Čo sa stane, ak Zem opustí svoju obežnú dráhu? Je možné zachrániť Zem tým, že ju vzdialime od Slnka? Ako ďaleko je to na Mesiac?

Môžeme nainštalovať sériu veľkých reflektorov v bode L1 Lagrange, aby sme zablokovali časť svetla v dosahu na Zem.
Atmosféru/albedo našej planéty môžeme geoinžinierovať tak, aby odrážala viac svetla a menej absorbovala.
Môžeme zbaviť planétu skleníkového efektu odstránením molekúl metánu a oxidu uhličitého z atmosféry.
Môžeme opustiť Zem a zamerať sa na terraformáciu vonkajších svetov, ako je Mars.

Teoreticky môže všetko fungovať, ale bude si to vyžadovať obrovské úsilie a podporu.

Rozhodnutie o migrácii Zeme na vzdialenú obežnú dráhu sa však môže stať konečným. A hoci budeme musieť planétu neustále presúvať z obežnej dráhy, aby sme si udržali konštantnú teplotu, bude to trvať stovky miliónov rokov. Aby sa kompenzoval účinok 1% zvýšenia svietivosti Slnka, musí sa Zem posunúť o 0,5% od Slnka; na kompenzáciu nárastu o 20 % (teda za 2 miliardy rokov) je potrebné posunúť Zem o 9,5 % ďalej. Zem už nebude od Slnka vzdialená 149 600 000 km, ale 164 000 000 km.

Vzdialenosť od Zeme k Slnku sa za posledných 4,5 miliardy rokov príliš nezmenila. Ale ak sa Slnko zohreje a my nechceme, aby sa Zem úplne vysmažila, budeme musieť vážne uvažovať o migrácii planét.

To si vyžaduje veľa energie! Presunutie Zeme - všetkých jej šiestich septiliónov kilogramov (6 x 10 24) - preč od Slnka by výrazne zmenilo naše orbitálne parametre. Ak presunieme planétu 164 000 000 km od Slnka, existujú zjavné rozdiely:

Obeh okolo Slnka bude Zemi trvať o 14,6 % dlhšie
na udržanie stabilnej obežnej dráhy musí naša obežná rýchlosť klesnúť z 30 km/s na 28,5 km/s
ak doba rotácie Zeme zostane rovnaká (24 hodín), rok bude mať 418 dní namiesto 365
Slnko bude na oblohe oveľa menšie – o 10 % – a príliv a odliv spôsobený Slnkom bude slabší o niekoľko centimetrov

Ak sa Slnko zväčší a Zem sa od neho vzdiali, tieto dva efekty sa celkom nevyrušia; Slnko sa bude javiť ako menšie od Zeme

Aby sme však Zem dostali tak ďaleko, musíme urobiť veľmi veľké energetické zmeny: budeme musieť zmeniť gravitačnú potenciálnu energiu systému Slnko-Zem. Aj keď vezmeme do úvahy všetky ostatné faktory, vrátane spomalenia pohybu Zeme okolo Slnka, museli by sme zmeniť orbitálnu energiu Zeme o 4,7 x 10 35 joulov, čo je ekvivalent 1,3 x 10 20 terawatthodín: 10 15-násobok ročné náklady na energiu, ktoré znáša ľudstvo. Mysleli by ste si, že o dve miliardy rokov budú iní, a aj sú, ale nie príliš. Budeme potrebovať 500 000-krát viac energie, než ľudstvo dnes celosvetovo vygeneruje, a to všetko pôjde na presun Zeme do bezpečia.

Rýchlosť, ktorou planéty obiehajú okolo Slnka, závisí od ich vzdialenosti od Slnka. Pomalá migrácia Zeme na vzdialenosť 9,5 % nenaruší obežné dráhy iných planét.

Technológia nie je najťažšia záležitosť. Zložitá otázka je oveľa zásadnejšia: ako získame všetku túto energiu? V skutočnosti je len jedno miesto, ktoré uspokojí naše potreby: samotné Slnko. V súčasnosti Zem dostáva zo Slnka približne 1 500 wattov energie na meter štvorcový. Aby sme získali dostatok energie na migráciu Zeme v požadovanom čase, museli by sme postaviť pole (vo vesmíre), ktoré by zhromaždilo energiu 4,7 x 10 35 joulov rovnomerne počas 2 miliárd rokov. To znamená, že potrebujeme pole s plochou 5 x 10 15 metrov štvorcových (a 100% účinnosťou), čo zodpovedá celej ploche desiatich planét, ako je tá naša.

Koncept vesmírnej solárnej energie bol vo vývoji už dlho, ale nikto si ešte nepredstavoval pole solárnych článkov s rozlohou 5 miliárd štvorcových kilometrov.

Preto, aby ste dopravili Zem na bezpečnú obežnú dráhu ďalej, budete potrebovať solárny panel s rozlohou 5 miliárd štvorcových kilometrov so 100% účinnosťou, ktorého všetka energia sa minie na vytlačenie Zeme na inú obežnú dráhu do 2 miliárd rokov. Je to fyzicky možné? Absolútne. S modernými technológiami? Vôbec nie. Je toto prakticky možné? S tým, čo vieme teraz, takmer určite nie. Ťahať celú planétu je ťažké z dvoch dôvodov: po prvé kvôli gravitačnej príťažlivosti Slnka a kvôli masívnosti Zeme. Ale máme práve také Slnko a takú Zem a Slnko sa bude zahrievať bez ohľadu na naše činy. Kým prídeme na to, ako toto množstvo energie zhromaždiť a využiť, budeme potrebovať iné stratégie.

Niečo vo vašom rozhovore udrelo na strunu:

Aká je vzdialenosť od Zeme k Slnku?

Vzdialenosť medzi Zemou a Slnkom sa pohybuje od 147 do 152 miliónov km. Pomocou radarov ju bolo možné veľmi presne zmerať.

Čo je to svetelný rok?

Svetelný rok je vzdialenosť 9460 miliárd km. Presne takú dráhu prejde svetlo za rok, pričom sa pohybuje konštantnou rýchlosťou 300 000 km/s.

Ako ďaleko je to na Mesiac?

Mesiac je náš sused. Vzdialenosť k nemu v bode jeho obežnej dráhy najbližšie k Zemi je 356 410 km. Maximálna vzdialenosť Mesiaca od Zeme je 406 697 km. Vzdialenosť bola vypočítaná podľa času, ktorý potreboval laserový lúč dosiahnuť Mesiac a vrátiť sa, odrážajúc sa od zrkadiel, ktoré na mesačnom povrchu zanechali americkí astronauti a sovietske lunárne sondy.

Čo je to parsec?

Parsek sa rovná 3,26 svetelným rokom. Paralaxné vzdialenosti sa merajú v parsekoch, to znamená vzdialenosti vypočítané geometricky z najmenších posunov zdanlivej polohy hviezdy, keď sa Zem pohybuje okolo Slnka.

Aká je najvzdialenejšia hviezda, ktorú môžete vidieť?

Najvzdialenejšie vesmírne objekty, ktoré možno pozorovať zo Zeme, sú kvazary. Nachádzajú sa vo vzdialenosti 13 miliárd svetelných rokov od Zeme.

