Słońce: charakterystyka, struktura fizyczna i ewolucja

O Słońce i gwiazda najbliżej Ziemi, znajduje się około 150 milionów kilometrów od nas i odpowiada za utrzymanie całego Układu Słonecznego w jego interakcjagrawitacyjny: osiem planet i inne ciała niebieskie, które go tworzą, takie jak planety karłowate, asteroidy i komety.

Popatrzrównież: Układ Słoneczny - pochodzenie, planety, gwiazdy, ciekawostki

Charakterystyka słońca

Skład Słońca jest 74% w wodór i 24% w hel, a pozostały odsetek tworzą głównie tlen, węgiel i żelazo. Wszystkie energiawytworzony przez Słońce pochodzi z procesu Fuzja nuklearna ze względu na wysokie temperatury jego jądra (około 15 milionów kelwinów) i ogromne ciśnienie.

W konsekwencji nasza gwiazda jest w stanie konwertować atomy z wodór w helu, a liczby są niewiarygodne: co sekundę Słońce zamienia około 600 milionów ton wodoru w hel, zamieniając część tej masy w energię, w postaci fale elektromagnetyczne, podobnie jak gamma.

W sumie Słońce zużywa około 4 milionów ton swojej masy na sekundę, co jest więcej niż wystarczające, aby świecić przez następne 6 lub 7 miliardów lat, ze względu na jego

wspaniałymakaron, czyli około 1,98,10³¹ kg, ponad 330 000 mas Ziemi.

Teraz nie przestawaj... Po reklamie jest więcej ;)

Ze względu na swoją ogromną masę, powaga na powierzchni Słońca sięga 274 m/s², 27,4 razy większy niż masa Ziemi. To sprawia, że ​​prędkość spalin osiąga tam 617 km/s, czyli ponad 2 miliony kilometrów na godzinę.

okres obrót słońca wokół własnej osi jest 27dni dla Twojego Ekwador, to zmienia 7189 km/h oraz od 35dni dla Twojego bieguny. Ta różnica w okresie rotacji powoduje rotację różniczkową (zwaną dynamem słonecznym), odpowiedzialną za jej dużą aktywność magnetyczna, ponieważ cała materia obecna w gwieździe jest zjonizowana (w stanie plazmatycznym), co powoduje powstanie burzesłoneczny, erupcjewieńcowych i plamysłoneczny.

Na rysunku mamy pełnowymiarową koncepcję artystyczną, która porównuje wielkość Słońca do innych planet Układu Słonecznego.

czytaćrównież: Co to jest rozszczepienie jądrowe?

fizyczna struktura słońca

Słońce można podzielić na części o różnych właściwościach fizycznych, zobacz, które to:

• Rdzeń: gdzie zachodzą fuzje jądrowe, a proces nukleosyntezy stanowi około 25% masy Słońca.
• Strefa radiacyjna: gdzie promieniowanie elektromagnetyczne wytwarzane przez jądro jest wielokrotnie odbijane, a ucieczka z jego wnętrza trwa tysiące lat.
• Strefa konwekcyjna: niestabilna warstwa przepuszczająca ciepło przez konwekcję, w tym regionie dochodzi do erupcji słonecznych.
• Fotosfera: najbardziej zewnętrzna warstwa Słońca, to na tej podstawie promieniuje całe światło słoneczne. Fotosfera ma grubość około 100 km.
• Chromosfera: warstwa o niskiej gęstości, która oznacza przejście między atmosferą słoneczną a koroną słoneczną.
• Korona: aura osocze który przenika miliony kilometrów wokół Słońca, jego temperatura może osiągnąć 1 000 000 ºC. Uważa się, że ta temperatura powstaje z powodu intensywnego pola magnetycznego Słońca.

wiek słońca

Szacuje się, że wiek Słońca wynosi 4,6 miliarda lat i to w około 7 miliardów lat, on będzie czerwony olbrzym, o promieniu równikowym 200 razy większym niż obecny (6963,10⁸ m, prawie 109 razy większy od promienia Ziemi) i do 5000 razy jaśniejszy, „połykając” orbitę naszej planety.

