• Podemos instalar uma série de grandes refletores no ponto de Lagrange L1 para evitar que parte da luz atinja a Terra.
• Podemos fazer a geoengenharia da atmosfera/albedo do nosso planeta para que reflita mais luz e absorva menos.
• Podemos livrar o planeta do efeito estufa removendo as moléculas de metano e dióxido de carbono da atmosfera.
• Podemos deixar a Terra e nos concentrar na terraformação de mundos externos como Marte.

Em teoria, tudo pode funcionar, mas exigirá um tremendo esforço e apoio.

No entanto, a decisão de migrar a Terra para uma órbita distante pode se tornar definitiva. E embora tenhamos que remover constantemente o planeta da órbita para manter uma temperatura constante, isso levará centenas de milhões de anos. Para compensar o efeito de um aumento de 1% na luminosidade do Sol, a Terra deve ser movida 0,5% da distância do Sol; para compensar o aumento de 20% (ou seja, em 2 bilhões de anos), a Terra deve ser puxada 9,5% mais. A Terra não estará mais a 149.600.000 km do Sol, mas a 164.000.000 km.

A distância da Terra ao Sol não mudou muito nos últimos 4,5 bilhões de anos. Mas se o Sol continuar aquecendo e não quisermos que a Terra fique completamente frita, teremos que considerar seriamente a possibilidade de migração planetária.

Isso consome muita energia! Mover a Terra - todos os seus seis septilhões de quilogramas (6 x 10 24) - para longe do Sol - significa alterar significativamente nossos parâmetros orbitais. Se movermos o planeta do Sol para 164.000.000 km, diferenças óbvias serão notadas:

• A Terra orbitará o Sol 14,6% a mais
• para manter uma órbita estável, nossa velocidade orbital deve cair de 30 km/s para 28,5 km/s
• se o período de rotação da Terra permanecer o mesmo (24 horas), o ano não será 365, mas 418 dias
• O Sol será muito menor no céu - em 10% - e as marés causadas pelo Sol serão mais fracas em alguns centímetros

Se o Sol aumenta de tamanho e a Terra se afasta dele, esses dois efeitos não se anulam; O sol parecerá menor da Terra

Mas para trazer a Terra até aqui, precisamos fazer mudanças de energia muito grandes: precisaremos mudar a energia potencial gravitacional do sistema Sol-Terra. Mesmo levando em conta todos os outros fatores, incluindo a desaceleração da Terra em torno do Sol, teríamos que alterar a energia orbital da Terra em 4,7 x 10 35 joules, o que equivale a 1,3 x 10 20 terawatt-hora: 10 15 vezes a custo anual de energia carregado pela humanidade. Alguém poderia pensar que em dois bilhões de anos eles seriam diferentes, e são, mas não muito. Precisaremos de 500.000 vezes mais energia do que a humanidade gera hoje em todo o mundo, toda a qual será usada para mover a Terra para um lugar seguro.

A velocidade com que os planetas giram em torno do Sol depende de sua distância do Sol. A migração lenta da Terra de 9,5% da distância não perturbará as órbitas de outros planetas.

A tecnologia não é a questão mais difícil. A pergunta difícil é muito mais fundamental: como obtemos toda essa energia? Na realidade, há apenas um lugar que satisfará nossas necessidades: o próprio Sol. Atualmente, a Terra recebe cerca de 1500 watts de energia por metro quadrado do Sol. A fim de obter energia suficiente para mover a Terra no tempo certo, teríamos que construir uma matriz (no espaço) que coletaria 4,7 x 10 35 joules de energia, uniformemente, ao longo de 2 bilhões de anos. Isso significa que precisamos de uma matriz de 5 x 10 15 metros quadrados (e 100% de eficiência), o que equivale a toda a área de dez planetas, como o nosso.

O conceito de energia solar espacial vem sendo desenvolvido há muito tempo, mas ninguém ainda imaginou um conjunto de células solares medindo 5 bilhões de quilômetros quadrados.

Portanto, para transportar a Terra para uma órbita segura distante, você precisa de um painel solar de 5 bilhões de quilômetros quadrados com 100% de eficiência, cuja energia será gasta para empurrar a Terra para outra órbita por 2 bilhões de anos. É fisicamente possível? Absolutamente. Com tecnologia moderna? De jeito nenhum. É praticamente possível? Com o que sabemos agora, quase certamente não. Arrastar um planeta inteiro é difícil por duas razões: primeiro, por causa da força da atração gravitacional do Sol e por causa da massividade da Terra. Mas temos um Sol e uma Terra assim, e o Sol vai aquecer independentemente de nossas ações. Até descobrirmos como coletar e usar essa quantidade de energia, precisaremos de outras estratégias.

Existem 3 opções para desorbitar - mover-se para uma nova órbita (que, por sua vez, pode estar mais próxima ou mais distante do sol, ou mesmo muito alongada), cair no Sol e deixar o sistema solar. Considere apenas a terceira opção, que, na minha opinião, é a mais interessante.

À medida que nos afastamos do Sol, haverá menos luz ultravioleta para a fotossíntese e a temperatura média do planeta diminuirá ano a ano. As plantas serão as primeiras a sofrer, resultando em graves choques nas cadeias alimentares e nos ecossistemas. E a idade do gelo virá rápido o suficiente. Os únicos oásis com mais ou menos condições estarão perto de nascentes geotérmicas, gêiseres. Mas não por muito.

Depois de um certo número de anos (a propósito, não haverá mais estações), a uma certa distância do sol, chuvas incomuns começarão na superfície do nosso planeta. Serão chuvas de oxigênio. Se você tiver sorte, talvez nevará por causa do oxigênio. Se as pessoas serão capazes de se adaptar a isso na superfície, não posso dizer com certeza - também não haverá comida, o aço em tais condições será muito frágil, então não está claro como extrair combustível. a superfície do oceano congelará a uma profundidade sólida, a calota de gelo cobrirá toda a superfície do planeta, exceto as montanhas devido à expansão do gelo - nosso planeta ficará branco.