Vzďaľujú sa hviezdy?

Štúdie červeného posunu ukazujú, že všetky galaxie sa vzďaľujú od našej. Čím ďalej, tým rýchlejšie sa pohybujú. Najvzdialenejšie galaxie sa pohybujú takmer rýchlosťou svetla.

Ako sa prvýkrát merala vzdialenosť k Slnku?

V roku 1672 dvaja astronómovia – Cassini vo Francúzsku a Richer v Guyane – zaznamenali presnú polohu Marsu na oblohe. Z malého rozdielu medzi týmito dvoma meraniami vypočítali vzdialenosť k Marsu. A potom vedci pomocou elementárnej geometrie vypočítali vzdialenosť od Zeme k Slnku. Hodnota získaná Cassini sa ukázala byť podhodnotená o 7 %.

Aká je vzdialenosť k najbližšej hviezde?

Najbližšia hviezda k Slnečnej sústave je Proxima Centauri, jej vzdialenosť je 4,3 svetelných rokov alebo 40 biliónov. km.

Ako astronómovia merajú vzdialenosti?

Aká je vzdialenosť od Zeme k Slnku?

slnko(ďalej S.) - centrálne teleso Slnečnej sústavy, je horúca plazmová guľa; S. je najbližšia hviezda k Zemi. Hmotnosť S. - 1 990 1030 kg(332 958-násobok hmotnosti Zeme). V Slnku je sústredených 99,866 % hmoty slnečnej sústavy. Slnečná paralaxa (uhol, pod ktorým je viditeľný rovníkový polomer Zeme zo stredu severu, ktorý sa nachádza v priemernej vzdialenosti od severu, je 8,794 (4,263'10 = 5 rad). Vzdialenosť od Zeme k severu sa pohybuje od 1,4710'1011 m (január) do 1,5210'1011 m (júl), v priemere 1,4960'1011 m(astronomická jednotka). Priemerný uhlový priemer Zeme je 1919,26 (9,305'10 = 3 rad), čo zodpovedá lineárnemu priemeru Zeme 1,392'109 m (109-násobok priemeru zemského rovníka Priemerná hustota Zeme je 1,41). '103 kg/m3. Gravitačné zrýchlenie na povrchu Slnka je 273,98 m/s2. Parabolická rýchlosť na povrchu Slnka (druhá kozmická rýchlosť) je 6,18'105 m/s slnečného žiarenia, určeného podľa Stefan-Boltzmannovho zákona, podľa celkového slnečného žiarenia (pozri Slnečné žiarenie) sa rovná 5770 K.

História teleskopických pozorovaní S. začína pozorovaniami G. Galilea v roku 1611; Objavili sa slnečné škvrny a určila sa perióda otáčania Slnka okolo svojej osi. V roku 1843 nemecký astronóm G. Schwabe objavil cyklickosť slnečnej aktivity. Rozvoj metód spektrálnej analýzy umožnil študovať fyzikálne pomery na slnku. V roku 1814 objavil J. Fraunhofer tmavé absorpčné čiary v spektre slnka Od roku 1836 sa pravidelne uskutočňujú pozorovania zatmení Slnka, ktoré viedli k objavu koróny a chromosféry Slnka, ako aj slnečných protuberancií. V roku 1913 americký astronóm J. Hale pozoroval Zeemanovo štiepenie Fraunhoferových čiar v spektre slnečných škvŕn a tým dokázal existenciu magnetických polí na severe. Do roku 1942 švédsky astronóm B. Edlen a ďalší identifikovali niekoľko čiar v spektre slnečnej koróny s čiarami vysoko ionizovaných prvkov, čím dokázali vysokú teplotu v slnečnej koróne. V roku 1931 B. Lio vynašiel slnečný koronograf, ktorý umožňoval pozorovať korónu a chromosféru aj mimo zatmení. Začiatkom 40. rokov. 20. storočie Rádiová emisia Slnka bola objavená Významným impulzom pre rozvoj slnečnej fyziky v 2. polovici 20. storočia. prispel k rozvoju magnetickej hydrodynamiky a fyziky plazmy. Od začiatku vesmírnej éry sa štúdium ultrafialového a röntgenového žiarenia zo slnka uskutočňuje metódami mimoatmosférickej astronómie pomocou rakiet, automatických orbitálnych observatórií na satelitoch Zeme a vesmírnych laboratórií s ľuďmi na palube. V ZSSR sa výskum S. uskutočňuje na krymských a Pulkovských observatóriách a v astronomických inštitúciách v Moskve, Kyjeve, Taškente a Alma-Ate. Abastumani, Irkutsk atď. Väčšina zahraničných astrofyzikálnych observatórií sa zaoberá astrofyzikálnym výskumom (pozri Astronomické observatóriá a ústavy).

Rotácia Slnka okolo svojej osi prebieha v rovnakom smere ako rotácia Zeme, v rovine naklonenej o 7? 15" k rovine obežnej dráhy Zeme (ekliptika). Rýchlosť rotácie je určená zdanlivým pohybom rôznych častí v atmosfére slnka a posunom spektrálnych čiar v spektre okraja slnečného disku vplyvom Dopplerovho javu Tak sa zistilo, že perióda rotácie Slnečnej sústavy nie je rovnaká pri rôzne zemepisné šírky Poloha rôznych útvarov na slnečnom povrchu sa určuje pomocou heliografických súradníc meraných zo slnečného rovníka (heliografická zemepisná šírka) a z centrálneho poludníka S. alebo z určitého poludníka zvoleného ako počiatočný ( takzvaný Carringtonov poludník). V tomto prípade sa predpokladá, že S. rotuje ako tuhé teleso s heliografickou šírkou 17? vykonať jednu otáčku vzhľadom na Zem za 27,275 dňa (synodické obdobie). Doba rotácie v rovnakej zemepisnej šírke N vzhľadom na hviezdy (hviezdna perióda) je 25,38 dňa. Uhlová rýchlosť rotácie w pre hviezdnu rotáciu sa mení s heliografickou zemepisnou šírkou j podľa zákona: w = 14?, 44-3? sin2j za deň. Lineárna rýchlosť rotácie na severnom rovníku je asi 2000 m/s.

S. ako hviezda je typický žltý trpaslík a nachádza sa v strednej časti hlavnej postupnosti hviezd na Hertzsprung-Russellovom diagrame. Viditeľná fotovizuálna magnitúda S. je - 26,74, absolútna vizuálna magnitúda Mv je + 4,83. Farebný index C je pre prípad modrej (B) a vizuálnej (V) oblasti spektra MB - MV = 0,65. Spektrálna trieda C. G2V. Rýchlosť pohybu vzhľadom na súbor blízkych hviezd je 19,7 m/s. S. sa nachádza vo vnútri jednej zo špirálových vetiev našej Galaxie vo vzdialenosti asi 10 kpc od jej stredu. Obdobie revolúcie Slnka okolo stredu Galaxie je asi 200 miliónov rokov. S. má asi 5?109 rokov.

