Kaj se zgodi, če Zemlja zapusti svojo orbito? Ali je mogoče Zemljo rešiti tako, da jo oddaljimo od Sonca? Kako daleč je do lune?


  • Na Lagrangeovo točko L1 lahko namestimo vrsto velikih reflektorjev, da del svetlobe preprečimo, da bi dosegla Zemljo.
  • Atmosfero/albedo našega planeta lahko geoinženirsko oblikujemo tako, da odbija več svetlobe in absorbira manj.
  • Planet lahko osvobodimo učinka tople grede tako, da iz ozračja odstranimo molekule metana in ogljikovega dioksida.
  • Lahko zapustimo Zemljo in se osredotočimo na teraformiranje zunanjih svetov, kot je Mars.

Teoretično lahko vse deluje, vendar bo zahtevalo ogromno truda in podpore.

Lahko pa postane odločitev o selitvi Zemlje v oddaljeno orbito dokončna. In čeprav bomo morali planet ves čas premikati iz orbite, da bi ohranili konstantno temperaturo, bo to trajalo na stotine milijonov let. Za kompenzacijo učinka 1-odstotnega povečanja Sončevega sija je treba Zemljo premakniti za 0,5 % od Sonca; da bi nadomestili 20-odstotno povečanje (to je več kot 2 milijardi let), je treba Zemljo odmakniti za 9,5 % dlje. Zemlja od Sonca ne bo več oddaljena 149.600.000 km, ampak 164.000.000 km.

Razdalja od Zemlje do Sonca se v zadnjih 4,5 milijardah let ni bistveno spremenila. Če pa Sonce greje in ne želimo, da bi Zemlja popolnoma spržila, bomo morali resno razmisliti o selitvi planetov.

To zahteva veliko energije! Premikanje Zemlje - vseh njenih šest septilijonov kilogramov (6 x 10 24) - stran od Sonca bi bistveno spremenilo naše orbitalne parametre. Če premaknemo planet 164.000.000 km stran od Sonca, so očitne razlike:

  • Zemlja bo potrebovala 14,6 % dlje, da obkroži Sonce
  • da ohranimo stabilno orbito, mora naša orbitalna hitrost pasti s 30 km/s na 28,5 km/s
  • če bo Zemljina rotacijska doba ostala enaka (24 ur), bo imelo leto 418 dni namesto 365
  • Sonce bo na nebu precej manjše – za 10 % –, plimovanje, ki ga povzroča Sonce, pa bo šibkejše za nekaj centimetrov.

Če se Sonce poveča in se Zemlja oddalji od njega, se oba učinka ne izničita povsem; Sonce bo z Zemlje videti manjše

A da bi Zemljo pripeljali tako daleč, moramo narediti zelo velike energetske spremembe: spremeniti bomo morali gravitacijsko potencialno energijo sistema Sonce-Zemlja. Tudi ob upoštevanju vseh drugih dejavnikov, vključno z upočasnitvijo gibanja Zemlje okoli Sonca, bi morali Zemljino orbitalno energijo spremeniti za 4,7 x 10 35 joulov, kar je enako 1,3 x 10 20 teravatnih ur: 10 15-kratnik letni stroški energije, ki jih nosi človeštvo. Mislili bi, da bodo čez dve milijardi let drugačni, in so, a ne veliko. Potrebovali bomo 500.000-krat več energije, kot jo človeštvo danes proizvede na svetovni ravni, vsa ta energija pa bo šla za premikanje Zemlje na varno.

Hitrost, s katero planeti krožijo okoli Sonca, je odvisna od njihove oddaljenosti od Sonca. Počasna selitev Zemlje na 9,5 % razdalje ne bo motila orbit drugih planetov.

Tehnologija ni najtežje vprašanje. Težko vprašanje je veliko bolj temeljno: kako pridobimo vso to energijo? V resnici obstaja samo eno mesto, ki bo zadovoljilo naše potrebe: Sonce samo. Trenutno Zemlja od Sonca prejema približno 1500 vatov energije na kvadratni meter. Da bi dobili dovolj moči za selitev Zemlje v zahtevanem času, bi morali zgraditi niz (v vesolju), ki bi zbral 4,7 x 10 35 joulov energije, enakomerno v 2 milijardah let. To pomeni, da potrebujemo polje s površino 5 x 10 15 kvadratnih metrov (in 100-odstotno učinkovitostjo), kar je enako celotnemu območju desetih planetov, kot je naš.

Koncept vesoljske sončne energije je bil v razvoju že dolgo, vendar si še nihče ni predstavljal niza sončnih celic, ki meri 5 milijard kvadratnih kilometrov.

Zato boste za transport Zemlje v varno orbito dlje potrebovali sončno ploščo velikosti 5 milijard kvadratnih kilometrov s 100-odstotnim izkoristkom, katere vsa energija bo porabljena za potiskanje Zemlje v drugo orbito v 2 milijardah let. Je to fizično mogoče? Vsekakor. S sodobno tehnologijo? Sploh ne. Ali je to praktično mogoče? Glede na to, kar vemo zdaj, skoraj zagotovo ne. Prevleka celega planeta je težavna iz dveh razlogov: prvič, zaradi gravitacijskega vlečenja Sonca in zaradi masivnosti Zemlje. A takšno Sonce in takšno Zemljo imamo in Sonce se bo segrevalo ne glede na naša dejanja. Dokler ne ugotovimo, kako zbrati in uporabiti to količino energije, bomo potrebovali druge strategije.

Nekaj ​​v vajinem pogovoru je zadelo bitko:

Kolikšna je razdalja od Zemlje do Sonca?

Razdalja med Zemljo in Soncem je od 147 do 152 milijonov km. Zelo natančno ga je bilo mogoče izmeriti z radarji.


Kaj je svetlobno leto?

Svetlobno leto je razdalja 9460 milijard km. To je ravno pot, ki jo svetloba prehodi v enem letu in se giblje s konstantno hitrostjo 300.000 km/s.

Kako daleč je do lune?

Luna je naša soseda. Razdalja do njega na točki njegove orbite, ki je najbližja Zemlji, je 356.410 km. Največja oddaljenost Lune od Zemlje je 406697 km. Razdalja je bila izračunana s časom, ki je bil potreben, da je laserski žarek dosegel Luno in se vrnil, ko se je odbil od ogledal, ki so jih na lunini površini pustili ameriški astronavti in sovjetske lunarne sonde.

Kaj je parsec?

En parsek je enak 3,26 svetlobnih let. Razdalje paralakse se merijo v parsekih, to je razdaljah, izračunanih geometrijsko iz najmanjših premikov navideznega položaja zvezde, ko se Zemlja giblje okoli Sonca.

Katera je najbolj oddaljena zvezda, ki jo lahko vidite?

