Движение на Земята около Слънцето. Смяна на сезоните

Движение на Земята около оста и. Ден и нощ

Слънцето е най-близката до нас звезда. Отнася се към разреда "Жълти джуджета". Това са разтопени, със светеща повърхност газови кълба, образувани от 70 % Водород и 27 % Хелий. Другите му основни съставни са Кислород, Въглерод, Желязо, Неон, Азот, Силиций, Магнезий, Сяра. Обемът му е около 1300 пъти по-голям от обема на Земята, а плътността му е 4 пъти по-малка от плътността на нашата планета. Налягането в центъра му достига 300 милиарда атмосфери, а температурата - 10 - 15 милиона градуса. Съчетанието от свръхвисоки налягане и температура в централната област на Слънцето, обуславят протичането на ядрени реакции, превръщащи водорода в хелий. Разстоянието от Земята до Слънцето е почти 150 000 000 км. Лесно е да напишем числото, но е трудно да си представим такова разстояние. Най-висока е скоростта на светлината. Само за 1 секунда, тя може да обиколи земното кълбо 8 пъти, но са и нужни цели 8 минути за да стигне от Слънцето до Земята. Ние виждаме слънцето във формата на диск с неголям размер. Знаейки разстоянието до Слънцето и ъгъла под който се вижда дискът му, можем да изчислим действителния му диаметър. Той се оказва 109 пъти по-голям от диаметъра на земното кълбо. За да се образува сфера, равна по обем на слънцето, е необходимо да се вземат 1 301 000 сфери с големината на Земята. Представете си голяма диня и до нея пшеничено зърно - ето такова е съотношението между размерите на Земята и Слънцето. Изучавайки движението на планетите, под  действие на слънчевото притегляне, астрономите са определили масата на Слънцето. Тя е около 330 000 пъти по-голяма от масата на земята. Ако се съпостави това число с числото 1 301 000, ще разберем, че плътността на Слънцето е 4 пъти по-малка от тази на Земята. Средната плътност на Земята спрямо водата е 5,5 пъти, а на Слънцето - 1,4 пъти. Но дори да вземем всички планети от системата, заедно с техните спътници, общата им маса ще бъде 750 пъти по-малка от масата на самото Слънце. От Слънцето получаваме много светлина и топлина, а знаейки на какво огромно разстояние е от нас, можем да си представим каква температура излъчва. С помощта на различни способи, учените са успели да определят, че температурата на повърхността на Слънцето достига 6 000 °. При такава температура, то не може да бъде нито в твърдо, нито в течно състояние.

Слънцето е колосално плазмено кълбо, в центъра на което температурата достига до 20 милона градуса. Горещите слънчеви газове се намират в постоянно движение.

Често наричаме космоса безвъздушно пространство, предполагайки, че е само една пустош. Но това не е точно така. Междузвездното пространство е наситено с прах и газ (основно хелий и водород, макар последният да е значителоно повече). Във Вселената съществуват цели облаци с прах и газ. Заради тези облаци е невидим центърът на нашата галактика. Облаците могат да имат размери светлинни години, а частите им могат да се свиват под действие на гравитацията.

В процеса на свиване част от облака ще се уплътнява, а заедно с това и ще се нагрява. Ако масата на свиващото се вещество е достатъчна за да се получат в него в процеса на свиване термоядрени реакции, то от такъв облак ще се получи звезда.

Обикновено от един облак се раждат цяла група звезди, които е прието да се наричат звезден куп. В облака се образуват отделни уплътнявания, и от всяко такова може да се роди звезда. Най-леките звезди имат маса 12 пъти по-малка от масата на Слънцето. Ако свиващите се части на облака са с по-малка маса, но не по-малка от 100 пъти масата на Слънцето, такива облаци образуват тка наречените кафеви джуджета. Кафевите джуджета са още студени червени звезди. Тези обекти се нагряват достатъчно силно от гравитационното свиване и излъчват много топлина (инврачервено излъчване), но светят едва-едва. Ядрени реакции в кафявите джуджета, обаче, не започват. В крайна сметка, гравитационното свиване спира порди съпротивлението на газа отвътре, при което спират да се отделят нови порции енергия и кафявите джуджета за сравнително кратко време изстиват. Едно от последните открити кафяви джуджета е кафявото джудже от съзвездие Хидра. Яркостта му е 22,3, въпреки че е отдалечено само на 33 светлинни години от Слънцето. Уникалността на това близко кафяво джудже се състои в това, че всички по-рано открити подобни обекти са части от двойни системи, а този е сам. Забелязан е единствено поради близостта си до нас. Планетата Юпитер, най-голямата в Слънчевата система е 80 оъти по-малка от звездите с най-малка маса и само 8-10 пъти по-малка от кафявото джудже.

Ако е достатъчно масивен за образуване на звезда, облакът дотолкова се загрява, че започва да излъчва топлина и понякога дори слабо да свети в тъмно-червено (още преди началото на ядрения синтез). Такъв облак е прието да се нарича протозвезда (преди звездата). Когато температурата в центъра на протозвездата достигне 10 000 000 К, започва термоядреният синтез. Налягането, предизвикано от този процес противодейства на гравитацията, свиването на протозвездата се прекратява и тя се превръща в звезда. Времетраенето на този процес зависи от масата. Звезди с масата на Слънцето преминават през този стадий за 30 000 000 години. Звезди 3 пъти по-големи от Слънцето преминават през тази част на раждането си за 100 000 години, а звезди 10 пъти по-малки от нега - за 100 000 000 години. Както виждаме, при малките звезди всички процеси протичат бавно - те се раждат дълго време и имат дълъг живот. Към тези звезди спадат червените джуджета, които по размери са 10 пъти по-малки от Слънцето. Звезда с големина на Слънцето носи името "жълто джудже". Това са също относително малки звезди. Най-големите и тежки нормални звезди се наричат "сини гиганти". RSS feed.