Charakterystyka słońca, części, struktura i skład

The Słońce jest to ciało gazowe, które ma mocno skompresowane jądro, w którym energia jest generowana przez reakcje termojądrowe.

To gwiazda, wokół której krąży Ziemia i inne planety, do której dostarcza światło i ciepło. Urodził się 4 600 milionów lat temu. Chociaż jest to jeden z ponad 1000 milionów ciał niebieskich, które tworzą galaktykę Drogi Mlecznej, jest ona gwiazdą, która świeci najjaśniej.

Całe życie na Ziemi zależy od energii słonecznej dostarczanej przez gwiazdę. Bez Słońca Ziemia byłaby ciemnym, martwym miejscem zamrożonym w czasie. 

Chociaż nie wiadomo, co wydarzyło się ponad 4 miliardy lat temu, obecna teoria głosi, że ogromna chmura pyłu i gazu zaczęła się powoli obracać.

Grawitacja ciągnęła gęsty region w obrębie tej chmury. Impuls zwiększał prędkość obrotową. Ten ruch spowodował nagrzewanie się gazu w centrum, co spowodowało reakcje, które zamieniły pył i gaz w ciała stałe, dając początek planetom.

Centralna materia stała się bardzo gorąca i gęsta, dając początek fuzji jądrowej, która spowodowała Słońce.

Słońce jest dominującym obiektem w Układzie Słonecznym ze względu na jego duży wymiar, ponieważ zawiera 99% masy systemu.

Jego siła grawitacji utrzymuje wszystkie planety na orbicie. Jest to gwiazda średniej wielkości, która wytwarza własne światło i ciepło poprzez spalanie paliw, takich jak wodór i hel, w procesie znanym jako synteza jądrowa..

Gwiazdy mają ograniczone życie, a Słońce nie jest wyjątkiem, znajduje się w połowie cyklu życia około dziesięciu miliardów lat. Znajduje się w centrum galaktyki, która ma kształt spiralny.

Czym jest Słońce? części i studia o gwieździe

Z daleka Słońce nie wydaje się bardzo skomplikowane. Dla zwykłego obserwatora jest to tylko gładka, nawet kula gazu. Jednak dokładna kontrola pokazuje, że gwiazda jest w ciągłej turbulencji. Najwyraźniej spokojne Słońce jest niespokojnym, drżącym i wybuchowym ciałem, wzbudzonym przez intensywny i zmienny magnetyzm.

W niedawnej przeszłości naukowcy nie mogli zrozumieć, w jaki sposób Słońce generuje swoje pola magnetyczne, które są odpowiedzialne za większość aktywności słonecznej.

Nie wiedzieli też, dlaczego część tego intensywnego magnetyzmu koncentrowała się w tak zwanych plamach słonecznych, płytkich ciemnych wyspach tak dużych jak Ziemia i tysiąc razy bardziej magnetycznych.

Ponadto fizycy nie mogli wyjaśnić, dlaczego aktywność magnetyczna Słońca zmienia się drastycznie, zmniejszając się i nasilając co 11 lat. Odpowiedzi na te pytania zostały ukryte wewnątrz Słońca, gdzie generowany jest potężny magnetyzm.

Droga Mleczna ma średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość 15 000 lat świetlnych. W tym zakresie Słońce porusza się 210 km na sekundę, a wykonanie cyklu podróży zajmuje 225 milionów lat.

Naukowcy nabyli dużą część swojej wiedzy o Słońcu z obserwacji dokonanych na Ziemi przez wiele lat. Jednak większość obecnej wiedzy pochodzi z sond kosmicznych, które zostały wysłane na misje w celu zbadania Słońca..

Sondy te dostarczyły dokładnych informacji o temperaturze, atmosferze, składzie, polu magnetycznym, racach, wypukłościach, plamach słonecznych i wewnętrznej dynamice Słońca, które są pokazane w poniższym polu.

Skład Słońca

Słońce jest ogromną kulą plazmy, gorącym zjonizowanym gazem, który zawiera 300 000 razy więcej masy niż Ziemia.

Średnica Słońca wynosi 1,4 miliona kilometrów, przekracza średnicę Ziemi wynoszącą 12 760 km, a nawet przekracza średnicę największej planety w układzie, Jowisz reprezentuje tylko jedną dziesiątą średnicy Słońca.