Najbolj oddaljena vesoljska telesa, ki jih lahko opazujemo z Zemlje, so kvazarji. Nahajajo se na razdalji 13 milijard svetlobnih let od Zemlje.

Ali se zvezde oddaljujejo?

Študije rdečega premika kažejo, da se vse galaksije odmikajo od naše. Dlje kot gredo, hitreje se premikajo. Najbolj oddaljene galaksije se gibljejo skoraj s svetlobno hitrostjo.

Kako so prvič izmerili razdaljo do Sonca?

Leta 1672 sta dva astronoma - Cassini v Franciji in Richer v Gvajani - zabeležila točen položaj Marsa na nebu. Razdaljo do Marsa so izračunali iz majhne razlike med obema meritvama. In potem so znanstveniki z uporabo elementarne geometrije izračunali razdaljo od Zemlje do Sonca. Vrednost, ki jo je pridobil Cassini, se je izkazala za podcenjeno za 7%.

Kakšna je razdalja do najbližje zvezde?

Najbližja zvezda Osončju je Proksima Kentavra, njena razdalja je 4,3 svetlobnih let ali 40 trilijonov. km.

Kako astronomi merijo razdalje?


Kolikšna je razdalja od Zemlje do Sonca?

sonce(v nadaljnjem besedilu S.) - osrednje telo Osončja, je vroča plazemska krogla; S. je Zemlji najbližja zvezda. Teža S. - 1.990 1030 kg(332.958-krat večja od mase Zemlje). 99,866 % mase sončnega sistema je koncentriranega na soncu. Sončna paralaksa (kot, pod katerim je ekvatorialni polmer Zemlje viden iz središča severa, ki se nahaja na povprečni razdalji od severa, je 8,794 (4,263'10 = 5 rad). Razdalja od Zemlje do severa se giblje od 1,4710'1011 m (januar) do 1,5210'1011 m (julij), v povprečju 1,4960'1011 m(astronomska enota). Povprečni kotni premer Zemlje je 1919,26 (9,305'10 = 3 rad), kar ustreza linearnemu premeru Zemlje 1,392'109 m (109-kratnik premera Zemljinega ekvatorja).Povprečna gostota Zemlje je 1,41 '103 kg/m3 Gravitacijski pospešek na površini sonca je 273,98 m/s 2. Parabolična hitrost na površini sonca (druga kozmična hitrost) je 6,18'105 m/s Efektivna temperatura površina sonca, določena po Stefan-Boltzmannovem zakonu, je sevanje glede na skupno sevanje sonca (glej Sončno sevanje) enaka 5770 K.

Zgodovina teleskopskih opazovanj S. se začne z opazovanji G. Galileja leta 1611; Odkrite so bile sončne pege in določena je bila doba kroženja sonca okoli svoje osi. Leta 1843 je nemški astronom G. Schwabe odkril cikličnost sončne aktivnosti. Razvoj metod spektralne analize je omogočil preučevanje fizikalnih razmer na soncu. Leta 1814 je J. Fraunhofer odkril temne absorpcijske črte v spektru sonca, kar je pomenilo začetek proučevanja kemične sestave sonca. Od leta 1836 so redno izvajali opazovanja sončnih mrkov, kar je vodilo do odkritja sončne korone in kromosfere ... ter sončnih prominence. Leta 1913 je ameriški astronom J. Hale opazoval Zeemanovo cepitev Fraunhoferjevih črt v spektru sončnih peg in s tem dokazal obstoj magnetnih polj na severu. Do leta 1942 so švedski astronom B. Edlen in drugi identificirali več črt v spektru sončne korone s črtami visoko ioniziranih elementov in s tem dokazali visoko temperaturo v sončni koroni. Leta 1931 je B. Lio izumil solarni koronagraf, ki je omogočil opazovanje korone in kromosfere zunaj mrkov. V zgodnjih 40-ih. 20. stoletje Odkrito je bilo radijsko sevanje Sonca, kar je pomenilo pomemben zagon za razvoj sončne fizike v 2. polovici 20. stoletja. prispeval k razvoju magnetne hidrodinamike in fizike plazme. Od začetka vesoljske dobe se študija ultravijoličnega in rentgenskega sevanja sonca izvaja z metodami zunajatmosferske astronomije z uporabo raket, avtomatskih orbitalnih observatorijev na zemeljskih satelitih in vesoljskih laboratorijev z ljudmi na krovu. V ZSSR raziskave S. potekajo na observatorijih Krim in Pulkovo ter v astronomskih ustanovah v Moskvi, Kijevu, Taškentu in Alma-Ati. Abastumani, Irkutsk itd. Večina tujih astrofizikalnih observatorijev se ukvarja z astrofizikalnimi raziskavami (glej Astronomski observatoriji in inštituti).

Vrtenje sonca okoli svoje osi poteka v isti smeri kot vrtenje Zemlje, v ravnini, ki je nagnjena za 7?15" glede na ravnino Zemljine orbite (ekliptike). Hitrost vrtenja je določena z navideznim gibanjem različnih delov v atmosferi sonca in s premikom spektralnih črt v spektru roba sončnega diska zaradi Dopplerjevega učinka.Tako je bilo ugotovljeno, da rotacijska doba sončnega sistema ni enaka. na različnih zemljepisnih širinah.Položaj različnih delov na površju sončnega sistema določamo s heliografskimi koordinatami, merjenimi od sončnega ekvatorja (heliografska širina) in od centralnega meridiana vidnega diska severa ali od določenega poldnevnika, ki je izbran kot začetni ( tako imenovani Carringtonov poldnevnik). V tem primeru se domneva, da se sever vrti kot togo telo. Položaj začetnega poldnevnika je podan v astronomskih letopisih za vsak dan. Podatki o položaju osi C na nebu krogla.Točke s heliografsko širino 17 stopinj naredijo en obrat glede na Zemljo v 27,275 dneh (sinodično obdobje). Rotacijski čas na isti zemljepisni širini N glede na zvezde (zvezdna doba) je 25,38 dni. Kotna hitrost vrtenja w za stransko vrtenje se spreminja s heliografsko širino j po zakonu: w = 14?, 44-3? sin2j na dan. Linearna hitrost vrtenja na severnem ekvatorju je približno 2000 m/s.

S. kot zvezda je tipičen rumeni pritlikavec in se nahaja v srednjem delu glavnega zaporedja zvezd na diagramu Hertzsprung-Russell. Vidna fotovizualna magnituda S. je - 26,74, absolutna vizualna magnituda Mv je + 4,83. Barvni indeks C je za primer modrega (B) in vidnega (V) področja spektra MB - MV = 0,65. Spektralni razred C. G2V. Hitrost gibanja glede na množico bližnjih zvezd je 19,7 × 103 m/s. S. se nahaja znotraj ene od spiralnih vej naše galaksije na razdalji približno 10 kpc od njenega središča. Obdobje kroženja sonca okoli središča galaksije je približno 200 milijonov let. S. je stara približno 5-109 let.

