ماذا يحدث إذا خرجت الأرض عن مدارها؟ هل من الممكن إنقاذ الأرض بإبعادها عن الشمس؟ كم يبعد عن القمر؟

• يمكننا تركيب سلسلة من العاكسات الكبيرة عند نقطة L1 Lagrange لمنع بعض الضوء من الوصول إلى الأرض.
• يمكننا هندسة الغلاف الجوي/البياض لكوكبنا بحيث يعكس المزيد من الضوء ويمتص كمية أقل.
• يمكننا تخليص الكوكب من ظاهرة الاحتباس الحراري عن طريق إزالة جزيئات الميثان وثاني أكسيد الكربون من الغلاف الجوي.
• يمكننا أن نترك الأرض ونركز على استصلاح العوالم الخارجية مثل المريخ.

من الناحية النظرية، كل شيء يمكن أن ينجح، لكنه سيتطلب جهداً ودعماً هائلين.

إلا أن قرار ترحيل الأرض إلى مدار بعيد قد يصبح نهائيا. وعلى الرغم من أنه سيتعين علينا نقل الكوكب باستمرار خارج المدار للحفاظ على درجة حرارة ثابتة، إلا أن هذا سيستغرق مئات الملايين من السنين. للتعويض عن تأثير زيادة سطوع الشمس بنسبة 1%، يجب تحريك الأرض بنسبة 0.5% بعيدًا عن الشمس؛ وللتعويض عن زيادة قدرها 20% (أي أكثر من 2 مليار سنة)، تحتاج الأرض إلى الابتعاد بنسبة 9.5%. لن تكون الأرض على بعد 149.600.000 كيلومتر من الشمس، بل 164.000.000 كيلومتر.

لم تتغير المسافة من الأرض إلى الشمس كثيرًا خلال الـ 4.5 مليار سنة الماضية. لكن إذا ارتفعت حرارة الشمس ولا نريد أن تحترق الأرض تمامًا، فسيتعين علينا التفكير بجدية في هجرة الكواكب.

وهذا يتطلب الكثير من الطاقة! إن تحريك الأرض - جميعها ستة سيبتيليون كيلوغرام (6 × 10 24) - بعيدًا عن الشمس من شأنه أن يغير بشكل كبير معلماتنا المدارية. إذا أبعدنا الكوكب عن الشمس بمقدار 164.000.000 كيلومتر، فهناك اختلافات واضحة:

• ستستغرق الأرض وقتًا أطول بنسبة 14.6% للدوران حول الشمس
• للحفاظ على مدار مستقر، يجب أن تنخفض سرعتنا المدارية من 30 كم/ث إلى 28.5 كم/ث
• إذا بقيت فترة دوران الأرض على حالها (24 ساعة) فسيكون عدد أيام السنة 418 يوما بدلا من 365 يوما.
• ستكون الشمس أصغر بكثير في السماء - بنسبة 10% - وسيكون المد والجزر الذي تسببه الشمس أضعف بعدة سنتيمترات

إذا تضخم حجم الشمس وابتعدت عنها الأرض، فإن التأثيرين لا يلغيان تمامًا؛ ستظهر الشمس أصغر من الأرض

ولكن من أجل أخذ الأرض إلى هذا الحد، نحتاج إلى إجراء تغييرات حيوية كبيرة جدًا: سنحتاج إلى تغيير طاقة الجاذبية الكامنة لنظام الشمس والأرض. وحتى مع الأخذ في الاعتبار جميع العوامل الأخرى، بما في ذلك تباطؤ حركة الأرض حول الشمس، سيتعين علينا تغيير الطاقة المدارية للأرض بمقدار 4.7 × 10 35 جول، وهو ما يعادل 1.3 × 10 20 تيراواط ساعة: 10 15 مرة تكلفة الطاقة السنوية التي تتحملها البشرية. قد تعتقد أنه خلال ملياري سنة سيكونون مختلفين، وهم كذلك، ولكن ليس كثيرًا. سنحتاج إلى طاقة تزيد بمقدار 500 ألف مرة عما تنتجه البشرية على مستوى العالم اليوم، وكلها ستستخدم في نقل الأرض إلى بر الأمان.

تعتمد السرعة التي تدور بها الكواكب حول الشمس على بعدها عن الشمس. إن هجرة الأرض البطيئة البالغة 9.5% لن تعطل مدارات الكواكب الأخرى.

التكنولوجيا ليست القضية الأكثر صعوبة. السؤال الصعب هو أكثر جوهرية: كيف نحصل على كل هذه الطاقة؟ في الواقع، هناك مكان واحد فقط يلبي احتياجاتنا: الشمس نفسها. حاليًا، تستقبل الأرض حوالي 1500 واط من الطاقة لكل متر مربع من الشمس. للحصول على ما يكفي من الطاقة للانتقال إلى الأرض في الوقت المطلوب، سيتعين علينا بناء مصفوفة (في الفضاء) من شأنها أن تجمع 4.7 × 10 35 جول من الطاقة، بشكل موحد، على مدى 2 مليار سنة. وهذا يعني أننا بحاجة إلى مصفوفة بمساحة 5 × 10 15 مترًا مربعًا (وبكفاءة 100%)، وهو ما يعادل كامل مساحة عشرة كواكب مثل كوكبنا.

ظل مفهوم الطاقة الشمسية الفضائية قيد التطوير لفترة طويلة، لكن لم يتخيل أحد بعد مجموعة من الخلايا الشمسية تبلغ مساحتها 5 مليارات كيلومتر مربع.

ولذلك، لنقل الأرض إلى مدار آمن أبعد، ستحتاج إلى لوح شمسي بمساحة 5 مليارات كيلومتر مربع بكفاءة 100%، سيتم إنفاق كل طاقتها على دفع الأرض إلى مدار آخر خلال 2 مليار سنة. هل هذا ممكن جسديا؟ قطعاً. بالتكنولوجيا الحديثة؟ مُطْلَقاً. هل هذا ممكن عمليا؟ ومع ما نعرفه الآن، فمن المؤكد تقريبًا أنه لا. إن سحب كوكب بأكمله أمر صعب لسببين: أولا، بسبب جاذبية الشمس وبسبب ضخامة الأرض. ولكن لدينا مثل هذه الشمس وهذه الأرض، وسوف تسخن الشمس بغض النظر عن أفعالنا. وإلى أن نكتشف كيفية جمع هذه الكمية من الطاقة واستخدامها، سنحتاج إلى استراتيجيات أخرى.

شيء ما في محادثتك ضرب على وتر حساس:

ما هي المسافة من الأرض إلى الشمس؟

وتتراوح المسافة بين الأرض والشمس من 147 إلى 152 مليون كيلومتر. وكان من الممكن قياسه بدقة شديدة باستخدام الرادارات.

ما هي السنة الضوئية؟

السنة الضوئية مسافة 9460 مليار كيلومتر. هذا هو بالضبط المسار الذي يقطعه الضوء خلال عام، حيث يتحرك بسرعة ثابتة تبلغ 300 ألف كيلومتر في الثانية.

كم يبعد عن القمر؟

القمر هو جارنا. وتبلغ المسافة إليه عند أقرب نقطة مداره إلى الأرض 356410 كيلومترا. أقصى مسافة للقمر من الأرض هي 406697 كم. تم حساب المسافة على أساس الوقت الذي يستغرقه شعاع الليزر للوصول إلى القمر والعودة، وهو ما ينعكس من المرايا التي تركها رواد الفضاء الأمريكيون والمسابير القمرية السوفيتية على سطح القمر.

ما هو البارسيك؟

والفرسخ الفلكي يساوي 3.26 سنة ضوئية. يتم قياس مسافات اختلاف المنظر بالفراسخ الفلكية، أي المسافات المحسوبة هندسيًا من أصغر التحولات في الموضع الظاهري للنجم أثناء تحرك الأرض حول الشمس.

ما هو أبعد نجم يمكنك رؤيته؟

أبعد الأجسام الفضائية التي يمكن ملاحظتها من الأرض هي الكوازارات. وتقع على مسافة 13 مليار سنة ضوئية من الأرض.

هل النجوم تبتعد؟

تظهر دراسات الانزياح الأحمر أن جميع المجرات تبتعد عن مجرتنا. كلما ذهبوا أبعد، كلما تحركوا بشكل أسرع. تتحرك المجرات البعيدة بسرعة الضوء تقريبًا.

