Auringon ominaisuudet, osat, rakenne ja koostumus

sol se on kaasumainen elin, jolla on erittäin pakattu ydin, jossa energia syntyy termonukleaarisista reaktioista.

Se on tähti, jonka ympärillä maapallon ja muiden planeettojen kiertoradalla on valo ja lämpö. Hän syntyi 4 600 miljoonaa vuotta sitten. Vaikka se on yksi yli 1000 miljoonasta taivaankappaleesta, jotka muodostavat Linnunradan galaksin, se on tähti, joka loistaa kirkkain.

Kaikki maapallon elämä riippuu tähtien antamasta aurinkoenergiasta. Ilman aurinkoa Maa olisi pimeä, eloton paikka, jäädytetty ajoissa. 

Vaikka ei tiedetä, mitä tapahtui yli 4 miljardia vuotta sitten, nykyinen teoria katsoo, että valtava pölyn ja kaasun pilvi alkoi kääntyä hitaasti.

Gravity vetää tiheän alueen tässä pilvessä. Impulssi lisäsi pyörimisnopeutta. Tämä liike aiheutti keskellä olevan kaasun lämpenemään, mikä aiheutti reaktioita, jotka muuttivat pölyä ja kaasua kiinteiksi aineiksi ja aiheuttivat planeetat.

Keskeinen asia tuli hyvin kuumaksi ja tiheäksi, mikä aiheutti ydinfuusion, joka aiheutti auringon.

Aurinko on hallitseva kohde aurinkokunnassa sen suuren ulottuvuuden vuoksi, koska se sisältää 99% järjestelmän massasta.

Sen gravitaatiovoima pitää kaikki planeetat kiertoradalla. Se on keskikokoinen tähti, joka tuottaa omaa valoa ja lämpöä polttamalla polttoaineita, kuten vetyä ja heliumia, ydinfuusiona tunnetussa prosessissa..

Tähdellä on rajallinen elämä ja aurinko ei ole poikkeus, se on noin kymmenen miljardin vuoden elinkaaren keskipisteessä. Se sijaitsee galaksin keskellä, jossa on kierre.

Mikä on aurinko? tähtiä ja tutkimuksia

Etäisyydeltä aurinko ei näytä kovin monimutkaiselta. Yhteisen tarkkailijan kannalta se on vain sileä, tasainen kaasupallo. Tarkka tarkastelu osoittaa kuitenkin, että tähti on jatkuvassa turbulenssissa. Ilmeisesti rauhallinen aurinko on levoton, räikeä ja räjähtävä runko, jota finnoi voimakas ja muuttuva magneettisuus.

Viime aikoina tiedemiehet eivät voineet ymmärtää, miten aurinko tuotti magneettikentänsä, jotka ovat vastuussa suurimmasta osasta aurinkoaktiivisuutta.

He eivät myöskään tienneet, miksi osa tästä voimakkaasta magnetismista keskittyi niin sanottuihin auringonpaisteisiin, mataliin pimeisiin saariin, jotka olivat niin suuria kuin Maa ja tuhat kertaa enemmän magneettisia.

Lisäksi fyysikot eivät voineet selittää, miksi auringon magneettinen aktiivisuus vaihtelee voimakkaasti, pienenee ja tehostuu jälleen kerran 11 vuoden välein. Vastaukset näihin kysymyksiin on piilotettu auringon sisälle, jossa sen voimakas magnetismi syntyy.

Linnunradan halkaisija on noin 100 000 ja valovuosi paksu 15 000 vuotta. Tässä auringossa liikkuu 210 km joka toinen sekunti ja matka kestää 225 miljoonaa vuotta.

Tiedemiehet ovat hankkineet paljon tietoa Sunistä monista vuosista saadusta maapallon havainnoista. Kuitenkin suuri osa nykyisistä tiedoista tulee avaruusantureista, jotka on lähetetty lähetystöille auringon tutkimiseksi..

Nämä koettimet ovat antaneet tarkkaa tietoa auringon lämpötilasta, ilmakehästä, koostumuksesta, magneettikentästä, soihduista, näkyvyydestä, auringonpaisteista ja sisäisestä dynamiikasta..

Aurinko koostuu

Aurinko on valtava plasmapallo, kuumaa ionisoitua kaasua, joka sisältää 300 000 kertaa enemmän massaa kuin Maa.