Notranja struktura S. je določena ob predpostavki, da je sferično simetrično telo in je v ravnovesju. Enačba prenosa energije, zakon o ohranitvi energije, enačba stanja idealnega plina, Stefan-Boltzmannov zakon in pogoji hidrostatičnega, radiacijskega in konvektivnega ravnovesja, skupaj z vrednostmi skupne svetilnosti, skupne mase in polmer, določen na podlagi opazovanj in podatkov o njegovi kemični sestavi, omogočajo izdelavo modelne notranje strukture S. Menijo, da je vsebnost vodika v S. po masi približno 70%, helija približno 27%, vsebnost vseh drugih elementov je približno 2,5 %. Na podlagi teh predpostavk je izračunano, da je temperatura v središču severa 10-15?106 K, gostota približno 1,5'105 kg/m3, tlak pa 3,4'1016 n/m2 (približno 3' 1011 atmosfer). Menijo, da so vir energije, ki nadomešča izgube sevanja in vzdržuje visoko temperaturo sonca, jedrske reakcije, ki potekajo v črevesju sonca.Povprečna količina energije, proizvedene v soncu, je 1,92 erg na g na sekundo. energije določajo jedrske reakcije, v katerih se vodik pretvori v helij. Na severu sta možni 2 skupini termonuklearnih reakcij te vrste: t.i. proton-proton (vodikov) cikel in ogljikov cikel (Bethejev cikel). Najverjetneje na severu prevladuje proton-protonski cikel, ki ga sestavljajo tri reakcije, pri prvi pa iz vodikovih jeder nastanejo jedra devterija (težki izotop vodika, atomska masa 2); v drugem izmed jeder devterija nastanejo jedra helijevega izotopa z atomsko maso 3 in končno v tretjem izmed njih nastanejo jedra stabilnega helijevega izotopa z atomsko maso 4.

Prenos energije iz notranjih plasti solarija poteka predvsem z absorpcijo elektromagnetnega sevanja, ki prihaja od spodaj, in kasnejšim ponovnim oddajanjem. Zaradi zmanjševanja temperature z oddaljenostjo od središča sonca se valovna dolžina sevanja postopoma povečuje, pri čemer se večina energije prenese v zgornje plasti (glej Wienov zakon o sevanju). snov iz notranjih plasti, ohlajena snov navznoter (konvekcija) pa igra pomembno vlogo v sorazmerno višjih plasteh, ki tvorijo konvektivno cono sonca, ki se začne na globini približno 0,2 sončnega polmera in ima debelino približno 108 m. konvektivnih gibanj narašča z oddaljenostjo od središča sonca in v zunanjem delu konvektivne cone doseže (2-2. 5)?103 m/sek. V še višjih plasteh (v sončni atmosferi) se prenos energije spet izvaja s sevanjem. V zgornjih plasteh sončne atmosfere (v kromosferi in koroni) del energije oddajajo mehanski in magnetohidrodinamični valovi, ki nastajajo v konvektivnem območju, absorbirajo pa se le v teh plasteh. Gostota v zgornji atmosferi je zelo nizka, potreben odvzem energije zaradi sevanja in toplotne prevodnosti pa je možen le, če je kinetična temperatura teh plasti dovolj visoka. Nazadnje, v zgornjem delu sončne korone večino energije odnesejo tokovi snovi, ki se gibljejo od sonca, tako imenovani. sončen veter. temperatura v vsaki plasti je nastavljena na takšni ravni, da se samodejno doseže energijsko ravnovesje: količina dovedene energije zaradi absorpcije vseh vrst sevanja, toplotne prevodnosti ali gibanja snovi je enaka vsoti vseh izgub energije plasti.

Celotno sevanje sonca je določeno z osvetlitvijo, ki jo ustvari na površini Zemlje - približno 100 tisoč luksov, ko je sonce v zenitu. Zunaj atmosfere je na povprečni oddaljenosti Zemlje od severa osvetljenost 127 tisoč luksov. Intenzivnost sončne svetlobe je 2,84 x 1027; količino svetlobne energije, ki prispe na minuto na 1 cm3 površine, postavljeno pravokotno na sončne žarke zunaj ozračja na povprečni oddaljenosti Zemlje od sonca, imenujemo sončna konstanta. Moč skupnega sevanja Sonca je 3,83?1026 vatov, od tega približno 2?1017 vatov doseže Zemljo, povprečna svetlost Sončeve površine (ko jo opazujemo izven Zemljine atmosfere) je 1,98?109 nit, svetlost središče Sončevega diska je - 2,48?109 nt. Svetlost S. diska pada od središča proti robu, to zmanjšanje je odvisno od valovne dolžine, tako da je svetlost na robu S. diska, na primer za svetlobo z valovno dolžino 3600 A, približno 0,2 svetlosti njenega središča in za 5000 A - približno 0,3 svetlosti središča diska C. Na samem robu diska C svetlost pade 100-krat v manj kot eni ločni sekundi, zato meja C disk je videti zelo oster (slika 1).

Spektralna sestava svetlobe, ki jo oddaja sončna energija, to je porazdelitev energije v sončnem spektru (po upoštevanju vpliva absorpcije v zemeljski atmosferi in vpliva Fraunhoferjevih črt), v splošnem ustreza porazdelitvi energije pri sevanju absolutno črnega telesa s temperaturo okoli 6000 K. Vendar pa so v določenih delih spektra opazna odstopanja. Največja energija v spektru S. ustreza valovni dolžini 4600 A. Spekter S. je zvezen spekter, na katerem je nadgrajenih več kot 20 tisoč absorpcijskih linij (Fraunhoferjevih linij). Več kot 60 % jih identificiramo s spektralnimi črtami znanih kemijskih elementov s primerjavo valovnih dolžin in relativne intenzitete absorpcijske črte v sončnem spektru z laboratorijskimi spektri. Preučevanje Fraunhoferjevih linij daje informacije ne le o kemični sestavi sončne atmosfere, temveč tudi o fizikalnih razmerah v tistih plasteh, v katerih se oblikujejo določene absorpcijske črte. Prevladujoči element v S. je vodik. Število atomov helija je 4-5 krat manjše od atomov vodika. Število atomov vseh drugih elementov skupaj je vsaj 1000-krat manjše od števila atomov vodika. Med njimi so najbolj zastopani kisik, ogljik, dušik, magnezij, silicij, žveplo, železo itd. V spektru kisika lahko prepoznamo tudi črte, ki pripadajo nekaterim molekulam in prostim radikalom: OH, NH, CH, CO, itd.