كيف تم قياس المسافة إلى الشمس لأول مرة؟

في عام 1672، لاحظ اثنان من علماء الفلك - كاسيني في فرنسا وريتشير في غيانا - الموقع الدقيق للمريخ في السماء. لقد حسبوا المسافة إلى المريخ من الفرق البسيط بين القياسين. ثم قام العلماء باستخدام الهندسة الأولية بحساب المسافة من الأرض إلى الشمس. تبين أن القيمة التي حصلت عليها كاسيني تم التقليل من قيمتها بنسبة 7٪.

ما هي المسافة إلى أقرب نجم؟

أقرب نجم إلى المجموعة الشمسية هو بروكسيما سنتوري، وتبلغ مسافته 4.3 سنة ضوئية، أي 40 تريليون. كم.

كيف يقيس علماء الفلك المسافات؟

ما هي المسافة من الأرض إلى الشمس؟

شمس(فيما يلي S.) - الجسم المركزي للنظام الشمسي، عبارة عن كرة بلازما ساخنة؛ S. هو أقرب نجم إلى الأرض. الوزن س - 19901030 كجم(332,958 مرة كتلة الأرض). 99.866% من كتلة النظام الشمسي تتركز في الشمس. المنظر الشمسي (الزاوية التي يمكن رؤية نصف قطرها الاستوائي للأرض من مركز الشمال، وتقع على مسافة متوسطة من الشمال، هي 8.794 (4.263’10 = 5 راد). تتراوح المسافة من الأرض إلى الشمال من 1.4710’1011 م (يناير) إلى 1.5210’1011 م (يوليو)، بمتوسط ​​1.4960’1011 م(وحدة فلكية). يبلغ متوسط ​​القطر الزاوي للأرض 1919.26 (9.305'10 = 3 راد)، وهو ما يتوافق مع القطر الخطي للأرض 1.392'109 م (109 أضعاف قطر خط الاستواء للأرض) ويبلغ متوسط ​​كثافة الأرض 1.41 '103 كجم/م3. تسارع الجاذبية على سطح الشمس 273.98 م/ث2. تبلغ سرعة القطع المكافئ على سطح الشمس (السرعة الكونية الثانية) 6.18'105 م/ث من الشمس، يتم تحديدها وفقًا لقانون ستيفان-بولتزمان، وفقًا لإشعاع الشمس الإجمالي (انظر الإشعاع الشمسي)، يساوي 5770 كلفن.

يبدأ تاريخ الملاحظات التلسكوبية لـ S. بالملاحظات التي أدلى بها G. Galileo في عام 1611؛ وتم اكتشاف البقع الشمسية، وتحديد فترة دوران الشمس حول محورها. في عام 1843، اكتشف عالم الفلك الألماني ج. شوابي دورية النشاط الشمسي. لقد أتاح تطور طرق التحليل الطيفي دراسة الظروف الفيزيائية للشمس. وفي عام 1814، اكتشف جي فراونهوفر خطوط امتصاص داكنة في طيف الشمس، وكان هذا بمثابة بداية دراسة التركيب الكيميائي للشمس منذ عام 1836، تم إجراء عمليات رصد كسوف الشمس بانتظام، مما أدى إلى اكتشاف الهالة والكروموسفير للشمس، وكذلك البروز الشمسي. في عام 1913، لاحظ عالم الفلك الأمريكي ج. هيل انقسام زيمان لخطوط فراونهوفر في طيف البقع الشمسية، وبالتالي أثبت وجود مجالات مغناطيسية في الشمال. بحلول عام 1942، حدد عالم الفلك السويدي ب. إدلين وآخرون عدة خطوط في طيف الإكليل الشمسي مع خطوط من العناصر شديدة التأين، مما يثبت ارتفاع درجة الحرارة في الإكليل الشمسي. في عام 1931، اخترع B. Lio كوروناغراف الشمسي، مما جعل من الممكن مراقبة الهالة والكروموسفير خارج الكسوف. في أوائل الأربعينيات. القرن ال 20 كان اكتشاف الانبعاث الراديوي للشمس بمثابة حافز كبير لتطوير الفيزياء الشمسية في النصف الثاني من القرن العشرين. ساهم في تطوير الهيدروديناميكا المغناطيسية وفيزياء البلازما. منذ بداية عصر الفضاء، تم إجراء دراسة الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية الصادرة عن الشمس باستخدام طرق علم الفلك خارج الغلاف الجوي باستخدام الصواريخ والمراصد المدارية الآلية على الأقمار الصناعية الأرضية، والمختبرات الفضائية التي يوجد على متنها أشخاص. في اتحاد الجمهوريات الاشتراكية السوفياتية، يتم إجراء أبحاث S. في مراصد القرم وبولكوفو، وفي المؤسسات الفلكية في موسكو، كييف، طشقند، وألما آتا. أباستوماني، إيركوتسك، إلخ. تعمل معظم مراصد الفيزياء الفلكية الأجنبية في أبحاث الفيزياء الفلكية (انظر المراصد والمعاهد الفلكية).

إن دوران الشمس حول محورها يحدث في نفس اتجاه دوران الأرض، في مستوى يميل بمقدار 7؟15 بوصة على مستوى مدار الأرض (مسير الشمس). وتتحدد سرعة الدوران من خلال الحركة الظاهرية. من أجزاء مختلفة في الغلاف الجوي للشمس وبواسطة انزياح الخطوط الطيفية في طيف حافة القرص الشمسي بسبب تأثير دوبلر، وهكذا تم اكتشاف أن فترة دوران النظام الشمسي ليست هي نفسها عند يتم تحديد مواقع المعالم المختلفة على سطح الشمس باستخدام الإحداثيات الهيلوغرافية المقاسة من خط الاستواء الشمسي (خط العرض الشمسي) ومن خط الطول المركزي لـ S. أو من خط زوال معين تم اختياره كخط الطول الأولي ما يسمى خط الطول كارينغتون). في هذه الحالة، يعتقد أن S. يدور كجسم صلب. يتم تحديد موقع خط الطول الأولي في الكتب السنوية الفلكية لكل يوم مع خط عرض هيلوغرافي يبلغ 17؟ يقوم بدورة واحدة بالنسبة إلى الأرض في 27.275 يومًا (الفترة القمرية). زمن الدوران عند نفس خط العرض N بالنسبة للنجوم (الفترة الفلكية) هو 25.38 يومًا. تختلف السرعة الزاوية للدوران w للدوران الفلكي مع خط العرض الهيلوجرافي j وفقًا للقانون: w = 14?, 44-3? sin2j يوميا. تبلغ السرعة الخطية للدوران عند خط الاستواء الشمالي حوالي 2000 م/ث.

S. كنجم هو قزم أصفر نموذجي ويقع في الجزء الأوسط من التسلسل الرئيسي للنجوم على مخطط Hertzsprung-Russell. الحجم البصري المرئي لـ S. هو - 26.74، الحجم البصري المطلق Mv هو + 4.83. مؤشر اللون C مخصص لحالة المناطق الزرقاء (B) والمرئية (V) من الطيف MB - MV = 0.65. الفئة الطيفية C. G2V. سرعة الحركة بالنسبة لمجموعة النجوم القريبة هي 19.7 م/ث. S. يقع داخل أحد الفروع الحلزونية لمجرتنا على مسافة حوالي 10 كيلو فرسخ فلكي من مركزها. تبلغ فترة دوران الشمس حول مركز المجرة حوالي 200 مليون سنة. يبلغ عمر س. حوالي 5؟109 سنوات.