Vnútorná stavba S. je určená za predpokladu, že ide o sféricky symetrické teleso a je v rovnováhe. Rovnica prenosu energie, zákon zachovania energie, stavová rovnica ideálneho plynu, Stefan-Boltzmannov zákon a podmienky hydrostatickej, radiačnej a konvekčnej rovnováhy spolu s hodnotami celkovej svietivosti, celkovej hmotnosti a polomer určený z pozorovaní a údajov o jeho chemickom zložení, umožňujú zostrojiť modelovú vnútornú štruktúru S. Predpokladá sa, že obsah vodíka v S. hm. je asi 70 %, hélia asi 27 %, obsah všetkých ostatných prvkov je asi 2,5 %. Na základe týchto predpokladov sa vypočíta, že teplota v strede severu je 10-15?106 K, hustota je asi 1,5'105 kg/m3 a tlak je 3,4'1016 n/m2 (asi 3' 1011 atmosfér). Predpokladá sa, že zdrojom energie, ktorý dopĺňa straty žiarenia a udržuje vysokú teplotu slnka, sú jadrové reakcie prebiehajúce v útrobách slnka. Priemerné množstvo energie generovanej vo vnútri slnka je 1,92 erg na g za sekundu energie je určená jadrovými reakciami, pri ktorých sa vodík premieňa na hélium. Na severe sú možné 2 skupiny termonukleárnych reakcií tohto typu: tzv. protón-protónový (vodíkový) cyklus a uhlíkový cyklus (Betheho cyklus). Najpravdepodobnejšie je, že na Severe prevláda protón-protónový cyklus pozostávajúci z troch reakcií, z ktorých pri prvej vznikajú z vodíkových jadier jadrá deutéria (ťažký izotop vodíka, atómová hmotnosť 2); v druhom z jadier deutéria vznikajú jadrá izotopu hélia s atómovou hmotnosťou 3 a napokon v treťom z nich jadrá stabilného izotopu hélia s atómovou hmotnosťou 4.

K prenosu energie z vnútorných vrstiev solária dochádza najmä absorpciou elektromagnetického žiarenia prichádzajúceho zdola a následnou reemisiou. V dôsledku znižovania teploty so vzdialenosťou od stredu Slnka sa vlnová dĺžka žiarenia postupne zväčšuje, čím sa väčšina energie prenáša do horných vrstiev (pozri Wienov zákon o žiarení pohybom tepla). hmoty z vnútorných vrstiev a ochladená hmota smerom dovnútra (konvekcia) hrá významnú úlohu v porovnateľne vyšších vrstvách tvoriacich konvekčnú zónu slnka, ktorá začína v hĺbke asi 0,2 polomeru Slnka a má hrúbku asi 108 m konvekčných pohybov narastá so vzdialenosťou od stredu slnka a vo vonkajšej časti konvekčnej zóny dosahuje (2-2. 5)?103 m/sec. V ešte vyšších vrstvách (v slnečnej atmosfére) sa prenos energie opäť uskutočňuje žiarením. V horných vrstvách slnečnej atmosféry (v chromosfére a koróne) je časť energie dodávaná mechanickými a magnetohydrodynamickými vlnami, ktoré vznikajú v konvekčnej zóne, ale sú absorbované len v týchto vrstvách. Hustota v hornej atmosfére je veľmi nízka a nevyhnutné odstránenie energie v dôsledku žiarenia a vedenia tepla je možné len vtedy, ak je kinetická teplota týchto vrstiev dostatočne vysoká. Napokon, v hornej časti slnečnej koróny je väčšina energie odnášaná tokmi hmoty pohybujúcej sa od Slnka, tzv. slnečný vietor. teplota v každej vrstve je nastavená na takú úroveň, aby sa automaticky dosiahla energetická bilancia: množstvo energie vnesenej v dôsledku absorpcie všetkých druhov žiarenia, tepelnej vodivosti alebo pohybu hmoty sa rovná súčtu všetkých strát energie vrstvy.

Celkové žiarenie Slnka je určené osvetlením, ktoré vytvára na povrchu Zeme - asi 100 tisíc luxov, keď je slnko v zenite. Mimo atmosféry, v priemernej vzdialenosti Zeme od severu, je osvetlenie 127 tisíc luxov. Slnečná svietivosť je 2,84 x 1027 množstvo svetelnej energie dopadajúcej za minútu na 1 cm3 plochy umiestnenej kolmo na slnečné lúče mimo atmosféry v priemernej vzdialenosti Zeme od Slnka. Výkon celkového žiarenia Slnka je 3,83?1026 wattov, z toho na Zem dopadá asi 2?1017 wattov, priemerná jasnosť povrchu Slnka (pri pozorovaní mimo zemskej atmosféry) je 1,98?109 nitov, jasnosť stred disku Slnka je - 2,48?109 nt. Jas disku S. klesá od stredu k okraju a tento pokles závisí od vlnovej dĺžky, takže jas na okraji disku S. napríklad pre svetlo s vlnovou dĺžkou 3600 A je cca. 0,2 jasu jeho stredu a pre 5000 A - asi 0,3 jasu stredu disku C Na samom okraji disku C jas klesne 100-krát za menej ako jednu oblúkovú sekundu, takže hranica C. disk vyzerá veľmi ostro (obr. 1).

Spektrálne zloženie svetla vyžarovaného slnečnou energiou, teda rozloženie energie v slnečnom spektre (po zohľadnení vplyvu absorpcie v zemskej atmosfére a vplyvu Fraunhoferových čiar), vo všeobecnosti zodpovedá rozloženiu energie v žiarení absolútne čierneho telesa s teplotou okolo 6000 K. V určitých častiach spektra sú však badateľné odchýlky. Maximálna energia v S. spektre zodpovedá vlnovej dĺžke 4600 A. S. Spektrum je spojité spektrum, na ktorom je superponovaných viac ako 20 tisíc absorpčných čiar (Fraunhoferových čiar). Viac ako 60 % z nich je identifikovaných so spektrálnymi čiarami známych chemických prvkov porovnaním vlnových dĺžok a relatívnej intenzity absorpčnej čiary v slnečnom spektre s laboratórnymi spektrami. Štúdium Fraunhoferových čiar poskytuje informácie nielen o chemickom zložení slnečnej atmosféry, ale aj o fyzikálnych podmienkach v tých vrstvách, v ktorých sa vytvárajú určité absorpčné čiary. Prevládajúcim prvkom v S. je vodík. Počet atómov hélia je 4-5 krát menší ako počet atómov vodíka. Počet atómov všetkých ostatných prvkov dohromady je najmenej 1000-krát menší ako počet atómov vodíka. Medzi nimi sú najviac zastúpené kyslík, uhlík, dusík, horčík, kremík, síra, železo atď. V spektre kyslíka možno identifikovať aj línie patriace určitým molekulám a voľným radikálom: OH, NH, CH, CO, atď.