Magnetna polja na soncu se merijo predvsem z Zeemanovo cepitvijo absorpcijskih črt v sončnem spektru (glej Zeemanov učinek). Na severu je več vrst magnetnih polj (glej Sončev magnetizem). Celotno magnetno polje sonca je majhno in doseže jakost 1 e ene ali druge polarnosti in se s časom spreminja. To polje je tesno povezano z medplanetarnim magnetnim poljem in njegovo sektorsko strukturo. Magnetna polja, povezana s sončno aktivnostjo, lahko v sončnih pegah dosežejo jakost več tisoč Oe.Struktura magnetnih polj v aktivnih območjih je zelo zapletena, izmenjujejo se magnetni poli različnih polaritet. Obstajajo tudi lokalne magnetne regije s poljskimi jakostmi na stotine Oe zunaj sončnih peg. Magnetna polja prodrejo tako v kromosfero kot v sončno korono. Na severu imajo pomembno vlogo magneto-plinskodinamični in plazemski procesi. Pri temperaturi 5000-10.000 K je plin dovolj ioniziran, njegova prevodnost je visoka, zaradi ogromnega obsega sončnih pojavov pa je pomen elektromehanskih in magnetomehanskih interakcij zelo velik (glej Kozmična magnetohidrodinamika).

Atmosfero sonca tvorijo zunanje, opazne plasti. Skoraj vse sončno sevanje izvira iz spodnjega dela atmosfere, imenovanega fotosfera. Na podlagi enačb sevalnega prenosa energije, sevalnega in lokalnega termodinamičnega ravnovesja ter opazovanega toka sevanja je možno teoretično zgraditi model porazdelitve temperature in gostote z globino v fotosferi. Debelina fotosfere je približno 300 km, njena povprečna gostota je 3?10 = 4 kg / m3. temperatura v fotosferi pada, ko se pomikamo v bolj zunanje plasti, njena povprečna vrednost je okoli 6000 K, na meji fotosfere je okoli 4200 K. Tlak se spreminja od 2?104 do 102 n/m2. Obstoj konvekcije v subfotosferskem območju sonca se kaže v neenakomerni svetlosti fotosfere in njeni vidni zrnatosti - t.i. granulacijska struktura. Granule so svetle pike bolj ali manj okrogle oblike, vidne na sliki S., pridobljeni v beli svetlobi (slika 2). Velikost granul je 150-1000 km, življenjska doba je 5-10 minut. posamezna zrnca lahko opazimo v 20 minutah. Včasih granule tvorijo skupke, velike do 30.000 km.Granule so svetlejše od medzrnskih prostorov za 20-30%, kar ustreza povprečni temperaturni razliki 300 K. Za razliko od drugih tvorb je na površini sonca granulacija enako na vseh heliografskih zemljepisnih širinah in ni odvisno od sončne aktivnosti. Hitrosti kaotičnih gibanj (turbulentne hitrosti) v fotosferi so po različnih definicijah 1-3 km/s. V fotosferi so zaznali kvaziperiodična nihanja v radialni smeri. Pojavljajo se na območjih, ki merijo 2-3 tisoč km, s periodo približno 5 minut in amplitudo hitrosti okoli 500 m/s Po več obdobjih nihanje na določenem mestu ugasne, nato pa se lahko ponovno pojavi. Opazovanja so pokazala tudi obstoj celic, v katerih se gibanje dogaja v vodoravni smeri od središča celice do njenih meja. Hitrost takšnih gibanj je približno 500 m/s. Velikosti celic supergranul so 30-40 tisoč km. Položaj supergranul sovpada s celicami kromosferske mreže. Na mejah supergranul je magnetno polje okrepljeno. Predpostavlja se, da supergranule odražajo obstoj konvektivnih celic enake velikosti na globini več tisoč km pod površjem. Sprva se je domnevalo, da fotosfera proizvaja samo neprekinjeno sevanje, absorpcijske črte pa se oblikujejo v reverzni plasti, ki se nahaja nad njo. Kasneje je bilo ugotovljeno, da se v fotosferi oblikujejo tako spektralne črte kot neprekinjen spekter. Vendar pa se za poenostavitev matematičnih izračunov pri izračunu spektralnih linij včasih uporablja koncept invertne plasti.

Sončne pege in izbruhi. V fotosferi pogosto opazimo sončne pege in fakule (sl. 1 in 2). Sončne pege so temne tvorbe, običajno sestavljene iz temnejšega jedra (umbre) in polsence, ki jo obdaja. Premer peg doseže 200.000 km. Včasih je mesto obdano s svetlo obrobo. Zelo majhne lise imenujemo pore. Življenjska doba peg je od nekaj ur do nekaj mesecev.Spekter peg vsebuje celo več črt in absorpcijskih pasov kot spekter fotosfere in je podoben spektru zvezde spektralnega razreda KO. Premiki črt v spektru peg zaradi Dopplerjevega učinka kažejo na gibanje snovi v pegah - odtok na nižjih nivojih in dotok na višjih nivojih, hitrosti gibanja dosežejo 3?103 m/s (Evershed učinek). Iz primerjav intenzivnosti linij in zveznega spektra peg in fotosfere sledi, da so pege 1-2 tisoč stopinj hladnejše od fotosfere (4500 K in manj). Posledično so pike na ozadju fotosfere videti temne, svetlost jedra je 0,2-0,5 svetlosti fotosfere, svetlost penumbre pa je približno 80% svetlosti fotosfere. Vse sončne pege imajo močno magnetno polje, ki pri velikih sončnih pegah doseže jakost 5000 O. Značilno je, da sončne pege tvorijo skupine, ki so glede na njihovo magnetno polje lahko unipolarne, bipolarne in multipolarne, torej vsebujejo veliko peg različnih polarnosti, pogosto združenih z navadna penumbra. Skupine sončnih peg so vedno obdane s fakulami in kosmiči, prominenci; včasih se v njihovi bližini pojavijo sončni izbruhi, v sončni koroni nad njimi pa opazimo tvorbe v obliki žarkov čelad in pahljač - vse to skupaj tvori aktivno območje na severu Povprečno letno število opazovanih peg in aktivnih regij ter tudi povprečna površina, ki jo zasedajo, se spreminjajo z obdobjem približno 11 let. To je povprečna vrednost, vendar se trajanje posameznih ciklov sončne aktivnosti giblje od 7,5 do 16 let (glej Sončna aktivnost). Največje število peg, ki so hkrati vidne na površini sonca, se spremeni več kot dvakrat za različne cikle. Večinoma madeže najdemo v ti. kraljeve cone, ki segajo od 5 do 30? heliografske širine na obeh straneh sončnega ekvatorja. Na začetku cikla sončne aktivnosti je širina lokacije sončnih peg višja, na koncu cikla nižja, na višjih zemljepisnih širinah pa se pojavijo pege novega cikla. Pogosteje opazimo bipolarne skupine sončnih peg, sestavljene iz dveh velikih sončnih peg - glave in naslednjih, ki imajo nasprotno magnetno polarnost, in več manjših. Glavne pege imajo enako polarnost skozi celoten cikel sončne aktivnosti, te polarnosti so nasprotne na severni in južni polobli C. Očitno so pege vdolbine v fotosferi in gostota snovi v njih je manjša od gostota snovi v fotosferi na isti ravni .

