Co się stanie, jeśli Ziemia opuści swoją orbitę? Czy można ocalić Ziemię oddalając ją od Słońca? Jak daleko jest do księżyca?

Możemy zainstalować serię dużych reflektorów w punkcie Lagrange'a L1, aby zablokować część światła przed dotarciem do Ziemi.
Możemy geoinżynierii atmosfery/albedo naszej planety, aby odbijać więcej światła i absorbować mniej.
Możemy pozbyć się efektu cieplarnianego na planecie, usuwając z atmosfery cząsteczki metanu i dwutlenku węgla.
Możemy opuścić Ziemię i skupić się na terraformowaniu światów zewnętrznych, takich jak Mars.

Teoretycznie wszystko może się udać, ale będzie to wymagało ogromnego wysiłku i wsparcia.

Decyzja o przeniesieniu Ziemi na odległą orbitę może jednak stać się ostateczna. I chociaż będziemy musieli stale przesuwać planetę z orbity, aby utrzymać stałą temperaturę, zajmie to setki milionów lat. Aby zrekompensować efekt 1% wzrostu jasności Słońca, Ziemię należy odsunąć o 0,5% od Słońca; aby zrekompensować wzrost o 20% (czyli ponad 2 miliardy lat), Ziemię należy przesunąć o 9,5% dalej. Ziemia nie będzie już oddalona od Słońca o 149 600 000 km, ale o 164 000 000 km.

Odległość Ziemi od Słońca nie zmieniła się zbytnio w ciągu ostatnich 4,5 miliarda lat. Ale jeśli Słońce się nagrzeje i nie chcemy, aby Ziemia całkowicie się usmażyła, będziemy musieli poważnie rozważyć migrację planet.

To wymaga dużo energii! Odsunięcie Ziemi – wszystkich sześciu septylionów kilogramów (6 x 10 24) od Słońca znacząco zmieniłoby parametry naszej orbity. Jeśli odsuniemy planetę na odległość 164 000 000 km od Słońca, pojawią się oczywiste różnice:

Ziemia będzie potrzebować 14,6% więcej czasu na okrążenie Słońca
aby utrzymać stabilną orbitę, nasza prędkość orbitalna musi spaść z 30 km/s do 28,5 km/s
jeśli okres obrotu Ziemi pozostanie taki sam (24 godziny), rok będzie miał 418 dni zamiast 365
Słońce będzie znacznie mniejsze na niebie – o 10% – a wywołane przez Słońce pływy będą słabsze o kilka centymetrów

Jeśli Słońce puchnie, a Ziemia się od niego oddala, oba efekty nie znoszą się całkowicie; Słońce będzie wydawać się mniejsze od Ziemi

Aby jednak zaprowadzić Ziemię tak daleko, musimy dokonać bardzo dużych zmian energetycznych: będziemy musieli zmienić energię potencjalną grawitacji układu Słońce-Ziemia. Nawet biorąc pod uwagę wszystkie inne czynniki, w tym spowolnienie ruchu Ziemi wokół Słońca, musielibyśmy zmienić energię orbity Ziemi o 4,7 x 10 35 dżuli, co odpowiada 1,3 x 10 20 terawatogodzin: 10 15 razy więcej roczny koszt energii, jaki ponosi ludzkość. Można by pomyśleć, że za dwa miliardy lat będą inne i rzeczywiście są, ale niewiele. Będziemy potrzebować 500 000 razy więcej energii, niż ludzkość wytwarza obecnie na całym świecie, a cała energia zostanie przeznaczona na przeniesienie Ziemi w bezpieczne miejsce.

Prędkość, z jaką planety krążą wokół Słońca, zależy od ich odległości od Słońca. Powolna migracja Ziemi na odległość 9,5% nie zakłóci orbit innych planet.

Technologia nie jest najtrudniejszą kwestią. Trudne pytanie jest o wiele bardziej fundamentalne: jak zdobyć całą tę energię? W rzeczywistości jest tylko jedno miejsce, które zaspokoi nasze potrzeby: samo Słońce. Obecnie Ziemia otrzymuje od Słońca około 1500 watów energii na metr kwadratowy. Aby uzyskać wystarczającą moc do migracji Ziemi w wymaganym czasie, musielibyśmy zbudować układ (w przestrzeni), który gromadziłby równomiernie 4,7 x 10 35 dżuli energii przez 2 miliardy lat. Oznacza to, że potrzebujemy układu o powierzchni 5 x 10 15 metrów kwadratowych (i wydajności 100%), co odpowiada całemu obszarowi dziesięciu planet takich jak nasza.

Koncepcja kosmicznej energii słonecznej rozwijała się od dawna, ale nikt jeszcze nie wyobrażał sobie układu ogniw słonecznych o powierzchni 5 miliardów kilometrów kwadratowych.

Dlatego, aby przenieść Ziemię na dalszą bezpieczną orbitę, potrzebny będzie panel słoneczny o powierzchni 5 miliardów kilometrów kwadratowych o 100% sprawności, którego cała energia zostanie wydana na wypchnięcie Ziemi na inną orbitę w ciągu 2 miliardów lat. Czy jest to fizycznie możliwe? Absolutnie. Z nowoczesną technologią? Zupełnie nie. Czy jest to praktycznie możliwe? Z tego, co wiemy teraz, prawie na pewno nie. Przeciągnięcie całej planety jest trudne z dwóch powodów: po pierwsze, ze względu na przyciąganie grawitacyjne Słońca i ze względu na masywność Ziemi. Ale mamy właśnie takie Słońce i taką Ziemię, a Słońce będzie się nagrzewać niezależnie od naszych działań. Dopóki nie wymyślimy, jak zgromadzić i wykorzystać tę ilość energii, będziemy potrzebować innych strategii.

Coś w Twojej rozmowie uderzyło:

Jaka jest odległość Ziemi od Słońca?

Odległość między Ziemią a Słońcem wynosi od 147 do 152 milionów km. Można było to bardzo dokładnie zmierzyć za pomocą radarów.

Co to jest rok świetlny?

Rok świetlny to odległość 9460 miliardów km. Jest to dokładnie droga, którą światło pokonuje w ciągu roku, poruszając się ze stałą prędkością 300 000 km/s.

Jak daleko jest do księżyca?

Księżyc jest naszym sąsiadem. Odległość do niego w punkcie orbity najbliższym Ziemi wynosi 356 410 km. Maksymalna odległość Księżyca od Ziemi wynosi 406697 km. Odległość obliczono na podstawie czasu potrzebnego wiązce lasera na dotarcie do Księżyca i powrót, odbijając się od zwierciadeł pozostawionych na powierzchni Księżyca przez amerykańskich astronautów i radzieckie sondy księżycowe.

Co to jest parsek?

Parsek równa się 3,26 roku świetlnego. Odległości paralaksy mierzone są w parsekach, czyli odległościach obliczanych geometrycznie na podstawie najmniejszych przesunięć pozornej pozycji gwiazdy podczas ruchu Ziemi wokół Słońca.

Jaka jest najdalsza gwiazda, jaką widzisz?

Najbardziej odległymi obiektami kosmicznymi, które można obserwować z Ziemi, są kwazary. Znajdują się w odległości 13 miliardów lat świetlnych od Ziemi.

Czy gwiazdy odchodzą?