Magnetické polia na slnku sa merajú hlavne Zeemanovým štiepením absorpčných čiar v spektre slnka (pozri Zeemanov efekt). Na severe existuje niekoľko typov magnetických polí (pozri Slnečný magnetizmus). Celkové magnetické pole slnka je malé a dosahuje silu 1 e jednej alebo druhej polarity a mení sa s časom. Toto pole úzko súvisí s medziplanetárnym magnetickým poľom a jeho sektorovou štruktúrou. Magnetické polia spojené so slnečnou aktivitou môžu v slnečných škvrnách dosiahnuť intenzitu niekoľko tisíc Oe. Štruktúra magnetických polí v aktívnych oblastiach je veľmi zložitá, striedajú sa magnetické póly rôznych polarít. Mimo slnečných škvŕn existujú aj miestne magnetické oblasti so silou poľa stoviek Oe. Magnetické polia prenikajú chromosférou aj slnečnou korónou. Na severe hrajú hlavnú úlohu magnetogasdynamické a plazmové procesy. Pri teplote 5000-10 000 K je plyn dostatočne ionizovaný, jeho vodivosť je vysoká a vzhľadom na obrovský rozsah slnečných javov je význam elektromechanických a magnetomechanických interakcií veľmi veľký (pozri Kozmická magnetohydrodynamika).

Atmosféru slnka tvoria vonkajšie, pozorovateľné vrstvy. Takmer všetko slnečné žiarenie pochádza zo spodnej časti jeho atmosféry, nazývanej fotosféra. Na základe rovníc prenosu energie žiarenia, radiačnej a lokálnej termodynamickej rovnováhy a pozorovaného toku žiarenia je možné teoreticky zostaviť model rozloženia teploty a hustoty s hĺbkou vo fotosfére. Hrúbka fotosféry je asi 300 km, jej priemerná hustota je 3? 10 = 4 kg/m3. teplota vo fotosfére klesá, keď sa presúvame do viac vonkajších vrstiev, jej priemerná hodnota je asi 6000 K, na hranici fotosféry je to asi 4200 K. Tlak sa pohybuje od 2? 104 do 102 n/m2. Existencia konvekcie v subfotosférickej zóne slnka sa prejavuje nerovnomerným jasom fotosféry a jej viditeľnou zrnitosťou – tzv. granulačná štruktúra. Granule sú svetlé škvrny viac-menej okrúhleho tvaru, viditeľné na obrázku S. získanom v bielom svetle (obr. 2). Veľkosť granúl je 150-1000 km, životnosť 5-10 minút. jednotlivé granule možno pozorovať do 20 minút. Niekedy granuly vytvárajú zhluky až do veľkosti 30 000 km Granuly sú svetlejšie ako medzikryštalické priestory o 20-30%, čo zodpovedá rozdielu teplôt v priemere 300 K. Na rozdiel od iných útvarov je na povrchu slnka granulácia. rovnaký vo všetkých heliografických šírkach a nezávisí od slnečnej aktivity. Rýchlosti chaotických pohybov (turbulentné rýchlosti) vo fotosfére sú podľa rôznych definícií 1-3 km/s. Vo fotosfére boli zistené kváziperiodické oscilačné pohyby v radiálnom smere. Vyskytujú sa na plochách o veľkosti 2-3 tisíc km, s periódou cca 5 minút a amplitúdou rýchlosti cca 500 m/s. Po niekoľkých periódach oscilácie v danej lokalite odumrú, potom môžu opäť vzniknúť. Pozorovania tiež ukázali existenciu buniek, v ktorých dochádza k pohybu v horizontálnom smere od stredu bunky k jej hraniciam. Rýchlosť takýchto pohybov je asi 500 m/s. Veľkosti buniek supergranúl sú 30-40 000 km. Poloha supergranúl sa zhoduje s bunkami chromosférickej siete. Na hraniciach supergranúl je magnetické pole zosilnené. Predpokladá sa, že supergranule odrážajú existenciu konvekčných buniek rovnakej veľkosti v hĺbke niekoľko tisíc km pod povrchom. Pôvodne sa predpokladalo, že fotosféra produkuje len súvislé žiarenie a v reverznej vrstve umiestnenej nad ňou sa vytvárajú absorpčné čiary. Neskôr sa zistilo, že vo fotosfére sa tvoria spektrálne čiary aj spojité spektrum. Pre zjednodušenie matematických výpočtov pri výpočte spektrálnych čiar sa však niekedy používa pojem invertujúca vrstva.

Slnečné škvrny a svetlice. Vo fotosfére sú často pozorované slnečné škvrny a fakuly (obr. 1 a 2). Slnečné škvrny sú tmavé útvary, zvyčajne pozostávajúce z tmavšieho jadra (umbra) a okolitej penumbry. Priemery škvŕn dosahujú 200 000 km. Niekedy je miesto obklopené svetlým okrajom. Veľmi malé škvrny sa nazývajú póry. Životnosť škvŕn je od niekoľkých hodín do niekoľkých mesiacov. Spektrum škvŕn obsahuje ešte viac čiar a absorpčných pásov ako v spektre fotosféry. Posuny čiar v spektre škvŕn v dôsledku Dopplerovho javu naznačujú pohyb hmoty v škvrnách - výtok na nižších úrovniach a prítok na vyšších úrovniach, rýchlosti pohybu dosahujú 3? Z porovnania intenzít čiar a súvislého spektra škvŕn a fotosféry vyplýva, že škvrny sú o 1-2 tisíc stupňov chladnejšie ako fotosféra (4500 K a menej). Výsledkom je, že na pozadí fotosféry sa škvrny javia ako tmavé, jas jadra je 0,2-0,5 jasu fotosféry a jas penumbry je asi 80 % jasu fotosféry. Všetky slnečné škvrny majú silné magnetické pole, ktoré u veľkých slnečných škvŕn dosahuje silu 5000 Oe Slnečné škvrny zvyčajne tvoria skupiny, ktoré môžu byť podľa svojho magnetického poľa unipolárne, bipolárne a multipolárne, t. j. obsahujú veľa škvŕn rôznej polarity, ktoré sú často spojené. obyčajná penumbra. Skupiny slnečných škvŕn sú vždy obklopené faculami a vločkami, v ich blízkosti sa občas vyskytujú protuberancie, v slnečnej koróne nad nimi sú pozorované útvary v podobe lúčov prilieb a vejárov – to všetko spolu tvorí aktívnu oblasť na severe; Priemerný ročný počet pozorovaných škvŕn a aktívnych oblastí a ich priemerná plocha sa mení s periódou približne 11 rokov. Ide o priemernú hodnotu, no trvanie jednotlivých cyklov slnečnej aktivity sa pohybuje od 7,5 do 16 rokov (pozri Slnečná aktivita). Najväčší počet škvŕn súčasne viditeľných na povrchu slnka sa pre rôzne cykly mení viac ako dvakrát. Väčšinou sa škvrny nachádzajú v tzv. kráľovské zóny siahajúce od 5 do 30? heliografickej zemepisnej šírky na oboch stranách slnečného rovníka. Na začiatku cyklu slnečnej aktivity je zemepisná šírka polohy slnečných škvŕn vyššia, na konci cyklu nižšia a vo vyšších zemepisných šírkach sa objavujú škvrny nového cyklu. Častejšie sa pozorujú bipolárne skupiny slnečných škvŕn, ktoré pozostávajú z dvoch veľkých slnečných škvŕn - hlavy a nasledujúcich, ktoré majú opačnú magnetickú polaritu, a niekoľkých menších. Škvrny hlavy majú rovnakú polaritu počas celého cyklu slnečnej aktivity, tieto polarity sú opačné na severnej a južnej pologuli C. Škvrny sú zjavne prehĺbeniny vo fotosfére a hustota hmoty v nich je menšia ako hustota škvŕn; hustota hmoty vo fotosfére na rovnakej úrovni .

