Yer öz orbitini tərk edərsə nə olar? Yeri Günəşdən uzaqlaşdırmaqla onu xilas etmək mümkündürmü? Aya nə qədər uzaqdır?

• Biz işığın bir hissəsinin Yerə çatmasını əngəlləmək üçün Laqranj L1 nöqtəsində bir sıra böyük reflektorlar quraşdıra bilərik.
• Biz daha çox işığı əks etdirmək və daha az udmaq üçün planetimizin atmosferini/albedonunu geomühəndis edə bilərik.
• Biz atmosferdən metan və karbon qazı molekullarını çıxarmaqla planeti istixana effektindən xilas edə bilərik.
• Biz Yerdən ayrılıb Mars kimi xarici dünyaları terraformasiya etməyə fokuslana bilərik.

Teorik olaraq, hər şey işləyə bilər, lakin bunun üçün böyük səy və dəstək tələb olunur.

Bununla belə, Yerin uzaq orbitə köçməsi ilə bağlı qərar qəti ola bilər. Sabit bir temperatur saxlamaq üçün planeti daim orbitdən çıxarmalı olsaq da, bu, yüz milyonlarla il çəkəcək. Günəşin parlaqlığının 1% artmasının təsirini kompensasiya etmək üçün Yer Günəşdən 0,5% uzaqlaşdırılmalıdır; 20% (yəni 2 milyard ildən çox) artımı kompensasiya etmək üçün Yeri 9,5% uzaqlaşdırmaq lazımdır. Yer artıq Günəşdən 149.600.000 km deyil, 164.000.000 km məsafədə olacaq.

Yerdən Günəşə olan məsafə son 4,5 milyard il ərzində çox dəyişməyib. Ancaq Günəş qızarsa və biz Yerin tamamilə qızarmasını istəmiriksə, planetlərin miqrasiyasını ciddi şəkildə nəzərdən keçirməli olacağıq.

Bu çox enerji tələb edir! Yerin - bütün altı septilyon kiloqramının (6 x 10 24) Günəşdən uzaqlaşması orbital parametrlərimizi əhəmiyyətli dərəcədə dəyişəcək. Planeti Günəşdən 164.000.000 km uzaqlaşdırsaq, aşkar fərqlər var:

• Yerin Günəş ətrafında fırlanması 14,6% daha uzun sürəcək
• sabit orbit saxlamaq üçün orbital sürətimiz 30 km/s-dən 28,5 km/s-ə düşməlidir.
• Yerin fırlanma müddəti eyni qalsa (24 saat), il 365 deyil, 418 gün olacaq.
• Günəş səmada çox kiçik olacaq - 10% - və Günəşin yaratdığı gelgitlər bir neçə santimetr zəifləyəcək

Günəş ölçüsündə şişərsə və Yer ondan uzaqlaşarsa, bu iki təsir tamamilə aradan qalxmaz; Günəş Yerdən daha kiçik görünəcək

Ancaq Yeri bu qədər uzağa aparmaq üçün çox böyük enerji dəyişiklikləri etməliyik: Günəş-Yer sisteminin cazibə potensial enerjisini dəyişməli olacağıq. Bütün digər amilləri, o cümlədən Yerin Günəş ətrafında hərəkətinin yavaşlamasını nəzərə alsaq belə, biz Yerin orbital enerjisini 4,7 x 10 35 joul dəyişməli olacaqdıq ki, bu da 1,3 x 10 20 teravatt saata bərabərdir: 10 15 dəfə. bəşəriyyətin çəkdiyi illik enerji xərcləri. Düşünərdiniz ki, iki milyard ildən sonra onlar fərqli olacaqlar və onlar da var, amma çox deyil. Bu gün bəşəriyyətin qlobal miqyasda istehsal etdiyi enerjidən 500 000 dəfə çox enerjiyə ehtiyacımız olacaq və bunların hamısı Yer kürəsini təhlükəsiz yerə köçürməyə sərf edəcək.

Planetlərin Günəş ətrafında fırlanma sürəti onların Günəşdən uzaqlığından asılıdır. Yerin 9,5% məsafədəki yavaş miqrasiyası digər planetlərin orbitlərini pozmayacaq.

Texnologiya ən çətin məsələ deyil. Çətin sual daha fundamentaldır: biz bütün bu enerjini necə əldə edirik? Əslində ehtiyaclarımızı ödəyəcək yalnız bir yer var: Günəşin özü. Hazırda Yer Günəşdən hər kvadrat metrə təxminən 1500 vatt enerji alır. Lazım olan müddətdə Yer kürəsini köçürmək üçün kifayət qədər güc əldə etmək üçün 2 milyard ildən çox müddətdə 4,7 x 10 35 joul enerji toplayacaq massiv (kosmosda) qurmalı olacağıq. Bu o deməkdir ki, bizə 5 x 10 15 kvadratmetr (və 100% səmərəlilik) sahəsi olan bir massiv lazımdır ki, bu da bizim kimi on planetin bütün sahəsinə bərabərdir.

Kosmik günəş enerjisi konsepsiyası uzun müddətdir ki, inkişaf etdirilir, lakin hələ heç kim 5 milyard kvadrat kilometrlik günəş elementləri silsiləsi təsəvvür etməyib.

Buna görə də, Yer kürəsini daha uzaqda təhlükəsiz orbitə daşımaq üçün sizə 5 milyard kvadrat kilometrlik 100% səmərəlilikli günəş panelinə ehtiyacınız olacaq və bütün enerjisi 2 milyard il ərzində Yerin başqa orbitə çıxarılmasına sərf olunacaq. Bu fiziki cəhətdən mümkündürmü? Tamamilə. Müasir texnologiya ilə? Dəyməz. Bu praktiki olaraq mümkündürmü? İndi bildiklərimizlə, demək olar ki, yox. Bütöv bir planeti sürükləmək iki səbəbə görə çətindir: birincisi, Günəşin cazibə qüvvəsi və Yerin kütləsi səbəbindən. Ancaq bizim elə bir Günəşimiz və belə bir Yerimiz var və hərəkətlərimizdən asılı olmayaraq Günəş qızacaq. Bu miqdarda enerjini necə toplayıb istifadə edəcəyimizi anlayana qədər başqa strategiyalara ehtiyacımız olacaq.

Söhbətinizdə bir şey səsləndi:

Yerdən Günəşə olan məsafə nə qədərdir?

Yerlə Günəş arasındakı məsafə 147 ilə 152 milyon km arasında dəyişir. Bunu radarlardan istifadə edərək çox dəqiq ölçmək mümkün idi.

İşıq ili nədir?

Bir işıq ili 9460 milyard km məsafədir. Bu, işığın bir ildə keçdiyi yoldur və sabit 300.000 km/s sürətlə hərəkət edir.

Aya nə qədər uzaqdır?

Ay bizim qonşumuzdur. Orbitinin Yerə ən yaxın nöqtəsində ona olan məsafə 356.410 km-dir. Ayın Yerdən maksimal məsafəsi 406697 km-dir. Məsafə lazer şüasının Amerika astronavtları və sovet Ay zondları tərəfindən Ayın səthində buraxdığı güzgülərdən əks olunaraq Aya çatması və geri qayıtması üçün lazım olan vaxta görə hesablanıb.

parsek nədir?

Parsek 3,26 işıq ilinə bərabərdir. Paralaks məsafələri parseklərlə ölçülür, yəni Yer Günəş ətrafında hərəkət edərkən ulduzun görünən mövqeyində ən kiçik yerdəyişmələrdən həndəsi şəkildə hesablanan məsafələr.

Görə biləcəyiniz ən uzaq ulduz hansıdır?

Yerdən müşahidə edilə bilən ən uzaq kosmik obyektlər kvazarlardır. Onlar Yerdən 13 milyard işıq ili məsafəsində yerləşirlər.