Badania przesunięcia ku czerwieni pokazują, że wszystkie galaktyki oddalają się od naszej. Im dalej idą, tym szybciej się poruszają. Najbardziej odległe galaktyki poruszają się niemal z prędkością światła.

Jak po raz pierwszy zmierzono odległość do Słońca?

W 1672 roku dwóch astronomów – Cassini we Francji i Richer w Gujanie – zarejestrowało dokładną pozycję Marsa na niebie. Obliczyli odległość do Marsa na podstawie niewielkiej różnicy między dwoma pomiarami. Następnie naukowcy, korzystając z elementarnej geometrii, obliczyli odległość Ziemi od Słońca. Wartość uzyskana przez Cassiniego okazała się zaniżona o 7%.

Jaka jest odległość do najbliższej gwiazdy?

Najbliższą gwiazdą Układu Słonecznego jest Proxima Centauri, jej odległość wynosi 4,3 lat świetlnych, czyli 40 bilionów. km.

Jak astronomowie mierzą odległości?

Jaka jest odległość Ziemi od Słońca?

Słońce(dalej S.) - centralne ciało Układu Słonecznego, jest kulą gorącej plazmy; S. jest najbliższą gwiazdą Ziemi. Waga S. - 1990 1030 kg(332 958 razy większa od masy Ziemi). 99,866% masy Układu Słonecznego koncentruje się w Słońcu. Paralaksa Słońca (kąt, pod którym promień równikowy Ziemi jest widoczny ze środka północy, znajdującego się w średniej odległości od północy, wynosi 8,794 (4,263’10 = 5 rad). Odległość Ziemi od północy waha się od 1,4710’1011 m (styczeń) do 1,5210’1011 m (lipiec), średnio 1,4960’1011 m(jednostka astronomiczna). Średnia średnica kątowa Ziemi wynosi 1919,26 (9,305'10 = 3 rad), co odpowiada średnicy liniowej Ziemi 1,392'109 m (109-krotność średnicy równika ziemskiego).Średnia gęstość Ziemi wynosi 1,41 '103 kg/ m3. Przyspieszenie ziemskie na powierzchni Słońca wynosi 273,98 m/s 2. Prędkość paraboliczna na powierzchni Słońca (druga prędkość kosmiczna) wynosi 6,18'105 m/s. Efektywna temperatura powierzchnia słońca, określona zgodnie z prawem Stefana-Boltzmanna, promieniowanie, zgodnie z całkowitym promieniowaniem słońca (patrz Promieniowanie słoneczne), wynosi 5770 K.

Historia obserwacji teleskopowych S. rozpoczyna się od obserwacji dokonanych przez G. Galileusza w 1611 r.; Odkryto plamy słoneczne i określono okres obrotu słońca wokół własnej osi. W 1843 r. niemiecki astronom G. Schwabe odkrył cykliczność aktywności słonecznej. Rozwój metod analizy spektralnej umożliwił badanie warunków fizycznych słońca.W 1814 r. J. Fraunhofer odkrył w widmie słońca ciemne linie absorpcyjne, co zapoczątkowało badania składu chemicznego słońca Od 1836 roku regularnie prowadzono obserwacje zaćmień Słońca, co doprowadziło do odkrycia korony i chromosfery Słońca, a także protuberancji słonecznych. W 1913 roku amerykański astronom J. Hale zaobserwował rozszczepienie Zeemana linii Fraunhofera w widmie plam słonecznych i tym samym udowodnił istnienie pól magnetycznych na północy. Do 1942 roku szwedzki astronom B. Edlen i inni zidentyfikowali kilka linii w widmie korony słonecznej z liniami silnie zjonizowanych pierwiastków, potwierdzając w ten sposób wysoką temperaturę w koronie słonecznej. W 1931 roku B. Lio wynalazł koronograf słoneczny, który umożliwił obserwację korony i chromosfery poza zaćmieniami. Na początku lat 40. XX wiek Odkrycie emisji radiowej Słońca, co stało się znaczącym impulsem dla rozwoju fizyki Słońca w drugiej połowie XX wieku. przyczynił się do rozwoju hydrodynamiki magnetycznej i fizyki plazmy. Od początków ery kosmicznej badania promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego Słońca prowadzone są metodami astronomii pozaatmosferycznej z wykorzystaniem rakiet, automatycznych obserwatoriów orbitalnych na satelitach Ziemi oraz laboratoriów kosmicznych z ludźmi na pokładzie. W ZSRR badania S. prowadzone są w obserwatoriach na Krymie i w Pułkowie oraz w instytucjach astronomicznych w Moskwie, Kijowie, Taszkencie i Ałma-Acie. Abastumani, Irkuck itp. Większość zagranicznych obserwatoriów astrofizycznych zajmuje się badaniami astrofizycznymi (patrz Obserwatoria i instytuty astronomiczne).

Obrót Słońca wokół własnej osi odbywa się w tym samym kierunku, co obrót Ziemi, w płaszczyźnie nachylonej o 7?15" do płaszczyzny orbity Ziemi (ekliptyki). Prędkość obrotu wyznacza ruch pozorny różnych części atmosfery Słońca oraz poprzez przesunięcie linii widmowych w widmie krawędzi dysku słonecznego na skutek efektu Dopplera, w wyniku czego odkryto, że okres rotacji Układu Słonecznego nie jest taki sam na różnych szerokościach geograficznych.Położenie różnych części na powierzchni Układu Słonecznego określa się za pomocą współrzędnych heliograficznych mierzonych od równika słonecznego (szerokość heliograficzna) i od widocznego centralnego południka dysku północy lub od pewnego południka wybranego jako początkowy ( tzw. południk Carringtona).W tym przypadku uważa się, że północ obraca się jak ciało sztywne.Położenie południka zerowego podawane jest w Rocznikach astronomicznych na każdy dzień.Informacja o położeniu osi C na niebie kula.Punkty o szerokości heliograficznej 17 stopni dokonują jednego obrotu względem Ziemi w ciągu 27,275 dni (okres synodyczny). Czas rotacji na tej samej szerokości geograficznej N względem gwiazd (okres gwiazdowy) wynosi 25,38 dnia. Prędkość kątowa obrotu w dla rotacji gwiazdowej zmienia się wraz z szerokością heliograficzną j zgodnie z prawem: w = 14?, 44-3? sin2j dziennie. Liniowa prędkość obrotu na północnym równiku wynosi około 2000 m/s.

S. jako gwiazda jest typowym żółtym karłem i znajduje się w środkowej części głównego ciągu gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella.Widoczna wielkość fotowizyjna S. wynosi - 26,74, absolutna wielkość wizualna Mv wynosi + 4,83. Indeks barwy C dotyczy obszaru niebieskiego (B) i wizualnego (V) widma MB - MV = 0,65. Klasa widmowa C. G2V. Prędkość ruchu względem zestawu pobliskich gwiazd wynosi 19,7–103 m/s. S. znajduje się wewnątrz jednej ze spiralnych gałęzi naszej Galaktyki, w odległości około 10 kpc od jej centrum. Okres obiegu Słońca wokół centrum Galaktyki wynosi około 200 milionów lat. Wiek S. wynosi około 5–109 lat.

