O Aurinko ja tähti lähinnä maata, on noin 150 miljoonaa kilometriä meiltä, ja se on vastuussa koko aurinkokunnan säilyttämisestä vuorovaikutuspainovoima: kahdeksan planeettaa ja muut taivaankappaleet, jotka sen muodostavat, kuten kääpiö planeetat, asteroidit ja komeetat.
Katsomyös: Aurinkokunta - alkuperä, planeetat, tähdet, uteliaisuudet
Auringon ominaisuudet
Auringon koostumus on 74% sisään vety ja 24% sisään helium, ja loput prosenttiosuudesta muodostaa pääasiassa happi, hiili ja rauta-. Kaikki energiaatuotettu jonka aurinko tuottaa prosessista Ydinfuusio ytimen korkeiden lämpötilojen (noin 15 miljoonaa kelviiniä) ja valtavan paineen vuoksi.
Näin ollen tähtemme kykenee muuttamaan atomeja vety heliumissa, ja luvut ovat uskomattomia: joka sekunti aurinko sulattaa noin 600 miljoonaa tonnia vetyä heliumiksi ja muuntaa osan massasta energiaksi elektromagneettiset aallot, kuin gamma.
Kaiken kaikkiaan aurinko kuluttaa noin 4 miljoonaa tonnia massastaan sekunnissa, mikä on enemmän kuin tarpeeksi, jotta se säilyisi seuraavien 6 tai 7 miljardin vuoden ajan, koska se on aurinkoinen.
loistavapasta, mikä on noin 1.98.1031 kg, yli 330 000 kertaa Maan massa.Älä lopeta nyt... Mainonnan jälkeen on enemmän;)
Valtavan massansa vuoksi painovoima auringon pinnalla saavuttaa 274 m / s², 27,4 kertaa suurempi kuin maapallon massa. Tämä tekee pakokaasunopeudesta siellä 617 km / s, yli 2 miljoonaa kilometriä tunnissa.
ajanjakso auringon kierto oman akselinsa ympäri on 27päivää sinun Ecuador, joka kääntää 7189 km / h ja alkaen 35päivää sinun pylväät. Tämä ero kiertojaksossa tuottaa differentiaalisen kierron (kutsutaan aurinkodynamoksi), joka on vastuussa sen suuresta magneettinen aktiivisuus, koska kaikki tähdessä olevat aineet ionisoidaan (plasmatilassa), mikä aiheuttaa myrskytaurinko-, purkauksiasepelvaltimoiden ja tahrojaaurinko-.
lukeamyös: Mikä on ydinfissio?
auringon fyysinen rakenne
Aurinko voidaan jakaa osiin, joilla on erilaiset fyysiset ominaisuudet, katso mitkä ne ovat:
- Ydin: missä tapahtuu ydinfuusioita, ja nukleosynteesiprosessi edustaa noin 25% auringon massasta.
- Säteilyalue: missä ytimen tuottama sähkömagneettinen säteily heijastuu monta kertaa, ja pakeneminen sisätilastaan vie tuhansia vuosia.
- Konvektiivialue: epävakaa kerros, joka välittää lämpöä konvektion kautta, tällä alueella esiintyy aurinkopurkauksia.
- Fotosfääri: Auringon uloin kerros, tällä perusteella kaikki auringonvalo säteilee. Valosfääri on noin 100 km paksu.
- Kromosfääri: pienitiheyksinen kerros, joka merkitsee siirtymistä aurinkokehän ja aurinkokoronan välillä.
- Kruunu: aura plasma joka läpäisee miljoonia kilometrejä Auringon ympärillä, sen lämpötila voi nousta 1.000.000 ºC. Tämän lämpötilan uskotaan nousevan auringon voimakkaan magneettikentän takia.
auringon ikä
On arvioitu, että auringon ikä on 4,6 miljardia vuotta ja että noin 7 miljardia vuotta, hänestä tulee punainen jättiläinen, jonka ekvatoriaalinen säde on 200 kertaa suurempi kuin nykyinen (6963,108 m, lähes 109 kertaa maapallon säde) ja jopa 5000 kertaa kirkkaampi, "nielee" planeettamme kiertoradan.
