O Zon en de ster het dichtst bij de aarde, is ongeveer 150 miljoen kilometer van ons verwijderd en is verantwoordelijk voor het in stand houden van het hele zonnestelsel interactiezwaartekracht: acht planeten en de andere hemellichamen waaruit het bestaat, zoals dwergplaneten, asteroïden en kometen.
Kijkenook: Zonnestelsel - oorsprong, planeten, sterren, curiosa
Eigenschappen van de zon
De samenstelling van de zon is van 74% in waterstof en 24% in helium, waarbij het resterende percentage voornamelijk wordt gevormd door zuurstof, koolstof en ijzer. Al de energiegeproduceerd door de zon komt voort uit het proces van Kernfusie vanwege de hoge temperaturen van de kern (ongeveer 15 miljoen kelvin) en de enorme druk.
Bijgevolg kan onze ster atomen omzetten van waterstof in helium, en de aantallen zijn ongelooflijk: elke seconde smelt de zon ongeveer 600 miljoen ton waterstof in helium, waarbij een deel van die massa wordt omgezet in energie, in de vorm van elektromagnetische golven, zoals de gamma.
In totaal verbruikt de zon ongeveer 4 miljoen ton van zijn massa per seconde, een snelheid die meer dan genoeg is om hem de komende 6 of 7 miljard jaar te laten schijnen, vanwege zijn Super goedpasta, dat is ongeveer 1.98.1031 kg, meer dan 330.000 keer de massa van de aarde.
Door zijn enorme massa is de zwaartekracht op het oppervlak van de zon bereikt 274 m/s², 27,4 keer groter dan de massa van de aarde. Hierdoor bereikt de uitlaatsnelheid daar 617 km/s, meer dan 2 miljoen kilometer per uur.
de periode van omwenteling van de zon om zijn eigen as is 27dagen Voor jouw Ecuador, dat verandert de 7189 km/u, en van 35dagen Voor jouw palen. Dit verschil in rotatieperiode produceert een differentiële rotatie (de zonnedynamo genoemd), die verantwoordelijk is voor zijn grote magnetische activiteit, aangezien alle materie in de ster geïoniseerd is (in de plasmatoestand), wat aanleiding geeft tot de stormenzonne-, uitbarstingenkransslagaders en vlekkenzonne-.
lezenook: Wat is kernsplijting?
fysieke structuur van de zon
De zon kan worden verdeeld in delen met verschillende fysieke eigenschappen, kijk welke dat zijn:
- Kern: waar kernfusies plaatsvinden, en het nucleosyntheseproces vertegenwoordigt ongeveer 25% van de massa van de zon.
- Stralingszone: waar de elektromagnetische straling die door de kern wordt geproduceerd vele malen wordt gereflecteerd en het duizenden jaren duurt om uit het binnenste te ontsnappen.
- Convectieve zone: een onstabiele laag die warmte door convectie overdraagt, zonne-uitbarstingen komen voor in deze regio.
- Fotosfeer: de buitenste laag van de zon, het is op deze basis dat al het zonlicht wordt uitgestraald. De fotosfeer is ongeveer 100 km dik.
- chromosfeer: een laag met een lage dichtheid die de overgang markeert tussen de zonneatmosfeer en de zonnecorona.
- Kroon: een aura van plasma die miljoenen kilometers rond de zon doordringt, kan de temperatuur oplopen tot 1.000.000 ºC. Aangenomen wordt dat deze temperatuur ontstaat door het intense magnetische veld van de zon.
zon leeftijd
Naar schatting is de leeftijd van de zon Sun 4,6 miljard jaar en dat, over ongeveer 7 miljard jaar, hij wordt een rode reus, met een equatoriale straal die 200 keer groter is dan de huidige (van 6.963,108 m, bijna 109 keer de straal van de aarde) en tot 5000 keer helderder, "slikkend" de baan van onze planeet.
Bij het bereiken van dit merkteken zal de zon atomen van. kunnen samensmelten koolstof vanwege hoge temperaturen. De laatste stadia van de stellaire evolutie van de zon geven aan dat deze ster een zal worden een-N-AWit - een klasse van sterren extreemdicht — met minder dan de helft van zijn huidige massa als gevolg van het proces van kernfusie en de emissie van zonnewinden, samengeperst tot een straal tot 17 keer kleiner, waardoor er een grote wolk van sterrenstof omheen komt.
kleur van de zon
De zon wordt beschouwd als een ster van hoofdreeks (die zijn energie produceert door de fusie van waterstof), van categorie een-N-AGeel. Ondanks de naam is het geen kleine of gelige ster, maar groter en helderder dan een goede. deel van de sterren dat met het blote oog zichtbaar is, ondanks dat het verre van een van de grootste is, of meer lichtgevend.
Het bijvoeglijk naamwoord Geel, op zijn beurt is het gerelateerd aan zijn oppervlaktetemperatuur (ongeveer 6000 ºC) en zijn helderheid: dit is een zeer ster meerverkoudheid en niets minderlichtgevend dat wit en blauw roept.
Bovendien is de zon in staat om alleulengtesinGolf van zichtbaar licht, zodat van buiten de aarde bekeken, de kleur is Wit. De gele tint die we waarnemen als we naar deze ster kijken, wordt veroorzaakt door de verstrooiing van de zonnestralen wanneer ze de. binnenkomen atmosfeer, zie onderstaande foto, genomen op 22 km hoogte.