Budowę wewnętrzną S. wyznacza się przy założeniu, że jest to ciało sferycznie symetryczne i znajdujące się w równowadze. Równanie przeniesienia energii, zasada zachowania energii, równanie stanu gazu doskonałego, prawo Stefana-Boltzmanna oraz warunki równowagi hydrostatycznej, radiacyjnej i konwekcyjnej wraz z wartościami jasności całkowitej, masy całkowitej i promień określony na podstawie obserwacji i danych o jego składzie chemicznym, pozwalają na zbudowanie modelowej struktury wewnętrznej S. Uważa się, że zawartość wagowa wodoru w S. wynosi około 70%, helu około 27%, zawartość wszystkich inne pierwiastki wynosi około 2,5%. Na podstawie tych założeń oblicza się, że temperatura w centrum Północy wynosi 10-15–106 K, gęstość około 1,5'105 kg/m3, a ciśnienie 3,4'1016 n/m2 (około 3' 1011 atmosfer). Uważa się, że źródłem energii uzupełniającej straty promieniowania i utrzymującej wysoką temperaturę słońca są reakcje jądrowe zachodzące w trzewiach słońca.Średnia ilość energii wytwarzanej wewnątrz słońca wynosi 1,92 erg na g na sekundę.Uwalnianie energii określają reakcje jądrowe, podczas których wodór przekształca się w hel. Na północy możliwe są 2 grupy reakcji termojądrowych tego typu: tzw. cykl proton-proton (wodór) i cykl węgla (cykl Bethego). Najprawdopodobniej na północy dominuje cykl proton-proton, składający się z trzech reakcji, w pierwszej z których z jąder wodoru powstają jądra deuteru (ciężki izotop wodoru, masa atomowa 2); w drugim z jąder deuteru powstają jądra izotopu helu o masie atomowej 3, a ostatecznie w trzecim z nich powstają jądra stabilnego izotopu helu o masie atomowej 4.

Przeniesienie energii z wewnętrznych warstw solarium następuje głównie poprzez absorpcję promieniowania elektromagnetycznego dochodzącego z dołu i późniejszą reemisję. W wyniku spadku temperatury wraz z odległością od centrum słońca, długość fali promieniowania stopniowo wzrasta, przenosząc większość energii do górnych warstw (patrz prawo promieniowania Wiena).Przenoszenie energii poprzez ruch gorących materia z warstw wewnętrznych, a materia ochłodzona do wewnątrz (konwekcja) odgrywa znaczącą rolę w stosunkowo wyższych warstwach tworzących strefę konwekcyjną słońca, która rozpoczyna się na głębokości około 0,2 promienia Słońca i ma grubość około 108 m. Prędkość ruch konwekcyjny wzrasta wraz z odległością od środka słońca i w zewnętrznej części strefy konwekcyjnej osiąga (2-2,5)?103 m/sek. W jeszcze wyższych warstwach (w atmosferze słonecznej) przenoszenie energii odbywa się ponownie poprzez promieniowanie. W górnych warstwach atmosfery słonecznej (w chromosferze i koronie) część energii dostarczana jest przez fale mechaniczne i magnetohydrodynamiczne, które powstają w strefie konwekcyjnej, ale są absorbowane tylko w tych warstwach. Gęstość w górnych warstwach atmosfery jest bardzo mała, a niezbędne usunięcie energii na skutek promieniowania i przewodzenia ciepła jest możliwe tylko wtedy, gdy temperatura kinetyczna tych warstw jest odpowiednio wysoka. Wreszcie w górnej części korony słonecznej większość energii jest odprowadzana przez strumienie materii poruszającej się od Słońca, tzw. słoneczny wiatr. temperatura w każdej warstwie jest ustawiona na takim poziomie, że automatycznie zostaje osiągnięty bilans energetyczny: ilość energii wniesionej w wyniku absorpcji wszystkich rodzajów promieniowania, przewodności cieplnej czy ruchu materii jest równa sumie wszystkich strat energii warstwy.

Całkowite promieniowanie słońca zależy od oświetlenia wytworzonego przez nie na powierzchni Ziemi - około 100 tysięcy luksów, gdy słońce znajduje się w zenicie. Poza atmosferą, w średniej odległości Ziemi od północy, natężenie oświetlenia wynosi 127 tys. luksów. Natężenie światła Słońca wynosi 2,84 x 1027, ilość energii świetlnej docierającej na minutę na 1 cm3 powierzchni, umieszczonej prostopadle do promieni słonecznych poza atmosferą w średniej odległości Ziemi od Słońca, nazywana jest stałą słoneczną. Moc całkowitego promieniowania Słońca wynosi 3,83–1026 watów, z czego do Ziemi dociera około 2–1017 watów, średnia jasność powierzchni Słońca (obserwowana poza atmosferą ziemską) wynosi 1,98–109 nitów, jasność środek dysku słonecznego wynosi - 2,48?109 nt. Jasność dysku S. maleje od środka do krawędzi, a spadek ten zależy od długości fali, tak że jasność na krawędzi dysku S. np. dla światła o długości fali 3600 A wynosi około 0,2 jasności jego środka, a dla 5000 A - około 0,3 jasności środka dysku C. Na samym brzegu dysku C jasność spada 100-krotnie w czasie krótszym niż jedna sekunda łukowa, więc granica C dysk wygląda bardzo ostro (ryc. 1).

Skład widmowy światła emitowanego przez energię słoneczną, czyli rozkład energii w widmie słonecznym (po uwzględnieniu wpływu absorpcji w atmosferze ziemskiej i wpływu linii Fraunhofera), ogólnie odpowiada rozkładowi energii w promieniowaniu ciała całkowicie czarnego o temperaturze około 6000 K. Jednakże w niektórych częściach widma zauważalne są odchylenia. Maksymalna energia w widmie S. odpowiada długości fali 4600 A. Widmo S. jest widmem ciągłym, na które nakłada się ponad 20 tysięcy linii absorpcyjnych (linii Fraunhofera). Ponad 60% z nich identyfikuje się z liniami widmowymi znanych pierwiastków chemicznych poprzez porównanie długości fal i względnego natężenia linii absorpcyjnej w widmie Słońca z widmami laboratoryjnymi. Badanie linii Fraunhofera dostarcza informacji nie tylko o składzie chemicznym atmosfery słonecznej, ale także o warunkach fizycznych panujących w warstwach, w których tworzą się określone linie absorpcyjne. Dominującym pierwiastkiem w S. jest wodór. Liczba atomów helu jest 4-5 razy mniejsza niż wodoru. Łączna liczba atomów wszystkich pozostałych pierwiastków jest co najmniej 1000 razy mniejsza niż liczba atomów wodoru. Wśród nich najliczniej występuje tlen, węgiel, azot, magnez, krzem, siarka, żelazo itp. W widmie tlenu można wyróżnić także linie należące do określonych cząsteczek i wolnych rodników: OH, NH, CH, CO, itp.

