Charakteristiky, součásti, struktura a složení Slunce

Slunce je to plynné těleso, které má vysoce stlačené jádro, ve kterém je energie generována termonukleárními reakcemi.

Je to hvězda, kolem které obíhá Země a další planety a ke které poskytuje světlo a teplo. Narodil se před 4 600 miliony let. Ačkoli je to jedno z více než 1 000 milionů nebeských těles, které tvoří galaxii Mléčné dráhy, je to hvězda, která svítí nejjasněji.

Celý život na Zemi závisí na sluneční energii, kterou hvězda poskytuje. Bez Slunce by Země byla temná, bez života, zamrzlá v čase. 

Ačkoli není známo, co se stalo před více než 4 miliardami let, současná teorie tvrdí, že obrovský oblak prachu a plynu se začal pomalu otáčet.

Gravitace táhla hustou oblast uvnitř tohoto mraku. Impuls zvýšil rychlost otáčení. Tento pohyb způsobil, že se plyn ve středu zahříval, což způsobilo reakce, které proměňovaly prach a plyn na pevné látky, což vedlo ke vzniku planet..

Centrální hmota se stala velmi horkou a hustou, což vedlo k jaderné fúzi, která způsobila Slunce.

Slunce je dominantním objektem ve sluneční soustavě díky svému velkému rozměru, protože obsahuje 99% hmotnosti systému.

Jeho gravitační síla udržuje všechny planety na oběžné dráze. Je to středně velká hvězda, která produkuje vlastní světlo a teplo spalováním paliv, jako je vodík a helium, v procesu známém jako jaderná fúze..

Hvězdy mají omezený život a Slunce není výjimkou, je v polovině životního cyklu asi deset miliard let. Nachází se ve středu galaxie, která má tvar spirály.

Co je Slunce? části a studie o hvězdě

Z dálky se Slunce nezdá být příliš složité. Pro obyčejného pozorovatele je to jen hladká, dokonce i plynová koule. Úzká kontrola však ukazuje, že hvězda je v neustálé turbulenci. Zjevně klidné Slunce je neklidné, chvějící se a výbušné tělo, které je rozptýleno intenzivním a proměnlivým magnetismem.

V nedávné minulosti nemohli vědci pochopit, jak Slunce vytvořilo magnetická pole, která jsou zodpovědná za většinu sluneční aktivity.

Také nevěděli, proč byla část tohoto intenzivního magnetismu soustředěna do tzv. Slunečních skvrn, mělkých tmavých ostrovů tak velkých jako Země a tisíckrát více magnetických.

Fyzici navíc nemohli vysvětlit, proč se magnetická aktivita Slunce mění drasticky, klesá a zesiluje se každých 11 let. Odpovědi na tyto otázky byly ukryty uvnitř Slunce, kde vzniká jeho silný magnetismus.

Mléčná dráha má průměr asi 100 000 světelných let a hustotu 15 000 světelných let. V rámci toho se Slunce pohybuje 210 km každou sekundu a na dokončení cyklu cestování trvá 225 milionů let.

Vědci získali mnoho ze svých znalostí Slunce z pozorování ze Země po mnoho let. Většina současných znalostí však pochází z kosmických sond, které byly poslány na mise, aby prozkoumaly Slunce..

Tyto sondy poskytly přesné informace o teplotě, atmosféře, složení, magnetickém poli, světlicích, promincích, slunečních skvrn a vnitřní dynamice Slunce, které jsou uvedeny v následující kolonce.

Složení Slunce

Slunce je obrovská koule plazmy, horký ionizovaný plyn, který obsahuje 300 000 krát více hmoty než Země.

Průměr Slunce je 1,4 milionu kilometrů na délku, překračuje průměr Země 12 760 km, dokonce překračuje průměr největší planety v systému, Jupiter představuje pouze jednu desetinu průměru Slunce.

Hlavní prvky Slunce jsou vodík (92%), následované heliem (7,8%) a méně než 1% těžších prvků, jako je kyslík, uhlík, dusík a neon.

Níže je uvedeno složení Slunce z analýzy slunečního spektra. Analýza vychází z nižších vrstev atmosféry Slunce, ale je považována za reprezentativní pro celé Slunce s výjimkou jejího jádra. Ve slunečním spektru bylo zjištěno téměř 67 prvků.

Předpokládá se, že Slunce je zcela plynné s průměrnou hustotou 1,4 krát větší než voda. Protože tlak v jádru je mnohem větší než na povrchu, hustota jádra se rovná osminásobku hustoty zlata a tlak je 250 miliard krát větší než tlak zemského povrchu..

Téměř celá hmota Slunce je omezena na objem, který přesahuje pouze 60% vzdálenosti od středu Slunce k jeho povrchu..

Struktura Slunce

Když studují strukturu Slunce, sluneční fyzici jej dělí na dvě hlavní oblasti: interiér a atmosféry.

Interiér

Interiér tvoří:

1- Jádro

Je to centrální oblast Slunce, kde dochází k jaderným reakcím, které přeměňují vodík na helium. Tyto reakce uvolňují energii, která způsobuje svítivost Slunce.

Aby se tyto reakce uskutečnily, je zapotřebí velmi vysoká teplota. Teplota v blízkosti centra je přibližně 15 milionů stupňů Celsia a hustota je přibližně 160 g / cm³ (tj. 160násobek hustoty vody).

Jak teplota, tak hustota se zmenšují směrem ven od středu Slunce. Jádro zabírá 25% nejvnitřnějšího poloměru Slunce. Asi 175 000 km od centra je teplota pouze polovina jeho centrální hodnoty a hustota klesá na 20 ° C. g / cm³.