Ulduzlar uzaqlaşır?

Qırmızı yerdəyişmə tədqiqatları göstərir ki, bütün qalaktikalar bizdən uzaqlaşır. Nə qədər irəli getsələr, bir o qədər sürətlə hərəkət edirlər. Ən uzaq qalaktikalar demək olar ki, işıq sürəti ilə hərəkət edirlər.

Günəşə olan məsafə ilk dəfə necə ölçüldü?

1672-ci ildə iki astronom - Fransada Kassini və Qvianada Riçer - Marsın səmada dəqiq mövqeyini qeyd etdilər. Onlar Marsa olan məsafəni iki ölçmə arasındakı kiçik fərqdən hesablayıblar. Və sonra elm adamları elementar həndəsədən istifadə edərək Yerdən Günəşə qədər olan məsafəni hesabladılar. Cassini tərəfindən əldə edilən dəyərin 7% aşağı qiymətləndirildiyi ortaya çıxdı.

Ən yaxın ulduza olan məsafə nə qədərdir?

Günəş sisteminə ən yaxın ulduz Proksima Sentavrdır, onun məsafəsi 4,3 işıq ili və ya 40 trilyondur. km.

Astronomlar məsafələri necə ölçürlər?

Yerdən Günəşə olan məsafə nə qədərdir?

Günəş(bundan sonra S.) - Günəş sisteminin mərkəzi orqanı, isti plazma topudur; S. Yerə ən yaxın ulduzdur. Çəki S. - 1,990 1030 kq(Yerin kütləsindən 332,958 dəfə çoxdur). Günəş sisteminin kütləsinin 99,866%-i günəşdə cəmləşib. Günəş paralaksı (şimaldan orta məsafədə yerləşən Yerin ekvator radiusunun şimalın mərkəzindən göründüyü bucaq 8,794 (4,263’10 = 5 rad) təşkil edir. Yerdən Şimala olan məsafə 1,4710’1011 m (yanvar) ilə 1,5210’1011 m (iyul) arasında dəyişir, orta hesabla 1,4960’1011 m(astronomik vahid). Yerin orta bucaq diametri 1919,26 (9,305'10 = 3 rad) təşkil edir ki, bu da Yerin xətti diametrinə 1,392'109 m (Yerin ekvatorunun diametrindən 109 dəfə böyük) uyğun gəlir '103 kq/m3 Günəşin səthində cazibə qüvvəsinin sürətlənməsi 273,98 m/san2-dir (ikinci kosmik sürət) səthin effektiv temperaturu Günəşin ümumi şüalanmasına görə Stefan-Boltzmann qanununa görə təyin olunan günəşin radiasiyası (bax. Günəş radiasiyası) 5770 K-ə bərabərdir.

S.-nin teleskopik müşahidələrinin tarixi 1611-ci ildə Q. Qalileonun apardığı müşahidələrlə başlayır; Günəş ləkələri aşkar edilmiş, günəşin öz oxu ətrafında fırlanma dövrü müəyyən edilmişdir. 1843-cü ildə alman astronomu Q.Şvabe günəş aktivliyinin dövranını kəşf etdi. Spektral analiz üsullarının inkişafı 1814-cü ildə J.Fraunhofer günəşin spektrində tünd udma xətlərini kəşf etdi 1836-cı ildən bəri günəş tutulmalarının müşahidələri müntəzəm olaraq həyata keçirilir ki, bu da günəşin tacının və xromosferinin, eləcə də günəş çıxıntılarının aşkar edilməsinə səbəb olur. 1913-cü ildə Amerika astronomu C.Hale günəş ləkələrinin spektrində Fraunhofer xətlərinin Zeeman tərəfindən parçalanmasını müşahidə etdi və bununla da şimalda maqnit sahələrinin mövcudluğunu sübut etdi. 1942-ci ilə qədər isveçli astronom B. Edlen və başqaları günəş tacının spektrində yüksək ionlaşmış elementlərin xətləri ilə bir neçə xətti müəyyən etdilər və bununla da günəş tacında yüksək temperaturu sübut etdilər. 1931-ci ildə B. Lio günəş tacını icad etdi və bu, tacı və xromosferi tutulmalardan kənarda müşahidə etməyə imkan verdi. 40-cı illərin əvvəllərində. 20-ci əsr Günəşin radio emissiyası 20-ci əsrin 2-ci yarısında günəş fizikasının inkişafı üçün əhəmiyyətli bir təkan oldu. maqnit hidrodinamikasının və plazma fizikasının inkişafına töhfə verdi. Kosmik eranın əvvəlindən Günəşdən gələn ultrabənövşəyi və rentgen şüalarının tədqiqi raketlərdən, Yer peyklərində avtomatik orbital rəsədxanalardan və göyərtəsində insanların olduğu kosmik laboratoriyalardan istifadə etməklə atmosferdənkənar astronomiya metodlarından istifadə etməklə həyata keçirilir. SSRİ-də S. tədqiqatları Krım və Pulkovo rəsədxanalarında, Moskva, Kiyev, Daşkənd və Alma-Atada astronomik müəssisələrdə aparılır. Abastumani, İrkutsk və s. Xarici astrofizika rəsədxanalarının əksəriyyəti astrofizika tədqiqatları ilə məşğuldur (bax: Astronomiya rəsədxanaları və institutları).

Günəşin öz oxu ətrafında fırlanması Yerin fırlanması ilə eyni istiqamətdə, Yerin orbitinin müstəvisinə (ekliptika) 7?15" meylli müstəvidə baş verir. Fırlanma sürəti görünən hərəkətlə müəyyən edilir. Günəşin atmosferində müxtəlif hissələrin və Doppler effektinə görə günəş diskinin kənarının spektrində spektral xətlərin yerdəyişməsi ilə müəyyən edilmişdir Günəş səthindəki müxtəlif hissələrin mövqeyi günəş ekvatorundan (helioqrafik enlik) və S.-nin görünən diskindən və ya ilkin olaraq seçilmiş müəyyən meridiandan ölçülən helioqrafik koordinatlardan istifadə etməklə müəyyən edilir. Carrington meridian adlanır). 17 helioqrafik enlik 27,275 gündə (sinodik dövr) Yerə nisbətən bir inqilab edir. Ulduzlara nisbətən eyni N enliyində fırlanma müddəti (yıldız dövrü) 25,38 gündür. Sideral fırlanma üçün w fırlanmanın bucaq sürəti qanuna uyğun olaraq j helioqrafik eninə görə dəyişir: w = 14?, 44-3? gündə sin2j. Şimal ekvatorunda xətti fırlanma sürəti təxminən 2000 m/san-dır.

Ulduz kimi S. tipik sarı cırtdandır və Hertzsprung-Russell diaqramında ulduzların əsas ardıcıllığının orta hissəsində yerləşir. Rəng indeksi C MB spektrinin mavi (B) və vizual (V) bölgələri üçündir - MV = 0,65. Spektral sinif C. G2V. Yaxınlıqdakı ulduzların çoxluğuna nisbətən hərəkət sürəti 19,7 m/san-dır. S. qalaktikamızın spiral qollarından birinin içərisində, mərkəzindən təxminən 10 kpc məsafədə yerləşir. Günəşin Qalaktikanın mərkəzi ətrafında fırlanma müddəti təxminən 200 milyon ildir. S.-nin yaşı təxminən 5?109 ildir.