Po osiągnięciu tego znaku Słońce będzie w stanie łączyć atomy węgiel z powodu wysokich temperatur. Ostatnie etapy gwiezdnej ewolucji Słońca wskazują, że gwiazda ta stanie się a-N-ABiały - klasa gwiazd niezwyklegęsty — prezentujący mniej niż połowę swojej obecnej masy w wyniku procesu syntezy jądrowej i emisji wiatrów słonecznych, skompresowany w promień do 17 razy mniejszy, pozostawiając wokół siebie dużą chmurę gwiezdnego pyłu.

kolor słońca

Słońce jest uważane za gwiazda sekwencji głównej (który wytwarza energię poprzez fuzję wodoru), kategorii of a-N-AŻółty. Wbrew nazwie nie jest to mała ani żółtawa gwiazda, w rzeczywistości jest większa i jaśniejsza niż dobra. część gwiazd widoczna gołym okiem, mimo że jest bardzo daleka od jednej z największych lub więcej świetlny.

przymiotnik Żółty, z kolei jest to związane z jego temperatura powierzchni (około 6000 ºC) i jego jasność: to jest bardzo gwiazda jeszczezimno i mniejświetlny że biało-niebieski wzywa.

Co więcej, Słońce jest w stanie wyprodukować wszystkotydługościwfala światła widzialnego, tak że widziany z zewnątrz Ziemi, jego kolor jest Biały. Żółty odcień, który obserwujemy patrząc na tę gwiazdę, pojawia się z powodu rozpraszania promieni słonecznych, gdy wchodzą one w atmosfera, patrz zdjęcie poniżej, wykonane na wysokości 22 km.

Temperatura słońca

Temperatura Słońca jest dość zróżnicowana i może być dość skomplikowana do zrozumienia ze względu na dużą liczbę pojęć związanych z jej wyjaśnieniem. O rdzeńsłoneczny może osiągnąć 15 milionów kelwinów, to właśnie w tym regionie atomy helu powstają poprzez Połączeniejądrowy. Region bezpośrednio w pobliżu jądra, znany jako strefaradioaktywny, może mieć temperatury w zakresie od 2 i 7 milionów kelwinów.

Na obrzeżach strefy radioaktywnej znajduje się strefakonwekcyjny, gdzie duże prądy osocze które są w stanie przekazywać energię na zewnątrz Słońca poprzez konwekcję. Strefa konwekcyjna ma średnią temperaturę 2 miliony kelwinów. Z kolei powierzchnia Słońca zwana fotosfera, ma średnią temperaturę 5778 przez kelwina.

Zobacz też: Pięć zabawnych faktów na temat Układu Słonecznego

Promieniowania słonecznego

Energia produkowana przez Słońce częściowo dociera do Ziemi w postaci faleelektromagnetyczny. Na powierzchni ziemi intensywność promieniowania słonecznego przybywa do 1366 kW/m² (kilowaty na metr kwadratowy), a wartość ta zmienia się o mniej niż 0,1 procenta w całym okresie orbitalnym. Cała ta energia pochodzi z fuzji jądrowych zachodzących w jądrze Słońca i zdolnych do przekształcania atomów wodoru w atomy helu.

Pomimo tego, że jest reprezentowane w odcieniach czerwieni, Słońce, oglądane z zewnątrz Ziemi, jest białe.

Podczas procesu syntezy jądrowej około 0,7% masy atomów wodoru jest przekształcane w energię, zgodnie ze słynnym równaniem fizyka. Albert Einstein: E = mc². Korzystając z tego wzoru, możemy oszacować, że każda fuzja jądrowa może uwolnić do 6,8 megaelektronowoltów (MeV).