Zon temperatuur
De temperatuur van de zon is behoorlijk gevarieerd en kan behoorlijk ingewikkeld zijn om te begrijpen, vanwege het grote aantal concepten dat nodig is om het te verklaren. O kernzonne- kan berijken 15 miljoen kelvin, het is in dit gebied waar de heliumatomen worden gevormd door de Fusienucleair. Het gebied direct nabij de kern, bekend als de zoneradioactief, kan temperaturen hebben tussen 2 en 7 miljoen kelvin.
Aan de rand van de radioactieve zone bevindt zich de zoneconvectief, waar grote stromen van plasma die in staat zijn om via convectie energie naar de buitenkant van de zon te sturen. De convectieve zone heeft een gemiddelde temperatuur van 2 miljoen kelvin. Het oppervlak van de zon, op zijn beurt, de fotosfeer, heeft een gemiddelde temperatuur van 5778 door kelvin.
Zie ook: Vijf leuke weetjes over het zonnestelsel
Zonnestraling
De door de zon geproduceerde energie bereikt gedeeltelijk de aarde in de vorm van golvenelektromagnetisch. Op het aardoppervlak is de intensiteit van zonnestraling arriveert bij 1366 kW/m² (kilowatt per vierkante meter), en deze waarde varieert met minder dan 0,1 procent over de gehele omlooptijd. Al deze energie komt van kernfusies die plaatsvinden in de kern van de zon en die waterstofatomen kunnen omzetten in heliumatomen.
Tijdens het fusieproces wordt volgens de beroemde vergelijking van de fysicus ongeveer 0,7% van de massa van de waterstofatomen omgezet in energie. Albert Einstein: E = mc². Met behulp van deze formule kunnen we schatten dat elke kernfusie tot 6,8 megaelektronvolt (MeV) kan vrijgeven.
Ongeveer 1,3% van alle energie die door de zon wordt geproduceerd, is in de vorm van kleine deeltjes genaamd neutrino's. U neutrino's ze zijn zo klein dat ze het binnenste van onze planeet kunnen doorkruisen zonder een enkel atoom aan te raken. De zon zendt een enorme hoeveelheid van deze deeltjes uit, om je een idee te geven, hier op aarde worden we blootgesteld aan een stroom van 8.1010 neutrino's per vierkante centimeter, elke seconde.
Zoals we al weten, wordt veel van de resterende energie die door de zon wordt geproduceerd, uitgestraald in de vorm van elektromagnetische golven. U fotoneninlicht die in de zonnekern ontstaan, bereiken pas na een periode van ongeveer 170.000 jaar het oppervlak. Dit gebeurt vanwege de hoge dichtheid in de zon, dus als we naar de ster kijken, werd het licht dat onze ogen bereikt minstens 170 duizend jaar geleden geproduceerd. Na het verlaten van de zon heeft het licht iets meer dan acht minuten nodig om de aarde te bereiken.
Lees verder: Geschiedenis van de astronomie - de evolutie van deze wetenschap
zonnewind
in aanvulling op elektromagnetische golven en uit de neutrino's stoot de zon een grote hoeveelheid waterstof- en heliumionen uit, wat aanleiding geeft tot wat we de windzonne. de zonnewind is een plasmaverwarmde die kan reizen met snelheden tot 900 km/s. De temperatuur van de zonnewind kan oplopen tot 1 miljoen graden Celsius. In de buurt van de aarde is de temperatuur ongeveer 200.000 K.
De zonnewind plant zich voort door het interplanetaire medium, langs een complex trajectspiraal, geleid door het intense magnetische veld dat door de zon wordt geproduceerd. Door hun hoge snelheid bereiken deze deeltjes Jupiter in ongeveer 27 dagen, dezelfde periode die de zon nodig heeft om een omwenteling om zijn eigen as te voltooien.
Wanneer zonnewinddeeltjes de. ontmoeten veld-magnetischaards, ze worden versneld en spiraalsgewijs naar de magnetische polen van de aarde. De excitatie veroorzaakt door wrijving tussen de deeltjes van de zonnewind en de atmosfeer resulteert in de emissie van zichtbaar licht, in de volksmond bekend als Aurorapolair.
Geschat wordt dat de magnetische invloed van de zon zich uitstrekt tussen 84 en 94 astronomische eenheden, op deze afstanden is het nog steeds mogelijk om de aanwezigheid van de zonnewind en de invloed van het magnetische veld van de zon te detecteren. De astronomische eenheid is op zijn beurt gelijk aan de afstand tussen de aarde en de zon, dat wil zeggen ongeveer 150 miljoen kilometer. Ter vergelijking: de planeet Neptunus bevindt zich 30 astronomische eenheden van de zon.
evolutie van de zon
De zon "verbrandt" waterstof tot tenminste 4,6 miljard jaar. Sommige fysieke modellen geven aan dat de ster aan staat Elke miljard jaar 10% helderder, dus de zon van vandaag is ongeveer 40% helderder dan toen hij werd gemaakt.
O toekomstvanZon wordt gemarkeerd door het moment waarop al uw waterstof is omgezet in helium. Wanneer dit gebeurt, zal het tot 200 keer groter worden en de baan van Venus bereiken.
Bij de Laatste van je leven, zal de zon enorm lijden ineenstortingzwaartekracht, de grootte zal worden verkleind totdat het verandert in a witte dwergster. Astronomen schatten dat de zon in dit stadium ongeveer 50% van je huidige massa en dat zijn grootte vergelijkbaar is met die van de aarde.
Door mij Rafael Helerbrock