S.-nin daxili quruluşu onun sferik simmetrik cisim olması və tarazlıqda olması ehtimalı ilə müəyyən edilir. Enerji ötürmə tənliyi, enerjinin saxlanması qanunu, ideal qazın vəziyyət tənliyi, Stefan-Boltzmann qanunu və hidrostatik, radiasiya və konvektiv tarazlıq şərtləri, ümumi parlaqlıq, ümumi kütlə və müşahidələr və onun kimyəvi tərkibinə dair məlumatlardan müəyyən edilmiş radius, S.-nin daxili strukturunun modelini qurmağa imkan verir. Hesab olunur ki, S.-də hidrogen çəkisi təxminən 70%, helium təxminən 27%, bütün tərkibi digər elementlər təxminən 2,5% təşkil edir. Bu fərziyyələrə əsasən hesablanır ki, Şimalın mərkəzində temperatur 10-15?106 K, sıxlıq təxminən 1,5'105 kq/m3, təzyiq isə 3,4'1016 n/m2 (təxminən 3') təşkil edir. 1011 atmosfer). Radiasiya itkilərini dolduran və günəşin yüksək temperaturunu saxlayan enerji mənbəyinin günəşin bağırsaqlarında baş verən nüvə reaksiyaları olduğuna inanılır enerjinin miqdarı hidrogenin heliuma çevrildiyi nüvə reaksiyaları ilə müəyyən edilir. Şimalda bu tip termonüvə reaksiyalarının 2 qrupu mümkündür: sözdə. proton-proton (hidrogen) dövrü və karbon dövrü (Bethe dövrü). Çox güman ki, Şimalda üç reaksiyadan ibarət proton-proton dövrü üstünlük təşkil edir, birincisində hidrogen nüvələrindən deyterium nüvələri (hidrogenin ağır izotopu, atom kütləsi 2) əmələ gəlir; deyterium nüvələrinin ikincisində atom kütləsi 3 olan helium izotopunun nüvələri, nəhayət, üçüncüsündə isə atom kütləsi 4 olan sabit helium izotopunun nüvələri əmələ gəlir.

Solaryumun daxili təbəqələrindən enerjinin ötürülməsi əsasən aşağıdan gələn elektromaqnit şüalarının udulması və sonradan təkrar emissiyası ilə baş verir. Günəşin mərkəzindən uzaqlaşdıqca temperaturun azalması nəticəsində radiasiyanın dalğa uzunluğu tədricən artır, enerjinin çox hissəsini yuxarı təbəqələrə ötürür (bax. Isti hərəkətlə enerjinin ötürülməsi). maddə daxili təbəqələrdən, soyudulmuş maddə isə (konveksiya) təxminən 0,2 günəş radiusu dərinliyindən başlayan və təxminən 108 m qalınlığa malik olan günəşin konvektiv zonasını təşkil edən nisbətən yüksək təbəqələrdə əhəmiyyətli rol oynayır konvektiv hərəkətlərin sayı günəşin mərkəzindən uzaqlaşdıqca artır və konvektiv zonanın xarici hissəsində (2-2.5)?103 m/san-ə çatır. Daha yüksək təbəqələrdə (günəş atmosferində) enerji ötürülməsi yenidən radiasiya ilə həyata keçirilir. Günəş atmosferinin yuxarı təbəqələrində (xromosferdə və tacda) enerjinin bir hissəsi konvektiv zonada yaranan, lakin yalnız bu təbəqələrdə udulan mexaniki və maqnitohidrodinamik dalğalar vasitəsilə ötürülür. Atmosferin yuxarı qatında sıxlıq çox aşağıdır və radiasiya və istilik keçiriciliyi səbəbindən enerjinin lazımi çıxarılması yalnız bu təbəqələrin kinetik temperaturu kifayət qədər yüksək olduqda mümkündür. Nəhayət, günəş tacının yuxarı hissəsində enerjinin çox hissəsi günəşdən hərəkət edən, sözdə olan maddənin axını ilə aparılır. günəşli külək. hər bir təbəqədə temperatur elə bir səviyyədə qurulur ki, enerji balansı avtomatik olaraq əldə edilir: bütün növ radiasiyanın, istilik keçiriciliyinin və ya maddənin hərəkətinin udulması səbəbindən gətirilən enerjinin miqdarı bütün enerji itkilərinin cəminə bərabərdir. təbəqənin.

Günəşin ümumi şüalanması onun Yer səthində yaratdığı işıqlandırma ilə müəyyən edilir - günəş öz zenitində olduqda təxminən 100 min lüks. Atmosferdən kənarda, Yerin şimaldan orta məsafəsində işıqlandırma 127 min lüksdür. Günəş işığının intensivliyi 2,84 x 1027-dir, Yerin günəşdən orta məsafəsində atmosferdən kənarda günəş şüalarına perpendikulyar yerləşdirilən 1 sm3 sahəyə dəqiqədə gələn işıq enerjisinin miqdarı günəş sabiti adlanır. Günəşin ümumi şüalanmasının gücü 3,83?1026 vat təşkil edir ki, bunun da təxminən 2,1017 vatı Yerə düşür, Günəş səthinin orta parlaqlığı (Yer atmosferindən kənarda müşahidə edildikdə) 1,98?109 nit, parlaqlığı Günəş diskinin mərkəzi - 2,48?109 nt. S. diskinin parlaqlığı mərkəzdən kənara doğru azalır və bu azalma dalğa uzunluğundan asılıdır, belə ki, S. diskinin kənarındakı parlaqlıq, məsələn, dalğa uzunluğu 3600 A olan işıq üçün təxminəndir. Onun mərkəzinin parlaqlığının 0,2-si və 5000 A üçün - C diskinin mərkəzinin təxminən 0,3 parlaqlığı C diskinin ən kənarında parlaqlıq bir qövs saniyədən az müddətdə 100 dəfə azalır, buna görə də C-nin sərhədi. disk çox kəskin görünür (şək. 1).

Günəş enerjisi ilə yayılan işığın spektral tərkibi, yəni günəş spektrində enerji paylanması (yer atmosferində udulmanın təsirini və Fraunhofer xətlərinin təsirini nəzərə aldıqdan sonra) ümumi olaraq enerji paylanmasına uyğundur. temperaturu təxminən 6000 K olan tamamilə qara cismin şüalanmasında. Bununla belə, spektrin müəyyən hissələrində nəzərəçarpacaq kənarlaşmalar var. S. spektrində maksimum enerji 4600 A. dalğa uzunluğuna uyğundur. S. spektri 20 mindən çox udma xəttinin (Fraunhofer xətlərinin) üst-üstə düşdüyü davamlı spektrdir. Onların 60%-dən çoxu günəş spektrində udma xəttinin dalğa uzunluqlarını və nisbi intensivliyini laboratoriya spektrləri ilə müqayisə etməklə məlum kimyəvi elementlərin spektral xətləri ilə müəyyən edilir. Fraunhofer xətlərinin tədqiqi təkcə günəş atmosferinin kimyəvi tərkibi haqqında deyil, həm də müəyyən udma xətlərinin əmələ gəldiyi həmin təbəqələrdəki fiziki şərait haqqında məlumat verir. S.-də üstünlük təşkil edən element hidrogendir. Helium atomlarının sayı hidrogendən 4-5 dəfə azdır. Bütün digər elementlərin atomlarının sayı hidrogen atomlarının sayından ən azı 1000 dəfə azdır. Onların arasında ən çox olanları oksigen, karbon, azot, maqnezium, silikon, kükürd, dəmir və s.dir. Oksigen spektrində müəyyən molekullara və sərbəst radikallara aid olan xətləri də müəyyən etmək olar: OH, NH, CH, CO, və s.