V aktivnih območjih sonca opazimo fakule - svetle fotosferske tvorbe, vidne v beli svetlobi predvsem blizu roba sončnega diska. Običajno se fakule pojavijo pred sončnimi pegami in obstajajo še nekaj časa po njihovem izginotju. Območje žarkov je nekajkrat večje od površine ustrezne skupine pik. Število bakel na sončnem disku je odvisno od faze cikla sončne aktivnosti. Fakule imajo največji kontrast (18 %) ob robu S. diska, vendar ne na samem robu. V središču diska S. so bakle praktično nevidne, njihov kontrast je zelo nizek. bakle imajo zapleteno vlaknasto strukturo, njihov kontrast je odvisen od valovne dolžine, pri kateri potekajo opazovanja. temperatura bakel je nekaj sto stopinj višja od temperature fotosfere, skupno sevanje iz 1 cm2 presega fotosfersko za 3-5%. Očitno se bakle dvigajo nekoliko nad fotosfero. Povprečno trajanje njihovega obstoja je 15 dni, vendar lahko doseže skoraj 3 mesece.

kromosfera. Nad fotosfero je plast sončne atmosfere, imenovana kromosfera. Brez posebnih teleskopov z ozkopasovnimi svetlobnimi filtri je kromosfera vidna le med popolnimi sončnimi mrki kot rožnat obroč, ki obdaja temen disk, v tistih minutah, ko Luna popolnoma prekrije fotosfero. Takrat lahko opazujemo spekter kromosfere, ti. spekter izbruha. Na robu diska S. se kromosfera opazovalcu zdi kot neraven trak, iz katerega štrlijo posamezni zobci – kromosferske spikule. Premer spikul je 200-2000 km, višina okoli 10.000 km, hitrost dviga plazme v spikulah je do 30 km/s. Hkrati na severu obstaja do 250 tisoč spikul. Pri opazovanju v monokromatski svetlobi (na primer v svetlobi ionizirane kalcijeve črte 3934 A) je na disku C vidna svetla kromosferska mreža, sestavljena iz posameznih nodulov - majhnih s premerom 1000 km in velikih s premerom 1000 km. premer 2000 do 8000 km. Veliki noduli so skupki majhnih. Velikost mrežnih celic je 30-40 tisoč km, domneva se, da se na mejah celic kromosferske mreže oblikujejo spikule. Pri opazovanju v svetlobi rdeče vodikove črte 6563 A je v kromosferi blizu sončnih peg vidna značilna vrtinčna struktura (slika 3). Gostota v kromosferi se zmanjšuje z večanjem oddaljenosti od središča C. Število atomov na 1 cm3 se spreminja od 1015 v bližini fotosfere do 109 v zgornjem delu kromosfere. Spekter kromosfere je sestavljen iz več sto emisijskih spektralnih linij vodika, helija in kovin. Najmočnejše med njimi so rdeča črta vodika Na (6563 A) ter črti H in K ioniziranega kalcija z valovno dolžino 3968 A in 3934 A. Obseg kromosfere ni enak, če ga opazujemo v različnih spektralnih linijah: v najmočnejše kromosferske črte je mogoče zaslediti do 14 000 km nad fotosfero. Študija spektrov kromosfere je privedla do zaključka, da v plasti, kjer se pojavi prehod iz fotosfere v kromosfero, temperatura prehaja skozi minimum in z naraščanjem višine nad vznožjem kromosfere postane enaka 8-10 tisoč K, na višini nekaj tisoč km pa doseže 15 -20 tisoč K. Ugotovljeno je bilo, da v kromosferi obstaja kaotično (turbulentno) gibanje plinskih mas s hitrostmi do 15-103 m/ V kromosferi so bakle v aktivnih območjih vidne v monokromatski svetlobi močnih kromosferskih linij kot svetlobne tvorbe, običajno imenovane flokuli. V črti Ha so jasno vidne temne tvorbe, imenovane filamenti. Na robu S. diska nitke štrlijo izven diska in jih proti nebu opazimo kot svetle izbokline. Najpogosteje se filamenti in prominence nahajajo v štirih območjih, ki se nahajajo simetrično glede na sončni ekvator: polarna območja severno od + 40? in na jugu -40? območja heliografske širine in nizke zemljepisne širine? trideset? na začetku cikla sončne aktivnosti in 17? na koncu cikla. Filamenti in prominence območij nizke zemljepisne širine kažejo dobro definiran 11-letni cikel, njihov maksimum sovpada z maksimumom sončnih peg. V prominencih na visoki širini je odvisnost od faz cikla sončne aktivnosti manj izrazita, maksimum se pojavi 2 leti po maksimumu peg. Filamenti, ki so tihe prominence, lahko dosežejo dolžino sončnega polmera in obstajajo več obratov severa.Povprečna višina prominence nad površino sonca je 30-50 tisoč km, povprečna dolžina je 200 tisoč km , širina pa 5 tisoč km. Po raziskavah A. B. Severnyja lahko vse prominence glede na naravo gibanja razdelimo v 3 skupine: elektromagnetne, pri katerih se gibanja dogajajo vzdolž urejenih ukrivljenih trajektorij - magnetnih silnic; kaotična, v kateri prevladujejo neurejena, turbulentna gibanja (hitrosti reda 10 km/s); eruptivni, pri katerem se snov sprva mirne prominence s kaotičnimi gibi nenadoma z naraščajočo hitrostjo (do 700 km/s) izvrže proč od severa.Temperatura v prominencih (filamentih) je 5-10 tisoč K, gostota je blizu povprečne gostote kromosfere. Filamenti, ki so aktivne, hitro spreminjajoče se prominence, se običajno močno spremenijo v nekaj urah ali celo minutah. Oblika in narava gibanja v prominenci sta tesno povezani z magnetnim poljem v kromosferi in sončni koroni.