يتم تحديد البنية الداخلية لـ S. على افتراض أنه جسم متماثل كرويًا وفي حالة توازن. معادلة نقل الطاقة، قانون حفظ الطاقة، معادلة حالة الغاز المثالي، قانون ستيفان-بولتزمان وشروط التوازن الهيدروستاتيكي والإشعاعي والحملي، إلى جانب قيم اللمعان الكلي والكتلة الكلية و نصف القطر المحدد من الملاحظات والبيانات المتعلقة بتركيبته الكيميائية، يجعل من الممكن إنشاء هيكل داخلي نموذجي لـ S. ويُعتقد أن محتوى الهيدروجين في S. بالوزن يبلغ حوالي 70%، والهيليوم حوالي 27%، ومحتوى الكل. العناصر الأخرى حوالي 2.5%. وبناءً على هذه الافتراضات، تم حساب درجة الحرارة في وسط الشمال 10-15?106 كلفن، والكثافة حوالي 1.5'105 كجم/م3، والضغط 3.4'1016 ن/م2 (حوالي 3' 1011 أجواء). ويعتقد أن مصدر الطاقة الذي يعوض الفاقد الإشعاعي ويحافظ على درجة حرارة الشمس المرتفعة هو التفاعلات النووية التي تحدث في أحشاء الشمس. ويبلغ متوسط ​​كمية الطاقة المتولدة داخل الشمس 1.92 إرج لكل جرام في الثانية يتم تحديد الطاقة عن طريق التفاعلات النووية، حيث يتم تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم. في الشمال هناك مجموعتان من التفاعلات النووية الحرارية من هذا النوع: ما يسمى. دورة بروتون-بروتون (الهيدروجين) ودورة الكربون (دورة بيث). من المرجح أن تسود دورة بروتون-بروتون في الشمال، وتتكون من ثلاثة تفاعلات، في أولها تتشكل نوى الديوتيريوم (نظير ثقيل للهيدروجين، الكتلة الذرية 2) من نوى الهيدروجين؛ في الثانية من نواة الديوتيريوم، يتم تشكيل نوى نظير الهيليوم مع الكتلة الذرية 3، وأخيرا، في الثالث، يتم تشكيل نوى نظير الهيليوم المستقر مع الكتلة الذرية 4.

يتم نقل الطاقة من الطبقات الداخلية لمقصورة التشمس الاصطناعي بشكل رئيسي من خلال امتصاص الإشعاع الكهرومغناطيسي القادم من الأسفل وإعادة انبعاثه لاحقًا. ونتيجة لانخفاض درجة الحرارة مع البعد عن مركز الشمس، يزداد الطول الموجي للإشعاع تدريجياً، ناقلاً معظم الطاقة إلى الطبقات العليا (انظر قانون فين للإشعاع). وتلعب المادة من الطبقات الداخلية، والمادة المبردة إلى الداخل (الحمل الحراري) دورًا مهمًا في الطبقات العليا نسبيًا التي تشكل منطقة الحمل الحراري للشمس، والتي تبدأ على عمق حوالي 0.2 نصف قطر شمسي ويبلغ سمكها حوالي 108 م وتزداد حركات الحمل الحراري بازدياد البعد عن مركز الشمس وفي الجزء الخارجي من منطقة الحمل الحراري تصل إلى (2-2.5) ?103 م/ث. وفي الطبقات الأعلى (في الغلاف الجوي الشمسي)، يتم نقل الطاقة مرة أخرى عن طريق الإشعاع. في الطبقات العليا من الغلاف الجوي الشمسي (في الكروموسفير والإكليل)، يتم تسليم جزء من الطاقة عن طريق الموجات الميكانيكية والمغناطيسية الهيدروديناميكية، والتي تتولد في منطقة الحمل الحراري ولكن يتم امتصاصها فقط في هذه الطبقات. الكثافة في الغلاف الجوي العلوي منخفضة جدًا، ولا يمكن إزالة الطاقة اللازمة بسبب الإشعاع والتوصيل الحراري إلا إذا كانت درجة الحرارة الحركية لهذه الطبقات عالية بدرجة كافية. وأخيرا، في الجزء العلوي من الإكليل الشمسي، يتم نقل معظم الطاقة بعيدا عن طريق تدفقات المادة التي تتحرك من الشمس، ما يسمى. الرياح المشمسة. يتم ضبط درجة الحرارة في كل طبقة على مستوى يتم من خلاله تحقيق توازن الطاقة تلقائيًا: كمية الطاقة الناتجة عن امتصاص جميع أنواع الإشعاع أو التوصيل الحراري أو حركة المادة تساوي مجموع كل فقد الطاقة من الطبقة.

يتم تحديد إجمالي إشعاع الشمس من خلال الإضاءة التي تخلقها على سطح الأرض - حوالي 100 ألف لوكس عندما تكون الشمس في ذروتها. أما خارج الغلاف الجوي، وعلى متوسط ​​مسافة الأرض من الشمال، تبلغ الإضاءة 127 ألف لوكس. تبلغ شدة الإضاءة الشمسية 2.84 × 1027؛ وتسمى كمية الطاقة الضوئية التي تصل في الدقيقة لكل 1 سم 3 من المساحة، موضوعة بشكل عمودي على أشعة الشمس خارج الغلاف الجوي على متوسط ​​مسافة الأرض من الشمس، بالثابت الشمسي. تبلغ قوة الإشعاع الكلي للشمس 3.83?1026 واط، يصل منها حوالي 2?1017 واط إلى الأرض، ويبلغ متوسط ​​سطوع سطح الشمس (عند ملاحظته خارج الغلاف الجوي للأرض) 1.98?109 شمعة، سطوع الشمس مركز قرص الشمس هو - 2.48؟109 nt. يتناقص سطوع القرص S من المركز إلى الحافة، ويعتمد هذا الانخفاض على الطول الموجي، بحيث يكون السطوع عند حافة القرص S، على سبيل المثال، للضوء بطول موجي 3600 ألف، حوالي 0.2 من سطوع مركزه، و5000 ألف - حوالي 0.3 سطوع من مركز القرص C. عند حافة القرص C، ينخفض ​​السطوع 100 مرة في أقل من ثانية قوسية واحدة، وبالتالي فإن حدود C. يبدو القرص حادًا جدًا (الشكل 1).

إن التركيب الطيفي للضوء المنبعث من الطاقة الشمسية، أي توزيع الطاقة في الطيف الشمسي (بعد الأخذ في الاعتبار تأثير الامتصاص في الغلاف الجوي للأرض وتأثير خطوط فراونهوفر)، بشكل عام يتوافق مع توزيع الطاقة في إشعاع جسم أسود تمامًا تبلغ درجة حرارته حوالي 6000 كلفن. ومع ذلك، هناك انحرافات ملحوظة في أجزاء معينة من الطيف. الطاقة القصوى في طيف S. تتوافق مع طول موجة يبلغ 4600 A. طيف S هو طيف مستمر يتم تركيب أكثر من 20 ألف خط امتصاص (خطوط فراونهوفر). وتم التعرف على أكثر من 60% منها بخطوط طيفية لعناصر كيميائية معروفة من خلال مقارنة الأطوال الموجية والكثافة النسبية لخط الامتصاص في الطيف الشمسي مع الأطياف المختبرية. توفر دراسة خطوط فراونهوفر معلومات ليس فقط عن التركيب الكيميائي للغلاف الجوي الشمسي، ولكن أيضًا عن الظروف الفيزيائية في تلك الطبقات التي تتشكل فيها خطوط امتصاص معينة. العنصر السائد في S. هو الهيدروجين. عدد ذرات الهيليوم أقل بـ 4-5 مرات من الهيدروجين. عدد ذرات جميع العناصر الأخرى مجتمعة أقل بـ 1000 مرة على الأقل من عدد ذرات الهيدروجين. من بينها، الأكثر وفرة هي الأكسجين والكربون والنيتروجين والمغنيسيوم والسيليكون والكبريت والحديد، وما إلى ذلك. في طيف الأكسجين، يمكن للمرء أيضًا تحديد الخطوط التي تنتمي إلى جزيئات معينة والجذور الحرة: OH، NH، CH، CO، إلخ.

يتم قياس المجالات المغناطيسية في الشمس بشكل رئيسي عن طريق تقسيم زيمان لخطوط الامتصاص في طيف الشمس (انظر تأثير زيمان). هناك عدة أنواع من المجالات المغناطيسية في الشمال (انظر المغناطيسية الشمسية). المجال المغناطيسي الكلي للشمس صغير وتصل قوته إلى 1e من قطبية أو أخرى ويتغير مع مرور الوقت. يرتبط هذا المجال ارتباطًا وثيقًا بالمجال المغناطيسي بين الكواكب وهيكل قطاعه. يمكن أن تصل شدة المجالات المغناطيسية المرتبطة بالنشاط الشمسي إلى عدة آلاف من الأوي في البقع الشمسية. إن بنية المجالات المغناطيسية في المناطق النشطة معقدة للغاية، حيث تتناوب الأقطاب المغناطيسية ذات الأقطاب المختلفة. هناك أيضًا مناطق مغناطيسية محلية تبلغ شدة مجالها مئات من البقع الشمسية الخارجية. تخترق المجالات المغناطيسية كلا من الغلاف الشمسي والهالة الشمسية. تلعب العمليات الديناميكية الغازية والبلازما دورًا رئيسيًا في الشمال. عند درجة حرارة تتراوح بين 5000-10000 كلفن، يكون الغاز متأينًا بدرجة كافية، وتكون موصليته عالية، ونظرًا للحجم الهائل للظواهر الشمسية، فإن أهمية التفاعلات الكهروميكانيكية والميكانيكية المغناطيسية كبيرة جدًا (انظر الديناميكا المائية المغناطيسية الكونية).