Około 1,3% całej energii wytwarzanej przez Słońce ma postać maleńkich cząstek zwanych neutrina. ty neutrina są tak małe, że są w stanie przemierzać wnętrze naszej planety bez dotykania ani jednego atomu. Słońce emituje ogromną ilość tych cząstek, aby dać wam wyobrażenie, tutaj na Ziemi jesteśmy narażeni na przepływ 8,10¹⁰ neutrina na centymetr kwadratowy, co sekundę.

Jak już wiemy, znaczna część pozostałej energii wytwarzanej przez Słońce jest emitowana w postaci fale elektromagnetyczne. ty fotonywlekki które powstają w jądrze słonecznym, mogą dotrzeć do jego powierzchni dopiero po około 170 000 lat. Dzieje się tak z powodu dużej gęstości wewnątrz Słońca, dlatego kiedy patrzymy na gwiazdę, światło, które dociera do naszych oczu, zostało wyprodukowane co najmniej 170 tysięcy lat temu. Po opuszczeniu Słońca światło dociera na Ziemię w nieco ponad osiem minut.

Czytaj więcej: Historia astronomii - ewolucja tej nauki

wiatr słoneczny

oprócz fale elektromagnetyczne a z neutrin Słońce wyrzuca dużą ilość jonów wodoru i helu, dając początek temu, co nazywamy wiatrsłoneczny. wiatr słoneczny jest osoczeOgrzewany który może podróżować z prędkością do 900 km/s. Temperatura wiatru słonecznego może sięgać nawet 1 miliona stopni Celsjusza. W pobliżu Ziemi jego temperatura wynosi około 200 000 K.

Wiatr słoneczny rozchodzi się przez ośrodek międzyplanetarny wzdłuż kompleksu trajektoriaspirala, kierowane przez intensywne pole magnetyczne wytwarzane przez Słońce. Ich duża prędkość oznacza, że ​​cząstki te docierają do Jowisza w około 27 dni, w tym samym czasie, w którym Słońce wykonuje obrót wokół własnej osi.

Korona słoneczna jest widoczna podczas zaćmień.

Kiedy cząstki wiatru słonecznego spotykają się z polemagnetycznyziemski, są przyspieszane i poruszają się spiralnie w kierunku biegunów magnetycznych Ziemi. Wzbudzenie wywołane tarciem pomiędzy cząsteczkami wiatru słonecznego a atmosferą powoduje emisję światła widzialnego, popularnie nazywanego Zorza polarnapolarny.

Szacuje się, że wpływ magnetyczny Słońca rozciąga się od 84 do 94 jednostki astronomiczne, na tych odległościach nadal można wykryć obecność wiatru słonecznego i wpływ pola magnetycznego Słońca. Z kolei jednostka astronomiczna odpowiada odległości Ziemi od Słońca, czyli około 150 milionów kilometrów. Dla porównania planeta Neptun znajduje się 30 jednostek astronomicznych od Słońca.

ewolucja słońca

Słońce „spala” wodór co najmniej 4,6 miliarda lat. Niektóre modele fizyczne wskazują, że gwiazda jest do 10% jaśniej co miliard lat, więc dzisiejsze słońce jest o około 40% jaśniejsze niż w momencie jego powstania.

O przyszłośćzSłońce będzie oznaczony momentem, w którym cały jego wodór zostanie przekształcony w hel. Kiedy tak się stanie, jego rozmiar zwiększy się nawet 200 razy, docierając na orbitę Wenus.

Na Finał twojego życia, słońce ucierpi ogromny zawalić sięgrawitacyjny, jego rozmiar zostanie zmniejszony, aż zmieni się w gwiazda białego karła. Astronomowie szacują, że na tym etapie Słońce będzie miało około 50% twojej obecnej masy i że jego wielkość jest porównywalna z Ziemią.

Przeze mnie Rafael Helerbrock