Głównymi pierwiastkami obecnymi w Słońcu są wodór (92%), następnie hel (7,8%) i mniej niż 1% cięższych pierwiastków, takich jak tlen, węgiel, azot i neon.

Poniżej znajduje się skład Słońca zbudowany z analizy widma słonecznego. Analiza pochodzi z niższych warstw atmosfery Słońca, ale uważa się, że jest reprezentatywna dla całego Słońca z wyjątkiem jej rdzenia. W widmie słonecznym wykryto prawie 67 elementów.

Uważa się, że Słońce jest całkowicie gazowe o średniej gęstości 1,4 razy większej niż woda. Ponieważ ciśnienie w rdzeniu jest znacznie większe niż na powierzchni, gęstość rdzenia jest równa ośmiokrotności gęstości złota, a ciśnienie wynosi 250 miliardów razy ciśnienie powierzchni Ziemi.

Prawie cała masa Słońca jest ograniczona do objętości, która rozciąga się tylko na 60% odległości od środka Słońca do jego powierzchni.

Struktura Słońca

Badając strukturę Słońca, fizycy Słońca dzielą go na dwie główne domeny: wnętrze i atmosferę.

Wnętrze

Wnętrze składa się z:

1- Rdzeń

Jest to centralny obszar Słońca, w którym zachodzą reakcje jądrowe, które przekształcają wodór w hel. Reakcje te uwalniają energię, która powoduje jasność Słońca.

Aby te reakcje miały miejsce, potrzebna jest bardzo wysoka temperatura. Temperatura w pobliżu centrum wynosi około 15 milionów stopni Celsjusza, a gęstość wynosi około 160 g / cm³ (czyli 160 razy gęstość wody).

Zarówno temperatura, jak i gęstość zmniejszają się na zewnątrz od środka Słońca. Jądro zajmuje 25% najbardziej wewnętrznego promienia Słońca. Około 175 000 km od centrum temperatura jest tylko połową jego wartości centralnej, a gęstość spada do 20 g / cm³.

2- Strefa Pośrednia (lub Transport Radioaktywny).

Wokół jądra znajduje się pośrednia lub radioaktywna strefa transportowa. Obszar ten zajmuje 45% promienia słonecznego i jest obszarem, w którym energia w postaci fotonów promieniowania gamma jest transportowana na zewnątrz przez przepływ promieniowania generowanego w jądrze..

Fotony promieniowania gamma o wysokiej energii są nieustannie pobijane, gdy przechodzą przez strefę pośrednią, niektóre są absorbowane, inne wydalane, a inne wracają do jądra. Fotony mogą potrzebować 100 000 lat, aby znaleźć drogę przez strefę pośrednią.

Na najbardziej zewnętrznej granicy strefy pośredniej temperatura wynosi około 1,5 miliona stopni Celsjusza, a gęstość wynosi około 0,2 g / cm³. Ten limit jest wywoływany warstwa interfejsu o tacocline.

Uważa się, że pole magnetyczne Słońca jest generowane przez naturalne dynamo obecne w tej warstwie. Zmiany prędkości przepływu przez tę warstwę rozciągają linie wytrzymałości pola magnetycznego i wzmacniają je. Wydaje się, że przez tę warstwę zachodzą nagłe zmiany składu chemicznego.

3- Strefa konwekcyjna

Jest to najbardziej zewnętrzna strefa słońca, nazywana jest strefą konwekcyjną, ponieważ energia jest doprowadzana na powierzchnię przez proces konwekcji. Rozciąga się od głębokości około 210 000 km do powierzchni widocznej i zajmuje około 30% promienia Słońca.

W tej strefie gaz plazmowy, ogrzewany w strefie pośredniej, wznosi się na powierzchnię pod wpływem prądów konwekcyjnych, wydłużając, chłodząc, a następnie kurcząc (podobnie jak wrzenie wody w doniczce).

Wzrost cząstek gazu jest widoczny na powierzchni jako ziarnisty wzór. Granulki mają średnicę około 1000 km. Komórki konwekcyjne uwalniają energię w atmosferze Słońca, a na powierzchni temperatura wynosi około 5600 ° C, a gęstość jest praktycznie zerowa..