Mas a temperatura do núcleo do planeta, o manto não mudará, de modo que sob a calota de gelo a uma profundidade de vários quilômetros a temperatura permanecerá bastante tolerável. (se você cavar tal mina e fornecer comida e oxigênio constantes, você pode até morar lá)

O mais engraçado está nas profundezas do mar. Onde mesmo agora nenhum raio de luz penetra. Lá, a uma profundidade de vários quilômetros sob a superfície do oceano, existem ecossistemas inteiros que absolutamente não dependem do sol, da fotossíntese ou do calor solar. Eles têm seus próprios ciclos de matéria, quimiossíntese em vez de fotossíntese, e a temperatura desejada é mantida pelo calor do nosso planeta (atividade vulcânica, fontes termais subaquáticas e assim por diante). massa, mesmo sem o sol, então fora dos sistemas solares, as condições estáveis ​​serão mantidas lá, a temperatura desejada. E a vida que ferve nas profundezas do mar, no fundo do oceano, nem perceberá que o sol se foi. Essa vida nem saberá que nosso planeta uma vez girou em torno do sol. Talvez evolua.

Também é improvável, mas também possível, que uma bola de neve - a Terra algum dia, depois de bilhões de anos, voe para uma das estrelas de nossa galáxia e caia em sua órbita. Também é possível que nessa órbita de outra estrela nosso planeta “descongele” e apareçam condições favoráveis ​​para a vida na superfície. Talvez a vida nas profundezas do mar, tendo superado todo esse caminho, volte à superfície, como já aconteceu uma vez. Talvez, como resultado da evolução em nosso planeta depois disso, a vida inteligente reapareça. E, finalmente, talvez eles encontrem mídias sobreviventes com perguntas e respostas do site nos restos de um dos data centers

É impossível explicar… 29 de setembro de 2016

Cientistas do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA e do Laboratório Nacional de Los Alamos (EUA) compilaram uma lista de fenômenos astronômicos observados no sistema solar que são completamente impossíveis de explicar ...

Esses fatos foram verificados repetidamente, e não há razão para duvidar de sua realidade. Sim, mas eles não se encaixam na imagem existente do mundo. E isso significa que ou não entendemos corretamente as leis da natureza, ou ... alguém está constantemente mudando essas mesmas leis.

Veja alguns exemplos aqui:

Quem acelera sondas espaciais

Em 1989, a espaçonave Galileo partiu em uma longa jornada para Júpiter. Para dar a velocidade desejada, os cientistas usaram uma "manobra gravitacional". A sonda se aproximou da Terra duas vezes para que a gravidade do planeta pudesse "empurrá-la", dando-lhe aceleração adicional. Mas após as manobras, a velocidade do Galileu acabou sendo maior do que a calculada.

A técnica foi elaborada e, anteriormente, todos os dispositivos aceleraram normalmente. Em seguida, os cientistas tiveram que enviar mais três estações de pesquisa para o espaço profundo. A sonda NEAR foi para o asteroide Eros, a Rosetta voou para estudar o cometa Churyumov-Gerasimenko e a Cassini foi para Saturno. Todos eles realizaram a manobra gravitacional da mesma maneira e, para todos eles, a velocidade final acabou sendo maior do que a calculada - os cientistas seguiram seriamente esse indicador após a anomalia notada de Galileu.

Não havia explicação para o que estava acontecendo. Mas todos os veículos enviados para outros planetas depois da Cassini, por algum motivo, não receberam uma estranha aceleração adicional durante a manobra gravitacional. Então, qual foi o "algo" entre 1989 (Galileo) e 1997 (Cassini) que deu a todas as sondas que entraram no espaço profundo um impulso extra?

Os cientistas ainda estão dando de ombros: quem precisou “empurrar” quatro satélites? Nos círculos ufológicos, havia até uma versão em que uma certa Mente Superior decidiu que seria necessário ajudar os terráqueos a explorar o sistema solar.

Agora esse efeito não é observado, e se ele vai aparecer novamente é desconhecido.

Por que a terra está fugindo do sol?

Os cientistas aprenderam há muito tempo a medir a distância do nosso planeta à estrela. Agora é considerado igual a 149.597.870 quilômetros. Anteriormente, acreditava-se que era imutável. Mas em 2004, astrônomos russos descobriram que a Terra está se afastando do Sol cerca de 15 centímetros por ano - isso é 100 vezes mais do que o erro de medição.

O que acontece que antes era descrito apenas em romances de ficção científica: o planeta passou a "flutuar livremente"? A natureza da jornada que começou ainda é desconhecida. É claro que, se a taxa de remoção não mudar, centenas de milhões de anos se passarão antes que nos afastemos tanto do Sol que o planeta congele. Mas de repente a velocidade aumentará. Ou, pelo contrário, a Terra começará a se aproximar da estrela?

Até agora, ninguém sabe o que vai acontecer a seguir.

Quem "pioneiro" não deixa no exterior

As sondas americanas Pioneer 10 e Pioneer 11 foram lançadas em 1972 e 1983, respectivamente. A essa altura, eles já deveriam ter deixado o sistema solar. No entanto, em determinado momento, tanto um quanto o segundo, por motivos desconhecidos, começaram a mudar sua trajetória, como se uma força desconhecida não quisesse deixá-los ir longe demais.

"Pioneer-10" já desviou quatrocentos mil quilômetros da trajetória calculada. "Pioneer-11" repete exatamente o caminho de um companheiro. Existem muitas versões: a influência do vento solar, vazamento de combustível, erros de programação. Mas todos eles não são muito convincentes, pois os dois navios, lançados com intervalo de 11 anos, se comportam da mesma forma.

Se você não levar em conta as intrigas dos alienígenas ou o plano divino de não deixar as pessoas saírem do sistema solar, talvez a influência da misteriosa matéria escura se manifeste aqui. Ou existem alguns efeitos gravitacionais desconhecidos para nós?

O que se esconde nos arredores do nosso sistema

Muito, muito além do planeta anão Plutão está o misterioso asteroide Sedna, um dos maiores do nosso sistema. Além disso, Sedna é considerado o objeto mais vermelho em nosso sistema - é ainda mais vermelho que Marte. Por que é desconhecido.

Mas o principal mistério está em outro lugar. Faz uma revolução completa ao redor do Sol em 10 mil anos. Além disso, circula em uma órbita muito alongada. Ou esse asteroide veio até nós de outro sistema estelar, ou talvez, como alguns astrônomos acreditam, ele foi expulso de uma órbita circular pela atração gravitacional de algum objeto grande. Que? Os astrônomos não têm como detectá-lo.