2 Mezilehlá zóna (nebo radioaktivní přeprava).

Kolem jádra je střední nebo radioaktivní transportní zóna. Tato oblast zaujímá 45% slunečního poloměru a je oblastí, kde je energie, ve formě fotonů gama paprsků, transportována na vnější stranu proudem záření generovaného v jádru..

Fotony s vysokým zářením gama záření jsou nepřetržitě poraženy, když procházejí mezilehlou zónou, některé jsou absorbovány, jiné vypuzovány a jiné se vracejí do jádra. Photons může trvat 100,000 roků najít cestu přes střední zónu.

Při nejvzdálenějším limitu mezilehlé zóny je teplota přibližně 1,5 milionu stupňů Celsia a hustota je přibližně 0,2 g / cm.³. Tento limit je volán rozhraní o tacocline.

Předpokládá se, že magnetické pole Slunce je generováno přirozeným dynamem přítomným v této vrstvě. Změny rychlostí proudění touto vrstvou napínají linie pevnosti magnetického pole a zvyšují jejich pevnost. Také se zdá, že touto vrstvou dochází k náhlým změnám chemického složení.

3- Konvekční zóna

Je to nejvzdálenější zóna Slunce, nazývá se konvektivní zónou, protože energie je přiváděna na povrch konvekčním procesem. Rozkládá se od hloubky asi 210 000 km na viditelný povrch a zaujímá přibližně 30% poloměru Slunce.

V této zóně se plazmový plyn, ohřátý v mezilehlé zóně, zvedá na povrch působením konvekčních proudů, prodlužováním, chlazením a poté smrštěním (podobně jako vroucí voda v hrnci)..

Nárůst částic plynu je viditelný na povrchu jako zrnitý vzor. Granule mají průměr asi 1000 km. Konvekční buňky uvolňují energii v atmosféře Slunce, teplota na povrchu je okolo 5600 ° C a hustota je prakticky nulová..

Jakmile plazmový plyn dosáhne povrchu Slunce, ochlazuje se a usazuje v základně konvekční zóny, kde získává více tepla.

Proces se pak opakuje. Fotony, které unikají ze Slunce, ztratily energii v cestě od jádra a změnily svou vlnovou délku, takže většina emisí je ve viditelné oblasti elektromagnetického spektra..

Nižší teploty v konvekční zóně umožňují těžším iontům prvků, jako je uhlík, dusík, kyslík, vápník a železo, aby zadržely některé jejich elektrony. Tím je materiál více neprůhledný, což ztěžuje průchod záření.

Atmosféry Slunce

Atmosféru Slunce tvoří:

1- Photosphere.

Fotosféra je nejnižší ze tří vrstev, které tvoří atmosféru Slunce, protože horní dvě vrstvy jsou transparentní pro většinu vlnových délek viditelného světla..

Za jasnými plyny z fotosféry nevidíme, takže vše pod ní je považováno za vnitřek Slunce.

Jedná se o tenký obal horkých ionizovaných plynů nebo plazmy tlusté asi 400 km, jehož spodní část tvoří viditelný povrch Slunce. Většina energie vyzařované Sluncem prochází touto vrstvou.

Ze Země se povrch jeví jako hladký, ale ve skutečnosti je turbulentní a granulovaný v důsledku konvekčních proudů. Materiál vařený na povrchu Slunce je prováděn slunečním větrem.

Hustota fotosféry je nízká podle standardů Země, její hodnota je podobná hustotě vzduchu, který dýcháme, a jeho průměrná teplota je pouze 5 600 ° C. Složení fotosféry je hmotnostně 74,9% vodíku a 23,8% helia. Všechny těžší prvky představují méně než 2% hmotnosti.

2- Chromosféra

Přímo nad fotosférou se nachází chromosféra (barevná koule). Tato tenká vrstva plynu má mnohem nižší hustotu než fotosféra.

To je asi 2500 km tlustý s teplotou, která se mění od 6,000 ° C právě nad photosphere k rozsahu 20,000 k 30,000 ° C u jeho vrcholu..

Chromosféra je vizuálně průhlednější než fotosféra. Jeho červeno-růžové zbarvení vzniká proto, že jeho emise je převážně plynná vodíková alfa.

Tato barva může být viděna během úplného zatmění slunce, když chromosféra je viděna krátce jako záblesk barvy, zatímco viditelný okraj photosphere mizí za měsícem..

3- Corona

Je to horní vrstva atmosféry Slunce a rozprostírá se několik milionů kilometrů od vrcholu chromosféry do vesmíru. Pro korunu není stanovena žádná horní hranice.

Koruna může být viděna jen během úplného zatmění slunce nebo přes zvláštní dalekohled volal koronograf, když photosphere je zablokována. Koruna se jeví jako světlá, bledě bílá oblast kolem Slunce.

Odkazy

1. Clark, S. (2004). Země, Slunce a Měsíc. Dunstable, Folens vydavatelé.
2. Giessow J. a Giessow F. (2015). Věda slunce: Zkoumání vesmíru. Dayton, Milliken nakladatelství.
3. Lang, K. (2009). Slunce z vesmíru. New York, Springer.
4. Phillips, K. (1995). Průvodce Sluncem. Cambridge, Cambridge University Press.
5. Rushworth, G. (2011). Naše sluneční soustava: Slunce. New York, Benchmark Education Company.
6. Viegas, J. (2006). Role slunce v naší sluneční soustavě: Antologie současného myšlení. New York, vydavatelství Rosen Publishing Group, Inc.
7. Wilkinson, J. (2012). Nové oči na slunci: Průvodce satelitními snímky a pozorováním amatérů. New York, Springer.