Gdy gaz plazmowy dociera do powierzchni Słońca, schładza się i osiada u podstawy strefy konwekcji, gdzie otrzymuje więcej ciepła.

Proces jest następnie powtarzany. Fotony, które uciekają ze Słońca, straciły energię na drodze z jądra i zmieniły swoją długość fali, tak że większość emisji znajduje się w widzialnym obszarze widma elektromagnetycznego.

Niższe temperatury w strefie konwekcyjnej pozwalają cięższym jonom pierwiastków, takich jak węgiel, azot, tlen, wapń i żelazo, zatrzymać niektóre z ich elektronów. To sprawia, że ​​materiał jest bardziej nieprzezroczysty, co utrudnia przejście promieniowania.

Atmosfera Słońca

Atmosferę Słońca tworzą:

1- Fotosfera.

Fotosfera jest najniższą z trzech warstw tworzących atmosferę Słońca, ponieważ dwie górne warstwy są przezroczyste dla większości długości fal światła widzialnego, fotosfera może być łatwo doceniona.

Nie widzimy poza jasnymi gazami fotosfery, więc wszystko poniżej jest uważane za wnętrze Słońca.

Jest to cienka pokrywa gorących zjonizowanych gazów lub plazmy o grubości około 400 km, której dolna część tworzy widoczną powierzchnię Słońca. Większość energii wypromieniowanej przez Słońce przechodzi przez tę warstwę.

Z Ziemi powierzchnia wydaje się gładka, ale w rzeczywistości jest turbulentna i ziarnista z powodu prądów konwekcyjnych. Materiał gotowany na powierzchni Słońca jest realizowany przez wiatr słoneczny.

Gęstość fotosfery jest niska zgodnie ze standardami Ziemi, jej wartość jest podobna do gęstości powietrza, którym oddychamy, a jej średnia temperatura wynosi tylko 5600 ° C Skład fotosfery wynosi w masie 74,9% wodoru i 23,8% helu. Wszystkie cięższe elementy stanowią mniej niż 2% masy.

2- Chromosfera

Bezpośrednio nad fotosferą znajduje się chromosfera (kolorowa sfera). Ta cienka warstwa gazu ma znacznie mniejszą gęstość niż fotosfera.

Ma grubość około 2500 km i temperaturę waha się od 6000 ° C tuż powyżej fotosfery do zakresu od 20 000 do 30 000 ° C na szczycie.

Chromosfera jest wizualnie bardziej przezroczysta niż fotosfera. Jego czerwonawo-różowy kolor powstaje, ponieważ jego emisja jest głównie wodorem alfa gazowym.

Ten kolor można zobaczyć podczas całkowitego zaćmienia Słońca, gdy chromosfera jest na krótko postrzegana jako błysk koloru, tak jak widzialna krawędź fotosfery znika za Księżycem.

3- Corona

Jest to górna warstwa atmosfery Słońca i rozciąga się na kilka milionów kilometrów od szczytu chromosfery do przestrzeni. Nie ma dobrze określonej górnej granicy korony.

Korona może być widoczna tylko podczas całkowitego zaćmienia Słońca lub za pomocą specjalnego teleskopu zwanego koronografem, gdy fotosfera jest zablokowana. Korona pojawia się jako jasny, blady biały obszar wokół Słońca.

Referencje

1. Clark, S. (2004). Ziemia, Słońce i Księżyc. Dunstable, Folens Publishers.
2. Giessow J. i Giessow F. (2015). Sun Science: Exploring the Universe. Dayton, Milliken Publishing Company.
3. Lang, K. (2009). Słońce z kosmosu. Nowy Jork, Springer.
4. Phillips, K. (1995). Przewodnik po słońcu. Cambridge, Cambridge University Press.
5. Rushworth, G. (2011). Nasz Układ Słoneczny: Słońce. Nowy Jork, Benchmark Education Company.
6. Viegas, J. (2006). Rola Słońca w naszym Układzie Słonecznym: Antologia obecnej myśli. Nowy Jork, The Rosen Publishing Group, Inc.
7. Wilkinson, J. (2012). Nowe oczy na słońcu: przewodnik po obrazach satelitarnych i obserwacji amatorskiej. Nowy Jork, Springer.