Por que os eclipses solares são tão perfeitos

Em nosso sistema, as dimensões do Sol e da Lua, assim como a distância da Terra à Lua e ao Sol, são selecionadas de maneira muito original. Se um eclipse solar é observado em nosso planeta (a propósito, o único onde há vida inteligente), o disco de Selena cobre o disco da luminária perfeitamente uniformemente - seus tamanhos coincidem exatamente.

Se a Lua fosse um pouco menor ou mais distante da Terra, nunca teríamos eclipses solares totais. Acidente? Algo é inacreditável...

Por que vivemos tão perto de nossa estrela

Em todos os sistemas estelares estudados pelos astrônomos, os planetas estão dispostos na mesma ordem: quanto maior o planeta, mais próximo ele está da estrela. Em nosso sistema solar, os gigantes - Saturno e Júpiter - estão localizados no meio, pulando à frente dos "crianças" - Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Por que isso aconteceu é desconhecido.

Se tivéssemos a mesma ordem mundial na vizinhança de todas as outras estrelas, então a Terra estaria em algum lugar na região de Saturno de hoje. E reina um frio infernal e nenhuma condição para a vida inteligente.

Sinal de rádio da constelação de Sagitário

Na década de 1970, um programa começou nos Estados Unidos para procurar possíveis sinais de rádio alienígenas. Para fazer isso, o radiotelescópio foi direcionado para diferentes partes do céu e ele escaneou o éter em diferentes frequências, tentando detectar um sinal de origem artificial.

Por vários anos, os astrônomos não puderam se gabar de pelo menos alguns resultados. Mas em 15 de agosto de 1977, enquanto o astrônomo Jerry Ehman estava de plantão, um gravador gravando tudo que caía nos “ouvidos” do radiotelescópio registrou um sinal ou ruído que durou 37 segundos. Esse fenômeno é chamado Uau! - de acordo com uma nota marginal, que foi trazida em tinta vermelha pelo atordoado Ehman.

"Sinal" estava em uma frequência de 1420 MHz. De acordo com acordos internacionais, nenhum transmissor terrestre opera nesta faixa. Ele procedeu da direção da constelação de Sagitário, onde a estrela mais próxima está localizada a uma distância de 220 anos-luz da Terra. Se foi artificial - ainda não há resposta. Posteriormente, os cientistas pesquisaram repetidamente esta área do céu. Mas sem sucesso.

Matéria escura

Todas as galáxias em nosso universo giram em torno do mesmo centro em alta velocidade. Mas quando os cientistas calcularam as massas totais das galáxias, descobriu-se que elas são muito leves. E de acordo com as leis da física, todo esse carrossel já teria quebrado há muito tempo. No entanto, não quebra.

Para explicar o que está acontecendo, os cientistas levantaram a hipótese de que existe algum tipo de matéria escura no Universo que não pode ser vista. Mas aqui está o que é e como senti-lo, os astrônomos ainda não representam. Sabemos apenas que sua massa é 90% da massa do universo. E isso significa que sabemos que tipo de mundo nos cerca, apenas um décimo.

Vida em Marte

A busca por orgânicos no Planeta Vermelho começou em 1976 - a espaçonave americana Viking pousou lá. Eles tiveram que realizar uma série de experimentos para confirmar ou refutar a hipótese da habitabilidade do planeta. Os resultados se mostraram contraditórios: por um lado, foi detectado metano na atmosfera de Marte – obviamente de origem biogênica, mas nenhuma molécula orgânica foi identificada.

Os estranhos resultados dos experimentos foram atribuídos à composição química do solo marciano e decidiram que ainda não havia vida no Planeta Vermelho. No entanto, vários outros estudos sugerem que já houve umidade na superfície de Marte, o que novamente fala a favor da existência de vida. De acordo com alguns, podemos falar sobre formas de vida subterrâneas.

Que enigmas não valem nada?

origens

algo que sua conversa - "rompeu":

Qual é a distância da Terra ao Sol?

A distância entre a Terra e o Sol varia de 147 a 152 milhões de km. Foi medido com muita precisão usando radar.

O que é um ano-luz?

Um ano-luz é uma distância de 9460 bilhões de km. É esse caminho que a luz percorre em um ano, movendo-se a uma velocidade constante de 300.000 km/s.

Qual a distância até a lua?

A lua é nossa vizinha. A distância até ele no ponto da órbita mais próxima da Terra é de 356410 km. A distância máxima da Lua à Terra é de 406697 km. A distância foi calculada a partir do tempo que o raio laser levou para atingir a lua e retornar, refletido nos espelhos deixados na superfície da lua por astronautas americanos e veículos lunares soviéticos.

O que é um parsec?

Um parsec é igual a 3,26 anos-luz. As distâncias de paralaxe são medidas em parsecs, ou seja, distâncias calculadas geometricamente a partir dos menores deslocamentos na posição aparente de uma estrela à medida que a Terra se move ao redor do Sol.

Qual é a estrela mais distante que você pode ver?

Os objetos espaciais mais distantes que podem ser observados da Terra são os quasares. Eles estão a uma distância de 13 bilhões de anos-luz da Terra.

As estrelas estão recuando?

Estudos de redshift mostram que todas as galáxias estão se afastando da nossa. Quanto mais longe, mais rápido eles se movem. As galáxias mais distantes movem-se quase à velocidade da luz.

Como a distância ao Sol foi medida pela primeira vez?

Em 1672, dois astrônomos - Cassini na França e Riecher na Guiana - observaram a posição exata de Marte no céu. Eles calcularam a distância a Marte a partir da pequena diferença entre as duas medições. E então os cientistas usando geometria elementar calcularam a distância da Terra ao Sol. O valor obtido pela Cassini acabou subestimado em 7%.

Qual é a distância até a estrela mais próxima?

A estrela mais próxima do sistema solar é Proxima Centauri, a distância até ela é de 4,3 anos-luz, ou 40 trilhões. km.

Como os astrônomos medem distâncias?

Qual é a distância da Terra ao Sol?

