astronom Mikołaj Kopernik użył matematycznego i naukowego rozumowania, aby udowodnić, że planety obracały się wokół Słońca. Ten model heliocentryczny jest tym, którego używamy dzisiaj.
w XVII wieku teleskop umożliwiał szczegółowe badanie słońca. Słońce jest zbyt jasne, by pozwolić nam badać je bez ochrony oczu.Za pomocą teleskopu możliwe było po raz pierwszy rzutowanie wyraźnego obrazu słońca na ekran do badania.,
angielski naukowiec Sir Isaac Newton użył teleskopu i pryzmatu do rozpraszania światła słońca i udowodnił, że światło słoneczne jest w rzeczywistości wykonane z spektrum kolorów.
W 1800 roku odkryto, że światło podczerwone i ultrafioletowe istnieją tuż poza widmem widzialnym. Instrument optyczny zwany spektroskopem umożliwiał rozdzielenie światła widzialnego i innego promieniowania elektromagnetycznego na różne długości fal. Spektroskopia pomogła również naukowcom zidentyfikować gazy w atmosferze Słońca—każdy element ma swój własny wzór długości fali.,
jednak metoda, za pomocą której słońce wytwarzało swoją energię, pozostała tajemnicą. Wielu naukowców wysunęło hipotezę, że słońce kurczy się i emituje ciepło z tego procesu.
w 1868 roku angielski astronom Joseph Norman Lockyer badał widmo elektromagnetyczne słońca. Obserwował jasne linie w fotosferze, które nie miały długości fali żadnego znanego pierwiastka na Ziemi. Domyślił się, że na słońcu znajduje się element izolowany i nazwał go Hel na cześć greckiego boga słońca, Heliosa.,
w ciągu następnych 30 lat astronomowie doszli do wniosku, że słońce ma gorące, ciśnieniowe jądro, które jest w stanie wytwarzać ogromne ilości energii poprzez fuzję jądrową.
technologia nadal się poprawiała i pozwoliła naukowcom odkryć nowe cechy słońca. Teleskopy w podczerwieni zostały wynalezione w 1960 roku, a naukowcy obserwowali energię poza widmem widzialnym. XX wieku astronomowie używali balonów i rakiet do wysyłania wyspecjalizowanych teleskopów wysoko nad ziemią i badali słońce bez ingerencji ziemskiej atmosfery.,
Solrad 1 był pierwszym statkiem kosmicznym zaprojektowanym do badania słońca i został wystrzelony przez Stany Zjednoczone w 1960 roku. W tej dekadzie NASA wysłała pięć satelitów Pioneer na orbitę słońca i zbierała informacje o gwieździe.
w 1980 roku NASA rozpoczęła misję podczas maksimum słonecznego, aby zebrać informacje o wysokiej częstotliwości promieniach gamma, promieniach UV i promieniach x, które są emitowane podczas rozbłysków słonecznych.
Obserwatorium Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) zostało opracowane w Europie i wprowadzone na orbitę w 1996 roku w celu zbierania informacji., SOHO z powodzeniem zbiera Dane i prognozuje pogodę Kosmiczną od 12 lat.
Voyager 1 i 2 to statki kosmiczne podróżujące na krawędź heliosfery, aby odkryć, z czego zbudowana jest atmosfera, gdzie wiatr słoneczny spotyka się z medium międzygwiezdnym. Voyager 1 przekroczył tę granicę w 2012 roku, a Voyager 2 uczynił to w 2018 roku.
innym rozwinięciem badań nad słońcem jest helioseizmologia, czyli badanie fal słonecznych. Uważa się, że turbulencja strefy konwekcyjnej przyczynia się do powstawania fal słonecznych, które w sposób ciągły przekazują materiał słoneczny do zewnętrznych warstw słońca., Badając te fale, naukowcy rozumieją więcej na temat wnętrza słońca i przyczyny aktywności słonecznej.
energia ze słońca
fotosynteza
światło słoneczne dostarcza niezbędnego światła i energii roślinom i innym producentom w sieci spożywczej. Producenci ci absorbują promieniowanie słoneczne i przekształcają je w energię w procesie zwanym fotosyntezą.
producentami są głównie rośliny (na lądzie) i glony (w regionach wodnych). Są one podstawą sieci pokarmowej, a ich energia i składniki odżywcze są przekazywane do każdego innego żywego organizmu.,
paliwa kopalne
fotosynteza jest również odpowiedzialna za wszystkie paliwa kopalne na Ziemi. Naukowcy szacują, że około trzech miliardów lat temu pierwsi producenci wyewoluowali w środowisku wodnym. Światło słoneczne pozwoliło roślinom rozwijać się i dostosowywać. Po śmierci rośliny rozkładały się i przesuwały w głąb ziemi, czasami na tysiące metrów. Proces ten trwał przez miliony lat.
pod silnym ciśnieniem i wysokimi temperaturami szczątki te stały się tym, co znamy jako paliwa kopalne. Mikroorganizmy te stały się ropą naftową, gazem ziemnym i węglem.,
ludzie opracowali procesy wydobywania tych paliw kopalnych i wykorzystywania ich do celów energetycznych. Jednak paliwa kopalne są nieodnawialnym zasobem. Tworzą się miliony lat.
Technologia energii słonecznej
Technologia energii słonecznej wykorzystuje promieniowanie słoneczne i przekształca je w ciepło, światło lub energię elektryczną.
energia słoneczna jest zasobem odnawialnym, a wiele technologii może pozyskiwać ją bezpośrednio do użytku w domach, firmach, szkołach i szpitalach., Niektóre technologie energii słonecznej obejmują ogniwa i panele słoneczne, kolektory słoneczne, energię cieplną słoneczną i architekturę słoneczną.
Fotowoltaika wykorzystuje energię słońca do przyspieszania elektronów w ogniwach słonecznych i generowania energii elektrycznej. Ta forma technologii jest szeroko stosowana i może dostarczać energię elektryczną na obszarach wiejskich, dużych elektrowniach, budynkach i mniejszych urządzeniach, takich jak parkomaty i zagęszczarki śmieci.,
energia słońca może być również wykorzystana metodą zwaną „skoncentrowaną energią słoneczną”, w której promienie słoneczne są odbijane i powiększane przez lustra i soczewki. Intensywny promień słońca ogrzewa płyn, który tworzy parę i zasila generator elektryczny.
energia słoneczna może być również zbierana i dystrybuowana bez maszyn i elektroniki. Na przykład dachy mogą być pokryte roślinnością lub pomalowane na biało, aby zmniejszyć ilość ciepła pochłanianego przez budynek, zmniejszając w ten sposób ilość energii elektrycznej potrzebnej do klimatyzacji. To jest architektura słoneczna.,
światło słoneczne jest obfite: w ciągu jednej godziny ziemska atmosfera otrzymuje wystarczającą ilość światła słonecznego, aby zaspokoić zapotrzebowanie wszystkich ludzi na energię elektryczną przez rok. Jednak technologia słoneczna jest kosztowna i zależy od słonecznej i bezchmurnej lokalnej pogody, aby była skuteczna. Metody wykorzystania energii słonecznej są wciąż rozwijane i ulepszane.