Günəşdəki maqnit sahələri əsasən günəşin spektrində udma xətlərinin Zeeman parçalanması ilə ölçülür (bax: Zeeman effekti). Şimalda bir neçə növ maqnit sahəsi var (bax: Günəş maqnitizmi). Günəşin ümumi maqnit sahəsi kiçikdir və bu və ya digər qütbün 1 e gücünə çatır və zamanla dəyişir. Bu sahə planetlərarası maqnit sahəsi və onun sektor strukturu ilə sıx bağlıdır. Günəşin aktivliyi ilə əlaqəli maqnit sahələri günəş ləkələrində bir neçə min Oe intensivliyinə çata bilər. Günəş ləkələri xaricində yüzlərlə Oe sahə gücünə malik yerli maqnit bölgələri də var. Maqnit sahələri həm xromosferə, həm də günəş tacına nüfuz edir. Şimalda maqnitoqasdinamik və plazma prosesləri böyük rol oynayır. 5000-10 000 K temperaturda qaz kifayət qədər ionlaşır, onun keçiriciliyi yüksəkdir və günəş hadisələrinin nəhəng miqyasına görə elektromexaniki və maqnitomexaniki qarşılıqlı təsirlərin əhəmiyyəti çox böyükdür (bax: Kosmik maqnitohidrodinamika).

Günəşin atmosferi xarici, müşahidə olunan təbəqələrdən əmələ gəlir. Günəş radiasiyasının demək olar ki, hamısı onun atmosferinin fotosfer adlanan aşağı hissəsindən gəlir. Şüalanma enerjisinin ötürülməsi, şüalanma və yerli termodinamik tarazlıq və müşahidə olunan şüa axını tənliklərinə əsaslanaraq, nəzəri olaraq fotosferdə temperatur və sıxlığın dərinliklə paylanması modelini qurmaq mümkündür. Fotosferin qalınlığı təqribən 300 km, orta sıxlığı 3?10=4kq/m3-dir. daha çox xarici təbəqələrə keçdikcə fotosferdə temperatur aşağı düşür, onun orta qiyməti təxminən 6000 K, fotosferin sərhəddində təxminən 4200 K. Təzyiq 104-102 n/m2 arasında dəyişir. Günəşin subfotosfer zonasında konveksiyanın mövcudluğu fotosferin qeyri-bərabər parlaqlığında və onun görünən dənəvərliyində - sözdə təzahür edir. qranulyasiya quruluşu. Qranullar ağ işıqda əldə edilən S. şəklində görünən az-çox dairəvi formalı parlaq ləkələrdir (şək. 2). Qranulların ölçüsü 150-1000 km, xidmət müddəti 5-10 dəqiqədir. fərdi qranullar 20 dəqiqə ərzində müşahidə oluna bilər. Bəzən qranullar ölçüsü 30.000 km-ə qədər olan çoxluqlar əmələ gətirir, qranullar 20-30% daha parlaqdır, bu da orta hesabla 300 K temperatur fərqinə uyğundur. bütün helioqrafik enliklərdə eynidir və günəş aktivliyindən asılı deyil. Fotosferdə xaotik hərəkətlərin sürətləri (turbulent sürətlər) müxtəlif təriflərə görə 1-3 km/san təşkil edir. Fotosferdə radial istiqamətdə kvaziperiodik salınım hərəkətləri aşkar edilmişdir. Onlar 2-3 min km-lik ərazilərdə baş verir, müddəti təxminən 5 dəqiqə və sürət amplitudası təxminən 500 m/san. Müşahidələr həmçinin hüceyrənin mərkəzindən onun sərhədlərinə qədər üfüqi istiqamətdə hərəkətin baş verdiyi hüceyrələrin mövcudluğunu göstərdi. Belə hərəkətlərin sürəti təxminən 500 m/san-dır. Superqranulların hüceyrə ölçüləri 30-40 min km-dir. Superqranulların mövqeyi xromosfer şəbəkəsinin hüceyrələri ilə üst-üstə düşür. Superqranulların sərhədlərində maqnit sahəsi güclənir. Güman edilir ki, superqranullar səthin altında bir neçə min km dərinlikdə eyni ölçülü konvektiv hüceyrələrin mövcudluğunu əks etdirir. Əvvəlcə güman edilirdi ki, fotosfer yalnız davamlı şüalanma əmələ gətirir və onun üstündə yerləşən tərs təbəqədə udma xətləri əmələ gəlir. Sonralar məlum oldu ki, fotosferdə həm spektral xətlər, həm də davamlı spektr əmələ gəlir. Bununla belə, spektral xətləri hesablayarkən riyazi hesablamaları sadələşdirmək üçün bəzən ters çevrilən təbəqə anlayışından istifadə olunur.

Günəş ləkələri və alovlar. Fotosferdə tez-tez günəş ləkələri və fakulalar müşahidə olunur (şəkil 1 və 2). Günəş ləkələri qaranlıq formasiyalardır, adətən daha qaranlıq bir nüvədən (umbra) və ətrafdakı penumbradan ibarətdir. Ləkələrin diametri 200.000 km-ə çatır. Bəzən ləkə yüngül bir haşiyə ilə əhatə olunur. Çox kiçik ləkələrə məsamə deyilir. Ləkələrin ömrü bir neçə saatdan bir neçə aya qədərdir. Ləkələrin spektri KO spektral ulduzun spektrinə bənzədiyindən daha çox xətt və udma zolaqlarını ehtiva edir. Doppler effekti ilə əlaqədar olaraq ləkələrin spektrində xətlərin yerdəyişməsi ləkələrdə maddənin hərəkətini göstərir - aşağı səviyyələrdə axın və daha yüksək səviyyələrdə axını, hərəkət sürətləri 3? Xətt intensivliyi və ləkələrin davamlı spektri və fotosferin müqayisəsindən belə nəticə çıxır ki, ləkələr fotosferdən (4500 K və aşağı) 1-2 min dərəcə soyuqdur. Nəticədə, fotosferin fonunda ləkələr tünd görünür, nüvənin parlaqlığı fotosferin parlaqlığının 0,2-0,5-i, yarımçıraqın parlaqlığı isə fotosfer parlaqlığının təxminən 80%-ni təşkil edir. Bütün günəş ləkələri böyük günəş ləkələri üçün 5000 Oe gücünə çatan güclü bir maqnit sahəsinə malikdir, adətən, günəş ləkələri, maqnit sahəsinə görə, birqütblü, ikiqütblü və çoxqütblü ola bilən qruplar təşkil edir, yəni. ümumi penumbra. Günəş ləkələri qrupları həmişə fakula və flokulyarlarla əhatə olunur, onların yaxınlığında günəş parıltıları bəzən baş verir və onların üstündəki günəş tacında dəbilqə və fanat şüaları şəklində formalaşmalar müşahidə olunur - bütün bunlar birlikdə şimalda aktiv bölgə təşkil edir; Müşahidə olunan ləkələrin və aktiv rayonların orta illik sayı, həmçinin onların tutduğu orta sahə təxminən 11 il müddətində dəyişir. Bu, orta qiymətdir, lakin günəş fəaliyyətinin fərdi dövrlərinin müddəti 7,5 ildən 16 ilə qədərdir (bax Günəş aktivliyi). Günəşin səthində eyni vaxtda görünən ən çox ləkələr müxtəlif dövrlər üçün iki dəfədən çox dəyişir. Əsasən ləkələr sözdə tapılır. 5-dən 30-a qədər uzanan kral zonaları? günəş ekvatorunun hər iki tərəfində helioqrafik enlik. Günəş aktivliyi dövrünün əvvəlində günəş ləkəsinin yerləşdiyi yerin eni daha yüksəkdir, dövrün sonunda daha aşağı olur, daha yüksək enliklərdə isə yeni dövrün ləkələri görünür. Daha tez-tez iki böyük günəş ləkəsindən - baş və sonrakılar, əks maqnit polaritesi olan və bir neçə kiçik olanlardan ibarət olan bipolyar günəş ləkələri qrupları müşahidə olunur. Baş ləkələri günəş fəaliyyətinin bütün dövrü boyunca eyni qütblərə malikdir, bu qütblər C-nin şimal və cənub yarımkürələrində əksdir. fotosferdə maddənin sıxlığı eyni səviyyədədir.