O sol(doravante referido como S.) - o corpo central do sistema solar, é uma bola de plasma quente; S. é a estrela mais próxima da Terra. Peso S. - 1.990 1.030 kg(332.958 vezes a massa da Terra). 99,866% da massa do sistema solar está concentrada em S. Paralaxe solar (o ângulo em que o raio equatorial da Terra é visível a partir do centro de S., que está a uma distância média de S., é de 8 "794 (4.263'10 \u003d 5 rad). A distância da Terra a S(unidade astronômica). O diâmetro angular médio de S. é 1919", 26 (9,305'10 = 3 rad), que corresponde ao diâmetro linear de S. 1,392'109 m (109 vezes o diâmetro do equador da Terra). A densidade média de S. . 1,41'103 kg/m3 A aceleração da gravidade na superfície de S. é 273,98 m/s2 A velocidade parabólica na superfície de S. (segunda velocidade cósmica) é 6,18'105 m/s A temperatura efetiva da superfície de S. S., determinada de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann radiação, de acordo com a radiação total de S. (ver Radiação solar), é igual a 5770 K.

A história das observações telescópicas de S. começa com as observações feitas por G. Galileu em 1611; manchas solares foram descobertas, e o período de revolução solar em torno de seu eixo foi determinado. Em 1843, o astrônomo alemão G. Schwabe descobriu a ciclicidade da atividade solar. O desenvolvimento de métodos de análise espectral tornou possível estudar as condições físicas do Sol. Em 1814, J. Fraunhofer descobriu as linhas de absorção escuras no espectro do Sol. Isso marcou o início do estudo da composição química do Sol. . Desde 1836, eclipses do Sol têm sido observados regularmente, o que levou à descoberta da coroa e cromosfera do Sol. ., bem como proeminências solares. Em 1913, o astrônomo americano J. Hale observou a divisão Zeeman das linhas de Fraunhofer no espectro de manchas solares e assim provou a existência de campos magnéticos no norte. Em 1942, o astrônomo sueco B. Edlen e outros identificaram várias linhas no espectro da coroa solar com linhas de elementos altamente ionizados, comprovando assim a alta temperatura na coroa solar. Em 1931, B. Lio inventou um coronógrafo solar, que tornou possível observar a coroa e a cromosfera sem eclipses. No início dos anos 40. século 20 a emissão de rádio do sol foi descoberta. foi o desenvolvimento da magnetohidrodinâmica e da física do plasma. Desde o início da era espacial, a radiação ultravioleta e de raios X da radiação solar tem sido estudada pelos métodos de astronomia extra-atmosférica usando foguetes, observatórios orbitais automáticos em satélites da Terra e laboratórios espaciais com pessoas a bordo. Na URSS, pesquisas sobre radiação solar estão sendo realizadas nos observatórios da Crimeia e Pulkovo e em instituições astronômicas em Moscou, Kiev, Tashkent e Alma-Ata. Abastumani, Irkutsk e outros.A maioria dos observatórios astrofísicos estrangeiros está envolvida na pesquisa S. (ver Observatórios e Institutos Astronômicos).

A rotação de S. em torno do eixo ocorre na mesma direção da rotação da Terra, em um plano inclinado de 7 a 15" em relação ao plano da órbita da Terra (a eclíptica). A velocidade de rotação é determinada pelo movimento aparente de vários partes na atmosfera do S. e pelo deslocamento das linhas espectrais no espectro da borda do disco solar devido ao efeito Doppler. Assim, verificou-se que o período de rotação solar não é o mesmo em diferentes latitudes. vários detalhes sobre a superfície solar são determinados usando coordenadas heliográficas medidas a partir do equador solar (latitude heliográfica) e do meridiano central o disco visível de S. ou de algum meridiano escolhido como o inicial (o chamado meridiano de Carrington). ao mesmo tempo, acredita-se que S. gire como um corpo sólido. A posição do meridiano inicial é dada nos Anuários Astronômicos para cada dia. Informações sobre a posição do eixo N na esfera celeste. Pontos com latitude heliográfica de 17° fazem uma revolução em relação à Terra em 27,275 dias ( período sinódico). O tempo de rotação na mesma latitude do Norte em relação às estrelas (período sideral) é de 25,38 dias. A velocidade angular de rotação w para rotação sideral varia com a latitude heliográfica j de acordo com a lei: w = 14?, 44-3? sin2j por dia. A velocidade linear de rotação no equador do Norte é de cerca de 2.000 m/s.

S. como uma estrela é uma anã amarela típica e está localizada na parte central da sequência principal de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell. A magnitude estelar fotovisual aparente de S. é - 26,74, a magnitude estelar visual absoluta Mv é + 4,83. O índice de cor de S. é para o caso das regiões azul (B) e visual (V) do espectro MB - MV = 0,65. Classe espectral C. G2V. A velocidade do movimento em relação à totalidade das estrelas mais próximas é de 19,7 × 103 m / s. S. está localizado dentro de um dos braços espirais da nossa Galáxia a uma distância de cerca de 10 kpc do seu centro. O período da revolução solar em torno do centro da Galáxia é de cerca de 200 milhões de anos. A idade de S. é de cerca de 5 a 109 anos.

A estrutura interna de S. é determinada na suposição de que é um corpo esfericamente simétrico e está em equilíbrio. A equação de transferência de energia, a lei da conservação da energia, a equação de estado do gás ideal, a lei de Stefan-Boltzmann e as condições de equilíbrio hidrostático, radiante e convectivo, juntamente com os valores da luminosidade total, massa total , e raio de C. determinado a partir de observações, e dados sobre sua composição química, permitem construir um modelo A estrutura interna de S. Acredita-se que o teor de hidrogênio em S. em massa é de cerca de 70%, hélio é cerca de 27%, e o conteúdo de todos os outros elementos é de cerca de 2,5%. Com base nessas suposições, foi calculado que a temperatura no centro do S. é de 10-15'106 K, a densidade é de cerca de 1,5'105 kg/m3 e a pressão é de 3,4'1016 N/m2 (cerca de 3 '1011 atmosferas). Acredita-se que a fonte de energia que repõe as perdas de radiação e mantém a alta temperatura de C. são reações nucleares que ocorrem nas profundidades de C. A quantidade média de energia gerada dentro de C. é de 1,92 erg por g por segundo. A energia é determinada por reações nucleares onde o hidrogênio é convertido em hélio. Em S., são possíveis 2 grupos de reações termonucleares deste tipo: os chamados. ciclo próton-próton (hidrogênio) e ciclo do carbono (ciclo de Bethe). É mais provável que o ciclo próton-próton, que consiste em três reações, predomine no solário, no primeiro dos quais núcleos de deutério (um isótopo pesado de hidrogênio, massa atômica 2) são formados a partir de núcleos de hidrogênio; no segundo dos núcleos de deutério, são formados núcleos de um isótopo de hélio com massa atômica de 3 e, finalmente, no terceiro deles, são formados núcleos de um isótopo de hélio estável com massa atômica de 4.