يتكون الغلاف الجوي للشمس من طبقات خارجية يمكن ملاحظتها. يأتي كل الإشعاع الشمسي تقريبًا من الجزء السفلي من غلافه الجوي، والذي يسمى الغلاف الضوئي. استناداً إلى معادلات نقل الطاقة الإشعاعية والتوازن الديناميكي الإشعاعي والمحلي وتدفق الإشعاع المرصود، من الممكن نظرياً بناء نموذج لتوزيع درجة الحرارة والكثافة مع العمق في الغلاف الضوئي. يبلغ سمك الغلاف الضوئي حوالي 300 كم، ومتوسط ​​كثافته 3 10 = 4 كجم/م3. تنخفض درجة الحرارة في الغلاف الضوئي مع انتقالنا إلى المزيد من الطبقات الخارجية، ويبلغ متوسط ​​قيمتها حوالي 6000 كلفن، عند حدود الغلاف الضوئي حوالي 4200 كلفن. ويتراوح الضغط من 2 إلى 102 نيوتن/م2. يتجلى وجود الحمل الحراري في المنطقة تحت الغلاف الضوئي للشمس في السطوع غير المتساوي للغلاف الضوئي وحبيباته المرئية - ما يسمى. هيكل التحبيب. الحبيبات عبارة عن نقاط مضيئة ذات شكل دائري أكثر أو أقل، مرئية في صورة S. تم الحصول عليها في الضوء الأبيض (الشكل 2). حجم الحبيبات 150-1000 كم، عمر الحبيبات 5-10 دقائق. يمكن ملاحظة الحبيبات الفردية خلال 20 دقيقة. في بعض الأحيان تشكل الحبيبات مجموعات يصل حجمها إلى 30.000 كم، وتكون الحبيبات أكثر سطوعًا من المساحات الحبيبية بنسبة 20-30٪، وهو ما يتوافق مع اختلاف في درجة الحرارة يبلغ متوسطه 300 كلفن. وعلى عكس التكوينات الأخرى، يوجد على سطح الحبيبات الشمسية. نفس الشيء في جميع خطوط العرض الهيلوغرافية ولا يعتمد على النشاط الشمسي. إن سرعات الحركات الفوضوية (السرعات المضطربة) في الغلاف الضوئي هي، حسب تعريفات مختلفة، 1-3 كم/ثانية. تم اكتشاف حركات تذبذبية شبه دورية في الاتجاه الشعاعي في الغلاف الضوئي. تحدث في مناطق تتراوح مساحتها بين 2-3 ألف كيلومتر، بفترة زمنية حوالي 5 دقائق وسرعة تبلغ حوالي 500 م/ثانية، وبعد عدة فترات، تختفي التذبذبات في مكان معين، ومن ثم يمكن أن تنشأ مرة أخرى. كما أظهرت الملاحظات وجود خلايا تحدث فيها الحركة في الاتجاه الأفقي من مركز الخلية إلى حدودها. وتبلغ سرعة هذه الحركات حوالي 500 م/ث. أحجام خلايا الحبيبات الفائقة هي 30-40 ألف كيلومتر. يتطابق موضع الحبيبات الفائقة مع خلايا شبكة الكروموسفير. عند حدود الحبيبات الفائقة، يتم تعزيز المجال المغناطيسي. ومن المفترض أن الحبيبات الفائقة تعكس وجود خلايا الحمل الحراري من نفس الحجم على عمق عدة آلاف من الكيلومترات تحت السطح. كان من المفترض في البداية أن الغلاف الضوئي ينتج إشعاعًا مستمرًا فقط، وتتشكل خطوط الامتصاص في الطبقة الانعكاسية الموجودة فوقه. في وقت لاحق وجد أن كلا من الخطوط الطيفية والطيف المستمر تتشكل في الغلاف الضوئي. ومع ذلك، لتبسيط الحسابات الرياضية عند حساب الخطوط الطيفية، يتم أحيانًا استخدام مفهوم الطبقة المقلوبة.

بقع الشمس ومشاعلها. غالبًا ما يتم ملاحظة البقع الشمسية والوجهيات في الغلاف الضوئي (الشكل 1 و2). البقع الشمسية هي تكوينات داكنة، تتكون عادة من نواة داكنة اللون (الظل) والظل المحيط بها. يصل أقطار البقع إلى 200 ألف كيلومتر. في بعض الأحيان تكون البقعة محاطة بحدود خفيفة. تسمى البقع الصغيرة جدًا بالمسام. يتراوح عمر البقع من عدة ساعات إلى عدة أشهر، ويحتوي طيف البقع على خطوط ونطاقات امتصاص أكثر من طيف الغلاف الضوئي، وهو يشبه طيف نجم من الفئة الطيفية KO. تشير تحولات الخطوط في طيف البقع بسبب تأثير دوبلر إلى حركة المادة في البقع - التدفق إلى الخارج عند المستويات الأدنى والتدفق إلى الداخل عند المستويات الأعلى، وتصل سرعات الحركة إلى 103 م/ثانية (تأثير Evershed). من مقارنات شدة الخطوط والطيف المستمر للبقع والغلاف الضوئي، يترتب على ذلك أن البقع أبرد بمقدار 1-2 ألف درجة من الغلاف الضوئي (4500 كلفن وأقل). نتيجة لذلك، على خلفية الغلاف الضوئي، تظهر البقع داكنة، وسطوع النواة هو 0.2-0.5 سطوع الغلاف الضوئي، وسطوع الظل الجزئي حوالي 80٪ من سطوع الغلاف الضوئي. تتمتع جميع البقع الشمسية بمجال مغناطيسي قوي، تصل قوته إلى 5000 Oe بالنسبة للبقع الشمسية الكبيرة، وعادةً ما تشكل البقع الشمسية مجموعات يمكن أن تكون أحادية القطب وثنائية القطب ومتعددة القطبية، أي تحتوي على العديد من البقع ذات القطبية المختلفة، وغالبًا ما تكون متحدة بواسطة. شبه ناقص مشترك. دائمًا ما تكون مجموعات البقع الشمسية محاطة بالبقع والنتوءات، وتحدث أحيانًا توهجات شمسية بالقرب منها، وتلاحظ تشكيلات على شكل أشعة خوذات ومراوح في الإكليل الشمسي فوقها - كل هذا معًا يشكل منطقة نشطة في الشمال. ويتغير متوسط ​​العدد السنوي للبقع والمناطق النشطة المرصودة، وكذلك متوسط ​​المساحة التي تشغلها مع فترة حوالي 11 سنة. هذه قيمة متوسطة، لكن مدة الدورات الفردية للنشاط الشمسي تتراوح من 7.5 إلى 16 سنة (انظر النشاط الشمسي). يتغير أكبر عدد من البقع التي تظهر في نفس الوقت على سطح الشمس أكثر من مرتين في دورات مختلفة. تم العثور على البقع في الغالب في ما يسمى. المناطق الملكية الممتدة من 5 إلى 30؟ خط العرض الهيلوجرافي على جانبي خط الاستواء الشمسي. في بداية دورة النشاط الشمسي يكون خط عرض موقع البقع الشمسية أعلى، وفي نهاية الدورة يكون أقل، وعند خطوط العرض الأعلى تظهر بقع الدورة الجديدة. في كثير من الأحيان، يتم ملاحظة مجموعات من البقع الشمسية ثنائية القطب، تتكون من بقعتين شمسيتين كبيرتين - الرأس والأخرى اللاحقة، التي لها قطبية مغناطيسية معاكسة، والعديد من البقع الأصغر حجمًا. البقع الرأسية لها نفس القطبية طوال دورة النشاط الشمسي بأكملها، وهذه الأقطاب متقابلة في نصفي الكرة الشمالي والجنوبي من الكرة الأرضية C. وعلى ما يبدو، فإن البقع عبارة عن منخفضات في الغلاف الضوئي، وكثافة المادة فيها أقل من كثافة المادة. كثافة المادة في الغلاف الضوئي عند نفس المستوى.