Pola magnetyczne w słońcu mierzy się głównie poprzez rozszczepienie Zeemana linii absorpcyjnych w widmie słońca (patrz efekt Zeemana). Na północy występuje kilka rodzajów pól magnetycznych (patrz Magnetyzm słoneczny). Całkowite pole magnetyczne Słońca jest małe i osiąga siłę 1 e tej czy innej polaryzacji i zmienia się z czasem. Pole to jest ściśle powiązane z międzyplanetarnym polem magnetycznym i jego strukturą sektorową. Pola magnetyczne związane z aktywnością Słońca mogą w plamach słonecznych osiągać natężenie kilku tysięcy Oe.Struktura pól magnetycznych w obszarach aktywnych jest bardzo skomplikowana, bieguny magnetyczne o różnych polaryzacjach występują naprzemiennie. Istnieją również lokalne regiony magnetyczne o natężeniu pola setek Oe poza plamami słonecznymi. Pola magnetyczne przenikają zarówno przez chromosferę, jak i koronę słoneczną. Na północy główną rolę odgrywają procesy magnetogazdynamiczne i plazmowe. W temperaturze 5000-10 000 K gaz jest wystarczająco zjonizowany, ma wysoką przewodność, a ze względu na ogromną skalę zjawisk słonecznych znaczenie oddziaływań elektromechanicznych i magnetomechanicznych jest bardzo duże (patrz Kosmiczna magnetohydrodynamika).

Atmosferę Słońca tworzą zewnętrzne, obserwowalne warstwy. Prawie całe promieniowanie słoneczne pochodzi z dolnej części atmosfery, zwanej fotosferą. Na podstawie równań radiacyjnego przenoszenia energii, radiacyjnej i lokalnej równowagi termodynamicznej oraz obserwowanego strumienia promieniowania można teoretycznie skonstruować model rozkładu temperatury i gęstości wraz z głębokością w fotosferze. Grubość fotosfery wynosi około 300 km, a jej średnia gęstość wynosi 3·10 = 4 kg/m3. temperatura w fotosferze spada w miarę przechodzenia do bardziej zewnętrznych warstw, jej średnia wartość wynosi około 6000 K, na granicy fotosfery około 4200 K. Ciśnienie waha się od 2 × 104 do 102 n/m2. Istnienie konwekcji w strefie subfotosferycznej Słońca objawia się nierównomierną jasnością fotosfery i jej widoczną ziarnistością – tzw. struktura granulacji. Granulki to jasne plamki o mniej więcej okrągłym kształcie, widoczne na obrazie S. uzyskanym w świetle białym (ryc. 2). Wielkość granulek wynosi 150-1000 km, żywotność 5-10 minut. pojedyncze granulki można zaobserwować w ciągu 20 minut. Czasami granulki tworzą skupiska o wielkości do 30 000 km. Ziarnistości są jaśniejsze od przestrzeni międzykrystalicznych o 20-30%, co odpowiada różnicy temperatur średnio 300 K. W odróżnieniu od innych formacji, na powierzchni słońca znajduje się granulacja jest taka sama na wszystkich szerokościach heliograficznych i nie zależy od aktywności Słońca. Prędkości ruchów chaotycznych (prędkości turbulentne) w fotosferze wynoszą według różnych definicji 1-3 km/s. W fotosferze wykryto kwaziokresowe ruchy oscylacyjne w kierunku promieniowym. Występują one na obszarach o powierzchni 2-3 tys. km, z okresem około 5 minut i amplitudą prędkości około 500 m/s. Po kilku okresach oscylacje w danym miejscu wygasają, po czym mogą pojawić się ponownie. Obserwacje wykazały również istnienie komórek, w których ruch odbywa się w kierunku poziomym od środka komórki do jej granic. Prędkość takich ruchów wynosi około 500 m/s. Rozmiary komórek supergranulek wynoszą 30-40 tys. Km. Położenie supergranulek pokrywa się z komórkami sieci chromosferycznej. Na granicach supergranulek pole magnetyczne ulega wzmocnieniu. Zakłada się, że supergranulki odzwierciedlają istnienie komórek konwekcyjnych tej samej wielkości na głębokości kilku tysięcy km pod powierzchnią. Początkowo zakładano, że fotosfera wytwarza jedynie promieniowanie ciągłe, a w znajdującej się nad nią warstwie odwrotnej tworzą się linie absorpcyjne. Później odkryto, że w fotosferze powstają zarówno linie widmowe, jak i widmo ciągłe. Jednakże, aby uprościć obliczenia matematyczne podczas obliczania linii widmowych, czasami stosuje się koncepcję warstwy odwracającej.

Plamy i rozbłyski słoneczne. W fotosferze często obserwuje się plamy słoneczne i faculae (ryc. 1 i 2). Plamy słoneczne to ciemne formacje, zwykle składające się z ciemniejszego jądra (umbry) i otaczającego go półcienia. Średnice plam sięgają 200 000 km. Czasami miejsce jest otoczone jasną obwódką. Bardzo małe plamki nazywane są porami. Czas życia plam wynosi od kilku godzin do kilku miesięcy.Widmo plam zawiera jeszcze więcej linii i pasm absorpcyjnych niż w widmie fotosfery, przypomina widmo gwiazdy klasy widmowej KO. Przesunięcia linii w widmie plam na skutek efektu Dopplera wskazują na ruch materii w plamach - wypływ na niższych poziomach i napływ na wyższych, prędkości ruchu osiągają 3–103 m/s (efekt Eversheda). Z porównań intensywności linii oraz widma ciągłego plam i fotosfery wynika, że plamy są o 1-2 tysiące stopni chłodniejsze od fotosfery (4500 K i poniżej). W rezultacie na tle fotosfery plamy wydają się ciemne, jasność rdzenia wynosi 0,2-0,5 jasności fotosfery, a jasność półcienia wynosi około 80% jasności fotosfery. Wszystkie plamy słoneczne mają silne pole magnetyczne, które w przypadku dużych plam osiąga siłę 5000 Oe. Zazwyczaj plamy słoneczne tworzą grupy, które w zależności od pola magnetycznego mogą być jednobiegunowe, dwubiegunowe i wielobiegunowe, tj. zawierające wiele plam o różnej polaryzacji, często połączonych przez wspólny półcień. Grupy plam słonecznych są zawsze otoczone faculae i flocculi, protuberancjami; czasami w ich pobliżu pojawiają się rozbłyski słoneczne, a w koronie słonecznej nad nimi obserwuje się formacje w postaci promieni hełmów i wachlarzy - wszystko to razem tworzy aktywny obszar na północy Średnia roczna liczba obserwowanych plam i obszarów aktywnych, a także średnia powierzchnia przez nie zajmowana zmienia się w okresie około 11 lat. Jest to wartość średnia, ale czas trwania poszczególnych cykli aktywności słonecznej waha się od 7,5 do 16 lat (patrz Aktywność słoneczna). Największa liczba plam jednocześnie widocznych na powierzchni Słońca zmienia się ponad dwukrotnie w różnych cyklach. Najczęściej plamy występują w tzw. strefy królewskie rozciągające się od 5 do 30? szerokość geograficzna heliograficzna po obu stronach równika słonecznego. Na początku cyklu aktywności słonecznej szerokość geograficzna lokalizacji plam słonecznych jest większa, pod koniec cyklu niższa, a na wyższych szerokościach geograficznych pojawiają się plamy nowego cyklu. Częściej obserwuje się dwubiegunowe grupy plam słonecznych, składające się z dwóch dużych plam słonecznych - głowy i kolejnych, mających przeciwną polaryzację magnetyczną oraz kilku mniejszych. Plamy czołowe mają tę samą polaryzację przez cały cykl aktywności słonecznej, biegunowości te są przeciwne na północnej i południowej półkuli C. Najwyraźniej plamy są zagłębieniami w fotosferze, a gęstość w nich materii jest mniejsza niż gęstość materii w fotosferze na tym samym poziomie.