Sončna korona je najbolj oddaljen in najbolj tanek del sončne atmosfere, ki se razteza čez več (več kot 10) sončnih radijev. Do leta 1931 je bilo korono možno opazovati le med popolnimi sončnimi mrki v obliki srebrno-bisernega sija okoli S. diska, ki ga pokriva Luna (glej 9. zv., dodatek k str. 384-385). Podrobnosti njegove strukture jasno izstopajo v kroni: čelade, pahljače, koronalni žarki in polarni čopiči. Po izumu koronagrafa so sončno korono začeli opazovati zunaj mrkov. Celotna oblika korone se spreminja s fazo cikla sončne aktivnosti: v letih minimuma je korona močno raztegnjena vzdolž ekvatorja, v letih maksimuma je skoraj sferična. V beli svetlobi je površinska svetlost sončne korone milijonkrat manjša od svetlosti središča diska C. Njen sij nastane predvsem kot posledica sipanja fotosferskega sevanja s prostimi elektroni. Skoraj vsi atomi v koroni so ionizirani. Koncentracija ionov in prostih elektronov na dnu korone je 109 delcev na 1 cm3. Korona se segreva podobno kot kromosfera. Največje sproščanje energije se zgodi v spodnjem delu korone, vendar je zaradi visoke toplotne prevodnosti korona skoraj izotermna - temperatura pada navzven zelo počasi. Odtok energije v koroni poteka na več načinov. V spodnjem delu korone ima glavno vlogo prenos energije navzdol zaradi toplotne prevodnosti. Izguba energije je posledica odhoda najhitrejših delcev iz korone. V zunanjih delih korone večino energije odnese sončni veter - tok koronalnega plina, katerega hitrost narašča z oddaljenostjo od severa, od nekaj km/s na njeni površini do 450 km/s. na oddaljenosti od Zemlje. temperatura v koroni presega 106K. V aktivnih regijah je temperatura višja - do 107 K. Nad aktivnimi območji, t.i koronalne kondenzacije, pri katerih se koncentracija delcev poveča več desetkrat. Del sevanja iz notranje korone so emisijske linije večkratno ioniziranih atomov železa, kalcija, magnezija, ogljika, kisika, žvepla in drugih kemičnih elementov. Opazujemo jih tako v vidnem delu spektra kot v ultravijoličnem območju. Sončna korona ustvarja sončno sevanje v metrskem območju in rentgensko sevanje, ki se v aktivnih območjih večkrat ojača. Kot so pokazali izračuni, sončna korona ni v ravnotežju z medplanetarnim medijem. Tokovi delcev se širijo iz korone v medplanetarni prostor in tvorijo sončni veter. Med kromosfero in korono je razmeroma tanek prehodni sloj, v katerem se temperatura močno poveča do vrednosti, značilnih za korono. Razmere v njej določa tok energije iz korone kot posledica toplotne prevodnosti. Prehodna plast je vir večine ultravijoličnega sevanja sonca. Kromosfera, prehodna plast in korona proizvajajo vse opazovane radijske emisije sonca. V aktivnih območjih se struktura kromosfere, korone in prehodne plasti spremeni. Ta sprememba pa še ni dovolj raziskana.

Sončni izbruhi. V aktivnih območjih kromosfere opazimo nenadna in razmeroma kratkotrajna povečanja svetlosti, vidna v številnih spektralnih črtah hkrati. Te svetle formacije trajajo od nekaj minut do nekaj ur.Imenujejo se sončni izbruhi (prej imenovani kromosferski izbruhi). Izbruhi so najbolje vidni v svetlobi vodikove črte Ha, najsvetlejši pa so včasih vidni v beli svetlobi. V spektru sončnega izbruha je nekaj sto emisijskih linij različnih elementov, nevtralnih in ioniziranih. temperatura tistih plasti sončne atmosfere, ki proizvajajo sijaj v kromosferskih črtah (1-2), je ≤ 104 K, v višjih plasteh - do 107 K. Gostota delcev v izbruhu doseže 1013-1014 na 1 cm3. Območje sončnih izbruhov lahko doseže 1015 m3. Običajno se sončni izbruhi pojavijo v bližini hitro razvijajočih se skupin sončnih peg z magnetnim poljem kompleksne konfiguracije. Spremlja jih aktivacija vlaken in kosmičev ter izločanje snovi. Med izbruhom se sprosti velika količina energije (do 1010-1011 J).Predpostavlja se, da se energija sončnega izbruha sprva shrani v magnetnem polju in se nato hitro sprosti, kar povzroči lokalno segrevanje in pospešek protonov in elektronov, kar povzroča nadaljnje segrevanje plina, njegov sijaj v različnih delih spektra elektromagnetnega sevanja, nastanek udarnega vala. Sončni izbruhi povzročijo znatno povečanje sončnega ultravijoličnega sevanja in jih spremljajo izbruhi rentgenskega sevanja (včasih zelo močni), izbruhi radijskih emisij in sproščanje visokoenergijskih telesc do 1010 eV. Včasih opazimo izbruhe rentgenskega sevanja brez povečanja sijaja v kromosferi. Nekatere sončne izbruhe (imenovane protonske) spremljajo posebej močni tokovi energijskih delcev – kozmičnih žarkov sončnega izvora. Protonski izbruhi predstavljajo nevarnost za astronavte med letom, saj energijski delci, ki trčijo z atomi lupine vesoljskega plovila, ustvarjajo zavorno sevanje, rentgensko in gama sevanje, včasih v nevarnih odmerkih.

Vpliv sončne aktivnosti na zemeljske pojave. Energija je nenazadnje vir vseh vrst energije, ki jih uporablja človeštvo (razen atomske energije). To je energija vetra, padajoče vode, energija, ki se sprošča pri zgorevanju vseh vrst goriva. Vpliv sončne aktivnosti na procese, ki se dogajajo v atmosferi, magnetosferi in biosferi Zemlje, je zelo raznolik (glej Sončno-zemeljske povezave).

Instrumenti za preučevanje S. Opazovanja S. se izvajajo z uporabo majhnih ali srednje velikih refraktorjev in velikih zrcalnih teleskopov, v katerih je večina optike mirujoča, sončni žarki pa so usmerjeni znotraj vodoravne ali stolpne namestitve teleskopa z enim (siderostat, heliostat) ali dve (celostat) gibljivi ogledali (glej sliko za članek Tower telescope). Pri konstruiranju velikih sončnih teleskopov je posebna pozornost namenjena visoki prostorski ločljivosti vzdolž diska C. Izdelana je bila posebna vrsta sončnega teleskopa - izvenmrkalni koronagraf. Znotraj koronagrafa je slika sonca zasenčena z umetno "Luno" - posebnim neprozornim diskom. V koronagrafu se količina razpršene svetlobe večkrat zmanjša, zato je možno opazovati najbolj oddaljene plasti atmosfere izven mrka.Sončni teleskopi so pogosto opremljeni z ozkopasovnimi svetlobnimi filtri, ki omogočajo opazovanje v svetlobi enega spektra linija. Ustvarjeni so bili tudi filtri nevtralne gostote s spremenljivo radialno prosojnostjo, ki omogočajo opazovanje sončne korone na razdalji več radijev C. Veliki sončni teleskopi so običajno opremljeni z močnimi spektrografi s fotografskim ali fotoelektričnim zapisom spektrov. Spektrograf ima lahko tudi magnetograf - napravo za preučevanje Zeemanovega cepljenja in polarizacije spektralnih črt ter določanje velikosti in smeri magnetnega polja na severu.Potreba po odpravi učinka izpiranja zemeljske atmosfere, kot tudi preučevanje sončnega sevanja v ultravijoličnem, infrardečem in nekaterih drugih območjih spektra, ki se absorbira v zemeljski atmosferi, je privedlo do nastanka orbitalnih observatorijev zunaj atmosfere, kar je omogočilo pridobivanje spektrov sonca in posameznih formacij na njegovi površini zunaj atmosfere. zemeljsko ozračje.

