Solens egenskaber, dele, struktur og sammensætning

den Sol det er en gasformet krop, der har en stærkt komprimeret kerne, hvor energien genereres af termonukleare reaktioner.

Det er stjernen, hvorom jorden og andre planeter kredsløb, og som det giver lys og varme. Han blev født for 4.600 millioner år siden. Selv om det er en af ​​de mere end 1.000 millioner himmellegemer, der udgør Melkevejens galakse, er det stjernen, der skinner klart.

Alt liv på jorden afhænger af solenergi, som stjernen giver. Uden Solen ville Jorden være et mørkt, livløst sted frosset i tide. 

Selvom det er ukendt, hvad der skete for mere end 4 milliarder år siden, finder den nuværende teori, at en enorm sky af støv og gas begyndte at dreje langsomt.

Gravity slæbte en tæt region i denne sky. Impulsen øgede rotationshastigheden. Denne bevægelse fik gas i midten til at varme op, hvilket forårsagede reaktioner, der gjorde støv og gas til faste stoffer, hvilket gav anledning til planeterne.

Det centrale stof blev meget varmt og tæt, hvilket gav anledning til en atomfusion, der forårsagede solen.

Solen er den dominerende genstand i solsystemet på grund af sin store dimension, da den indeholder 99% af systemets masse.

Dens gravitationskraft holder alle planeterne i kredsløb. Det er en mellemstor stjerne, der producerer sin egen lys og varme ved brænding af brændstoffer som hydrogen og helium i en proces, der kaldes nuklear fusion..

Stjerner har et begrænset liv, og solen er ingen undtagelse, det er midt i livscyklussen på omkring ti milliarder år. Det er placeret i midten af ​​galaksen, som har en spiralform.

Hvad er solen? dele og undersøgelser om stjernen

Fra en afstand synes solen ikke meget kompleks. For den fælles observatør er det bare en glat, lige kugle af gas. En tæt inspektion viser imidlertid, at stjernen er i konstant turbulens. Den tilsyneladende rolige Sol er en rastløs, skælvende og eksplosiv krop, forankret af en intens og variabel magnetisme.

I den seneste tid kunne forskere ikke forstå, hvordan solen genererede sine magnetfelter, som er ansvarlige for det meste af solaktiviteten.

De vidste heller ikke, hvorfor en del af denne intense magnetisme var koncentreret i de såkaldte solstråler, overfladiske mørke øer lige så store som jorden og tusind gange mere magnetiske.

Derudover kunne fysikere ikke forklare, hvorfor solens magnetiske aktivitet varierer drastisk, faldende og intensivere igen hvert 11. år eller deromkring. Svarene på disse spørgsmål er blevet gemt inde i Solen, hvor den kraftige magnetisme genereres.

Mælkevejen er omkring 100.000 lysår i diameter og 15.000 lysår tykke. Inden for dette bevæger solen sig 210 km hvert sekund, og det tager 225 millioner år at fuldføre en cyklus af rejse.

Forskere har erhvervet meget af deres viden om solen fra observation fra jorden i mange år. Men meget af den nuværende viden kommer fra rumprober, der er blevet sendt på missioner for at udforske solen..

Disse prober har givet nøjagtige oplysninger om temperaturen, atmosfæren, sammensætningen, magnetfeltet, blændene, prominenser, solstråler og solens indre dynamik, som er vist i den følgende boks.

Solens sammensætning

Solen er en stor bold af plasma, varm ioniseret gas, der indeholder 300.000 gange mere masse end Jorden.

Solens diameter er 1,4 millioner kilometer lang, overstiger jordens diameter på 12.760 km, endog overstiger diameteren af ​​den største planet i systemet, Jupiter, der kun repræsenterer en tiendedel af solens diameter.

De vigtigste elementer i solen er hydrogen (92%), efterfulgt af helium (7,8%) og mindre end 1% tungere elementer som ilt, kulstof, nitrogen og neon.

Nedenfor er solens sammensætning bygget ud fra analysen af ​​solspektret. Analysen kommer fra de nederste lag i solens atmosfære, men menes at være repræsentativ for hele solen med undtagelse af kernen. Næsten 67 elementer er blevet detekteret i solspektret.

Det antages, at solen er helt gasformet med en gennemsnitlig densitet på 1,4 gange så meget som vand. Fordi trykket i kernen er meget større end på overfladen, er kernens massefylde otte gange guldets tæthed, og trykket er 250 milliarder gange trykket på jordens overflade.

Næsten hele solens masse er begrænset til et volumen, der strækker sig kun 60% af afstanden fra solens centrum til dens overflade.

Solens struktur

Når man studerer Solens struktur, fordeler solfysikere det i to hovedområder: interiøret og atmosfæren.

interiør

Interiøret består af:

1- kerne

Det er den centrale region i solen, hvor de nukleare reaktioner, der omdanner hydrogen til helium, forekommer. Disse reaktioner frigiver den energi, der forårsager solens lysstyrke.

For at disse reaktioner skal finde sted, er der brug for en meget høj temperatur. Temperaturen nær centrum er ca. 15 millioner grader Celsius, og densiteten er ca. 160 g / cm³ (det vil sige 160 gange densiteten af ​​vandet).

Både temperaturen og densiteten formindskes udad fra Solens centrum. Kernen optager den 25% inderside af solens radius. Ved ca. 175.000 km fra midten er temperaturen kun halvdelen af ​​dens centrale værdi, og densiteten falder til 20 g / cm³.

2- Mellemliggende zone (eller radioaktiv transport).