A transferência de energia das camadas internas do solário ocorre principalmente através da absorção de radiação eletromagnética vinda de baixo e posterior re-radiação. Como resultado da diminuição da temperatura com a distância do centro da C., o comprimento de onda da radiação aumenta gradualmente, o que transfere a maior parte da energia para as camadas superiores (veja a lei da radiação de Wine). movimento de matéria quente das camadas internas, e resfriada no interior (convecção) desempenha um papel significativo em camadas relativamente mais altas, que formam a zona convectiva da radiação solar, que começa a uma profundidade de cerca de 0,2 raios solares e tem uma espessura de cerca de 108 m. A velocidade dos movimentos convectivos aumenta com a distância do centro da zona solar e atinge (2-2, 5)?103 m/s. Em camadas ainda mais altas (na atmosfera atmosférica), a energia é novamente transferida por radiação. Nas camadas superiores da atmosfera solar (na cromosfera e na coroa), parte da energia é fornecida por ondas mecânicas e magnetohidrodinâmicas, que são geradas na zona convectiva, mas são absorvidas apenas nessas camadas. A densidade na alta atmosfera é muito baixa, e a remoção de energia necessária devido à radiação e condução de calor só é possível se a temperatura cinética dessas camadas for alta o suficiente. Finalmente, na parte superior da coroa solar, a maior parte da energia é transportada por fluxos de matéria que se afastam do sol, os chamados. vento ensolarado. a temperatura em cada camada é definida em tal nível que o balanço de energia é realizado automaticamente: a quantidade de energia trazida devido à absorção de todos os tipos de radiação, condutividade térmica ou movimento da matéria é igual à soma de todos perdas de energia da camada.

A radiação total da radiação solar é determinada pela iluminação que ela cria na superfície da Terra – cerca de 100.000 lux quando a energia solar está em seu zênite. Fora da atmosfera, na distância média da Terra ao norte, a iluminação é de 127.000 lux. A intensidade luminosa de S. é 2,84 × 1027. A quantidade de energia luminosa que chega em 1 minuto a uma área de 1 cm3, perpendicular aos raios do sol fora da atmosfera na distância média da Terra a S., é chamada de constante solar. A potência da radiação total de S. é de 3,83 × 1026 watts, dos quais cerca de 2 × 1017 W atingem a Terra, o brilho médio da superfície de S. (quando observado fora da atmosfera terrestre) é de 1,98 × 109 nt, o brilho do centro do disco S. é 2,48×109 nt. O brilho do disco S. diminui do centro para a borda, e essa diminuição depende do comprimento de onda, de modo que o brilho na borda do disco S., por exemplo, para luz com comprimento de onda de 3600 A, é de cerca de 0,2 do brilho do seu centro e para 5000 A - cerca de 0,3 do brilho do centro do disco C. Na borda do disco C., o brilho cai por um fator de 100 em menos de um segundo do arco, de modo que a borda do disco C. parece muito nítida (Fig. 1).

A composição espectral da luz emitida pela radiação solar, ou seja, a distribuição de energia no espectro da radiação solar (depois de levar em conta a influência da absorção na atmosfera terrestre e a influência das linhas de Fraunhofer), em termos gerais corresponde à distribuição de energia na radiação de um corpo absolutamente negro com uma temperatura de cerca de 6000 K. No entanto, existem desvios perceptíveis em algumas partes do espectro. A energia máxima no espectro de S. corresponde a um comprimento de onda de 4600 A. O espectro de S. é um espectro contínuo, sobre o qual se sobrepõem mais de 20 mil linhas de absorção (linhas de Fraunhofer). Mais de 60% deles foram identificados com as linhas espectrais de elementos químicos conhecidos, comparando os comprimentos de onda e a intensidade relativa da linha de absorção no espectro solar com espectros de laboratório. O estudo das linhas de Fraunhofer fornece informações não apenas sobre a composição química da atmosfera solar, mas também sobre as condições físicas nas camadas em que se formam determinadas linhas de absorção. O elemento predominante em S. é o hidrogênio. O número de átomos de hélio é 4-5 vezes menor que o de hidrogênio. O número de átomos de todos os outros elementos combinados é pelo menos 1000 vezes menor que o número de átomos de hidrogênio. Entre eles, os mais abundantes são oxigênio, carbono, nitrogênio, magnésio, silício, enxofre, ferro, entre outros.As linhas pertencentes a determinadas moléculas e radicais livres também podem ser identificadas no espectro de C.: OH, NH, CH, CO , e outros.

Os campos magnéticos em S. são medidos principalmente pela divisão Zeeman das linhas de absorção no espectro de S. (veja o efeito Zeeman). Existem vários tipos de campos magnéticos no norte (ver magnetismo solar). O campo magnético total do sistema solar é pequeno e atinge uma força de 1 Oe de uma polaridade ou outra e muda com o tempo. Este campo está intimamente relacionado com o campo magnético interplanetário e sua estrutura setorial. Os campos magnéticos associados à atividade solar podem atingir uma intensidade de vários milhares de e nas manchas solares.A estrutura dos campos magnéticos nas regiões ativas é muito intrincada, alternando pólos magnéticos de diferentes polaridades. Existem também regiões magnéticas locais com intensidades de campo de centenas de Oe fora das manchas solares. Os campos magnéticos penetram tanto na cromosfera quanto na coroa solar. Os processos magnetogasdinâmicos e plasmáticos desempenham um papel importante no norte. A uma temperatura de 5.000-10.000 K, o gás está suficientemente ionizado, sua condutividade é alta e, devido à enorme escala dos fenômenos solares, a importância das interações eletromecânicas e magnetomecânicas é muito grande (veja Magnetohidrodinâmica cósmica).