Günəşin aktiv bölgələrində fakulalar müşahidə olunur - ağ işıqda əsasən günəş diskinin kənarında görünən parlaq fotosferik birləşmələr, adətən, günəş ləkələrindən əvvəl görünür və yox olduqdan sonra bir müddət mövcuddur. Məşəl sahələrinin sahəsi müvafiq ləkələr qrupunun sahəsindən bir neçə dəfə böyükdür. Günəş diskindəki məşəllərin sayı günəş aktivliyi dövrünün fazasından asılıdır. Fakulalar S. diskinin kənarına yaxın maksimum kontrasta malikdir (18%), lakin ən kənarında deyil. S. diskinin mərkəzində məşəllər praktiki olaraq görünməzdir, onların kontrastı çox aşağıdır. məşəllər mürəkkəb lifli quruluşa malikdir, onların kontrastı müşahidələrin aparıldığı dalğa uzunluğundan asılıdır. məşəllərin temperaturu fotosferin temperaturundan bir neçə yüz dərəcə yüksəkdir, 1 sm2-dən ümumi şüalanma fotosferdən 3-5% çoxdur. Görünür, məşəllər fotosferdən bir qədər yuxarı qalxır. Onların mövcudluğunun orta müddəti 15 gündür, lakin demək olar ki, 3 aya çata bilər.

Xromosfer. Fotosferin üstündə günəş atmosferinin xromosfer adlanan təbəqəsi var. Dar zolaqlı işıq filtrləri olan xüsusi teleskoplar olmadan xromosfer yalnız tam Günəş tutulmaları zamanı qaranlıq diski əhatə edən çəhrayı halqa kimi, Ayın fotosferi tamamilə əhatə etdiyi dəqiqələrdə görünür. Sonra xromosferin spektrini müşahidə etmək olar. alov spektri. S. diskinin kənarında xromosfer müşahidəçiyə ayrı-ayrı dişlərin çıxdığı qeyri-bərabər zolaq kimi görünür - xromosferik spikullar. Spikulların diametri 200-2000 km, hündürlüyü təqribən 10 000 km, spikullarda plazmanın qalxma sürəti 30 km/san-a qədərdir. Eyni zamanda, şimalda 250 minə qədər spikul mövcuddur. Monoxromatik işıqda (məsələn, ionlaşmış kalsium xəttinin işığında 3934 A) müşahidə edildikdə, C diskində fərdi düyünlərdən ibarət parlaq xromosfer şəbəkəsi görünür - diametri 1000 km olan kiçik və böyük olanlar. diametri 2000-8000 km. Böyük düyünlər kiçik olanların çoxluqlarıdır. Şəbəkə hüceyrələrinin ölçüsü 30-40 min km-dir, xromosferik şəbəkənin hüceyrələrinin sərhədlərində spikullar əmələ gəldiyinə inanılır. 6563 A qırmızı hidrogen xəttinin işığında müşahidə edildikdə, xromosferdəki günəş ləkələrinin yaxınlığında xarakterik burulğan quruluşu görünür (şəkil 3). Xromosferdə sıxlıq C mərkəzindən məsafə artdıqca azalır. 1 sm3-ə düşən atomların sayı fotosferə yaxın 1015-dən xromosferin yuxarı hissəsində 109-a qədər dəyişir. Xromosferin spektri hidrogen, helium və metalların yüzlərlə emissiya spektral xəttindən ibarətdir. Onlardan ən güclüləri hidrogen Na-nın qırmızı xətti (6563 A) və dalğa uzunluqları 3968 A və 3934 A olan ionlaşmış kalsiumun H və K xətləridir. Müxtəlif spektr xətlərində müşahidə edildikdə xromosferin genişliyi eyni olmur: in. Ən güclü xromosfer xətləri fotosferdən 14 000 km yüksəklikdə müşahidə edilə bilər. Xromosferin spektrlərinin tədqiqi belə nəticəyə gəlməyə əsas verir ki, fotosferdən xromosferə keçidin baş verdiyi təbəqədə temperatur minimumdan keçir və xromosferin əsasının üstündəki hündürlük artdıqca o, bərabər olur. 8-10 min K, bir neçə min km hündürlükdə isə 15 -20 min K-ə çatır. Müəyyən edilmişdir ki, xromosferdə qaz kütlələrinin 15?103 m/-ə qədər sürətlə xaotik (turbulent) hərəkəti baş verir. s. Xromosferdə aktiv bölgələrdəki məşəllər güclü xromosfer xətlərinin monoxromatik işığında adətən flokkulyar adlanan işıq birləşmələri kimi görünür. Filamentlər adlanan qaranlıq birləşmələr Ha xəttində aydın görünür. S. diskinin kənarında filamentlər diskdən kənara çıxır və səmaya qarşı parlaq çıxıntılar kimi müşahidə olunur. Çox vaxt filamentlər və çıxıntılar günəş ekvatoruna nisbətən simmetrik olaraq yerləşən dörd zonada olur: + 40-dan şimalda qütb zonaları? və cənuba -40? ətrafında helioqrafik enlik və aşağı enlik zonaları? otuz? günəş aktivliyi dövrünün əvvəlində və 17? dövrün sonunda. Aşağı enlik zonalarının filamentləri və çıxıntıları dəqiq müəyyən edilmiş 11 illik dövrü göstərir, onların maksimumu günəş ləkələrinin maksimumu ilə üst-üstə düşür. Yüksək enlikli çıxıntılarda günəş aktivliyi dövrünün fazalarından asılılıq daha az nəzərə çarpır, maksimum ləkələrin maksimumundan 2 il sonra baş verir; Sakit çıxıntılar olan filamentlər günəş radiusunun uzunluğuna çata bilər və şimalın bir neçə inqilabı üçün mövcud ola bilər. , eni isə 5 min km-dir. A. B. Severnının tədqiqatlarına görə, bütün qabarıqlıqları hərəkətlərinin xarakterinə görə 3 qrupa bölmək olar: elektromaqnit, burada hərəkətlərin nizamlı əyri trayektoriyalar üzrə baş verdiyi - maqnit sahəsi xətləri; nizamsız, turbulent hərəkətlərin üstünlük təşkil etdiyi xaotik (sürətlər 10 km/san); xaotik hərəkətlərlə başlanğıcda sakit çıxıntının maddəsinin birdən-birə artan sürətlə (700 km/san-ə çatan) şimaldan atıldığı çıxıntılarda (filamentlərdə) temperatur 5-10 min K, sıxlığıdır xromosferin orta sıxlığına yaxındır. Aktiv, sürətlə dəyişən çıxıntılar olan filamentlər adətən bir neçə saat və ya hətta dəqiqə ərzində çox dəyişir. Çıxıntılardakı hərəkətlərin forması və xarakteri xromosferdə və günəş tacındakı maqnit sahəsi ilə sıx bağlıdır.