Omkring kernen er den mellemliggende eller radioaktive transportzone. Dette område indtager 45% af solradiusen og er det område, hvor energi, i form af gammastrålefotoner, transporteres udadtil af strømmen af ​​stråling, der genereres i kernen..

Høj-energi gamma-ray fotoner bliver konstant slået som de passerer gennem mellemzonen, nogle absorberes, andre udvises og andre vender tilbage til kernen. Fotoner kan tage 100.000 år at finde vej gennem mellemzonen.

Ved den yderste grænse af mellemzonen er temperaturen ca. 1,5 millioner grader Celsius, og densiteten er ca. 0,2 g / cm2.³. Denne grænse hedder interface lag eller Tachocline.

Det antages, at Solens magnetfelt genereres af en naturlig dynamo til stede i dette lag. Ændringer i strømningshastigheder gennem dette lag strækker magnetlinjens styrkelinjer og gør dem stærkere. Der synes også at være pludselige ændringer i kemisk sammensætning gennem dette lag.

3- Konvektiv zone

Det er den mest ydre zone i solen, det kaldes den konvektive zone, fordi energien bringes til overfladen ved en konvektionsproces. Den strækker sig fra en dybde på omkring 210.000 km til den synlige overflade og optager ca. 30% af solens radius.

I denne zone stiger plasmagassen opvarmet i mellemzonen til overfladen ved hjælp af konvektionsstrømmene, strækker sig, afkøler og derefter krymper (svarende til kogningen af ​​vand i en gryde).

Forøgelsen af ​​gaspartikler er synlig på overfladen som et granulært mønster. Granulerne er ca. 1000 km i diameter. Konvektionscellerne frigør energi i solens atmosfære. På overfladen er temperaturen ca. 5.600 ° C, og densiteten er praktisk talt nul..

Når plasmagassen når solens overflade, afkøles den og aflejres ved bunden af ​​konvektionszonen, hvor det får mere varme.

Processen gentages derefter. De fotoner, der undviger fra Solen, har mistet energi i deres vej fra kernen og har ændret deres bølgelængde, så det meste af emissionen er i det synlige område af det elektromagnetiske spektrum.

Lavere temperaturer i den konvektive zone tillader tungere ioner af elementer som kulstof, nitrogen, oxygen, calcium og jern til at bibeholde nogle af deres elektroner. Dette gør materialet mere uigennemsigtigt, hvilket gør strålingen lettere.

Solens atmosfærer

Solens atmosfærer består af:

1- photosphere.

Photosphere er det laveste af de tre lag, der udgør solens atmosfære. Fordi de to øverste lag er gennemsigtige for de fleste bølgelængder af synligt lys, kan fotosfæren nemt værdsættes.

Vi kan ikke se ud over de lyse gasser i fotosfæren, så alt under det betragtes som Solens indre.

Det er et tyndt lag af varme ioniserede gasser eller plasma omkring 400 km tykt, hvis nederste del danner den synlige overflade af Solen. Det meste af solenergiens stråling passerer gennem dette lag.

Fra jorden virker overfladen glat, men i virkeligheden er den turbulent og granulær på grund af konvektionsstrømme. Materialet, der koges på Solens overflade, udføres af solvinden.

Tætheden af ​​fotosfæren er lav i overensstemmelse med jordens standarder, dens værdi svarer til tætheden af ​​den luft, vi indånder, og dens gennemsnitstemperatur er kun 5.600 ° C. Sammensætningen af ​​fotosfæren er i masse 74,9% hydrogen og 23,8% helium. Alle tungere elementer repræsenterer mindre end 2% af massen.

2- kromosfæren

Liggende umiddelbart over fotosfæren er kromosfæren (farvet kugle). Dette tynde gaslag har en meget lavere densitet end fotosfæren.

Det er omkring 2.500 km tykt med en temperatur, der varierer fra 6000 ° C lige over fotosfæren til en rækkevidde på 20.000 til 30.000 ° C øverst.

Kromosfæren er visuelt mere gennemskuelig end fotosfæren. Dens rødlige lyserøde farve stammer fra, fordi dens emission hovedsagelig er hydrogen alfa gasformig.

Denne farve kan ses under en total solformørkelse, når kromosfæren ses kort som en farvefarve, ligesom den synlige kant af fotosfæren forsvinder bag månen.

3- krone

Det er det øverste lag af solens atmosfære og strækker sig adskillige millioner kilometer fra toppen af ​​kromosfæren til rummet. Der er ingen veldefineret øvre grænse for kronen.

Kronen kan kun ses under en total solformørkelse eller gennem et særligt teleskop kaldet et koronagraf, når fotosfæren er blokeret. Kronen fremstår som et lyst, blegt hvidt område omkring Solen.

referencer

1. Clark, S. (2004). Jorden, Solen og Månen. Dunstable, Folens Publishers.
2. Giessow J. og Giessow F. (2015). Sun Science: Exploring the Universe. Dayton, Milliken Publishing Company.
3. Lang, K. (2009). Solen fra rummet. New York, Springer.
4. Phillips, K. (1995). Vejledning til Solen. Cambridge, Cambridge University Press.
5. Rushworth, G. (2011). Vores solsystem: Solen. New York, Benchmark Education Company.
6. Viegas, J. (2006). Solens rolle i vores solsystem: En antologi af nuværende tanke. New York, The Rosen Publishing Group, Inc..
7. Wilkinson, J. (2012). Nye øjne på solen: En vejledning til satellitbilleder og amatørobservation. New York, Springer.