W aktywnych obszarach słońca obserwuje się faculae - jasne formacje fotosferyczne, widoczne w świetle białym głównie w pobliżu krawędzi dysku słonecznego.Zazwyczaj faculae pojawiają się przed plamami słonecznymi i istnieją przez jakiś czas po ich zniknięciu. Powierzchnia obszarów rozbłysków jest kilkakrotnie większa niż powierzchnia odpowiedniej grupy plam. Liczba pochodni na dysku słonecznym zależy od fazy cyklu aktywności słonecznej. Faculae mają maksymalny kontrast (18%) w pobliżu krawędzi krążka S., ale nie na samym brzegu. W centrum dysku S. pochodnie są praktycznie niewidoczne, ich kontrast jest bardzo niski. pochodnie mają złożoną strukturę włóknistą, ich kontrast zależy od długości fali, na której prowadzone są obserwacje. temperatura pochodni jest o kilkaset stopni wyższa od temperatury fotosfery, całkowite promieniowanie z 1 cm2 przekracza fotosferyczne o 3-5%. Najwyraźniej pochodnie wznoszą się nieco ponad fotosferę. Średni czas ich istnienia wynosi 15 dni, ale może osiągnąć prawie 3 miesiące.

Chromosfera. Nad fotosferą znajduje się warstwa atmosfery słonecznej zwana chromosferą. Bez specjalnych teleskopów z wąskopasmowymi filtrami światła chromosfera jest widoczna tylko podczas całkowitych zaćmień Słońca w postaci różowego pierścienia otaczającego ciemny dysk, w tych minutach, kiedy Księżyc całkowicie przykrywa fotosferę. Można wówczas obserwować widmo chromosfery, tzw. widmo rozbłysku. Na krawędzi dysku S. chromosfera jawi się obserwatorowi jako nierówny pasek, z którego wystają poszczególne zęby - drzazgi chromosferyczne. Średnica drzazg wynosi 200-2000 km, wysokość około 10 000 km, prędkość wznoszenia się plazmy w drzazgach dochodzi do 30 km/s. Jednocześnie na północy istnieje do 250 tysięcy spikuli. Obserwując w świetle monochromatycznym (np. w świetle linii wapnia zjonizowanego 3934 A), na dysku C widoczna jest jasna sieć chromosferyczna złożona z pojedynczych guzków - małych o średnicy 1000 km i dużych o średnicy średnica od 2000 do 8000 km. Duże guzki to skupiska małych. Rozmiar komórek siatki wynosi 30-40 tysięcy km.Uważa się, że na granicach komórek siatki chromosferycznej powstają spikule. Obserwując ją w świetle czerwonej linii wodorowej 6563 A, w pobliżu plam słonecznych w chromosferze widoczna jest charakterystyczna struktura wirowa (ryc. 3). Gęstość w chromosferze maleje wraz ze wzrostem odległości od centrum C. Liczba atomów na 1 cm3 waha się od 1015 w pobliżu fotosfery do 109 w górnej części chromosfery. Widmo chromosfery składa się z setek linii widmowych emisji wodoru, helu i metali. Najsilniejsze z nich to czerwona linia wodoru Na (6563 A) oraz linie H i K zjonizowanego wapnia o długości fal 3968 A i 3934 A. Zasięg chromosfery nie jest taki sam, gdy obserwuje się go w różnych liniach widma: najsilniejsze linie chromosferyczne można prześledzić na wysokości 14 000 km nad fotosferą. Badanie widm chromosfery doprowadziło do wniosku, że w warstwie, w której następuje przejście z fotosfery do chromosfery, temperatura przechodzi przez minimum i wraz ze wzrostem wysokości nad podstawą chromosfery staje się równa K, a na wysokości kilku tysięcy km osiąga 15 -20 tys. K. Ustalono, że w chromosferze następuje chaotyczny (turbulentny) ruch mas gazów z prędkościami dochodzącymi do 15–103 m/ sek. W chromosferze pochodnie w obszarach aktywnych są widoczne w monochromatycznym świetle silnych linii chromosferycznych jako formacje świetlne, zwane zwykle kłaczkami. W linii Ha wyraźnie widoczne są ciemne formacje zwane włóknami. Na krawędzi dysku S. włókna wystają poza dysk i są obserwowane na niebie jako jasne protuberancje. Najczęściej włókna i wypukłości znajdują się w czterech strefach położonych symetrycznie względem równika słonecznego: strefy polarne na północ od + 40? a na południu -40? szerokość heliograficzna i strefy niskich szerokości geograficznych wokół? trzydzieści? na początku cyklu aktywności słonecznej i 17? na koniec cyklu. Włókna i wypukłości stref na niskich szerokościach geograficznych wykazują dobrze zdefiniowany cykl 11-letni, a ich maksimum pokrywa się z maksimum plam słonecznych. W protuberancjach na dużych szerokościach geograficznych zależność od faz cyklu aktywności słonecznej jest mniej wyraźna, maksimum występuje 2 lata po maksimum plam. Włókna, które są cichymi wybrzuszeniami, mogą sięgać długości promienia Słońca i istnieć przez kilka obrotów północy.Średnia wysokość wybrzuszeń nad powierzchnią słońca wynosi 30-50 tys. km, średnia długość to 200 tys. km , a szerokość wynosi 5 tys. km. Według badań A. B. Severny’ego wszystkie protuberancje można podzielić na 3 grupy ze względu na charakter ich ruchów: elektromagnetyczne, w których ruchy zachodzą po uporządkowanych zakrzywionych trajektoriach – liniach pola magnetycznego; chaotyczny, w którym dominują ruchy nieuporządkowane, turbulentne (prędkości rzędu 10 km/s); erupcyjny, podczas którego substancja o początkowo spokojnej wyniosłości o chaotycznych ruchach zostaje nagle wyrzucona z coraz większą prędkością (dochodzącą do 700 km/s) w kierunku północnym.Temperatura w wyniosłościach (włóknach) wynosi 5-10 tys. K, gęstość wynosi blisko średniej gęstości chromosfery. Włókna, które są aktywne i szybko zmieniają wybrzuszenia, zwykle zmieniają się znacznie w ciągu kilku godzin lub nawet minut. Kształt i charakter ruchów protuberancji są ściśle powiązane z polem magnetycznym w chromosferze i koronie słonecznej.