في المناطق النشطة من الشمس، تُلاحظ البقع - وهي تكوينات فوتوسفيرية لامعة، يمكن رؤيتها في الضوء الأبيض بالقرب من حافة القرص الشمسي عادةً، تظهر البقع قبل البقع الشمسية وتوجد لبعض الوقت بعد اختفائها. مساحة مناطق التوهج أكبر بعدة مرات من مساحة مجموعة البقع المقابلة. يعتمد عدد المشاعل الموجودة على القرص الشمسي على مرحلة دورة النشاط الشمسي. تتمتع الوجه بأقصى قدر من التباين (18%) بالقرب من حافة القرص S، ولكن ليس عند الحافة ذاتها. في وسط القرص S، تكون الوجهات غير مرئية عمليًا، وتباينها منخفض جدًا. تحتوي المشاعل على بنية ليفية معقدة، ويعتمد تباينها على الطول الموجي الذي يتم عنده إجراء الملاحظات. درجة حرارة المشاعل أعلى بعدة مئات من الدرجات من درجة حرارة الغلاف الضوئي، إجمالي الإشعاع من 1 سم 2 يتجاوز الغلاف الضوئي بنسبة 3-5٪. على ما يبدو، ترتفع المشاعل إلى حد ما فوق الغلاف الضوئي. متوسط ​​مدة وجودها هو 15 يوما، ولكن يمكن أن تصل إلى ما يقرب من 3 أشهر.

كروموسفير. توجد فوق الغلاف الضوئي طبقة من الغلاف الجوي للشمس تسمى الكروموسفير. بدون تلسكوبات خاصة مزودة بمرشحات ضوئية ضيقة النطاق، لا يمكن رؤية الغلاف الضوئي إلا أثناء الكسوف الكلي للشمس كحلقة وردية تحيط بقرص مظلم، في تلك الدقائق التي يغطي فيها القمر الغلاف الضوئي بالكامل. ثم يمكن للمرء أن يلاحظ طيف الكروموسفير، ما يسمى. طيف التوهج. عند حافة القرص S، يظهر الكروموسفير للمراقب كشريط غير متساوٍ تبرز منه الأسنان الفردية - شويكات الكروموسفير. يبلغ قطر الشويكات 200-2000 كم، وارتفاعها حوالي 10000 كم، وسرعة ارتفاع البلازما في الشويكات تصل إلى 30 كم/ثانية. وفي الوقت نفسه، يوجد ما يصل إلى 250 ألف شويكة في الشمال. عند ملاحظتها في ضوء أحادي اللون (على سبيل المثال، في ضوء خط الكالسيوم المتأين 3934 أ)، تظهر شبكة كروموسفيرية ساطعة على القرص C، تتكون من عقيدات فردية - صغيرة يبلغ قطرها 1000 كم وكبيرة بقطر 1000 كم. قطرها من 2000 إلى 8000 كم. العقيدات الكبيرة هي مجموعات من العقيدات الصغيرة. يبلغ حجم خلايا الشبكة 30-40 ألف كيلومتر ويعتقد أن الشويكات تتشكل عند حدود خلايا الشبكة الكروموسفيرية. عند ملاحظتها في ضوء خط الهيدروجين الأحمر 6563 A، يمكن رؤية بنية دوامة مميزة بالقرب من البقع الشمسية في الغلاف اللوني (الشكل 3). تتناقص الكثافة في الكروموسفير مع زيادة المسافة من المركز C. ويتراوح عدد الذرات لكل 1 سم 3 من 1015 بالقرب من الغلاف الضوئي إلى 109 في الجزء العلوي من الغلاف الضوئي. يتكون طيف الكروموسفير من مئات الخطوط الطيفية للانبعاث من الهيدروجين والهيليوم والمعادن. وأقوى هذه الخطوط هو الخط الأحمر للهيدروجين Na (6563 A) وخطي H وK للكالسيوم المتأين بأطوال موجية 3968 A و3934 A. إن مدى الكروموسفير ليس هو نفسه عند ملاحظته في خطوط الطيف المختلفة: في أقوى خطوط الغلاف اللوني يمكن إرجاعها إلى ارتفاع 14000 كيلومتر فوق الغلاف الضوئي. أدت دراسة أطياف الغلاف الضوئي للكروموسفير إلى استنتاج مفاده أنه في الطبقة التي يحدث فيها الانتقال من الغلاف الضوئي إلى الغلاف الضوئي، تمر درجة الحرارة عبر الحد الأدنى، ومع زيادة الارتفاع فوق قاعدة الغلاف الجوي، يصبح مساويًا لـ 8-10 ألف كلفن، وعلى ارتفاع عدة آلاف كيلومتر يصل إلى 15-20 ألف كلفن. وقد ثبت أنه في الغلاف اللوني هناك حركة فوضوية (مضطربة) لكتل ​​الغاز بسرعات تصل إلى 15؟103 م/ ثانية في الكروموسفير، تظهر المشاعل في المناطق النشطة في الضوء أحادي اللون لخطوط الكروموسفير القوية كتكوينات ضوئية، تسمى عادة الندف. تظهر التكوينات المظلمة التي تسمى الخيوط بوضوح في خط Ha. عند حافة القرص S، تبرز الخيوط خارج القرص ويتم ملاحظتها في السماء على شكل بروزات ساطعة. في أغلب الأحيان، توجد الخيوط والنتوءات في أربع مناطق تقع بشكل متناظر بالنسبة إلى خط الاستواء الشمسي: المناطق القطبية شمال +40؟ وإلى الجنوب -40؟ خطوط العرض الهليوغرافية ومناطق خطوط العرض المنخفضة حولها؟ ثلاثين؟ في بداية دورة النشاط الشمسي و17؟ في نهاية الدورة. تُظهر خيوط وبروز مناطق خطوط العرض المنخفضة دورة محددة جيدًا مدتها 11 عامًا، ويتزامن الحد الأقصى لها مع الحد الأقصى للبقع الشمسية. في مناطق خطوط العرض العليا، يكون الاعتماد على مراحل دورة النشاط الشمسي أقل وضوحًا؛ ويحدث الحد الأقصى بعد عامين من الحد الأقصى للبقع. والخيوط وهي بروزات هادئة يمكن أن يصل طولها إلى نصف قطر الشمس وتتواجد لعدة دورات شمالا، ويبلغ متوسط ​​ارتفاع البروزات فوق سطح الشمس 30-50 ألف كم، ومتوسط ​​طولها 200 ألف كم. ويبلغ عرضها 5 آلاف كيلومتر. وفقًا لبحث A. B. Severny، يمكن تقسيم جميع الشواظات إلى 3 مجموعات وفقًا لطبيعة حركاتها: الكهرومغناطيسية، حيث تحدث الحركات على طول مسارات منحنية مرتبة - خطوط المجال المغناطيسي؛ فوضوية، حيث تسود الحركات المضطربة والمضطربة (سرعات تصل إلى 10 كم / ثانية)؛ ثورة بركانية، حيث تقذف فجأة مادة البروز الهادئة في البداية مع حركات فوضوية بسرعة متزايدة (تصل إلى 700 كم/ثانية) بعيدًا عن الشمال. تبلغ درجة الحرارة في البروز (الخيوط) 5-10 آلاف كلفن، وتكون الكثافة قريبة من متوسط ​​كثافة الكروموسفير. عادة ما تتغير الخيوط، وهي بروزات نشطة وسريعة التغير، بشكل كبير خلال ساعات قليلة أو حتى دقائق. يرتبط شكل وطبيعة الحركات في البروز ارتباطًا وثيقًا بالمجال المغناطيسي في الغلاف اللوني والإكليل الشمسي.