Saavutettuaan tämän merkin aurinko pystyy sulauttamaan atomien hiili korkeiden lämpötilojen vuoksi. Auringon tähtien evoluution viimeiset vaiheet osoittavat, että tästä tähdestä tulee a a-N-AValkoinen - tähtiluokka erittäintiheä - alle puolet sen nykyisestä massasta ydinfuusion ja aurinkotuulien emissioiden vuoksi säteeksi puristettuna 17 kertaa pienempijättäen sen ympärille suuren tähtipilven.
auringon väri
Aurinkoa pidetään a tähti pääjärjestyksestä (joka tuottaa energiansa vedyn fuusion avulla), luokka a-N-AKeltainen. Nimestä huolimatta se ei ole pieni tai kellertävä tähti, se on oikeastaan isompi ja kirkkaampi kuin hyvä. osa tähdistä, jotka näkyvät paljaalla silmällä, huolimatta siitä, että ne ovat hyvin kaukana suurimmista tai useammasta valoisa.
adjektiivi Keltainen, puolestaan se liittyy sen pintalämpötila (noin 6000 ºC) ja sen kirkkaus: tämä on hyvin tähti lisääkylmä ja yhtään vähemmänvaloisa että valkoiset ja siniset puhelut.
Lisäksi aurinko pystyy tuottamaan kaikkisinäpituudetsisäänAalto näkyvää valoa, niin että maapallon ulkopuolelta katsottuna sen väri on Valkoinen. Keltainen sävy, jonka havaitsemme katsellessamme tätä tähtiä, ilmestyy johtuen auringon säteiden sironnasta heidän saapuessaan ilmapiiri, katso alla oleva kuva, joka on otettu 22 km: n korkeudella.
Auringon lämpötila
Auringon lämpötila on melko vaihteleva ja voi olla melko monimutkainen ymmärtää, koska sen selittämiseen liittyy paljon käsitteitä. O ydinaurinko- voi saavuttaa 15 miljoonaa kelviiniä, se on tällä alueella, jossa heliumiatomit muodostuvat Fuusioydin. Alue välittömästi ytimen lähellä, joka tunnetaan nimellä vyöhykeradioaktiivinen, lämpötilat voivat vaihdella välillä 2 ja 7 miljoonaa kelviiniä.
Radioaktiivisen vyöhykkeen reunalla on vyöhykekonvektiivinen, missä suuret virtaukset plasma jotka kykenevät siirtämään energiaa auringon ulkopuolelle konvektiolla. Konvektiivisen vyöhykkeen keskilämpötila on 2 miljoonaa kelviiniä. Auringon pintaa puolestaan kutsuttiin fotosfääri, jonka keskilämpötila on 5778 kirjoittanut kelvin.
Katso myös: Viisi hauskaa tosiasiaa aurinkokunnasta
Auringonsäteily
Auringon tuottama energia saavuttaa osittain Maan muodossa aaltojasähkömagneettinen. Maan pinnalla auringon säteilyn voimakkuus saapuu 1366 kW / m² (kilowattia neliömetriä kohti), ja tämä arvo vaihtelee alle 0,1 prosenttia koko kiertoradan ajan. Kaikki tämä energia tulee ydinfuusioista, jotka tapahtuvat auringon ytimessä ja jotka kykenevät muuttamaan vetyatomit heliumatomeiksi.
Fuusioprosessin aikana noin 0,7% vetyatomien massasta muuttuu energiaksi kuuluisan fyysikon yhtälön mukaan. Albert Einstein: E = mc2. Tätä kaavaa käyttämällä voidaan arvioida, että jokainen ydinfuusio pystyy vapauttamaan jopa 6,8 megaelektronivolttia (MeV).