Auringon halkaisija on 1,4 miljoonaa kilometriä pitkä, ylittää 12 760 km: n maapallon halkaisijan, jopa ylittää järjestelmän suurimman planeetan halkaisijan, Jupiter, joka edustaa vain yhtä kymmenesosaa auringon halkaisijasta.

Auringossa tärkeimmät elementit ovat vety (92%), jota seuraa helium (7,8%) ja alle 1% raskaampia elementtejä, kuten happea, hiiltä, ​​typpeä ja neonia..

Alla on aurinkospektrin analyysistä rakennettu Sunin koostumus. Analyysi on peräisin Sunin ilmakehän alemmista kerroksista, mutta sen katsotaan edustavan koko aurinkoa sen ytimen lukuun ottamatta. Auringon spektrissä on havaittu lähes 67 elementtiä.

Uskotaan, että aurinko on täysin kaasumainen ja keskimääräinen tiheys 1,4 kertaa suurempi kuin veden. Koska ytimen paine on paljon suurempi kuin pinnalla, ytimen tiheys on kahdeksan kertaa kullan tiheys, ja paine on 250 miljardia kertaa maanpinnan paine..

Lähes koko auringon massa rajoittuu tilavuuteen, joka ulottuu vain 60% auringon keskipisteestä sen pintaan.

Aurinkorakenne

Auringon rakennetta tutkittaessa aurinkokunnan fyysikot jakavat sen kahteen pääalueeseen: sisätilaan ja ilmakehään.

sisusta

Sisustus koostuu:

1- ydin

Aurinko on keskeinen alue, jossa esiintyy ydinreaktioita, jotka muuttavat vetyä heliumiksi. Nämä reaktiot vapauttavat energian, joka aiheuttaa Sunin kirkkauden.

Jotta nämä reaktiot tapahtuisivat, tarvitaan erittäin korkea lämpötila. Lämpötila lähellä keskustaa on noin 15 miljoonaa astetta ja tiheys noin 160 g / cm³ (eli 160 kertaa veden tiheys).

Sekä lämpötila että tiheys pienenevät ulospäin Sunin keskustasta. Ydin sijaitsee 25% sisimmässä auringon sädessä. Noin 175 000 kilometrin päässä keskustasta keskilämpötila on vain puolet sen keskiarvosta ja tiheys laskee 20: een. g / cm³.

2- välitila (tai radioaktiivinen liikenne).

Ytimen ympärillä on väli- tai radioaktiivinen kuljetusalue. Tämä alue on 45% aurinkosäteestä ja se alue, jossa gamma-ray-fotonien muodossa oleva energia kulkeutuu ulkopuolelle säteilyn virtauksen avulla..

Korkeaenergiset gamma-ray-fotonit lyötään jatkuvasti, kun ne kulkevat välivyöhykkeen läpi, jotkut imeytyvät, toiset poistuvat ja toiset palaavat ytimeen. Fotonit voivat kestää 100 000 vuotta löytääksesi tiensä välivyöhykkeen läpi.

Välivyöhykkeen uloimmalla rajalla lämpötila on noin 1,5 miljoonaa astetta ja tiheys noin 0,2 g / cm.³. Tätä rajaa kutsutaan rajapinta tai Tachocline.

Uskotaan, että Sunin magneettikenttä muodostuu tässä kerroksessa läsnä olevasta luonnollisesta dynamosta. Virtausnopeuksien muutokset tämän kerroksen läpi venyttävät magneettikentän lujuusviivoja ja tekevät niistä vahvempia. Tämän kerroksen läpi vaikuttaa myös kemiallisen koostumuksen äkilliset muutokset.

3- Konvektiivinen alue

Se on auringon ulkoisin vyöhyke, sitä kutsutaan konvektiovyöhykkeeksi, koska energia tuodaan pintaan konvektioprosessilla. Se ulottuu noin 210 000 kilometrin syvyydestä näkyvään pintaan ja se on noin 30 prosenttia auringon sädöstä.

Tässä vyöhykkeessä välivyöhykkeellä lämmitetty plasmakaasu nousee pintaan konvektiovirtojen vaikutuksesta, joka laajenee, jäähdyttää ja kutistuu (samanlainen kuin veden kiehuminen potissa).

Kaasuhiukkasten kasvu näkyy pinnalla rakeisena kuviona. Rakeet ovat halkaisijaltaan noin 1000 km. Konvektiosolut vapauttavat energiaa auringon ilmakehässä, ja pinnalla lämpötila on noin 5 600 ° C ja tiheys on lähes nolla..