Korona słoneczna to najbardziej zewnętrzna i najbardziej wątła część atmosfery słonecznej, rozciągająca się na kilka (ponad 10) promieni słonecznych. Do 1931 roku koronę można było obserwować jedynie podczas całkowitych zaćmień Słońca w postaci srebrzysto-perłowej poświaty wokół dysku S. zakrytego przez Księżyc (patrz tom 9, wkładka na s. 384-385). W koronie wyraźnie wyróżniają się detale jego budowy: hełmy, wachlarze, promienie koronalne i szczotki polarne. Po wynalezieniu koronografu koronę słoneczną zaczęto obserwować poza zaćmieniami. Ogólny kształt korony zmienia się wraz z fazą cyklu aktywności Słońca: w latach minimalnych korona jest silnie wydłużona wzdłuż równika, w latach maksymalnych jest prawie kulista. W świetle białym jasność powierzchniowa korony słonecznej jest milion razy mniejsza niż jasność środka dysku C. Jej blask powstaje głównie w wyniku rozpraszania promieniowania fotosferycznego przez wolne elektrony. Prawie wszystkie atomy w koronie są zjonizowane. Stężenie jonów i wolnych elektronów u podstawy korony wynosi 109 cząstek na 1 cm3. Korona nagrzewa się podobnie jak chromosfera. Największe uwalnianie energii następuje w dolnej części korony, jednak ze względu na wysoką przewodność cieplną korona jest prawie izotermiczna – temperatura spada na zewnątrz bardzo powoli. Wypływ energii w koronie następuje na kilka sposobów. W dolnej części korony główną rolę odgrywa transfer energii w dół na skutek przewodności cieplnej. Utrata energii spowodowana jest odejściem najszybszych cząstek z korony. W zewnętrznych partiach korony większość energii jest porywana przez wiatr słoneczny – przepływ gazu koronalnego, którego prędkość wzrasta wraz z odległością od północy, od kilku km/s na powierzchni do 450 km/s w pewnej odległości od Ziemi. temperatura w koronie przekracza 106K. W regionach aktywnych temperatura jest wyższa – do 107 K. Nad obszarami czynnymi, tzw kondensacje koronalne, w których stężenie cząstek wzrasta dziesięciokrotnie. Część promieniowania korony wewnętrznej stanowią linie emisyjne zwielokrotnionych zjonizowanych atomów żelaza, wapnia, magnezu, węgla, tlenu, siarki i innych pierwiastków chemicznych. Obserwuje się je zarówno w widzialnej części widma, jak i w obszarze ultrafioletu. Korona słoneczna generuje promieniowanie słoneczne w zakresie metrów oraz promieniowanie rentgenowskie, które w obszarach aktywnych jest wielokrotnie wzmacniane. Jak wykazały obliczenia, korona słoneczna nie znajduje się w równowadze z ośrodkiem międzyplanetarnym. Strumienie cząstek rozprzestrzeniają się z korony do przestrzeni międzyplanetarnej, tworząc wiatr słoneczny. Pomiędzy chromosferą a koroną znajduje się stosunkowo cienka warstwa przejściowa, w której następuje gwałtowny wzrost temperatury do wartości charakterystycznych dla korony. Warunki w nim panujące są określone przez przepływ energii z korony w wyniku przewodności cieplnej. Warstwa przejściowa jest źródłem większości promieniowania ultrafioletowego Słońca. Chromosfera, warstwa przejściowa i korona wytwarzają całą obserwowaną emisję radiową ze Słońca. W obszarach aktywnych zmienia się struktura chromosfery, korony i warstwy przejściowej. Zmiana ta nie została jednak jeszcze dostatecznie zbadana.

Rozbłyski słoneczne. W aktywnych obszarach chromosfery obserwuje się nagłe i stosunkowo krótkotrwałe wzrosty jasności, widoczne w wielu liniach widmowych jednocześnie. Te jasne formacje trwają od kilku minut do kilku godzin i nazywane są rozbłyskami słonecznymi (dawniej zwanymi rozbłyskami chromosferycznymi). Rozbłyski są najlepiej widoczne w świetle linii wodorowej Ha, ale najjaśniejsze są czasami widoczne w świetle białym. W widmie rozbłysku słonecznego znajduje się kilkaset linii emisyjnych różnych pierwiastków, neutralnych i zjonizowanych. temperatura tych warstw atmosfery słonecznej, które wytwarzają świecenie w liniach chromosferycznych (1-2), wynosi - 104 K, w wyższych warstwach - do 107 K. Gęstość cząstek w rozbłysku sięga 1013-1014 na 1 cm3. Powierzchnia rozbłysków słonecznych może osiągnąć 1015 m3. Zazwyczaj rozbłyski słoneczne pojawiają się w pobliżu szybko rozwijających się grup plam słonecznych z polem magnetycznym o złożonej konfiguracji. Towarzyszy im aktywacja włókien i kłaczków oraz emisja substancji. Podczas rozbłysku uwalniana jest duża ilość energii (do 1010-1011 J. Zakłada się, że energia rozbłysku słonecznego jest początkowo magazynowana w polu magnetycznym, a następnie szybko uwalniana, co prowadzi do lokalnego nagrzania i przyspieszenia protony i elektrony, powodując dalsze nagrzewanie gazu, jego świecenie w różnych częściach widma promieniowania elektromagnetycznego, powstawanie fali uderzeniowej. Rozbłyski słoneczne powodują znaczny wzrost promieniowania ultrafioletowego i towarzyszą im rozbłyski promieniowania rentgenowskiego (czasami bardzo silne), rozbłyski emisji radiowej i uwolnienie cząstek o wysokiej energii do 1010 eV. Czasami obserwuje się rozbłyski promieniowania rentgenowskiego bez zwiększania blasku w chromosferze. Niektórym rozbłyskom słonecznym (zwanym rozbłyskami protonowymi) towarzyszą szczególnie silne strumienie cząstek energetycznych – promieni kosmicznych pochodzenia słonecznego. Rozbłyski protonowe stwarzają zagrożenie dla astronautów w locie, ponieważ energetyczne cząstki zderzając się z atomami powłoki statku kosmicznego, generują promieniowanie bremsstrahlung, rentgenowskie i gamma, czasami w niebezpiecznych dawkach.

Wpływ aktywności Słońca na zjawiska ziemskie. Energia jest ostatecznie źródłem wszystkich rodzajów energii wykorzystywanej przez ludzkość (z wyjątkiem energii atomowej). Jest to energia wiatru, opadającej wody, energia uwalniana podczas spalania wszelkiego rodzaju paliw. Wpływ aktywności Słońca na procesy zachodzące w atmosferze, magnetosferze i biosferze Ziemi jest bardzo zróżnicowany (patrz Powiązania Słońce-Ziemia).

Przyrządy do badania S. Obserwacje S. prowadzone są przy użyciu małych lub średnich refraktorów oraz dużych teleskopów zwierciadlanych, w których większość optyki jest nieruchoma, a promienie słoneczne kierowane są do poziomej lub wieżowej instalacji teleskopu za pomocą jednego (syderostat, heliostat) lub dwa (celostat) ruchome lustra (patrz rysunek w artykule Teleskop wieżowy). Przy konstruowaniu dużych teleskopów słonecznych szczególną uwagę zwraca się na wysoką rozdzielczość przestrzenną wzdłuż dysku C. Stworzono specjalny typ teleskopu słonecznego - koronograf poza zaćmieniem. Wewnątrz koronografu obraz słońca jest przyćmiony przez sztuczny „Księżyc” - specjalny nieprzezroczysty dysk. Na koronografie ilość rozproszonego światła jest wielokrotnie zmniejszana, dzięki czemu możliwa jest obserwacja najbardziej zewnętrznych warstw atmosfery poza zaćmieniem.Teleskopy słoneczne często wyposażane są w wąskopasmowe filtry światła, umożliwiające obserwacje w świetle jednego widma linia. Stworzono także filtry o neutralnej gęstości o zmiennej przezroczystości promieniowej, umożliwiające obserwację korony słonecznej w odległości kilku promieni C. Duże teleskopy słoneczne są zwykle wyposażone w potężne spektrografy z fotograficzną lub fotoelektryczną rejestracją widm. Spektrograf może być także wyposażony w magnetograf - urządzenie służące do badania rozszczepienia Zeemana i polaryzacji linii widmowych oraz wyznaczania wielkości i kierunku pola magnetycznego na północy.Konieczność eliminacji efektu wymywania atmosfery ziemskiej, a także badanie promieniowania słonecznego w ultrafiolecie, podczerwieni i niektórych innych zakresach widma, które zostało pochłonięte w atmosferze ziemskiej, doprowadziło do powstania obserwatoriów orbitalnych poza atmosferą, umożliwiających uzyskiwanie widm słońca i poszczególnych formacji na jego powierzchni poza atmosferą atmosferę ziemską.