Noin 1,3% kaikesta auringon tuottamasta energiasta on nimeltään pieniä hiukkasia neutriinot. Sinä neutriinot ne ovat niin pieniä, että kykenevät kulkemaan planeettamme sisäpuolella koskematta yhteen atomiin. Aurinko päästää valtavan määrän näitä hiukkasia, jotta saat käsityksen, täällä maan päällä olemme alttiina a virtaus 8.1010 neutriinoja neliösenttimetriä kohden joka sekunti.
Kuten jo tiedämme, suuri osa jäljellä olevasta energiasta, jonka Aurinko tuottaa, vapautuu muodossa elektromagneettiset aallot. Sinä fotonitsisäänkevyt aurinkosydämessä syntyvät voivat saavuttaa sen pinnan vasta noin 170 000 vuoden kuluttua. Tämä tapahtuu Auringon sisällä olevan suuren tiheyden vuoksi, joten kun katsomme tähtiä, silmäämme tuleva valo tuotettiin ainakin 170 tuhatta vuotta sitten. Auringosta poistumisen jälkeen valolla päästään Maan yli hieman yli kahdeksan minuuttia.
Lue lisää: Tähtitieteen historia - tämän tieteen kehitys
aurinkotuuli
lisäksi elektromagneettiset aallot ja neutriinoista aurinko työntää suuren määrän vety- ja heliumioneja aiheuttaen sen, mitä kutsumme tuuliaurinko. aurinkotuuli on a plasmalämmitetty joka voi matkustaa jopa nopeudella 900 km / s. Auringon tuulen lämpötila voi nousta miljoonaan celsiusasteeseen. Lähellä maata sen lämpötila on noin 200 000 K.
Auringon tuuli leviää planeettojen välisen väliaineen läpi kompleksia pitkin lentoratakierre, Auringon tuottaman voimakkaan magneettikentän ohjaamana. Niiden suuri nopeus tarkoittaa, että nämä hiukkaset saavuttavat Jupiterin noin 27 päivässä, samaan aikaan kuin Aurinko vie vallankumouksen oman akselinsa ympäri.
Kun aurinkotuulen hiukkaset kohtaavat alamagneettinenmaanpäällinen, ne kiihtyvät ja kiertyvät kohti maapallon magneettisia napoja. Aurinkotuulen hiukkasten ja ilmakehän välisen kitkan aiheuttama viritys johtaa näkyvän valon, yleisesti tunnetun nimellä Aurorapolaarinen.
On arvioitu, että auringon magneettinen vaikutus ulottuu välillä 84-94 tähtitieteelliset yksiköt, näillä etäisyyksillä on edelleen mahdollista havaita aurinkotuulen läsnäolo ja auringon magneettikentän vaikutus. Tähtitieteellinen yksikkö puolestaan vastaa maapallon ja Auringon välistä etäisyyttä eli noin 150 miljoonaa kilometriä. Vertailun vuoksi Neptunus-planeetta sijaitsee 30 tähtitieteellisen yksikön päässä Auringosta.
auringon evoluutio
Aurinko "polttaa" vetyä ainakin 4,6 miljardia vuotta. Jotkut fyysiset mallit osoittavat, että tähti on korkeintaan 10% kirkkaampi miljardi vuoden välein, joten nykypäivän aurinko on noin 40% kirkkaampaa kuin se oli sen luomishetkellä.
O tulevaisuudessa/Aurinko merkitään hetkellä, jolloin kaikki sen vety muuttuu heliumiksi. Kun näin tapahtuu, sen koko kasvaa jopa 200 kertaa saavuttaen Venuksen kiertoradan.
Kohteessa Lopullinen elämästäsi aurinko kärsii valtavasti romahduspainovoimainen, sen kokoa pienennetään, kunnes siitä tulee a valkoinen kääpiötähti. Tähtitieteilijät arvioivat, että tässä vaiheessa aurinko on noin 50% nykyisestä massastasi ja että sen koko on verrattavissa maapallon kokoon.
Minun luona. Rafael Helerbrock