Günəş tacı bir neçə (10-dan çox) günəş radiusu üzərində uzanan günəş atmosferinin ən kənar və ən zəif hissəsidir. 1931-ci ilə qədər tac yalnız Ayın əhatə etdiyi S. diskinin ətrafında gümüşü-mirvari parıltı şəklində tam Günəş tutulmaları zamanı müşahidə oluna bilərdi (bax. cild 9, səh. 384-385). Onun strukturunun təfərrüatları tacda aydın şəkildə fərqlənir: dəbilqələr, fanatlar, tac şüaları və qütb fırçaları. Koronaqrafın ixtirasından sonra günəş tacı tutulmalardan kənarda müşahidə olunmağa başladı. Tacın ümumi forması günəş aktivliyi dövrünün fazası ilə dəyişir: minimum illərdə tac ekvator boyunca güclü şəkildə uzanır, maksimum illərdə isə demək olar ki, sferik olur. Ağ işıqda günəş tacının səth parlaqlığı C diskinin mərkəzinin parlaqlığından milyon dəfə azdır. Onun parıltısı əsasən fotosfer şüalarının sərbəst elektronlar tərəfindən səpilməsi nəticəsində əmələ gəlir. Tacdakı demək olar ki, bütün atomlar ionlaşır. Tacın bazasında ionların və sərbəst elektronların konsentrasiyası 1 sm3-ə 109 hissəcik təşkil edir. Korona xromosferə bənzər şəkildə qızdırılır. Ən böyük enerji buraxılışı tacın aşağı hissəsində baş verir, lakin yüksək istilik keçiriciliyinə görə tac demək olar ki, izotermikdir - temperatur çox yavaş xaricə düşür. Tacda enerjinin çıxması bir neçə yolla baş verir. Tacın aşağı hissəsində əsas rolu istilik keçiriciliyinə görə aşağıya doğru enerji ötürülməsi oynayır. Enerji itkisi ən sürətli zərrəciklərin tacdan ayrılması nəticəsində yaranır. Tacın xarici hissələrində enerjinin çox hissəsi günəş küləyi - tac qazının axını ilə daşınır, sürəti şimaldan uzaqlaşdıqca, səthində bir neçə km/san-dan 450 km/san-a qədər artır. Yerdən uzaqda. tacda temperatur 106K-ı keçir. Aktiv bölgələrdə temperatur daha yüksəkdir - 107K-a qədər. Aktiv ərazilərin üstündə, sözdə hissəciklərin konsentrasiyasının onlarla dəfə artdığı koronal kondensasiyalar. Daxili tacdan gələn radiasiyanın bir hissəsi dəmir, kalsium, maqnezium, karbon, oksigen, kükürd və digər kimyəvi elementlərin çoxalmış ionlaşmış atomlarının emissiya xətləridir. Onlar həm spektrin görünən hissəsində, həm də ultrabənövşəyi bölgədə müşahidə olunur. Günəş tacı sayğac diapazonunda günəş radiasiyası və aktiv bölgələrdə dəfələrlə güclənən rentgen şüaları yaradır. Hesablamaların göstərdiyi kimi, Günəş tacı planetlərarası mühitlə tarazlıqda deyil. Hissəciklərin axınları tacdan planetlərarası fəzaya yayılaraq günəş küləyini əmələ gətirir. Xromosfer və tac arasında nisbətən nazik bir keçid təbəqəsi var ki, orada temperaturun kəskin artması tac üçün xarakterik olan dəyərlərə səbəb olur. İçindəki şərtlər istilik keçiriciliyi nəticəsində tacdan enerji axını ilə müəyyən edilir. Keçid təbəqəsi günəşdən gələn ultrabənövşəyi radiasiyanın çox hissəsinin mənbəyidir. Xromosfer, keçid təbəqəsi və tac günəşdən gələn bütün müşahidə olunan radio emissiyalarını əmələ gətirir, xromosfer, tac və keçid təbəqəsi dəyişir. Lakin bu dəyişiklik hələ kifayət qədər öyrənilməmişdir.

Günəş alovları. Xromosferin aktiv bölgələrində bir anda bir çox spektral xəttlərdə görünən parlaqlığın qəfil və nisbətən qısamüddətli artımları müşahidə olunur. Bu parlaq formasiyalar bir neçə dəqiqədən bir neçə saata qədər davam edir. Məşəllər ən yaxşı hidrogen Ha xəttinin işığında görünür, lakin ən parlaqları bəzən ağ işıqda görünür. Günəş alovunun spektrində neytral və ionlaşmış müxtəlif elementlərin bir neçə yüz emissiya xətti var. Günəş atmosferinin xromosfer xətlərində parıltı yaradan təbəqələrinin temperaturu (1-2) ? Günəş alovlarının sahəsi 1015 m3-ə çata bilər. Tipik olaraq, günəş alovları mürəkkəb konfiqurasiyanın maqnit sahəsinə malik sürətlə inkişaf edən günəş ləkələri qruplarının yaxınlığında baş verir. Onlar liflərin və flokkulyarların aktivləşməsi, həmçinin maddələrin emissiyası ilə müşayiət olunur. Məşəl zamanı böyük miqdarda enerji ayrılır (1010-1011 J-a qədər) günəş alovunun enerjisi əvvəlcə maqnit sahəsində saxlanılır və sonra tez buraxılır ki, bu da yerli qızdırmaya və sürətlənməsinə səbəb olur. protonlar və elektronlar, qazın daha da qızmasına, elektromaqnit şüalanma spektrinin müxtəlif hissələrində parlamasına, şok dalğasının meydana gəlməsinə səbəb olur. Günəş alovları günəşin ultrabənövşəyi radiasiyasının əhəmiyyətli dərəcədə artmasına səbəb olur və rentgen şüalarının partlaması (bəzən çox güclü), radio emissiyasının partlayışları və 1010 eV-ə qədər yüksək enerjili cisimciklərin buraxılması ilə müşayiət olunur. Bəzən xromosferdə parıltı artırmadan rentgen şüalarının partlaması müşahidə olunur. Bəzi günəş alovları (proton alovları adlanır) enerjili hissəciklərin xüsusilə güclü axınları ilə müşayiət olunur - günəş mənşəli kosmik şüalar. Proton alovları uçuşda astronavtlar üçün təhlükə yaradır, çünki kosmik gəminin qabığının atomları ilə toqquşan enerjili hissəciklər bəzən təhlükəli dozalarda bremsstrahlung, rentgen və qamma şüaları yaradır.

Günəş aktivliyinin yerüstü hadisələrə təsiri. Enerji son nəticədə bəşəriyyətin istifadə etdiyi bütün enerji növlərinin mənbəyidir (atom enerjisi istisna olmaqla). Bu, küləyin, düşən suyun enerjisi, bütün növ yanacağın yanması zamanı ayrılan enerjidir. Günəş fəaliyyətinin Yerin atmosferində, maqnitosferində və biosferində baş verən proseslərə təsiri çox müxtəlifdir (bax: Günəş-yer əlaqəsi).

S.-nin tədqiqi üçün alətlər S.-nin müşahidələri kiçik və ya orta ölçülü refrakterlərdən və böyük güzgü teleskoplarından istifadə etməklə aparılır ki, burada optikanın çox hissəsi stasionar olur və günəş şüaları teleskopun üfüqi və ya qüllə qurğusunun içərisinə yönəldilir. (siderostat, heliostat) və ya iki (selostat) hərəkət edən güzgü (Qüllə teleskopu məqaləsi üçün şəklə baxın). Böyük günəş teleskoplarını qurarkən, C diski boyunca yüksək məkan ayırdına xüsusi diqqət yetirilir - günəş teleskopunun xüsusi növü - tutulmadan koronaqraf yaradılmışdır. Tacın içərisində günəşin təsviri süni "Ay" - xüsusi qeyri-şəffaf disk tərəfindən tutulur. Koronaqrafda səpələnmiş işığın miqdarı dəfələrlə azalır, buna görə də tutulmadan kənarda atmosferin ən xarici təbəqələrini müşahidə etmək mümkündür. xətt. Dəyişən radial şəffaflığa malik neytral sıxlıq filtrləri də yaradılmışdır ki, bu da günəş tacını bir neçə radius C məsafəsində müşahidə etməyə imkan verir. Böyük günəş teleskopları adətən spektrlərin foto və ya fotoelektrik qeydinə malik güclü spektroqraflarla təchiz edilir. Spektroqrafda həmçinin bir maqnitoqraf ola bilər - Zeeman spektral xətlərin parçalanması və qütbləşməsini öyrənmək və şimaldakı maqnit sahəsinin böyüklüyünü və istiqamətini təyin etmək üçün bir cihaz, eləcə də yer atmosferinin yuyulma təsirini aradan qaldırmaq lazımdır Yer atmosferində udulan ultrabənövşəyi, infraqırmızı və spektrin bəzi digər bölgələrində günəş radiasiyasının tədqiqi atmosferdən kənarda orbital rəsədxanaların yaradılmasına gətirib çıxardı, günəşin spektrlərini və onun səthində fərdi formasiyaları əldə etməyə imkan verdi. Yer atmosferi.