الهالة الشمسية هي الجزء الخارجي والأكثر هشاشة من الغلاف الجوي الشمسي، وتمتد على عدة (أكثر من 10) أنصاف أقطار شمسية. حتى عام 1931، لم يكن من الممكن ملاحظة الإكليل إلا أثناء كسوف الشمس الكلي على شكل توهج فضي لؤلؤي حول القرص S الذي يغطيه القمر (انظر المجلد 9، ملحق بالصفحات 384-385). تبرز تفاصيل هيكلها بوضوح في التاج: الخوذات والمراوح والأشعة الإكليلية والفرش القطبية. بعد اختراع الكوروناغراف، بدأ رصد الإكليل الشمسي خارج فترات الكسوف. يتغير الشكل العام للإكليل مع مرحلة دورة النشاط الشمسي: في سنوات الحد الأدنى يكون الإكليل ممدودًا بقوة على طول خط الاستواء، وفي سنوات الحد الأقصى يكون كرويًا تقريبًا. في الضوء الأبيض، يكون سطوع سطح الإكليل الشمسي أقل بمليون مرة من سطوع مركز القرص C. ويتشكل توهجه بشكل رئيسي نتيجة لتشتت الإشعاع الضوئي للغلاف الضوئي بواسطة الإلكترونات الحرة. تقريبا جميع الذرات الموجودة في الإكليل متأينة. يبلغ تركيز الأيونات والإلكترونات الحرة عند قاعدة الإكليل 109 جسيمات لكل 1 سم3. يتم تسخين الهالة بشكل مشابه للكروموسفير. يحدث أكبر إطلاق للطاقة في الجزء السفلي من الإكليل، ولكن بسبب التوصيل الحراري العالي، فإن الإكليل متساوي الحرارة تقريبًا - تنخفض درجة الحرارة إلى الخارج ببطء شديد. يحدث تدفق الطاقة في الهالة بعدة طرق. في الجزء السفلي من الهالة، يتم لعب الدور الرئيسي عن طريق نقل الطاقة إلى الأسفل بسبب التوصيل الحراري. يحدث فقدان الطاقة بسبب خروج أسرع الجزيئات من الهالة. في الأجزاء الخارجية من الإكليل، تحمل الرياح الشمسية معظم الطاقة - تدفق الغاز الإكليلي، الذي تزداد سرعته مع المسافة من الشمال، من عدة كيلومترات في الثانية على سطحه إلى 450 كيلومتراً في الثانية. على مسافة من الأرض. درجة الحرارة في الهالة تتجاوز 106 ك. في المناطق النشطة تكون درجة الحرارة أعلى - تصل إلى 107 كلفن. فوق المناطق النشطة، ما يسمى التكاثف الإكليلي، حيث يزيد تركيز الجزيئات عشرات المرات. جزء من الإشعاع الصادر من الإكليل الداخلي هو خطوط انبعاث ذرات الحديد والكالسيوم والمغنيسيوم والكربون والأكسجين والكبريت وعناصر كيميائية أخرى. يتم ملاحظتها في الجزء المرئي من الطيف وفي منطقة الأشعة فوق البنفسجية. تولد الهالة الشمسية إشعاعًا شمسيًا في نطاق العدادات وإشعاعًا للأشعة السينية يتم تضخيمه عدة مرات في المناطق النشطة. وكما أظهرت الحسابات، فإن الهالة الشمسية ليست في حالة توازن مع الوسط الموجود بين الكواكب. تنتشر تيارات الجسيمات من الإكليل إلى الفضاء بين الكواكب، لتشكل الرياح الشمسية. توجد بين الكروموسفير والهالة طبقة انتقالية رقيقة نسبيًا، حيث تحدث زيادة حادة في درجة الحرارة إلى القيم المميزة للهالة. وتتحدد الظروف فيه من خلال تدفق الطاقة من الإكليل نتيجة التوصيل الحراري. الطبقة الانتقالية هي مصدر معظم الأشعة فوق البنفسجية القادمة من الشمس، وينتج الغلاف اللوني والطبقة الانتقالية والإكليل جميع الانبعاثات الراديوية المرصودة من الشمس، وفي المناطق النشطة، يتغير هيكل الغلاف اللوني والإكليل والطبقة الانتقالية. لكن هذا التغيير لم تتم دراسته بشكل كافٍ بعد.

التوهجات الشمسية. في المناطق النشطة من الغلاف اللوني، تُلاحظ زيادات مفاجئة وقصيرة المدى نسبيًا في السطوع، ويمكن رؤيتها في العديد من الخطوط الطيفية في وقت واحد. تستمر هذه التكوينات الساطعة من عدة دقائق إلى عدة ساعات وتسمى التوهجات الشمسية (التي كانت تسمى سابقًا التوهجات الكروموسفيرية). من الأفضل رؤية التوهجات في ضوء خط الهيدروجين Ha، لكن ألمعها يمكن رؤيته أحيانًا في الضوء الأبيض. يوجد في طيف التوهج الشمسي عدة مئات من خطوط الانبعاث لعناصر مختلفة، محايدة ومؤينة. تبلغ درجة حرارة طبقات الغلاف الجوي الشمسي التي تنتج توهجًا في خطوط الكروموسفير (1-2) 104 كلفن، في الطبقات العليا - تصل إلى 107 كلفن. تصل كثافة الجزيئات في التوهج إلى 1013-1014 لكل 1 سم 3. يمكن أن تصل مساحة التوهجات الشمسية إلى 1015 م3. عادة، تحدث التوهجات الشمسية بالقرب من مجموعات سريعة النمو من البقع الشمسية ذات مجال مغناطيسي ذي تكوين معقد. وهي مصحوبة بتنشيط الألياف والندفات وكذلك انبعاث المواد. أثناء التوهج، يتم إطلاق كمية كبيرة من الطاقة (تصل إلى 1010-1011 جول). ويفترض أن طاقة التوهج الشمسي يتم تخزينها في البداية في المجال المغناطيسي ثم يتم إطلاقها بسرعة، مما يؤدي إلى تسخين محلي وتسارع. البروتونات والإلكترونات، مما تسبب في مزيد من تسخين الغاز، وتوهجه في أجزاء مختلفة من طيف الإشعاع الكهرومغناطيسي، وتشكيل موجة الصدمة. تنتج التوهجات الشمسية زيادة كبيرة في الأشعة فوق البنفسجية الشمسية وتكون مصحوبة برشقات من الأشعة السينية (أحيانًا قوية جدًا)، ورشقات من الانبعاثات الراديوية، وإطلاق جسيمات عالية الطاقة تصل إلى 1010 فولت. في بعض الأحيان يتم ملاحظة انفجارات من الأشعة السينية دون زيادة التوهج في الغلاف اللوني. بعض التوهجات الشمسية (تسمى توهجات البروتون) تكون مصحوبة بتيارات قوية بشكل خاص من الجسيمات النشطة - الأشعة الكونية من أصل شمسي. تشكل مشاعل البروتون خطراً على رواد الفضاء أثناء الطيران، لأن تولد الجسيمات النشطة، التي تصطدم بذرات غلاف المركبة الفضائية، إشعاعات bremsstrahlung والأشعة السينية وأشعة جاما، بجرعات خطيرة في بعض الأحيان.

تأثير النشاط الشمسي على الظواهر الأرضية. الطاقة هي في النهاية مصدر جميع أنواع الطاقة التي تستخدمها البشرية (ما عدا الطاقة الذرية). هذه هي طاقة الرياح والمياه المتساقطة والطاقة المنبعثة أثناء احتراق جميع أنواع الوقود. إن تأثير النشاط الشمسي على العمليات التي تحدث في الغلاف الجوي والغلاف المغناطيسي والغلاف الحيوي للأرض متنوع للغاية (انظر الروابط الشمسية الأرضية).

يتم إجراء أدوات دراسة S. عمليات رصد S. باستخدام منكسرات صغيرة أو متوسطة الحجم وتلسكوبات مرآة كبيرة، تكون فيها معظم البصريات ثابتة، ويتم توجيه أشعة الشمس داخل التركيب الأفقي أو البرجي للتلسكوب باستخدام أحد (siderostat، heliostat) أو مرآتان متحركتان (celostat) (انظر الشكل الخاص بمقال تلسكوب البرج). عند بناء التلسكوبات الشمسية الكبيرة، يتم إيلاء اهتمام خاص للدقة المكانية العالية على طول القرص C، وقد تم إنشاء نوع خاص من التلسكوب الشمسي - وهو رسم الإكليل خارج الكسوف. داخل الكوروناغراف، يتم كسوف صورة الشمس بواسطة "القمر" الاصطناعي - وهو قرص خاص غير شفاف. في الكوروناغراف، يتم تقليل كمية الضوء المتناثر عدة مرات، لذلك من الممكن مراقبة الطبقات الخارجية للغلاف الجوي خارج الكسوف. غالبًا ما تكون التلسكوبات الشمسية مجهزة بمرشحات ضوئية ضيقة النطاق، مما يسمح بالمراقبة في ضوء طيفي واحد خط. كما تم إنشاء مرشحات محايدة الكثافة ذات شفافية شعاعية متغيرة، مما يجعل من الممكن مراقبة الإكليل الشمسي على مسافة عدة أنصاف أقطار C. وعادة ما تكون التلسكوبات الشمسية الكبيرة مجهزة بمطياف قوي مع تسجيل ضوئي أو كهروضوئي للأطياف. قد يحتوي جهاز المطياف أيضًا على جهاز مغناطيسي - وهو جهاز لدراسة تقسيم زيمان واستقطاب الخطوط الطيفية وتحديد حجم واتجاه المجال المغناطيسي في الشمال أدت دراسة الإشعاع الشمسي في الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء وبعض مناطق الطيف الأخرى التي امتصتها في الغلاف الجوي للأرض إلى إنشاء مراصد مدارية خارج الغلاف الجوي، مما مكن من الحصول على أطياف الشمس وتكويناتها الفردية على سطحها خارجها. الغلاف الجوي للأرض.