Nemogoče je razložiti ... 29. september 2016

Znanstveniki iz Nasinega Laboratorija za reaktivni pogon in Nacionalnega laboratorija Los Alamos (ZDA) so sestavili seznam astronomskih pojavov, opaženih v sončnem sistemu, ki jih je povsem nemogoče razložiti...

Ta dejstva so bila večkrat preverjena in o njihovi resničnosti ni dvoma. Toda sploh ne sodijo v obstoječo sliko sveta. In to pomeni, da bodisi ne razumemo povsem pravilno naravnih zakonov, ali ... nekdo nenehno spreminja prav te zakone.

Tukaj je nekaj primerov:

Kdo pospešuje vesoljske sonde

Leta 1989 se je raziskovalna naprava Galileo odpravila na dolgo pot do Jupitra. Da bi mu dali zahtevano hitrost, so znanstveniki uporabili "gravitacijski manever". Sonda se je dvakrat približala Zemlji, da jo je gravitacijska sila planeta lahko »potisnila« in tako dodatno pospešila. Toda po opravljenih manevrih se je izkazalo, da je hitrost Galilea večja od izračunane.


Tehnika je bila izdelana in prej so se vse naprave normalno overclockirale. Nato so morali znanstveniki v globoko vesolje poslati še tri raziskovalne postaje. Sonda NEAR je šla na asteroid Eros, Rosetta je odletela, da bi preučila komet Churyumov-Gerasimenko, Cassini pa je šel na Saturn. Vsi so izvedli gravitacijski manever na enak način in za vse se je končna hitrost izkazala za večjo od izračunane - znanstveniki so ta kazalnik resno spremljali po opaženi anomaliji pri Galileu.

Za dogajanje ni bilo nobene razlage. Toda iz nekega razloga vse naprave, ki so bile poslane na druge planete po Cassiniju, med gravitacijskim manevrom niso prejele nenavadnega dodatnega pospeška. Kaj je bilo torej tisto »nekaj« v obdobju od 1989 (Galileo) do 1997 (Cassini), kar je vsem sondam, ki so šle v globoko vesolje, dodalo dodaten pospešek?

Znanstveniki še vedno skomigajo z rameni: komu je bilo treba "potisniti" štiri satelite? V ufoloških krogih je obstajala celo različica, da se je neka višja inteligenca odločila, da bo treba zemljanom pomagati pri raziskovanju Osončja.

Tega učinka zdaj ni opaziti in ali se bo še kdaj pojavil, ni znano.

Zakaj Zemlja beži pred soncem?

Znanstveniki so se že dolgo naučili izmeriti razdaljo od našega planeta do zvezde. Zdaj se šteje za enako 149.597.870 kilometrov. Prej je veljalo, da je nespremenljiva. Toda leta 2004 so ruski astronomi odkrili, da se Zemlja oddaljuje od Sonca za približno 15 centimetrov na leto – 100-krat več od merilne napake.

Dogaja se nekaj, kar je bilo prej opisano le v znanstvenofantastičnih romanih: planet je šel v "prosto lebdenje"? Narava začete poti še ni znana. Seveda, če se stopnja odstranjevanja ne spremeni, bo minilo na stotine milijonov let, preden se od Sonca oddaljimo dovolj, da bo planet zamrznil. Toda nenadoma se bo hitrost povečala. Ali pa se bo Zemlja začela približevati zvezdi?

Zaenkrat nihče ne ve, kaj se bo zgodilo naprej.

Kdo ne pusti "pionirjem" v tujino?

Ameriški sondi Pioneer 10 in Pioneer 11 sta bili izstreljeni leta 1972 oziroma 1983. Do zdaj bi morali že odleteti iz sončnega sistema. Vendar sta v določenem trenutku tako eden kot drugi iz neznanih razlogov začela spreminjati svojo trajektorijo, kot da ju neznana sila ne bi hotela spustiti predaleč.

Pioneer 10 je že za štiristo tisoč kilometrov odstopil od izračunane poti. Pioneer 11 natančno sledi poti svojega brata. Različic je veliko: vpliv sončnega vetra, puščanje goriva, programske napake. A vsi niso preveč prepričljivi, saj se obe ladji, izstreljeni v razmaku 11 let, obnašata enako.

Če ne upoštevamo spletk nezemljanov ali božanskega načrta, da ljudi ne izpustijo zunaj sončnega sistema, potem se morda tukaj kaže vpliv skrivnostne temne snovi. Ali pa obstajajo gravitacijski učinki, ki jih ne poznamo?

Kaj se skriva na obrobju našega sistema

Daleč, daleč onkraj pritlikavega planeta Plutona je skrivnostni asteroid Sedna - eden največjih v našem sistemu. Poleg tega velja Sedna za najbolj rdeč objekt v našem sistemu – bolj rdeča je celo od Marsa. Zakaj ni znano.

Toda glavna skrivnost je drugačna. Za dokončanje revolucije okoli Sonca potrebuje 10 tisoč let. Poleg tega kroži po zelo podolgovati orbiti. Bodisi je ta asteroid priletel k nam iz drugega zvezdnega sistema ali pa ga je morda, kot verjamejo nekateri astronomi, iz njegove krožne orbite izrinila gravitacijska sila nekega velikega predmeta. Kateri? Astronomi tega ne morejo zaznati.

Zakaj so sončni mrki tako popolni?

V našem sistemu so velikosti Sonca in Lune ter razdalje od Zemlje do Lune in do Sonca izbrane na zelo izviren način. Če opazujete sončni mrk z našega planeta (mimogrede, edinega, kjer obstaja inteligentno življenje), potem Selenin disk popolnoma enakomerno pokriva disk svetilke - njihove velikosti natančno sovpadajo.

Če bi bila Luna malo manjša ali dlje od Zemlje, nikoli ne bi imeli popolnih sončnih mrkov. Nesreča? Ne morem verjeti ...

Zakaj živimo tako blizu našega svetila?