Bunu izah etmək mümkün deyil... 29 sentyabr 2016-cı il

NASA-nın Reaktiv Hərəkət Laboratoriyası və Los Alamos Milli Laboratoriyasının (ABŞ) alimləri Günəş sistemində müşahidə edilən və izahı tamamilə qeyri-mümkün olan astronomik hadisələrin siyahısını tərtib ediblər...

Bu faktlar dəfələrlə yoxlanılıb və onların reallığına heç bir şübhə yoxdur. Lakin onlar dünyanın mövcud mənzərəsinə ümumiyyətlə uyğun gəlmir. Bu isə o deməkdir ki, ya biz təbiət qanunlarını tam düzgün başa düşmürük, ya da... kimsə bu qanunları daim dəyişir.

Budur bəzi nümunələr:

Kosmik zondları kim sürətləndirir

1989-cu ildə Galileo tədqiqat aparatı Yupiterə uzun bir səyahətə çıxdı. Ona lazımi sürəti vermək üçün elm adamları “qravitasiya manevri”ndən istifadə etdilər. Zond Yerə iki dəfə yaxınlaşdı ki, planetin cazibə qüvvəsi onu “itələyə” və əlavə sürətlənməyə səbəb ola bilsin. Lakin manevrlərdən sonra Qalileonun sürəti hesablanandan daha yüksək olduğu ortaya çıxdı.

Texnika işlənib hazırlanmışdır və əvvəllər bütün qurğular normal overclock edilmişdir. Sonra alimlər dərin kosmosa daha üç tədqiqat stansiyası göndərməli oldular. NEAR zondu Eros asteroidinə, Rosetta Çuryumov-Gerasimenko kometini öyrənmək üçün uçdu, Kassini isə Saturna getdi. Onların hamısı qravitasiya manevrini eyni şəkildə yerinə yetirdilər və onların hamısı üçün son sürət hesablanmış sürətdən daha böyük oldu - alimlər Galileo ilə müşahidə olunan anomaliyadan sonra bu göstəricini ciddi şəkildə izlədilər.

Baş verənlərlə bağlı heç bir izahat verilmədi. Amma Cassini-dən sonra digər planetlərə göndərilən bütün qurğular nədənsə qravitasiya manevri zamanı qəribə əlavə sürətlənmə almayıb. Beləliklə, 1989-cu ildən (Qaliley) 1997-ci ilə qədər (Cassini) dərin kosmosa gedən bütün zondların əlavə sürətlənməsini təmin edən "nəsə" nə idi?

Elm adamları hələ də çiyinlərini çəkirlər: dörd peyki "itələmək" kimə lazım idi? Ufoloji dairələrdə hətta bir versiya var idi ki, bəzi Ali Kəşfiyyat Yerlilərə Günəş Sistemini araşdırmaqda kömək etmək lazım olduğuna qərar verdi.

Bu təsir indi müşahidə edilmir və bir daha görünüb-görülməyəcəyi bilinmir.

Niyə Yer Günəşdən qaçır?

Alimlər planetimizdən ulduza qədər olan məsafəni ölçməyi çoxdan öyrəniblər. İndi 149.597.870 kilometrə bərabər hesab edilir. Əvvəllər bunun dəyişməz olduğuna inanılırdı. Lakin 2004-cü ildə rus astronomları Yerin Günəşdən ildə təqribən 15 santimetr uzaqlaşdığını - ölçmə xətasından 100 dəfə çox olduğunu aşkar etdilər.

Əvvəllər yalnız elmi fantastika romanlarında təsvir edilən bir şey baş verir: planet "sərbəst üzmə" yoluna çıxdı? Başlanmış səyahətin mahiyyəti hələ də məlum deyil. Təbii ki, uzaqlaşma sürəti dəyişməzsə, planetin donması üçün Günəşdən uzaqlaşmağımız yüz milyonlarla il keçəcək. Ancaq birdən sürət artacaq. Yoxsa, əksinə, Yer ulduza yaxınlaşmağa başlayacaq?

Hələlik heç kim bundan sonra nə olacağını bilmir.

“Pionerlərin” xaricə getməsinə kim icazə vermir?

Amerika zondları Pioneer 10 və Pioneer 11 müvafiq olaraq 1972 və 1983-cü illərdə buraxılmışdır. İndiyə qədər onlar artıq Günəş sistemindən uçmuş olmalı idilər. Lakin müəyyən məqamda biri də, o biri də naməlum səbəblərdən trayektoriyasını dəyişməyə başladılar, sanki naməlum qüvvə onları çox uzağa buraxmaq istəmədi.

Pioneer 10 artıq hesablanmış trayektoriyadan dörd yüz min kilometr kənara çıxıb. Pioneer 11 tam olaraq qardaşının yolunu izləyir. Bir çox versiya var: günəş küləyinin təsiri, yanacaq sızması, proqramlaşdırma səhvləri. Lakin onların hamısı o qədər də inandırıcı deyil, çünki 11 il fərqlə suya buraxılan hər iki gəmi eyni davranır.

Yadplanetlilərin hiylələrini və ya insanları Günəş sistemindən kənara buraxmamaq üçün ilahi planı nəzərə almasaq, bəlkə də burada sirli qaranlıq maddənin təsiri özünü göstərir. Yoxsa bizə məlum olmayan bəzi qravitasiya effektləri var?

Sistemimizin kənarında nə gizlənir

Cırtdan planet Plutondan çox uzaqda sirli Sedna asteroidi var - sistemimizdəki ən böyüklərdən biridir. Bundan əlavə, Sedna sistemimizdə ən qırmızı obyekt hesab olunur - hətta Marsdan da qırmızıdır. Niyə bilinmir.

Amma əsas sirr başqadır. Günəş ətrafında bir inqilabı tamamlamaq üçün 10 min il lazımdır. Üstəlik, o, çox uzanmış orbitdə fırlanır. Ya bu asteroid bizə başqa ulduz sistemindən uçub, ya da ola bilsin ki, bəzi astronomların fikrincə, hansısa böyük obyektin cazibə qüvvəsi ilə dairəvi orbitindən çıxıb. Hansı? Astronomlar bunu aşkar edə bilmirlər.

Günəş tutulmaları niyə bu qədər mükəmməldir?

Sistemimizdə Günəş və Ayın ölçüləri, eləcə də Yerdən Aya və Günəşə olan məsafə çox orijinal şəkildə seçilir. Planetimizdən bir günəş tutulmasını müşahidə etsəniz (yeri gəlmişkən, ağıllı həyatın olduğu yeganədir), onda Selenin diski lampanın diskini mükəmməl şəkildə örtür - ölçüləri tam olaraq üst-üstə düşür.

Ay Yerdən bir az kiçik və ya uzaqda olsaydı, heç vaxt tam Günəş tutulmaları olmazdı. Qəza? İnana bilmirəm...

Niyə nurçumuza bu qədər yaxın yaşayırıq?

Astronomların tədqiq etdiyi bütün ulduz sistemlərində planetlər eyni sıralamaya görə sıralanır: planet nə qədər böyükdürsə, ulduza bir o qədər yaxındır. Günəş sistemimizdə nəhənglər - Saturn və Yupiter ortada yerləşərək "kiçikləri" irəlidə - Merkuri, Venera, Yer və Marsı buraxır. Bunun niyə baş verdiyi məlum deyil.