من المستحيل أن أشرح... 29 سبتمبر 2016

قام علماء من مختبر الدفع النفاث التابع لناسا ومختبر لوس ألاموس الوطني (الولايات المتحدة الأمريكية) بتجميع قائمة من الظواهر الفلكية التي لوحظت في النظام الشمسي والتي من المستحيل تمامًا تفسيرها.

وقد تم التحقق من هذه الحقائق مرات عديدة، ولا يوجد شك في حقيقتها. لكنها لا تتناسب مع الصورة الحالية للعالم على الإطلاق. وهذا يعني أننا إما أننا لا نفهم قوانين الطبيعة بشكل صحيح تمامًا، أو... يقوم شخص ما بتغيير هذه القوانين ذاتها باستمرار.

وهنا بعض الأمثلة:

الذي يسرع المسابر الفضائية

في عام 1989، انطلق جهاز أبحاث غاليليو في رحلة طويلة إلى كوكب المشتري. ومن أجل إعطائها السرعة المطلوبة، استخدم العلماء "مناورة الجاذبية". اقترب المسبار من الأرض مرتين حتى تتمكن قوة جاذبية الكوكب من "دفعها"، مما يعطي تسارعًا إضافيًا. ولكن بعد المناورات، تبين أن سرعة غاليليو أعلى من السرعة المحسوبة.

تم العمل على هذه التقنية، وفي السابق تم رفع تردد التشغيل لجميع الأجهزة بشكل طبيعي. ثم اضطر العلماء إلى إرسال ثلاث محطات بحثية أخرى إلى الفضاء السحيق. ذهب المسبار NEAR إلى كويكب إيروس، وطارت روزيتا لدراسة المذنب تشوريوموف-جيراسيمينكو، وذهبت كاسيني إلى زحل. لقد قاموا جميعًا بمناورة الجاذبية بنفس الطريقة، وتبين أن السرعة النهائية لجميعهم أكبر من السرعة المحسوبة - وقد راقب العلماء هذا المؤشر بجدية بعد الشذوذ الملحوظ مع غاليليو.

ولم يكن هناك تفسير لما كان يحدث. ولكن لسبب ما، فإن جميع الأجهزة التي تم إرسالها إلى الكواكب الأخرى بعد كاسيني لم تتلق تسارعًا إضافيًا غريبًا أثناء مناورة الجاذبية. إذًا، ما هو "الشيء" الذي حدث في الفترة من عام 1989 (جاليليو) إلى عام 1997 (كاسيني) والذي أعطى جميع المسابر التي تذهب إلى الفضاء السحيق تسارعًا إضافيًا؟

لا يزال العلماء يتجاهلون: من يحتاج إلى "دفع" أربعة أقمار صناعية؟ في دوائر طب العيون، كانت هناك نسخة قررت بعض الذكاء العالي أنه سيكون من الضروري مساعدة أبناء الأرض في استكشاف النظام الشمسي.

لم يتم ملاحظة هذا التأثير الآن، وما إذا كان سيظهر مرة أخرى غير معروف.

لماذا تهرب الأرض من الشمس؟

لقد تعلم العلماء منذ فترة طويلة قياس المسافة من كوكبنا إلى النجم. الآن يعتبر مساوياً لـ 149.597.870 كيلومترًا. في السابق، كان يعتقد أنه غير قابل للتغيير. لكن في عام 2004، اكتشف علماء الفلك الروس أن الأرض تبتعد عن الشمس بنحو 15 سنتيمترا سنويا، وهو ما يزيد 100 مرة عن خطأ القياس.

هل يحدث شيء لم يتم وصفه سابقًا إلا في روايات الخيال العلمي: هل أصبح الكوكب في حالة "تعويم حر"؟ طبيعة الرحلة التي بدأت لا تزال مجهولة. وبطبيعة الحال، إذا لم يتغير معدل الإزالة، فسوف تمر مئات الملايين من السنين قبل أن نبتعد عن الشمس بدرجة كافية حتى يتجمد الكوكب. ولكن فجأة سوف تزيد السرعة. أو على العكس من ذلك، هل ستبدأ الأرض في الاقتراب من النجم؟

وحتى الآن لا أحد يعرف ماذا سيحدث بعد ذلك.

من لا يسمح "للرواد" بالسفر إلى الخارج؟

تم إطلاق المسبارين الأمريكيين بايونير 10 وبايونيير 11 في عامي 1972 و1983 على التوالي. بحلول الوقت الحالي، كان من المفترض أن يكونوا قد خرجوا بالفعل من النظام الشمسي. ومع ذلك، في لحظة معينة، بدأ كل من أحدهما والآخر، لأسباب غير معروفة، في تغيير مسارهما، كما لو أن قوة مجهولة لا تريد السماح لهما بالذهاب بعيدًا.

لقد انحرف Pioneer 10 بالفعل بمقدار أربعمائة ألف كيلومتر عن المسار المحسوب. بايونير 11 يتبع بالضبط مسار أخيه. هناك إصدارات عديدة: تأثير الرياح الشمسية، تسرب الوقود، أخطاء البرمجة. لكنهم جميعا ليسوا مقنعين للغاية، لأن كلتا السفينتين، اللتين تم إطلاقهما بفارق 11 عاما، تتصرفان بنفس الطريقة.

إذا لم نأخذ في الاعتبار مكائد الأجانب أو الخطة الإلهية لعدم إطلاق سراح الناس خارج النظام الشمسي، فربما يتجلى هنا تأثير المادة المظلمة الغامضة. أم أن هناك بعض تأثيرات الجاذبية غير المعروفة لنا؟

ما يتربص على مشارف نظامنا

بعيدًا عن الكوكب القزم بلوتو، يوجد كويكب غامض سيدنا - أحد أكبر الكويكبات في نظامنا. بالإضافة إلى ذلك، يعتبر سيدنا الكائن الأكثر احمرارا في نظامنا - فهو أكثر احمرارا من المريخ. لماذا غير معروف.

لكن اللغز الرئيسي مختلف. يستغرق الأمر 10 آلاف سنة لإكمال ثورة حول الشمس. علاوة على ذلك، فهو يدور في مدار ممدود للغاية. إما أن هذا الكويكب قد طار إلينا من نظام نجمي آخر، أو ربما، كما يعتقد بعض علماء الفلك، فقد تم إخراجه من مداره الدائري بسبب قوة الجاذبية لجسم كبير. أيها؟ ولا يستطيع علماء الفلك اكتشافه.

لماذا يعتبر كسوف الشمس مثاليًا جدًا؟

في نظامنا، يتم تحديد أحجام الشمس والقمر، وكذلك المسافة من الأرض إلى القمر والشمس، بطريقة أصلية للغاية. إذا لاحظت كسوف الشمس من كوكبنا (بالمناسبة، الوحيد الذي توجد فيه حياة ذكية)، فإن قرص سيلين يغطي قرص النجم بالتساوي تمامًا - أحجامها تتطابق تمامًا.

لو كان القمر أصغر قليلاً أو أبعد عن الأرض، لما حدث كسوف كلي للشمس. حادثة؟ لا أستطيع أن أصدق ذلك...