V aktívnych oblastiach Slnka sa pozorujú fakuly - jasné fotosférické útvary, viditeľné v bielom svetle hlavne pri okraji slnečného disku Fakuly sa zvyčajne objavujú pred slnečnými škvrnami a existujú ešte nejaký čas po ich zmiznutí. Plocha oblastí vzplanutia je niekoľkonásobne väčšia ako plocha zodpovedajúcej skupiny škvŕn. Počet pochodní na slnečnom disku závisí od fázy cyklu slnečnej aktivity. Faculae majú maximálny kontrast (18%) blízko okraja S. disku, ale nie na samom okraji. V strede disku S. sú faculae prakticky neviditeľné, ich kontrast je veľmi nízky. fakle majú zložitú vláknitú štruktúru, ich kontrast závisí od vlnovej dĺžky, pri ktorej sa pozorovania vykonávajú. teplota fakieľ je o niekoľko sto stupňov vyššia ako teplota fotosféry, celkové žiarenie z 1 cm2 prevyšuje fotosférické o 3-5%. Zjavne sa pochodne týčia trochu nad fotosférou. Priemerná dĺžka ich existencie je 15 dní, ale môže dosiahnuť takmer 3 mesiace.

Chromosféra. Nad fotosférou sa nachádza vrstva slnečnej atmosféry nazývaná chromosféra. Bez špeciálnych ďalekohľadov s úzkopásmovými svetelnými filtrami je chromosféra viditeľná iba počas úplného zatmenia Slnka ako ružový prstenec obklopujúci tmavý disk, v tých minútach, keď Mesiac úplne pokrýva fotosféru. Vtedy možno pozorovať spektrum chromosféry, tzv. spektrum vzplanutia. Na okraji disku S. sa chromosféra javí pozorovateľovi ako nerovný pás, z ktorého vyčnievajú jednotlivé zuby – chromosférické spikuly. Priemer spicules je 200-2000 km, výška je asi 10 000 km, rýchlosť stúpania plazmy v spicules je až 30 km/s. Zároveň na severe existuje až 250 tisíc spiculov. Pri pozorovaní v monochromatickom svetle (napríklad vo svetle ionizovanej vápnikovej čiary 3934 A) je na disku C viditeľná jasná chromosférická sieť pozostávajúca z jednotlivých uzlín - malých s priemerom 1000 km a veľkých s priemer 2000 až 8000 km. Veľké uzliny sú zhluky malých. Veľkosť buniek mriežky je 30 - 40 000 km. Predpokladá sa, že na hraniciach buniek chromosférickej mriežky sa tvoria spikuly. Pri pozorovaní vo svetle červenej vodíkovej čiary 6563 A je v blízkosti slnečných škvŕn v chromosfére viditeľná charakteristická vírivá štruktúra (obr. 3). Hustota v chromosfére klesá s rastúcou vzdialenosťou od stredu C. Počet atómov na 1 cm3 kolíše od 1015 v blízkosti fotosféry po 109 v hornej časti chromosféry. Spektrum chromosféry tvoria stovky emisných spektrálnych čiar vodíka, hélia a kovov. Najsilnejšie z nich sú červená čiara vodíka Na (6563 A) a čiary H a K ionizovaného vápnika s vlnovými dĺžkami 3968 A a 3934 A. Rozsah chromosféry nie je rovnaký pri pozorovaní v rôznych spektrálnych čiarach: v r. najsilnejšie chromosférické čiary možno vysledovať do 14 000 km nad fotosférou. Štúdium spektier chromosféry viedlo k záveru, že vo vrstve, kde dochádza k prechodu z fotosféry do chromosféry, teplota prechádza minimom a so zvyšujúcou sa výškou nad základňou chromosféry sa rovná 8-10 tisíc K a vo výške niekoľko tisíc km dosahuje 15 -20 tisíc K. Zistilo sa, že v chromosfére dochádza k chaotickému (turbulentnému) pohybu hmôt plynu s rýchlosťami do 15?103 m/ sek. V chromosfére sú pochodne v aktívnych oblastiach viditeľné v monochromatickom svetle silných chromosférických línií ako svetelné útvary, zvyčajne nazývané vločky. V línii Ha sú jasne viditeľné tmavé útvary nazývané filamenty. Na okraji disku S. vlákna vyčnievajú za disk a sú pozorované oproti oblohe ako svetlé protuberancie. Najčastejšie sa vlákna a výčnelky nachádzajú v štyroch zónach umiestnených symetricky vzhľadom k slnečnému rovníku: polárne zóny severne od + 40? a na juh -40? heliografická zemepisná šírka a pásma nízkej zemepisnej šírky okolo? tridsať? na začiatku cyklu slnečnej aktivity a 17? na konci cyklu. Vlákna a výbežky zón nízkej zemepisnej šírky vykazujú presne definovaný 11-ročný cyklus, ich maximum sa zhoduje s maximom slnečných škvŕn. Vo výbežkoch vo vysokých zemepisných šírkach je závislosť od fáz cyklu slnečnej aktivity menej výrazná, maximum nastáva 2 roky po maxime škvŕn. Vlákna, ktoré sú tichými výbežkami, môžu dosiahnuť dĺžku slnečného polomeru a existujú niekoľko otáčok na sever Priemerná výška výbežkov nad povrchom slnka je 30-50 tisíc km, priemerná dĺžka je 200 tisíc km. a šírka je 5 000 km. Podľa výskumu A. B. Severného možno všetky protuberancie rozdeliť do 3 skupín podľa charakteru ich pohybov: elektromagnetické, pri ktorých k pohybom dochádza po usporiadaných zakrivených trajektóriách - magnetických siločiarach; chaotické, v ktorých prevládajú neusporiadané, turbulentné pohyby (rýchlosti rádovo 10 km/sec); eruptívna, pri ktorej je hmota pôvodne pokojnej výbežky s chaotickými pohybmi náhle vymrštená so zvyšujúcou sa rýchlosťou (dosahujúcou 700 km/sec) smerom od severu Teplota vo výbežkoch (filamentoch) je 5-10 tisíc K, hustota je blízko priemernej hustoty chromosféry. Vlákna, ktoré sú aktívne, rýchlo sa meniace výbežky, sa zvyčajne výrazne menia v priebehu niekoľkých hodín alebo dokonca minút. Tvar a charakter pohybov v protuberanciách úzko súvisia s magnetickým poľom v chromosfére a slnečnej koróne.