A atmosfera de S. é formada por camadas externas acessíveis a observações. Quase toda a radiação solar vem da parte inferior de sua atmosfera, chamada fotosfera. Com base nas equações de transferência de energia radiativa, equilíbrio termodinâmico radiativo e local e no fluxo de radiação observado, pode-se teoricamente construir um modelo para a distribuição de temperatura e densidade com profundidade na fotosfera. A espessura da fotosfera é de cerca de 300 km, sua densidade média é de 3×10=4 kg/m3. a temperatura na fotosfera cai à medida que se move para camadas mais externas, seu valor médio é de cerca de 6.000 K, no limite da fotosfera é de cerca de 4.200 K. A pressão varia de 2 × 104 a 102 N/m2. A existência de convecção na zona subfotosférica do solário se manifesta no brilho desigual da fotosfera e em sua granularidade visível – a chamada granularidade. estrutura de granulação. Os grânulos são manchas brilhantes de forma mais ou menos redonda, visíveis na imagem de S., obtidas em luz branca (Fig. 2). O tamanho dos grânulos é de 150-1000 km, a vida útil é de 5-10 min. grânulos individuais podem ser observados por 20 minutos. Às vezes, os grânulos formam aglomerados de até 30.000 km de tamanho. Os grânulos são mais brilhantes que os espaços intergranulares em 20 a 30%, o que corresponde a uma diferença de temperatura média de 300 K. Ao contrário de outras formações, a granulação na superfície de S. é a mesma. latitudes heliográficas e depende da atividade solar. As velocidades dos movimentos caóticos (velocidades turbulentas) na fotosfera são, de acordo com várias definições, 1-3 km/s. Na fotosfera, foram encontrados movimentos oscilatórios quase periódicos na direção radial. Ocorrem em locais de 2 a 3 mil km de extensão, com um período de cerca de 5 minutos e uma amplitude de velocidade da ordem de 500 m/s. Após vários períodos, as oscilações em um determinado local desaparecem e podem surgir novamente. As observações também mostraram a existência de células em que o movimento ocorre na direção horizontal do centro da célula até seus limites. A velocidade de tais movimentos é de cerca de 500 m/s. Tamanhos de células - supergrânulos - 30-40 mil km. A posição dos supergrânulos coincide com as células da rede cromosférica. Nos limites dos supergrânulos, o campo magnético é aumentado. Supõe-se que os supergrânulos refletem a existência de células convectivas do mesmo tamanho a uma profundidade de vários milhares de km abaixo da superfície. Inicialmente, assumiu-se que a fotosfera fornece apenas radiação contínua, e as linhas de absorção são formadas na camada de reversão localizada acima dela. Mais tarde, descobriu-se que tanto as linhas espectrais quanto um espectro contínuo são formados na fotosfera. No entanto, para simplificar os cálculos matemáticos no cálculo das linhas espectrais, às vezes é usado o conceito de camada reversa.

Manchas solares e tochas. Manchas solares e erupções são frequentemente observadas na fotosfera (Figs. 1 e 2). As manchas solares são formações escuras, geralmente consistindo de um núcleo mais escuro (sombra) e a penumbra que o cerca. Os diâmetros dos pontos atingem 200.000 km. Às vezes, o local é cercado por uma borda clara. Manchas muito pequenas são chamadas de poros. O tempo de vida das manchas é de várias horas a vários meses.No espectro das manchas observam-se ainda mais linhas e bandas de absorção do que no espectro da fotosfera, assemelhando-se ao espectro de uma estrela do tipo espectral KO. Mudanças de linha no espectro das manchas devido ao efeito Doppler indicam o movimento da matéria nas manchas - saída em níveis mais baixos e entrada em níveis mais altos, as velocidades de movimento chegam a 3 × 103 m/s (efeito Evershed). Das comparações das intensidades da linha e do espectro contínuo de manchas e da fotosfera, conclui-se que as manchas são mais frias que a fotosfera em 1-2 mil graus (4500 K e abaixo). Como resultado, contra o fundo da fotosfera, as manchas aparecem escuras, o brilho do núcleo é 0,2-0,5 do brilho da fotosfera, o brilho da penumbra é cerca de 80% da fotosfera. Todas as manchas solares possuem um campo magnético forte, chegando a 5000 e para manchas grandes. Geralmente, as manchas formam grupos que podem ser unipolares, bipolares e multipolares em seu campo magnético, ou seja, contendo muitas manchas de diferentes polaridades, muitas vezes unidas por uma penumbra comum. Grupos de manchas solares são sempre cercados por fáculas e flóculos, proeminências, às vezes erupções solares ocorrem perto delas, e na coroa solar acima delas formações na forma de raios de capacetes, leques são observados - tudo isso junto forma uma região ativa no norte • O número médio anual de manchas solares observadas e regiões ativas, e também a área média ocupada por elas varia com um período de cerca de 11 anos. Este é um valor médio, enquanto a duração dos ciclos individuais de atividade solar varia de 7,5 a 16 anos (consulte Atividade solar). O maior número de manchas simultaneamente visíveis na superfície de um solário varia mais de duas vezes para diferentes ciclos. Principalmente manchas são encontradas no chamado. zonas reais, estendendo-se de 5 a 30? latitude heliográfica em ambos os lados do equador solar. No início do ciclo de atividade solar, a latitude da localização das manchas é maior, no final do ciclo é menor e em latitudes mais altas aparecem manchas de um novo ciclo. Grupos bipolares de manchas solares são mais frequentemente observados, consistindo em duas grandes manchas solares - a mancha solar principal e a próxima mancha solar, com polaridade magnética oposta e várias manchas solares menores. Os pontos de cabeça têm a mesma polaridade durante todo o ciclo de atividade solar, essas polaridades são opostas nos hemisférios norte e sul de C. Aparentemente, os pontos são depressões na fotosfera, e a densidade da matéria neles é menor que a densidade da matéria na fotosfera no mesmo nível.