V vseh zvezdnih sistemih, ki jih preučujejo astronomi, so planeti razvrščeni po enaki razvrstitvi: večji kot je planet, bližje je zvezdi. V našem sončnem sistemu se velikani - Saturn in Jupiter - nahajajo na sredini in pustijo "malčke" naprej - Merkur, Venero, Zemljo in Mars. Zakaj se je to zgodilo, ni znano.

Če bi imeli enak svetovni red kot v bližini vseh drugih zvezd, potem bi se Zemlja nahajala nekje v območju sedanjega Saturna. In tam vlada peklenski mraz in ni pogojev za razumno življenje.

Radijski signal iz ozvezdja Strelca

V sedemdesetih letih prejšnjega stoletja so ZDA začele program iskanja morebitnih radijskih signalov nezemljanov. Da bi to naredili, je bil radijski teleskop usmerjen v različne dele neba in je skeniral eter na različnih frekvencah ter poskušal zaznati signal umetnega izvora.

Nekaj ​​let se astronomi niso mogli pohvaliti z nobenimi rezultati. Toda 15. avgusta 1977, ko je bil astronom Jerry Ehman v službi, je snemalnik, ki je posnel vse, kar je padlo v "ušesa" radijskega teleskopa, posnel signal ali hrup, ki je trajal 37 sekund. Ta pojav se imenuje Wоw! - glede na opombo na robu, ki jo je osupli Ehman napisal z rdečim črnilom.

"Signal" je bil na frekvenci 1420 MHz. Po mednarodnih pogodbah v tem območju ne deluje noben zemeljski oddajnik. Prišel je iz smeri ozvezdja Strelec, kjer se najbližja zvezda nahaja 220 svetlobnih let od Zemlje. Ali je bila umetna – še vedno ni odgovora. Kasneje so znanstveniki večkrat preiskali to območje neba. Vendar brez uspeha.

Temna snov

Vse galaksije v našem vesolju se vrtijo okoli enega središča z veliko hitrostjo. Toda ko so znanstveniki izračunali skupno maso galaksij, se je izkazalo, da so prelahke. In po zakonih fizike bi se ves ta vrtiljak že zdavnaj pokvaril. Vendar se ne zlomi.

Da bi pojasnili, kaj se dogaja, so znanstveniki postavili hipotezo, da je v vesolju temna snov, ki je ni mogoče videti. Toda astronomi še nimajo pojma, kaj je to in kako ga otipati. Znano je le, da je njegova masa 90% mase vesolja. To pomeni, da vemo, kakšen svet nas obdaja, le eno desetino.

Življenje na Marsu

Iskanje organske snovi na Rdečem planetu se je začelo leta 1976 – tam je pristalo ameriško vesoljsko plovilo Viking. Izvesti so morali vrsto poskusov, da bi potrdili ali ovrgli hipotezo o bivalnosti planeta. Rezultati so se izkazali za nasprotujoče si: po eni strani so v atmosferi Marsa zaznali metan - očitno biogenega izvora, vendar niso identificirali niti ene organske molekule.

Nenavadne rezultate poskusov so pripisali kemični sestavi marsovskih tal in odločili, da na Rdečem planetu vendarle ni življenja. Številne druge študije pa nakazujejo, da je bila na površju Marsa nekoč vlaga, kar spet govori v prid obstoju življenja. Po mnenju nekaterih morda govorimo o podzemnih oblikah življenja.

Katere uganke niso vredne vraga?

viri

Obstajajo 3 možnosti za deorbito - premakniti se na novo orbito (ki je lahko bližje ali dlje od sonca ali celo zelo podaljšana), padec v Sonce in zapustiti sončni sistem. Razmislimo le o tretji možnosti, ki je po mojem mnenju najbolj zanimiva.

Ko se oddaljujemo od sonca, bo za fotosintezo na voljo manj ultravijolične svetlobe in povprečna temperatura na planetu se bo iz leta v leto nižala. Prve bodo prizadete rastline, kar bo povzročilo velike motnje v prehranjevalnih verigah in ekosistemih. In ledena doba bo prišla kar hitro. Edine bolj ali manj pogojene oaze bodo ob geotermalnih vrelcih in gejzirjih. Ampak ne za dolgo.

Po določenem številu let (mimogrede, letnih časov ne bo več), se bodo na določeni razdalji od sonca na površini našega planeta začele nenavadne deževnice. Deževalo bo kisik. Če boš imel srečo, bo morda snežilo zaradi kisika. Ne morem zagotovo reči, ali se bodo ljudje na površju temu lahko prilagodili - tudi hrane ne bo, jeklo v takih razmerah bo preveč krhko, zato ni jasno, kako dobiti gorivo. površina oceana bo zamrznila do precejšnje globine, ledeni pokrov zaradi širjenja ledu bo prekril celotno površino planeta razen gora - naš planet bo postal bel.

Toda temperatura jedra in plašča planeta se ne bo spremenila, zato bo pod ledenim pokrovom na globini nekaj kilometrov temperatura ostala precej znosna. (če izkoplješ takšen rudnik in mu zagotoviš stalno hrano in kisik, lahko tam celo živiš)

Najbolj smešno je v morskih globinah. Kamor še zdaj ne prodre žarek svetlobe. Tam, na globini nekaj kilometrov pod gladino oceana, obstajajo celi ekosistemi, ki popolnoma niso odvisni od sonca, od fotosinteze, od sončne toplote. Ima svoje cikle snovi, kemosintezo namesto fotosinteze, zahtevano temperaturo pa vzdržuje zaradi toplote našega planeta (vulkanska aktivnost, podvodni topli vrelci ipd.), saj temperaturo znotraj našega planeta zagotavlja njegova gravitacija. , masa, tudi brez sonca je tudi zunaj sončnih sistemov, tam se bodo vzdrževale stabilne razmere in zahtevana temperatura. In življenje, ki vre v globinah morja, na dnu oceana, sploh ne bo opazilo, da je sonce izginilo. Da življenje sploh ne bo vedelo, da se je naš planet nekoč vrtel okoli sonca. Morda se bo razvilo.

Prav tako je malo verjetno, a prav tako možno, da bo snežna kepa – Zemlja – nekoč, milijarde let kasneje, priletela do katere od zvezd naše galaksije in padla v njeno orbito. Možno je tudi, da se bo v tej orbiti druge zvezde naš planet "odmrznil" in bodo na površju nastopile razmere, ugodne za življenje. Morda bo življenje v morskih globinah, ko bo premagalo vso to pot, spet prišlo na površje, kot se je že enkrat zgodilo. Morda se bo po tem kot rezultat evolucije na našem planetu spet pojavilo inteligentno življenje. In končno, morda bodo v ostankih enega od podatkovnih centrov našli preživele medije z vprašanji in odgovori s strani.