Kun plasmakaasu saavuttaa auringon pinnan, se jäähtyy ja kerääntyy konvektiovyöhykkeen pohjalle, jossa se saa enemmän lämpöä.

Prosessi toistetaan sitten. Auringosta pakenevat fotonit ovat menettäneet energiaa polullaan ytimestä ja muuttaneet aallonpituuttaan niin, että suurin osa päästöistä on näkyvissä sähkömagneettisen spektrin alueella..

Konvektiovyöhykkeen alemmat lämpötilat mahdollistavat sellaisten elementtien raskaammat ionit, kuten hiili, typpi, happi, kalsium ja rauta, joidenkin elektronien säilyttämiseksi. Tämä tekee materiaalista läpinäkymättömämmän, mikä vaikeuttaa säteilyn kulkua.

Auringon ilmapiirit

Aurinkoilmapiirit muodostuvat:

1- photosphere.

Fotosfääri on pienin kolmesta auringon tunnelmaa muodostavasta kerroksesta, koska ylemmät kaksi kerrosta ovat läpinäkyviä useimmille näkyvän valon aallonpituuksille..

Emme voi nähdä valoisien kaasujen ylitse, joten kaikki alla oleva ala katsotaan auringon sisätilaksi.

Se on ohut kuuma ionisoiduista kaasuista tai plasmasta, jonka paksuus on noin 400 km ja jonka alaosa muodostaa auringon näkyvän pinnan. Suurin osa auringon säteilemästä energiasta kulkee tämän kerroksen läpi.

Maan pinnalta pinta tuntuu sileältä, mutta todellisuudessa se on turbulentti ja rakeinen konvektiovirtojen vuoksi. Auringon tuulessa keitetyt materiaalit suoritetaan aurinkotuulella.

Fotosfäärin tiheys on alhainen maan standardien mukaan, sen arvo on samanlainen kuin hengittävän ilman tiheys, ja sen keskilämpötila on vain 5 600 ° C. Fotosfäärin koostumus on massassa 74,9% vetyä ja 23,8% heliumia. Kaikki raskaammat elementit edustavat alle 2% massasta.

2- Kromosfäärin

Suoraan yläpuolella oleva valo on kromosfääri (värillinen pallo). Tällä ohuella kaasukerroksella on paljon pienempi tiheys kuin valokehässä.

Se on noin 2500 km paksu ja lämpötila vaihtelee 6 000 ° C: n yläpuolella fotopallon yläpuolella 20 000 - 30 000 ° C: n yläpuolelle.

Kromosfääri on visuaalisesti läpinäkyvämpi kuin valokehä. Sen punertavan vaaleanpunainen väri johtuu siitä, että sen päästöt ovat pääasiassa vety-alfa-kaasumaisia.

Tätä väriä voidaan nähdä koko aurinkosuojauksen aikana, kun kromosfääri nähdään lyhyesti värin salamana samoin kuin valopallon näkyvä reuna katoaa Kuun takana..

3- kruunu

Se on Sunin ilmakehän ylempi kerros, ja se ulottuu useita miljoonia kilometrejä kromosfäärin yläosasta avaruuteen. Kruunun ylärajaa ei ole määritelty.

Kruunun voi nähdä vain koko aurinkosuojauksen aikana tai erityisellä kaukoputkella, jota kutsutaan koronointiksi, kun valo-osa on estetty. Kruunu näkyy kirkkaana, vaalean valkoisena alueena auringon ympärillä.

viittaukset

1. Clark, S. (2004). Maa, aurinko ja kuu. Dunstable, Folens Publishers.
2. Giessow J. ja Giessow F. (2015). Sun Science: Universumin tutkiminen. Dayton, Milliken Publishing Company.
3. Lang, K. (2009). Aurinko avaruudesta. New York, Springer.
4. Phillips, K. (1995). Opas aurinkoon. Cambridge, Cambridge University Press.
5. Rushworth, G. (2011). Aurinkokuntamme: Aurinko. New York, Benchmark-koulutusyhtiö.
6. Viegas, J. (2006). Auringon rooli aurinkokunnassamme: nykyisen ajatuksen antologia. New York, The Rosen Publishing Group, Inc..
7. Wilkinson, J. (2012). Uudet silmät auringossa: opas satelliittikuviin ja amatööri-havainnointiin. New York, Springer.