Em regiões solares ativas, observam-se fáculas – formações fotosféricas brilhantes que são visíveis em luz branca predominantemente perto da borda do disco solar. As fáculas geralmente aparecem antes das manchas solares e existem por algum tempo depois que elas desaparecem. A área dos locais da tocha é várias vezes maior que a área do grupo correspondente de manchas solares. O número de tochas no disco solar depende da fase do ciclo de atividade solar. As fáculas têm contraste máximo (18%) perto da borda do disco C., mas não na borda. No centro do disco C., as fáculas são praticamente invisíveis, e seu contraste é muito pequeno. as tochas têm uma estrutura fibrosa complexa, seu contraste depende do comprimento de onda em que as observações são feitas. a temperatura das tochas é várias centenas de graus mais alta que a temperatura da fotosfera, a radiação total de 1 cm2 excede a fotosférica em 3-5%. Aparentemente, as fáculas se elevam um pouco acima da fotosfera. A duração média de sua existência é de 15 dias, mas pode chegar a quase 3 meses.

Cromosfera. Acima da fotosfera está uma camada da atmosfera chamada cromosfera. Sem telescópios especiais com filtros ópticos de banda estreita, a cromosfera é visível apenas durante os eclipses solares totais como um anel rosa ao redor do disco escuro, naqueles minutos em que a Lua cobre completamente a fotosfera. Então pode-se observar o espectro da cromosfera, o chamado. espectro de flash. Na borda do disco S., a cromosfera aparece ao observador como uma faixa irregular, da qual se projetam dentes individuais - espículas cromosféricas. O diâmetro das espículas é de 200 a 2.000 km, a altura é de cerca de 10.000 km e a velocidade do aumento do plasma nas espículas é de até 30 km/s. Até 250.000 espículas existem simultaneamente no norte. Quando observado em luz monocromática (por exemplo, à luz da linha de cálcio ionizado 3934 A), uma rede cromosférica brilhante é visível no disco C., consistindo de nódulos individuais - pequenos nódulos com diâmetro de 1000 km e grandes com um diâmetro de 2.000 a 8.000 km. Nódulos grandes são aglomerados de pequenos. O tamanho das células da grade é de 30 a 40 mil km. Acredita-se que as espículas sejam formadas nos limites das células da grade cromosférica. Quando observada à luz da linha vermelha de hidrogênio 6563 A, uma estrutura de vórtice característica é visível perto de manchas solares na cromosfera (Fig. 3). A densidade na cromosfera diminui com o aumento da distância do centro C. O número de átomos em 1 cm3 varia de 1015 perto da fotosfera a 109 na parte superior da cromosfera. O espectro da cromosfera consiste em centenas de linhas espectrais de emissão de hidrogênio, hélio e metais. As mais fortes são a linha vermelha do hidrogênio Na (6563 A) e as linhas H e K do cálcio ionizado com comprimento de onda de 3968 A e 3934 A. O comprimento da cromosfera não é o mesmo quando observado em diferentes espectros, linhas : nas linhas cromosféricas mais fortes pode ser rastreado até 14 000 km acima da fotosfera. O estudo dos espectros da cromosfera levou à conclusão de que na camada onde ocorre a transição da fotosfera para a cromosfera, a temperatura passa por um mínimo e, à medida que a altura acima da base da cromosfera aumenta, torna-se igual a 8-10 mil K, e a uma altitude de vários milhares de km atinge 15 -20 mil K. Foi estabelecido que na cromosfera há um movimento caótico (turbulento) de massas de gás com velocidades de até 15?103 m/ s. . Na linha Ha, as formações escuras chamadas fibras são claramente visíveis. Na borda do disco S., os filamentos se projetam além do disco e são observados contra o céu como proeminências brilhantes. Na maioria das vezes, filamentos e proeminências são encontrados em quatro zonas localizadas simetricamente em relação ao equador solar: zonas polares ao norte de + 40? e sul -40? latitude heliográfica e zonas de baixa latitude ao redor? trinta? no início do ciclo de atividade solar e 17? no final do ciclo. Os filamentos e proeminências das zonas de baixa latitude mostram um ciclo bem definido de 11 anos; seu máximo coincide com o máximo de manchas solares. Em proeminências de alta latitude, a dependência das fases do ciclo de atividade solar é menos pronunciada, o máximo ocorre 2 anos após o máximo da mancha solar. Os filamentos, que são proeminências silenciosas, podem atingir o comprimento do raio solar e existir por várias rotações do norte. A altura média das proeminências acima da superfície do norte é de 30 a 50 mil km, o comprimento médio é de 200 mil km , e a largura é de 5 mil km. De acordo com os estudos de A. B. Severny, todas as proeminências podem ser divididas em 3 grupos de acordo com a natureza de seus movimentos: eletromagnéticos, em que os movimentos ocorrem ao longo de trajetórias curvas ordenadas - linhas de campo magnético; caótico, onde predominam movimentos desordenados e turbulentos (velocidades da ordem de 10 km/s); eruptiva, na qual a substância de uma proeminência inicialmente silenciosa com movimentos caóticos é subitamente ejetada a uma velocidade crescente (atingindo 700 km/s) para longe do norte. Os filamentos, que estão ativos, mudando rapidamente as proeminências, geralmente mudam fortemente ao longo de várias horas ou mesmo minutos. A forma e a natureza dos movimentos nas proeminências estão intimamente relacionadas ao campo magnético na cromosfera e na coroa solar.