Əgər bizdə bütün digər ulduzların yaxınlığında olduğu kimi eyni dünya nizamı olsaydı, o zaman Yer indiki Saturnun ərazisində bir yerdə olardı. Və orada cəhənnəm soyuqluğu hökm sürür və ağıllı həyat üçün heç bir şərait yoxdur.

Oxatan bürcündən radio siqnalı

1970-ci illərdə ABŞ mümkün yadplanetli radio siqnallarının axtarışı proqramına başladı. Bunun üçün radioteleskop səmanın müxtəlif hissələrinə yönəldilib və o, müxtəlif tezliklərdəki hava dalğalarını skan edərək, süni mənşəli siqnalı aşkar etməyə çalışıb.

Bir neçə ildir ki, astronomlar heç bir nəticə ilə öyünə bilmirdilər. Lakin 15 avqust 1977-ci ildə astronom Cerri Ehman vəzifədə olarkən radioteleskopun “qulaqlarına” düşən hər şeyi qeydə alan qeyd cihazı 37 saniyə davam edən siqnal və ya səs-küyü qeydə aldı. Bu fenomen Wоw adlanır! - heyrətə gəlmiş Ehmanın qırmızı mürəkkəblə yazdığı haşiyədəki qeydə görə.

"Siqnal" 1420 MHz tezliyində idi. Beynəlxalq müqavilələrə görə, bu diapazonda heç bir yer vericisi işləmir. O, ən yaxın ulduzun Yerdən 220 işıq ili uzaqlıqda yerləşdiyi Oxatan bürcü istiqamətindən gəldi. Süni olubmu - hələ də cavab yoxdur. Sonradan elm adamları səmanın bu sahəsini dəfələrlə axtardılar. Amma xeyri yoxdur.

Qaranlıq maddə

Kainatımızdakı bütün qalaktikalar yüksək sürətlə bir mərkəz ətrafında fırlanır. Lakin alimlər qalaktikaların ümumi kütlələrini hesablayanda onların çox yüngül olduğu üzə çıxıb. Və fizika qanunlarına görə, bütün bu karusel çoxdan dağılacaqdı. Bununla belə, qırılmır.

Baş verənləri izah etmək üçün elm adamları Kainatda görünməyən qaranlıq maddənin olması ilə bağlı bir fərziyyə irəli sürdülər. Ancaq astronomlar bunun nə olduğunu və necə hiss edəcəyini hələ bilmirlər. Yalnız məlumdur ki, onun kütləsi Kainatın kütləsinin 90%-ni təşkil edir. Bu o deməkdir ki, bizi necə əhatə etdiyini bilirik, yalnız onda biri.

Marsda həyat

Qırmızı Planetdə üzvi maddələrin axtarışı 1976-cı ildə başladı - Amerikanın "Vikinq" kosmik gəmisi oraya endi. Onlar planetin yaşaması ilə bağlı fərziyyəni ya təsdiqləmək, ya da təkzib etmək üçün bir sıra eksperimentlər aparmalı olublar. Nəticələr ziddiyyətli oldu: bir tərəfdən, Marsın atmosferində metan aşkar edildi - açıq-aydın biogen mənşəli, lakin bir dənə də üzvi molekul müəyyən edilmədi.

Təcrübələrin qəribə nəticələri Mars torpağının kimyəvi tərkibinə aid edildi və Qırmızı Planetdə heç bir həyatın olmadığına qərar verildi. Bununla belə, bir sıra digər tədqiqatlar göstərir ki, bir vaxtlar Marsın səthində nəmlik olub və bu, yenə də həyatın mövcudluğundan danışır. Bəzilərinin fikrincə, söhbət yeraltı həyat formalarından gedir.

Hansı tapmacalar lənətə gəlməyə dəyməz?

mənbələr

Orbitdən çıxmağın 3 variantı var - yeni orbitə keçin (bu da öz növbəsində günəşdən daha yaxın və ya uzaq ola bilər, hətta çox uzanmış ola bilər), Günəşə düşmək və Günəş sistemini tərk etmək. Yalnız üçüncü variantı nəzərdən keçirək, mənim fikrimcə, ən maraqlıdır.

Günəşdən uzaqlaşdıqca, fotosintez üçün daha az ultrabənövşəyi işıq olacaq və planetdə orta temperatur ildən-ilə azalacaq. Qida zəncirlərində və ekosistemlərdə böyük pozulmalara səbəb olan ilk zərərçəkən bitkilər olacaq. Və buz dövrü olduqca tez gələcək. Az və ya çox şəraiti olan yeganə oazislər geotermal bulaqların və qeyzerlərin yaxınlığında olacaqdır. Amma uzun müddət deyil.

Müəyyən illərdən sonra (yeri gəlmişkən, artıq fəsillər olmayacaq), günəşdən müəyyən bir məsafədə planetimizin səthində qeyri-adi yağışlar başlayacaq. Oksigen yağışları olacaq. Bəxtiniz gətirsə, bəlkə oksigendən qar yağar. Səthdəki insanların buna uyğunlaşa biləcəyini dəqiq deyə bilmərəm - yemək də olmayacaq, belə şəraitdə polad çox kövrək olacaq, ona görə də yanacağın necə əldə ediləcəyi bəlli deyil. okeanın səthi əhəmiyyətli bir dərinliyə qədər donacaq, buzun genişlənməsi səbəbindən buz örtüyü dağlardan başqa planetin bütün səthini əhatə edəcək - planetimiz ağ olacaq.

Lakin planetin nüvəsinin və mantiyasının temperaturu dəyişməyəcək, buna görə də bir neçə kilometr dərinlikdə buz örtüyü altında temperatur olduqca dözümlü qalacaq. (belə bir mina qazıb onu daimi qida və oksigenlə təmin etsəniz, hətta orada yaşamaq mümkün olacaq)

Ən gülməli şey dənizin dərinliklərindədir. Harada ki, indi də bir işıq şüası nüfuz etmir. Orada, okeanın səthindən bir neçə kilometr dərinlikdə, günəşdən, fotosintezdən, günəş istiliyindən tamamilə asılı olmayan bütün ekosistemlər var. Onun öz maddələr dövrləri var, fotosintez əvəzinə kimyosintez olur və planetimizin istiliyi (vulkanik fəaliyyət, sualtı qaynar bulaqlar və s.) hesabına lazımi temperatur saxlanılır , kütləsi, günəş olmasa belə, həm də günəş sistemlərindən kənarda, sabit şərait və lazımi temperatur orada qorunacaqdır. Dənizin dərinliklərində, okeanın dibində qaynayan həyat isə günəşin yoxa çıxdığının fərqinə belə varmayacaq. O həyat planetimizin bir vaxtlar Günəş ətrafında fırlandığını belə bilməyəcək. Bəlkə də inkişaf edəcək.

Qar topunun - Yer kürəsinin nə vaxtsa, milyardlarla ildən sonra qalaktikamızın ulduzlarından birinə uçaraq onun orbitinə düşməsi də çətin, amma həm də mümkündür. Başqa bir ulduzun orbitində planetimizin “əriməsi” və səthdə həyat üçün əlverişli şəraitin görünməsi də mümkündür. Bəlkə də dənizin dərinliklərindəki həyat, bütün bu yolu qət edərək, bir dəfə olduğu kimi, yenidən səthə çıxacaq. Ola bilsin ki, təkamül nəticəsində bundan sonra planetimizdə yenidən ağıllı həyat peyda olacaq. Və nəhayət, bəlkə də məlumat mərkəzlərindən birinin qalıqlarında saytdan suallar və cavablarla sağ qalan media tapacaqlar.