Характеристиките на слънцето, части, структура и състав



на сол тя е газообразно тяло, което има силно компресирано ядро, в което енергията се генерира от термоядрени реакции.

Това е звездата, около която се движат Земята и другите планети и която осигурява светлина и топлина. Той е роден преди 4,600 милиона години. Макар да е една от повече от 1000 милиона небесни тела, които образуват галактиката на Млечния път, звездата е най-ярка..

Целият живот на Земята зависи от слънчевата енергия, която звездата осигурява. Без Слънцето Земята би била мрачно, безжизнено място, замръзнало във времето. 

Въпреки че не е известно какво се е случило преди повече от 4 милиарда години, сегашната теория твърди, че един огромен облак прах и газ започва да се върти бавно.

Гравитацията завлече плътна област в този облак. Импулсът увеличи скоростта на въртене. Това движение причинява нагряването на газа в центъра, което предизвиква реакции, които превръщат праха и газа в твърди частици, пораждайки планетите..

Централната материя стана много гореща и плътна, пораждайки ядрен синтез, който предизвика Слънцето.

Слънцето е доминиращ обект в Слънчевата система поради голямото си измерение, тъй като съдържа 99% от масата на системата.

Гравитационната му сила поддържа всички планети в орбита. Това е средна звезда, която произвежда собствена светлина и топлина чрез изгаряне на горива като водород и хелий в процес, известен като ядрен синтез..

Звездите имат ограничен живот и Слънцето не е изключение, то е в средата на жизнения си цикъл от около десет милиарда години. Намира се в центъра на галактиката, която има спирална форма.

Какво е Слънцето? части и изследвания за звездата

От разстояние Слънцето не изглежда много сложно. За обикновения наблюдател това е само гладка, равномерна топка газ. Въпреки това, внимателната проверка показва, че звездата е в постоянна турбуленция. Очевидно спокойното Слънце е неспокойно, треперещо и експлозивно тяло, разпалено от интензивен и променлив магнетизъм.

В близкото минало учените не можеха да разберат как Слънцето генерира магнитните си полета, които са отговорни за повечето слънчеви дейности.

Те също така не са знаели защо част от този интензивен магнетизъм е концентриран в така наречените слънчеви петна, плитки тъмни острови, големи колкото Земята и хиляди пъти по-магнитни..

Освен това физиците не можеха да обяснят защо магнитната активност на Слънцето варира драстично, намалявайки и засилвайки се отново на всеки 11 години. Отговорите на тези въпроси са скрити в Слънцето, където се генерира мощният му магнетизъм.

Млечният път е с диаметър около 100 000 светлинни години и с дебелина 15 000 светлинни години. В рамките на това Слънцето се движи на 210 км всяка секунда и отнема 225 млн. Години за завършване на цикъла на пътуване.

Учените са придобили голяма част от знанията си за Слънцето от наблюдение, направено от Земята в продължение на много години. Въпреки това, голяма част от сегашните знания идват от космически сонди, които са били изпратени на мисии за изследване на Слънцето..

Тези проби са предоставили точна информация за температурата, атмосферата, съставът, на магнитното поле, ракети, известни личности, слънчевите петна и вътрешната динамика на Слънцето, които са разгледани по-долу прозорец.

Състав на Слънцето

Слънцето е огромна топка от плазма, горещ йонизиран газ, който съдържа 300 000 пъти по-голяма маса от Земята.

Диаметърът на Слънцето е с дължина 1,4 милиона километра, надвишава диаметъра на Земята 12760 км, дори надвишава диаметъра на най-голямата планета на системата, Юпитер представлява само една десета от диаметъра на Слънцето.

Основните елементи, присъстващи в слънцето са водород (92%), последвано от хелий (7.8%) и по-малко от 1% от тежки елементи, като например кислород, въглерод, азот и неон.

По-долу е представен съставът на Слънцето, изграден от анализа на слънчевия спектър. Анализът идва от по-ниските слоеве на слънчевата атмосфера, но се смята, че е представителен за цялото Слънце, с изключение на неговото ядро. В слънчевия спектър са открити близо 67 елемента.

Смята се, че Слънцето е напълно газообразно със средна плътност от 1,4 пъти по-голяма от тази на водата. Тъй като налягането в ядрото е много по-голямо, отколкото на повърхността, плътността на ядрото е равна на осем пъти по-голяма от плътността на златото, а налягането е 250 милиарда пъти повече от налягането на земната повърхност..

Почти цялата маса на Слънцето е ограничена до обем, който се простира само на 60% от разстоянието от центъра на Слънцето до неговата повърхност..

Структура на Слънцето

Когато изучават структурата на Слънцето, слънчевите физици я разделят на две основни области: вътрешността и атмосферата.

интериор

Интериорът се състои от:

1- сърцевина

Това е централният район на Слънцето, където се случват ядрените реакции, които превръщат водорода в хелий. Тези реакции освобождават енергията, която причинява осветеността на Слънцето.

За да се осъществят тези реакции, е необходима много висока температура. Температурата в близост до центъра е приблизително 15 милиона градуса по Целзий, а плътността е приблизително 160 g / cm3 (т.е. 160 пъти по-голяма от плътността на водата).

Както температурата и плътността намалява навън от центъра на слънцето. Ядрото заема 25% най-вътрешния радиус Sol. А температура център 175 000 km е само половината от централния си стойност и ниска плътност 20 г / см3.

2 - Междинна зона (или радиоактивен транспорт).