A coroa solar é a parte mais externa e rarefeita da atmosfera solar, estendendo-se por vários (mais de 10) raios solares. Até 1931, a coroa só podia ser observada durante eclipses solares totais na forma de um brilho de pérola prateada ao redor do disco S. coberto pela Lua (ver vol. 9, inserção nas pp. 384-385). Os detalhes de sua estrutura se destacam bem na coroa: capacetes, leques, raios coronais e escovas polares. Após a invenção do coronógrafo, a coroa solar começou a ser observada fora dos eclipses. A forma geral da coroa muda com a fase do ciclo de atividade solar: nos anos de mínimo, a coroa é fortemente alongada ao longo do equador; nos anos de máximo, é quase esférica. Na luz branca, o brilho da superfície da coroa solar é um milhão de vezes menor que o brilho do centro do disco C. Seu brilho é formado principalmente como resultado da dispersão da radiação fotosférica por elétrons livres. Quase todos os átomos da coroa são ionizados. A concentração de íons e elétrons livres na base da coroa é de 109 partículas por 1 cm3. O aquecimento da coroa é realizado de forma semelhante ao aquecimento da cromosfera. A maior liberação de energia ocorre na parte inferior da coroa, mas devido à alta condutividade térmica, a coroa é quase isotérmica - a temperatura cai muito lentamente. A saída de energia na coroa ocorre de várias maneiras. Na parte inferior da coroa, o papel principal é desempenhado pela transferência descendente de energia devido à condução de calor. A perda de energia é causada pela fuga das partículas mais rápidas da coroa. Nas partes externas da coroa, a maior parte da energia é transportada pelo vento solar, uma corrente de gás coronal cuja velocidade aumenta com a distância do norte de alguns km/s na sua superfície para 450 km/s na Terra. distância. a temperatura na coroa excede 106K. Em regiões ativas, a temperatura é mais alta - até 107K. Acima das regiões ativas, as chamadas. condensações coronais, nas quais a concentração de partículas aumenta dez vezes. Parte da radiação da coroa interna são as linhas de radiação de átomos ionizados multiplicados de ferro, cálcio, magnésio, carbono, oxigênio, enxofre e outros elementos químicos. Eles são observados tanto na parte visível do espectro quanto na região ultravioleta. A radiação solar na faixa do medidor e os raios X são gerados na coroa solar, que são amplificados muitas vezes em regiões ativas. Os cálculos mostraram que a coroa solar não está em equilíbrio com o meio interplanetário. Fluxos de partículas se propagam da coroa para o espaço interplanetário, formando o vento solar. Existe uma camada de transição relativamente fina entre a cromosfera e a coroa, na qual a temperatura sobe acentuadamente para valores característicos da coroa. As condições nele são determinadas pelo fluxo de energia da coroa como resultado da condução de calor. A camada de transição é a fonte da maior parte da radiação ultravioleta C. A cromosfera, a camada de transição e a coroa produzem todas as emissões de rádio C observadas. Em regiões ativas, a estrutura da cromosfera, da coroa e da camada de transição muda. Essa mudança, no entanto, ainda não é bem compreendida.

Erupções solares. Em regiões ativas da cromosfera, são observados aumentos repentinos e relativamente curtos no brilho, que são visíveis simultaneamente em muitas linhas espectrais. Essas formações brilhantes existem de vários minutos a várias horas e são chamadas de erupções solares (o primeiro nome é erupções cromosféricas). As labaredas são melhor vistas à luz da linha de hidrogênio Ha, mas as mais brilhantes às vezes são vistas à luz branca. No espectro de uma explosão solar, existem várias centenas de linhas de emissão de vários elementos, neutros e ionizados. a temperatura dessas camadas da atmosfera solar que brilham nas linhas cromosféricas (1-2) é de ≈104 K, nas camadas mais altas - até 107 K. A densidade de partículas no flare atinge 1013-1014 em 1 cm3. A área de erupções solares pode chegar a 1015 m3. Normalmente, as erupções solares ocorrem perto de grupos de manchas solares em rápido desenvolvimento com campos magnéticos complexos. Eles são acompanhados pela ativação de fibras e flóculos, bem como pela liberação de matéria. Durante uma erupção, uma grande quantidade de energia é liberada (até 1010-1011 J). Supõe-se que a energia de uma erupção solar é inicialmente armazenada em um campo magnético e depois liberada rapidamente, o que leva ao aquecimento local e aceleração de prótons e elétrons, causando maior aquecimento do gás, seu brilho em diferentes partes do espectro da radiação eletromagnética, a formação de uma onda de choque. As explosões solares produzem um aumento significativo na radiação ultravioleta solar e são acompanhadas por rajadas de raios X (às vezes muito poderosas), rajadas de emissão de rádio e a ejeção de corpúsculos de alta energia até 1010 eV. Às vezes, rajadas de emissão de raios X são observadas mesmo sem amplificação do brilho na cromosfera. Algumas explosões solares (chamadas de explosões de prótons) são acompanhadas por fluxos particularmente fortes de partículas energéticas - raios cósmicos de origem solar. Os flashes de prótons representam um perigo para os astronautas em voo, porque Partículas energéticas, colidindo com os átomos do casco da espaçonave, geram bremsstrahlung, raios-x e radiação gama, às vezes em doses perigosas.

Influência da atividade solar nos fenômenos terrestres. S. é, em última análise, a fonte de todos os tipos de energia utilizados pela humanidade (exceto energia atômica). Esta é a energia do vento, da água que cai, a energia liberada durante a combustão de todos os tipos de combustível. A influência da atividade solar nos processos que ocorrem na atmosfera, magnetosfera e biosfera da Terra é muito diversa (ver Relações Solar-Terrestre).

Instrumentos para o estudo de S. As observações de S. são realizadas com o auxílio de refratores de pequeno ou médio porte e grandes telescópios espelhados, em que a maioria das óticas são estacionárias, e os raios solares são direcionados para dentro da instalação horizontal ou da torre do telescópio usando um (siderostat, heliostat) ou dois (celostat ) espelhos móveis (ver Fig. do Art. Tower Telescope). Na construção de grandes telescópios solares, atenção especial é dada à alta resolução espacial ao longo do disco C. Um tipo especial de telescópio solar, o coronógrafo não-eclipsante, foi criado. Dentro do coronógrafo, a imagem de S. é eclipsada por uma "Lua" artificial - um disco opaco especial. Em um coronógrafo, a quantidade de luz espalhada é muitas vezes reduzida, de modo que as camadas mais externas da atmosfera C podem ser observadas fora do eclipse. luz de uma única linha espectral. Filtros de densidade neutra com transparência variável ao longo do raio também foram criados, o que permite observar a coroa solar a uma distância de vários raios C. Grandes telescópios solares são geralmente equipados com espectrógrafos potentes com registro fotográfico ou fotoelétrico de espectros. Um espectrógrafo também pode ter um magnetógrafo - um instrumento para estudar a divisão e polarização de Zeeman de linhas espectrais e para determinar a magnitude e direção do campo magnético no norte. absorvido na atmosfera da Terra levou à criação de observatórios orbitais fora da atmosfera , que permitem obter espectros de radiação solar e formações individuais em sua superfície fora da atmosfera terrestre.