Nie da się tego wytłumaczyć… 29 września 2016

Naukowcy z Jet Propulsion Laboratory NASA i Los Alamos National Laboratory (USA) sporządzili listę zjawisk astronomicznych obserwowanych w Układzie Słonecznym, których całkowicie nie da się wyjaśnić...

Fakty te zostały wielokrotnie zweryfikowane i co do ich realności nie ma wątpliwości. Ale zupełnie nie pasują do istniejącego obrazu świata. A to oznacza, że albo nie do końca rozumiemy prawa natury, albo... ktoś ciągle te prawa zmienia.

Oto kilka przykładów:

Kto przyspiesza sondy kosmiczne

W 1989 roku aparat badawczy Galileo wyruszył w długą podróż do Jowisza. Aby nadać mu wymaganą prędkość, naukowcy zastosowali „manewr grawitacyjny”. Sonda dwukrotnie zbliżyła się do Ziemi, aby siła grawitacji planety mogła ją „pchnąć”, nadając dodatkowe przyspieszenie. Ale po manewrach prędkość Galileo okazała się wyższa niż obliczono.

Technika została opracowana, a wcześniej wszystkie urządzenia były podkręcane normalnie. Następnie naukowcy musieli wysłać w przestrzeń kosmiczną jeszcze trzy stacje badawcze. Sonda NEAR poleciała do asteroidy Eros, Rosetta poleciała zbadać kometę Churyumov-Gerasimenko, a Cassini poleciała do Saturna. Wszyscy wykonali manewr grawitacyjny w ten sam sposób i u wszystkich prędkość końcowa okazała się większa od obliczonej - naukowcy poważnie monitorowali ten wskaźnik po zauważonej anomalii w Galileo.

Nie było żadnego wyjaśnienia tego, co się stało. Ale z jakiegoś powodu wszystkie urządzenia wysłane na inne planety po Cassini nie otrzymały dziwnego dodatkowego przyspieszenia podczas manewru grawitacyjnego. Czym więc było to „coś” w okresie od 1989 r. (Galileo) do 1997 r. (Cassini), co dało wszystkim sondom wyruszającym w przestrzeń kosmiczną dodatkowe przyspieszenie?

Naukowcy wciąż wzruszają ramionami: kto musiał „pchać” cztery satelity? W kręgach ufologicznych pojawiła się nawet wersja, że jakaś Wyższa Inteligencja uznała, że trzeba będzie pomóc Ziemianom w eksploracji Układu Słonecznego.

Efektu tego nie obserwuje się obecnie i nie wiadomo, czy kiedykolwiek się pojawi.

Dlaczego Ziemia ucieka przed słońcem?

Naukowcy od dawna nauczyli się mierzyć odległość od naszej planety do gwiazdy. Obecnie uważa się, że jest to 149 597 870 kilometrów. Wcześniej uważano, że jest niezmienna. Jednak w 2004 roku rosyjscy astronomowie odkryli, że Ziemia oddala się od Słońca o około 15 centymetrów rocznie – 100 razy więcej niż błąd pomiaru.

Dzieje się coś, co wcześniej opisywano jedynie w powieściach science fiction: planeta poszła na „swobodny kurs”? Charakter rozpoczętej podróży jest nadal nieznany. Oczywiście, jeśli tempo usuwania się nie zmieni, upłyną setki milionów lat, zanim oddalimy się od Słońca na tyle, aby planeta zamarzła. Ale nagle prędkość wzrośnie. A może wręcz przeciwnie, czy Ziemia zacznie zbliżać się do gwiazdy?

Na razie nikt nie wie, co będzie dalej.

Kto nie pozwala „pionierom” wyjechać za granicę?

Amerykańskie sondy Pioneer 10 i Pioneer 11 zostały wystrzelone odpowiednio w 1972 i 1983 roku. Do tej pory powinny już wylecieć z Układu Słonecznego. Jednak w pewnym momencie i jeden, i drugi z nieznanych powodów zaczęli zmieniać swoją trajektorię, jakby nieznana siła nie chciała pozwolić im zabrnąć za daleko.

Pioneer 10 odszedł już od obliczonej trajektorii o czterysta tysięcy kilometrów. Pioneer 11 dokładnie podąża ścieżką swojego brata. Istnieje wiele wersji: wpływ wiatru słonecznego, wycieki paliwa, błędy w programowaniu. Ale wszystkie nie są zbyt przekonujące, ponieważ oba statki, wystrzelone w odstępie 11 lat, zachowują się tak samo.

Jeśli nie weźmiemy pod uwagę machinacji kosmitów lub boskiego planu niewypuszczania ludzi poza Układ Słoneczny, to być może objawia się tu wpływ tajemniczej ciemnej materii. A może istnieją jakieś nieznane nam efekty grawitacyjne?

Co czai się na obrzeżach naszego systemu

Daleko, daleko za planetą karłowatą Pluton znajduje się tajemnicza asteroida Sedna – jedna z największych w naszym układzie. Ponadto Sedna jest uważana za najbardziej czerwony obiekt w naszym systemie - jest nawet bardziej czerwony niż Mars. Dlaczego nie wiadomo.

Ale główna tajemnica jest inna. Pełny obrót wokół Słońca zajmuje 10 tysięcy lat. Co więcej, krąży po bardzo wydłużonej orbicie. Albo ta asteroida przyleciała do nas z innego układu gwiezdnego, albo może, jak uważają niektórzy astronomowie, została wyrzucona z orbity kołowej pod wpływem przyciągania grawitacyjnego jakiegoś dużego obiektu. Który? Astronomowie nie są w stanie tego wykryć.

Dlaczego zaćmienia słońca są tak idealne?

W naszym systemie w bardzo oryginalny sposób dobierane są rozmiary Słońca i Księżyca, a także odległość Ziemi od Księżyca i Słońca. Jeśli zaobserwujesz zaćmienie Słońca z naszej planety (nawiasem mówiąc, jedynej, na której istnieje inteligentne życie), wówczas dysk Selene idealnie równomiernie pokrywa dysk światła - ich rozmiary dokładnie się pokrywają.

Gdyby Księżyc był nieco mniejszy lub dalej od Ziemi, nigdy nie mielibyśmy całkowitego zaćmienia Słońca. Wypadek? Nie mogę w to uwierzyć…

Dlaczego mieszkamy tak blisko naszego luminarza?