لماذا نعيش بالقرب من نجمنا؟

في جميع الأنظمة النجمية التي درسها علماء الفلك، يتم ترتيب الكواكب وفقًا لنفس الترتيب: كلما كان الكوكب أكبر، كلما كان أقرب إلى النجم. في نظامنا الشمسي، يقع العمالقة - زحل والمشتري - في المنتصف، مما يسمح بـ "الصغير" للأمام - عطارد والزهرة والأرض والمريخ. لماذا حدث هذا غير معروف.

إذا كان لدينا نفس النظام العالمي كما هو الحال في محيط جميع النجوم الأخرى، فستكون الأرض موجودة في مكان ما في منطقة زحل الحالية. ويسود البرد الجهنمي ولا توجد شروط للحياة الذكية.

إشارة الراديو من كوكبة القوس

في السبعينيات، بدأت الولايات المتحدة برنامجًا للبحث عن إشارات راديوية محتملة لكائنات فضائية. وللقيام بذلك، تم توجيه التلسكوب الراديوي إلى أجزاء مختلفة من السماء، وقام بمسح موجات الأثير بترددات مختلفة، محاولًا اكتشاف إشارة ذات أصل اصطناعي.

لعدة سنوات، لم يتمكن علماء الفلك من التباهي بأي نتائج. لكن في 15 أغسطس 1977، بينما كان عالم الفلك جيري إيمان في الخدمة، سجل المسجل الذي سجل كل ما وقع في "آذان" التلسكوب الراديوي إشارة أو ضجيجًا استمر 37 ثانية. هذه الظاهرة تسمى واو! - بحسب الملاحظة الموجودة في الهامش، والتي كتبها إيمان المذهول بالحبر الأحمر.

وكانت "الإشارة" على تردد 1420 ميجا هرتز. ووفقا للاتفاقيات الدولية، لا يعمل أي جهاز إرسال أرضي في هذا النطاق. وجاء من اتجاه كوكبة القوس، حيث يقع أقرب نجم على بعد 220 سنة ضوئية من الأرض. سواء كانت مصطنعة - لا توجد إجابة حتى الآن. وفي وقت لاحق، بحث العلماء مرارا وتكرارا في هذه المنطقة من السماء. ولكن دون جدوى.

المادة المظلمة

جميع المجرات في كوننا تدور حول مركز واحد وبسرعة عالية. ولكن عندما قام العلماء بحساب الكتلة الإجمالية للمجرات، اتضح أنها خفيفة للغاية. ووفقا لقوانين الفيزياء، فإن هذا الكاروسيل بأكمله قد انهار منذ فترة طويلة. ومع ذلك، فإنه لا ينكسر.

ولتفسير ما يحدث، توصل العلماء إلى فرضية مفادها أن هناك مادة مظلمة في الكون لا يمكن رؤيتها. لكن علماء الفلك ليس لديهم أي فكرة حتى الآن عن ماهيته وكيفية الشعور به. ومن المعروف فقط أن كتلته تبلغ 90٪ من كتلة الكون. وهذا يعني أننا نعرف نوع العالم الذي يحيط بنا، فقط عُشر.

الحياة على المريخ

بدأ البحث عن المواد العضوية على الكوكب الأحمر في عام 1976، حيث هبطت مركبة الفضاء الأمريكية فايكنغ هناك. كان عليهم إجراء سلسلة من التجارب إما لتأكيد أو دحض الفرضية المتعلقة بصلاحية الكوكب للسكن. وتبين أن النتائج متناقضة: فمن ناحية، تم اكتشاف غاز الميثان في الغلاف الجوي للمريخ - ومن الواضح أنه ذو أصل حيوي، ولكن لم يتم تحديد جزيء عضوي واحد.

وأرجعت النتائج الغريبة للتجارب إلى التركيب الكيميائي لتربة المريخ، وتقرر عدم وجود حياة على الكوكب الأحمر على الإطلاق. ومع ذلك، يشير عدد من الدراسات الأخرى إلى وجود رطوبة على سطح المريخ، مما يتحدث مرة أخرى لصالح وجود الحياة. وفقا للبعض، ربما نتحدث عن أشكال الحياة تحت الأرض.

ما هي الألغاز التي لا تستحق العناء؟

مصادر

هناك 3 خيارات للخروج من المدار - الانتقال إلى مدار جديد (والذي قد يكون بدوره أقرب أو أبعد عن الشمس، أو حتى يكون ممدودًا جدًا)، والسقوط في الشمس وترك النظام الشمسي. دعونا نفكر فقط في الخيار الثالث، والذي، في رأيي، هو الأكثر إثارة للاهتمام.

وكلما ابتعدنا عن الشمس، سيكون هناك قدر أقل من الأشعة فوق البنفسجية المتاحة لعملية التمثيل الضوئي، وسينخفض ​​متوسط ​​درجة الحرارة على الكوكب سنة بعد سنة. وستكون النباتات أول من سيعاني، مما سيؤدي إلى اضطرابات كبيرة في السلسلة الغذائية والنظم البيئية. وسوف يأتي العصر الجليدي بسرعة كبيرة. الواحات الوحيدة التي تتمتع بظروف أكثر أو أقل ستكون بالقرب من ينابيع الطاقة الحرارية الأرضية وينابيع المياه الحارة. ولكن ليس لفترة طويلة.

بعد عدد معين من السنوات (بالمناسبة، لن يكون هناك المزيد من الفصول)، على مسافة معينة من الشمس، ستبدأ أمطار غير عادية على سطح كوكبنا. سيكون هناك أمطار من الأكسجين. إذا كنت محظوظًا، فربما تتساقط الثلوج بسبب الأكسجين. لا أستطيع أن أقول على وجه اليقين ما إذا كان الناس على السطح سيكونون قادرين على التكيف مع هذا - لن يكون هناك طعام أيضًا، وسيكون الفولاذ في مثل هذه الظروف هشًا للغاية، لذلك ليس من الواضح كيفية الحصول على الوقود. سوف يتجمد سطح المحيط إلى عمق كبير، وسيغطي الغطاء الجليدي بسبب تمدد الجليد سطح الكوكب بالكامل باستثناء الجبال - وسيصبح كوكبنا أبيض اللون.

لكن درجة حرارة قلب الكوكب ووشاحه لن تتغير، لذلك تحت الغطاء الجليدي على عمق عدة كيلومترات ستبقى درجة الحرارة مقبولة تماما. (إذا قمت بحفر مثل هذا المنجم وتزويده بالغذاء المستمر والأكسجين، فسيكون من الممكن العيش هناك)

أطرف شيء هو في أعماق البحر. حيث حتى الآن لا يخترق شعاع الضوء. هناك، على عمق عدة كيلومترات تحت سطح المحيط، هناك أنظمة بيئية كاملة لا تعتمد على الإطلاق على الشمس، على التمثيل الضوئي، على حرارة الشمس. لها دوراتها الخاصة من المواد، والتخليق الكيميائي بدلاً من التمثيل الضوئي، ويتم الحفاظ على درجة الحرارة المطلوبة بسبب حرارة كوكبنا (النشاط البركاني، والينابيع الساخنة تحت الماء، وما إلى ذلك)، حيث يتم ضمان درجة الحرارة داخل كوكبنا من خلال جاذبيتها ، الكتلة، حتى بدون الشمس، فهي أيضًا خارج النظام الشمسي، وسيتم الحفاظ على الظروف المستقرة ودرجة الحرارة المطلوبة هناك. والحياة التي تغلي في أعماق البحر، في قاع المحيط، لن تلاحظ حتى اختفاء الشمس. تلك الحياة لن تعرف حتى أن كوكبنا كان يدور حول الشمس. وربما سوف تتطور.

ومن غير المحتمل أيضًا، ولكن من الممكن أيضًا، أن تطير كرة ثلجية - الأرض - يومًا ما، بعد مليارات السنين، إلى أحد نجوم مجرتنا وتقع في مداره. ومن الممكن أيضًا أن "يذوب" كوكبنا في مدار نجم آخر وتظهر الظروف الملائمة للحياة على السطح. ربما الحياة في أعماق البحر، بعد التغلب على هذا المسار بأكمله، سوف تأتي مرة أخرى إلى السطح، كما حدث بالفعل مرة واحدة. ربما، نتيجة للتطور، ستظهر الحياة الذكية مرة أخرى على كوكبنا بعد ذلك. وأخيرًا، ربما سيجدون الوسائط الباقية مع الأسئلة والأجوبة من الموقع في بقايا أحد مراكز البيانات