Slnečná koróna je najvzdialenejšia a najjemnejšia časť slnečnej atmosféry, ktorá sa rozprestiera na niekoľkých (viac ako 10) polomeroch Slnka. Do roku 1931 bolo možné korónu pozorovať iba počas úplného zatmenia Slnka vo forme striebristo-perleťovej žiary okolo S. disku pokrytého Mesiacom (pozri zväzok 9, príloha na s. 384-385). V korune jasne vynikajú detaily jeho štruktúry: prilby, ventilátory, koronálne lúče a polárne kefy. Po vynájdení koronografu sa slnečná koróna začala pozorovať aj mimo zatmení. Celkový tvar koróny sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity: v rokoch minima je koróna silne pretiahnutá pozdĺž rovníka, v rokoch maxima je takmer guľová. V bielom svetle je povrchová jasnosť slnečnej koróny miliónkrát menšia ako jasnosť stredu disku C. Jeho žiara vzniká najmä v dôsledku rozptylu fotosférického žiarenia voľnými elektrónmi. Takmer všetky atómy v koróne sú ionizované. Koncentrácia iónov a voľných elektrónov na báze koróny je 109 častíc na 1 cm3. Koróna sa zahrieva podobne ako chromosféra. K najväčšiemu uvoľneniu energie dochádza v spodnej časti koróny, ale kvôli vysokej tepelnej vodivosti je koróna takmer izotermická – teplota smerom von klesá veľmi pomaly. Odtok energie v koróne prebieha niekoľkými spôsobmi. V spodnej časti koróny hrá hlavnú úlohu prenos energie smerom nadol v dôsledku tepelnej vodivosti. Strata energie je spôsobená odchodom najrýchlejších častíc z koróny. Vo vonkajších častiach koróny je väčšina energie odnášaná slnečným vetrom - prúdom koronálneho plynu, ktorého rýchlosť sa zvyšuje so vzdialenosťou od severu, od niekoľkých km/s na jej povrchu až po 450 km/s. vo vzdialenosti od Zeme. teplota v koróne presahuje 106K. V aktívnych oblastiach je teplota vyššia - až 107 K. Nad aktívnymi oblasťami, tzv koronálne kondenzácie, pri ktorých sa koncentrácia častíc zvyšuje desaťkrát. Súčasťou žiarenia z vnútornej koróny sú emisné čiary viacnásobne ionizovaných atómov železa, vápnika, horčíka, uhlíka, kyslíka, síry a iných chemických prvkov. Sú pozorované ako vo viditeľnej časti spektra, tak aj v ultrafialovej oblasti. Slnečná koróna generuje slnečné žiarenie v rozsahu metrov a röntgenové žiarenie, ktoré je v aktívnych oblastiach mnohokrát zosilnené. Ako ukázali výpočty, slnečná koróna nie je v rovnováhe s medziplanetárnym prostredím. Prúdy častíc sa šíria z koróny do medziplanetárneho priestoru a vytvárajú slnečný vietor. Medzi chromosférou a korónou je relatívne tenká prechodová vrstva, v ktorej dochádza k prudkému zvýšeniu teploty na hodnoty charakteristické pre korónu. Podmienky v nej určuje tok energie z koróny v dôsledku tepelnej vodivosti. Prechodná vrstva je zdrojom väčšiny ultrafialového žiarenia zo Slnka. Chromosféra, prechodová vrstva a koróna produkujú všetky pozorované rádiové emisie zo Slnka. V aktívnych oblastiach sa štruktúra chromosféry, koróny a prechodovej vrstvy mení. Táto zmena však ešte nie je dostatočne preskúmaná.

Slnečné erupcie. V aktívnych oblastiach chromosféry sú pozorované náhle a relatívne krátkodobé zvýšenia jasu, viditeľné v mnohých spektrálnych čiarach naraz. Tieto jasné útvary trvajú niekoľko minút až niekoľko hodín. Nazývajú sa slnečné erupcie (predtým nazývané chromosférické erupcie). Svetlice sú najlepšie viditeľné vo svetle vodíkovej čiary Ha, ale najjasnejšie sú niekedy viditeľné v bielom svetle. V spektre slnečnej erupcie je niekoľko stoviek emisných čiar rôznych prvkov, neutrálnych a ionizovaných. teplota tých vrstiev slnečnej atmosféry, ktoré vytvárajú žiaru v chromosférických líniách (1-2) je 104 K, vo vyšších vrstvách - až 107 K. Hustota častíc vo vzplanutí dosahuje 1013-1014 na 1 cm3. Plocha slnečných erupcií môže dosiahnuť 1015 m3. Slnečné erupcie sa zvyčajne vyskytujú v blízkosti rýchlo sa rozvíjajúcich skupín slnečných škvŕn s magnetickým poľom komplexnej konfigurácie. Sú sprevádzané aktiváciou vlákien a vločiek, ako aj emisiami látok. Pri erupcii sa uvoľňuje veľké množstvo energie (až 1010-1011 J Predpokladá sa, že energia slnečnej erupcie sa najskôr uloží do magnetického poľa a potom sa rýchlo uvoľní, čo vedie k lokálnemu ohrevu a zrýchleniu). protóny a elektróny, spôsobujúce ďalšie zahrievanie plynu, jeho žiaru v rôznych častiach spektra elektromagnetického žiarenia, vznik rázovej vlny. Slnečné erupcie spôsobujú výrazné zvýšenie slnečného ultrafialového žiarenia a sú sprevádzané výbuchmi röntgenového žiarenia (niekedy veľmi silnými), výbuchmi rádiovej emisie a uvoľňovaním vysokoenergetických častíc až do 1010 eV. Niekedy sa pozorujú výbuchy röntgenového žiarenia bez zvýšenia žiary v chromosfére. Niektoré slnečné erupcie (nazývané protónové erupcie) sú sprevádzané obzvlášť silnými prúdmi energetických častíc – kozmických lúčov slnečného pôvodu. Protónové erupcie predstavujú nebezpečenstvo pre astronautov počas letu, pretože energetické častice, ktoré sa zrážajú s atómami plášťa kozmickej lode, vytvárajú brzdné žiarenie, röntgenové žiarenie a gama žiarenie, niekedy v nebezpečných dávkach.

Vplyv slnečnej aktivity na pozemské javy. Energia je v konečnom dôsledku zdrojom všetkých druhov energie využívanej ľudstvom (okrem atómovej energie). Je to energia vetra, padajúcej vody, energia uvoľnená pri spaľovaní všetkých druhov palív. Vplyv slnečnej aktivity na procesy prebiehajúce v atmosfére, magnetosfére a biosfére Zeme je veľmi rôznorodý (pozri spojenie Slnko-pozemské).