We wszystkich układach gwiazd badanych przez astronomów planety są uszeregowane według tego samego rankingu: im większa planeta, tym bliżej gwiazdy. W naszym Układzie Słonecznym olbrzymy - Saturn i Jowisz - znajdują się pośrodku, pozwalając „małym” na prowadzenie - Merkuremu, Wenus, Ziemi i Marsowi. Dlaczego tak się stało, nie wiadomo.

Gdybyśmy mieli taki sam porządek świata, jak w sąsiedztwie wszystkich innych gwiazd, wówczas Ziemia znajdowałaby się gdzieś w obszarze obecnego Saturna. A panuje piekielny chłód i brak warunków do inteligentnego życia.

Sygnał radiowy z gwiazdozbioru Strzelca

W latach 70. Stany Zjednoczone rozpoczęły program poszukiwania ewentualnych sygnałów radiowych obcych. W tym celu radioteleskop skierowano w różne części nieba i skanował fale powietrzne na różnych częstotliwościach, próbując wykryć sygnał sztucznego pochodzenia.

Przez kilka lat astronomowie nie mogli pochwalić się żadnymi wynikami. Ale 15 sierpnia 1977 roku, gdy astronom Jerry Ehman był na służbie, rejestrator rejestrujący wszystko, co wpadło do „uszu” radioteleskopu, zarejestrował sygnał lub szum trwający 37 sekund. Zjawisko to nazywa się Wоw! - zgodnie z notatką na marginesie, którą zdumiony Ehman napisał czerwonym atramentem.

„Sygnał” miał częstotliwość 1420 MHz. Zgodnie z umowami międzynarodowymi w tym zakresie nie działa żaden ziemski nadajnik. Pochodziło z kierunku konstelacji Strzelca, gdzie najbliższa gwiazda znajduje się 220 lat świetlnych od Ziemi. Czy było to sztuczne – nadal nie ma odpowiedzi. Następnie naukowcy wielokrotnie przeszukiwali ten obszar nieba. Ale bez skutku.

Ciemna materia

Wszystkie galaktyki w naszym Wszechświecie krążą wokół jednego centrum z dużą prędkością. Kiedy jednak naukowcy obliczyli całkowite masy galaktyk, okazało się, że są one zbyt lekkie. I zgodnie z prawami fizyki cała ta karuzela dawno by się rozpadła. Jednak nie pęka.

Aby wyjaśnić, co się dzieje, naukowcy wysunęli hipotezę, że we Wszechświecie istnieje ciemna materia, której nie można zobaczyć. Ale astronomowie nie mają jeszcze pojęcia, co to jest i jak to odczuwać. Wiadomo tylko, że jego masa stanowi 90% masy Wszechświata. Oznacza to, że wiemy, jaki świat nas otacza, tylko jedna dziesiąta.

Życie na Marsie

Poszukiwania materii organicznej na Czerwonej Planecie rozpoczęły się w 1976 roku – wylądował tam amerykański statek kosmiczny Viking. Musieli przeprowadzić serię eksperymentów, aby potwierdzić lub obalić hipotezę o możliwości zamieszkania na planecie. Wyniki okazały się sprzeczne: z jednej strony w atmosferze Marsa wykryto metan – oczywiście pochodzenia biogennego, ale nie zidentyfikowano ani jednej cząsteczki organicznej.

Dziwne wyniki eksperymentów przypisano składowi chemicznemu marsjańskiej gleby i uznano, że na Czerwonej Planecie w ogóle nie ma życia. Jednak wiele innych badań sugeruje, że na powierzchni Marsa znajdowała się kiedyś wilgoć, co ponownie przemawia za istnieniem życia. Według niektórych możemy mówić o podziemnych formach życia.

Jakie zagadki nie są warte cholery?

źródła

Istnieją 3 możliwości deorbitacji - przejście na nową orbitę (która z kolei może znajdować się bliżej lub dalej od Słońca, a nawet być bardzo wydłużona), wpaść w Słońce i opuścić Układ Słoneczny. Rozważmy tylko trzecią opcję, która moim zdaniem jest najciekawsza.

W miarę oddalania się od Słońca będzie coraz mniej światła ultrafioletowego potrzebnego do fotosyntezy, a średnia temperatura na planecie będzie się zmniejszać z roku na rok. Rośliny ucierpią jako pierwsze, co doprowadzi do poważnych zakłóceń w łańcuchach pokarmowych i ekosystemach. A epoka lodowcowa nadejdzie dość szybko. Jedyne oazy z mniejszymi lub większymi warunkami będą w pobliżu źródeł geotermalnych i gejzerów. Ale nie na długo.

Po określonej liczbie lat (swoją drogą nie będzie już pór roku) w pewnej odległości od Słońca na powierzchni naszej planety zaczną pojawiać się niezwykłe deszcze. To będą deszcze tlenu. Jeśli będziesz mieć szczęście, może spadnie śnieg od tlenu. Nie mogę z całą pewnością powiedzieć, czy ludzie na powierzchni będą w stanie się do tego przystosować – nie będzie też żywności, stal w takich warunkach będzie zbyt krucha, więc nie jest jasne, jak pozyskać paliwo. powierzchnia oceanu zamarznie na znaczną głębokość, pokrywa lodowa w wyniku ekspansji lodu pokryje całą powierzchnię planety z wyjątkiem gór - nasza planeta stanie się biała.

Ale temperatura jądra i płaszcza planety nie ulegnie zmianie, więc pod pokrywą lodową na głębokości kilku kilometrów temperatura pozostanie całkiem znośna. (jeśli wykopiesz taką minę i zapewnisz jej stały pożywienie i tlen, możesz nawet tam mieszkać)

Najzabawniej jest w głębinach morskich. Gdzie nawet teraz promień światła nie przenika. Tam, na głębokości kilku kilometrów pod powierzchnią oceanu, znajdują się całe ekosystemy, które absolutnie nie są zależne od słońca, fotosyntezy, ciepła słonecznego. Ma własne cykle substancji, chemosyntezę zamiast fotosyntezy, a wymagana temperatura jest utrzymywana dzięki ciepłu naszej planety (aktywność wulkaniczna, podwodne gorące źródła itp.), ponieważ temperaturę wewnątrz naszej planety zapewnia jej grawitacja , masa, nawet bez słońca, znajduje się również poza układami słonecznymi, tam będą stabilne warunki i wymagana temperatura. A życie, które wrze w głębinach morskich, na dnie oceanu, nawet nie zauważy, że słońce zniknęło. To życie nawet nie będzie wiedziało, że nasza planeta kiedyś krążyła wokół Słońca. Być może będzie ewoluować.

Jest również mało prawdopodobne, ale możliwe, że kula śnieżna – Ziemia – pewnego dnia, miliardy lat później, poleci do jednej z gwiazd naszej galaktyki i wpadnie na jej orbitę. Możliwe jest również, że na orbicie innej gwiazdy nasza planeta „odtajnie” i na powierzchni pojawią się warunki sprzyjające życiu. Być może życie w głębinach morskich, po pokonaniu całej tej ścieżki, ponownie wyjdzie na powierzchnię, tak jak to już kiedyś miało miejsce. Być może w wyniku ewolucji inteligentne życie ponownie pojawi się na naszej planecie. I wreszcie, być może w pozostałościach jednego z centrów danych odnajdą ocalałe media z pytaniami i odpowiedziami ze strony