Около ядрото е междинната или радиоактивната транспортна зона. Тази зона заема 45% от слънчевия радиус и е регионът, където енергията, под формата на гама-лъчеви фотони, се пренася навън от потока радиация, генерирана в ядрото..

Високо-енергийните фотони с гама-лъчи непрекъснато бият, докато преминават през междинната зона, някои се абсорбират, други се изхвърлят, а други се връщат в ядрото. Фотоните могат да отнемат 100 000 години, за да намерят пътя си през междинната зона.

При най-външната граница на междинната зона температурата е приблизително 1,5 милиона градуса по Целзий, а плътността е приблизително 0,2 g / cm.3. Това ограничение се нарича интерфейсен слой или Tachocline.

Смята се, че магнитното поле на Слънцето се генерира от естествен динамо, присъстващ в този слой. Промените в скоростите на потока през този слой разтягат силовите линии на магнитното поле и ги правят по-силни. Освен това изглежда, че през този слой има внезапни промени в химическия състав.

3- Конвективна зона

Това е най-външната зона на Слънцето, тя се нарича конвективна зона, защото енергията се довежда до повърхността чрез конвекционен процес. Тя се простира от дълбочина около 210 000 км до видимата повърхност и заема приблизително 30% от радиуса на Слънцето.

В тази област на плазмения газ, загрява в междинната зона, се издига до повърхността чрез действието на конвекционни потоци, простираща се, охлажда се и след това се свива (подобно на вода кипене в саксия).

Увеличението на газовите частици се вижда на повърхността като гранулиран модел. Гранулите са с диаметър около 1000 км. Конвекционните клетки отделят енергия в слънчевата атмосфера, а на повърхността температурата е около 5,600 ° C, а плътността е практически нула..

След като плазменият газ достигне повърхността на Слънцето, той се охлажда и отлага в основата на конвекционната зона, където получава повече топлина.

След това процесът се повтаря. Фотоните, които излизат от Слънцето, са загубили енергия по пътя си от ядрото и са променили своята дължина на вълната, така че по-голямата част от емисията е във видимата област на електромагнитния спектър..

По-ниските температури в конвективната зона позволяват по-тежките йони от елементи като въглерод, азот, кислород, калций и желязо да задържат някои от техните електрони. Това прави материала по-непрозрачен, което прави преминаването на лъчението по-трудно.

Атмосфера на Слънцето

Атмосферата на Слънцето се състои от:

1- фотосфера.

Фотосферата е най-ниската от трите фази, които съставляват слънчевата атмосфера. Тъй като двете горните слоеве са прозрачни за повечето дължини на вълните на видимата светлина, фотосферата може лесно да бъде оценено,.

Не можем да видим отвъд светлите газове на фотосферата, така че всичко под него се счита за вътрешността на Слънцето.

Това е тънко покритие от горещи йонизирани газове или плазма с дебелина около 400 км, чиято долна част образува видимата повърхност на Слънцето. Повечето от енергията, излъчвана от Слънцето, минава през този слой..

От Земята повърхността изглежда гладка, но в действителност тя е турбулентна и гранулирана поради конвекционни потоци. Материалът, сварен на повърхността на Слънцето, се извършва от слънчевия вятър.

Гъстотата на фотосферата е ниска според стандартите на Земята, нейната стойност е подобна на плътността на въздуха, който дишаме, а средната му температура е едва 5 600 ° С. Съставът на фотосферата е 74,9% водород и 23,8% хелий. Всички по-тежки елементи представляват по-малко от 2% от масата.

2- хромосфера

Непосредствено над фотосферата се намира хромосферата (цветната сфера). Този тънък газов слой има много по-ниска плътност от фотосферата.

Той е с дебелина около 2500 километра с температура, която варира от 6,000 ° C точно над фотосферата до диапазон от 20 000 до 30 000 ° C в горната му част..

Хромосферата е визуално по-прозрачна от фотосферата. Червеникаво розовият му цвят произхожда, защото емисиите му са главно водороден алфа газообразен.

Този цвят може да се види по време на пълно слънчево затъмнение, когато хромосферата се възприема за кратко като светкавица, точно както видимия край на фотосферата изчезва зад Луната..

3- корона

Това е горният слой на слънчевата атмосфера и се простира на няколко милиона километра от върха на хромосферата до космоса. Няма ясна горна граница за короната.

Короната може да се види само по време на пълно слънчево затъмнение или чрез специален телескоп, наречен коронограф, когато фотосферата е блокирана. Короната се появява като светла, бледа бяла зона около Слънцето.

препратки

  1. Кларк, С. (2004). Земята, Слънцето и Луната. Dunstable, издателство Folens.
  2. Giessow J. и Giessow F. (2015). Науката за слънцето: проучване на Вселената. Дейтън, издателство Milliken.
  3. Lang, K. (2009). Слънцето от Космоса. Ню Йорк, Спрингер.
  4. Филипс, К. (1995). Пътеводител към Слънцето. Cambridge, Cambridge University Press.
  5. Rushworth, G. (2011). Слънчевата система: Слънцето. Ню Йорк, Benchmark Education Company.
  6. Viegas, J. (2006). Ролята на слънцето в нашата слънчева система: антология на съвременната мисъл. Ню Йорк, Издателска група Росен, Инк.
  7. Wilkinson, J. (2012). Нови очи на слънцето: Пътеводител за спътниковите изображения и любителското наблюдение. Ню Йорк, Спрингер.