Prístroje na štúdium S. Pozorovania S. sa vykonávajú pomocou malých alebo stredne veľkých refraktorov a veľkých zrkadlových ďalekohľadov, v ktorých je väčšina optiky stacionárna a slnečné lúče smerujú dovnútra horizontálnej alebo vežovej inštalácie ďalekohľadu pomocou jedného (siderostat, heliostat) alebo dve (celostat) pohyblivé zrkadlá (pozri obrázok pri článku Vežový ďalekohľad). Pri konštrukcii veľkých slnečných ďalekohľadov sa mimoriadna pozornosť venuje vysokému priestorovému rozlíšeniu pozdĺž disku C. Bol vytvorený špeciálny typ slnečného ďalekohľadu - koronograf mimo zákrytu. Vo vnútri koronografu je obraz slnka zatienený umelým „Mesiac“ - špeciálnym nepriehľadným diskom. V koronografe sa množstvo rozptýleného svetla mnohonásobne zníži, takže je možné pozorovať aj najvzdialenejšie vrstvy atmosféry mimo zatmenia Slnečné teleskopy sú často vybavené úzkopásmovými svetelnými filtrami, ktoré umožňujú pozorovanie vo svetle jedného spektra riadok. Boli vytvorené aj filtre s neutrálnou hustotou s premenlivou radiálnou priehľadnosťou, umožňujúce pozorovať slnečnú korónu na vzdialenosť niekoľkých polomerov C. Veľké slnečné ďalekohľady bývajú vybavené výkonnými spektrografmi s fotografickým alebo fotoelektrickým záznamom spektier. Spektrograf môže mať aj magnetograf - zariadenie na štúdium Zeemanovho štiepenia a polarizácie spektrálnych čiar a určovanie veľkosti a smeru magnetického poľa na severe Potreba eliminovať vymývací efekt zemskej atmosféry, ako aj štúdium slnečného žiarenia v ultrafialovom, infračervenom a niektorých ďalších oblastiach spektra, ktoré sa absorbovalo v zemskej atmosfére, viedlo k vytvoreniu orbitálnych observatórií mimo atmosféry, čo umožnilo získať spektrá Slnka a jednotlivých útvarov na jeho povrchu mimo zemskú atmosféru.

Nedá sa to vysvetliť... 29. septembra 2016

Vedci z NASA Jet Propulsion Laboratory a Los Alamos National Laboratory (USA) zostavili zoznam astronomických javov pozorovaných v slnečnej sústave, ktoré je úplne nemožné vysvetliť...

Tieto fakty boli mnohokrát overené a o ich reálnosti niet pochýb. Ale vôbec nezapadajú do existujúceho obrazu sveta. A to znamená, že buď celkom správne nerozumieme prírodným zákonom, alebo... práve tieto zákony niekto neustále mení.

Tu je niekoľko príkladov:

Kto urýchľuje vesmírne sondy

V roku 1989 sa výskumný prístroj Galileo vydal na dlhú cestu k Jupiteru. Aby mu dali potrebnú rýchlosť, vedci použili „gravitačný manéver“. Sonda sa k Zemi priblížila dvakrát, aby ju gravitačná sila planéty „tlačila“, čím poskytla dodatočné zrýchlenie. Ale po manévroch sa ukázalo, že rýchlosť Galilea je vyššia, ako sa vypočítalo.

Technika bola vypracovaná a predtým sa všetky zariadenia pretaktovali normálne. Potom museli vedci do hlbokého vesmíru poslať ďalšie tri výskumné stanice. Sonda NEAR išla k asteroidu Eros, Rosetta letela študovať kométu Čurjumov-Gerasimenko a Cassini išla k Saturnu. Všetci vykonali gravitačný manéver rovnakým spôsobom a pre všetkých sa konečná rýchlosť ukázala ako väčšia ako vypočítaná - vedci tento ukazovateľ vážne sledovali po zaznamenanej anomálii s Galileom.

Neexistovalo žiadne vysvetlenie toho, čo sa stalo. Ale z nejakého dôvodu všetky zariadenia odoslané na iné planéty po Cassini nedostali počas gravitačného manévru zvláštne dodatočné zrýchlenie. Čo teda bolo to „niečo“ v období od roku 1989 (Galileo) do roku 1997 (Cassini), čo poskytlo všetkým sondám idúcim do hlbokého vesmíru dodatočné zrýchlenie?

Vedci stále pokrčia plecami: kto potreboval „vytlačiť“ štyri satelity? V ufologických kruhoch sa dokonca objavila verzia, že nejaká Vyššia inteligencia rozhodla, že bude potrebné pomôcť pozemšťanom preskúmať Slnečnú sústavu.

Tento efekt teraz nie je pozorovaný a či sa ešte niekedy objaví, nie je známe.

Prečo Zem uteká pred slnkom?

Vedci sa už dlho naučili merať vzdialenosť od našej planéty k hviezde. Teraz sa považuje za rovných 149 597 870 kilometrov. Predtým sa verilo, že je nezmeniteľná. No v roku 2004 ruskí astronómovia zistili, že Zem sa od Slnka vzďaľuje približne o 15 centimetrov za rok – 100-krát viac, ako je chyba merania.

Deje sa niečo, čo bolo predtým opísané iba v sci-fi románoch: planéta sa dostala do „voľného pohybu“? Povaha cesty, ktorá sa začala, je stále neznáma. Samozrejme, ak sa rýchlosť odstraňovania nezmení, prejdú stovky miliónov rokov, kým sa vzdialime od Slnka natoľko, aby planéta zamrzla. Ale zrazu sa rýchlosť zvýši. Alebo sa naopak Zem začne približovať k hviezde?

Zatiaľ nikto nevie, čo bude ďalej.

Kto nedovolí „pionierom“ odísť do zahraničia?

Americké sondy Pioneer 10 a Pioneer 11 boli vypustené v roku 1972 a 1983. Teraz by už mali vyletieť zo slnečnej sústavy. Jeden aj druhý však v istom momente z neznámych príčin začali meniť svoju trajektóriu, akoby ich neznáma sila nechcela pustiť príliš ďaleko.

Pioneer 10 sa od vypočítanej trajektórie odchýlil už o štyristotisíc kilometrov. Pioneer 11 presne ide cestou svojho brata. Existuje veľa verzií: vplyv slnečného vetra, úniky paliva, chyby programovania. Všetky ale nie sú veľmi presvedčivé, keďže obe lode, spustené s odstupom 11 rokov, sa správajú rovnako.

Ak neberieme do úvahy machinácie mimozemšťanov či božský plán nevypustiť ľudí za slnečnú sústavu, tak sa tu možno prejavuje vplyv tajomnej temnej hmoty. Alebo existujú nejaké nám neznáme gravitačné efekty?

Čo sa skrýva na okraji nášho systému

Ďaleko, ďaleko za trpasličou planétou Pluto sa nachádza záhadný asteroid Sedna - jeden z najväčších v našej sústave. Sedna je navyše považovaná za najčervenší objekt našej sústavy – je dokonca červenšia ako Mars. Prečo nie je známe.

Hlavná záhada je však iná. Dokončenie revolúcie okolo Slnka trvá 10 tisíc rokov. Navyše obieha po veľmi predĺženej obežnej dráhe. Buď k nám tento asteroid priletel z iného hviezdneho systému, alebo možno, ako sa niektorí astronómovia domnievajú, bol vyrazený zo svojej kruhovej dráhy gravitačnou silou nejakého veľkého objektu. Ktorý? Astronómovia to nedokážu odhaliť.

Prečo sú zatmenia Slnka také dokonalé?

V našom systéme sú veľkosti Slnka a Mesiaca, ako aj vzdialenosť od Zeme k Mesiacu a k Slnku, vybrané veľmi originálnym spôsobom. Ak pozorujete zatmenie Slnka z našej planéty (mimochodom, jedinej, kde je inteligentný život), potom Selenein disk dokonale rovnomerne pokrýva disk svietidla - ich veľkosti sa presne zhodujú.

Keby bol Mesiac o niečo menší alebo ďalej od Zeme, nikdy by sme nemali úplné zatmenie Slnka. Nehoda? nemôžem tomu uveriť...

Prečo žijeme tak blízko nášho svietidla?

Vo všetkých hviezdnych systémoch, ktoré astronómovia študovali, sú planéty zoradené podľa rovnakého poradia: čím väčšia je planéta, tým je bližšie k hviezde. V našej slnečnej sústave sa obri - Saturn a Jupiter - nachádzajú v strede a nechávajú pred sebou „malých“ - Merkúr, Venušu, Zem a Mars. Prečo sa to stalo, nie je známe.

Ak by sme mali rovnaký svetový poriadok ako v blízkosti všetkých ostatných hviezd, potom by sa Zem nachádzala niekde v oblasti súčasného Saturnu. A tam vládne pekelná zima a žiadne podmienky pre inteligentný život.

Rádiový signál zo súhvezdia Strelca

V 70. rokoch začali Spojené štáty americké s programom na vyhľadávanie možných mimozemských rádiových signálov. Na tento účel bol rádioteleskop nasmerovaný na rôzne časti oblohy a skenoval vzdušné vlny na rôznych frekvenciách, pričom sa snažil odhaliť signál umelého pôvodu.

Niekoľko rokov sa astronómovia nemohli pochváliť žiadnymi výsledkami. Ale 15. augusta 1977, keď bol astronóm Jerry Ehman v službe, záznamník, ktorý zaznamenal všetko, čo padlo do „uší“ rádioteleskopu, zaznamenal signál alebo šum, ktorý trval 37 sekúnd. Tento jav sa nazýva Wоw! - podľa poznámky na okraji, ktorú omráčený Ehman napísal červeným atramentom.

„Signál“ bol na frekvencii 1420 MHz. Podľa medzinárodných dohôd v tomto rozsahu nepracuje žiadny pozemský vysielač. Prišiel zo smeru súhvezdia Strelec, kde sa najbližšia hviezda nachádza 220 svetelných rokov od Zeme. Či to bolo umelé - stále neexistuje odpoveď. Následne vedci opakovane prehľadávali túto oblasť oblohy. Ale bezvýsledne.

Temná hmota

Všetky galaxie v našom vesmíre sa točia vysokou rýchlosťou okolo jedného centra. Keď však vedci vypočítali celkovú hmotnosť galaxií, ukázalo sa, že sú príliš ľahké. A podľa fyzikálnych zákonov by sa celý tento kolotoč už dávno zrútil. Nerozbije sa však.

Na vysvetlenie toho, čo sa deje, vedci prišli s hypotézou, že vo vesmíre existuje nejaká temná hmota, ktorú nemožno vidieť. Astronómovia však zatiaľ netušia, čo to je a ako to cítiť. Je známe len to, že jeho hmotnosť je 90% hmotnosti vesmíru. To znamená, že vieme, aký svet nás obklopuje, len jedna desatina.

Život na Marse

Pátranie po organickej hmote na Červenej planéte sa začalo v roku 1976 – pristála tam americká kozmická loď Viking. Museli vykonať sériu experimentov, aby buď potvrdili alebo vyvrátili hypotézu o obývateľnosti planéty. Výsledky sa ukázali byť rozporuplné: na jednej strane bol v atmosfére Marsu detegovaný metán – zjavne biogénneho pôvodu, no nepodarilo sa identifikovať ani jednu organickú molekulu.

Podivné výsledky experimentov sa pripisovali chemickému zloženiu marťanskej pôdy a rozhodlo sa, že na Červenej planéte predsa nie je žiadny život. Množstvo ďalších štúdií však naznačuje, že na povrchu Marsu bola kedysi vlhkosť, čo opäť hovorí v prospech existencie života. Podľa niektorých možno hovoríme o podzemných formách života.

Aké hádanky nestoja za to?

zdrojov

Existujú 3 možnosti deorbity - presunúť sa na novú obežnú dráhu (ktorá môže byť zase bližšie alebo ďalej od Slnka, alebo môže byť dokonca veľmi pretiahnutá), spadnúť do Slnka a opustiť slnečnú sústavu. Uvažujme iba o tretej možnosti, ktorá je podľa mňa najzaujímavejšia.

Keď sa budeme vzďaľovať od Slnka, bude k dispozícii menej ultrafialového svetla na fotosyntézu a priemerná teplota na planéte bude rok čo rok klesať. Rastliny budú trpieť ako prvé, čo povedie k veľkým narušeniam potravinových reťazcov a ekosystémov. A doba ľadová príde celkom rýchlo. Jediné oázy s väčšími či menšími podmienkami budú v blízkosti geotermálnych prameňov a gejzírov. Nie však dlho.

Po určitom počte rokov (mimochodom, ročné obdobia už nebudú), v určitej vzdialenosti od Slnka začnú na povrchu našej planéty nezvyčajné dažde. Budú to dažde kyslíka. Ak budete mať šťastie, možno bude snežiť od kyslíka. Neviem s istotou povedať, či sa tomu ľudia na povrchu dokážu prispôsobiť – nebude tam ani jedlo, oceľ v takýchto podmienkach bude príliš krehká, takže nie je jasné, ako získať palivo. povrch oceánu zamrzne do značnej hĺbky, ľadová pokrývka v dôsledku rozpínania ľadu pokryje celý povrch planéty okrem hôr – naša planéta zbelie.

Teplota jadra a plášťa planéty sa však nezmení, takže pod ľadovou pokrývkou v hĺbke niekoľkých kilometrov zostane teplota celkom prijateľná. (ak vykopete takú baňu a poskytnete jej neustále jedlo a kyslík, bude sa tam dať aj bývať)

Najzábavnejšia vec je v hlbinách mora. Kam ani teraz neprenikne lúč svetla. Tam, v hĺbke niekoľkých kilometrov pod hladinou oceánu, sú celé ekosystémy, ktoré absolútne nezávisia od slnka, od fotosyntézy, od slnečného tepla. Má svoje cykly látok, namiesto fotosyntézy chemosyntézu a potrebná teplota sa udržiava vďaka teplu našej planéty (sopečná činnosť, podmorské horúce pramene a pod. Keďže teplotu vo vnútri našej planéty zabezpečuje jej gravitácia). , hmota, aj bez slnka je aj mimo slnecnych systemov, tam sa udrzia stabilne podmienky a pozadovana teplota. A život, ktorý vrie v hlbinách mora, na dne oceánu, si ani nevšimne, že slnko zmizlo. Ten život ani nebude vedieť, že naša planéta sa kedysi točila okolo Slnka. Možno sa to vyvinie.

Je tiež nepravdepodobné, ale tiež možné, že snehová guľa - Zem - jedného dňa, o miliardy rokov neskôr, priletí k jednej z hviezd našej galaxie a spadne na jej obežnú dráhu. Je tiež možné, že na obežnej dráhe inej hviezdy sa naša planéta „roztopí“ a na povrchu sa objavia podmienky priaznivé pre život. Možno život v hlbinách mora, keď prekonal celú túto cestu, opäť vystúpi na povrch, ako sa to už raz stalo. Možno, že v dôsledku evolúcie sa potom na našej planéte opäť objaví inteligentný život. A nakoniec možno vo zvyškoch jedného z dátových centier nájdu dochované médiá s otázkami a odpoveďami zo stránky