Сунце: карактеристике, физичка структура и еволуција

О. Сунце и Звезда најближи Земљи, удаљен је око 150 милиона километара од нас и одговоран је за одржавање целог Сунчевог система у њему интеракцијагравитационо: осам планета и друга небеска тела која га чине, попут патуљастих планета, астероида и комета.

Гледајтакође: Сунчев систем - порекло, планете, звезде, занимљивости

Карактеристике сунца

Састав Сунца је од 74% у водоник и 24% у хелијум, са преосталим процентом који чине углавном кисеоник, угљеник и гвожђе. Све енергијепроизведено од Сунца долази из процеса Нуклеарна фузија због високих температура његовог језгра (око 15 милиона келвина) и његовог огромног притиска.

Због тога је наша звезда у стању да претвори атоме из водоник у хелијуму, а бројеви су невероватни: Сунце сваке секунде стапа око 600 милиона тона водоника у хелијум, претварајући део те масе у енергију, у облику електромагнетни таласи, као гама.

Свеукупно, сунце троши око 4 милиона тона своје масе у секунди, што је брзина више него довољна да би сјало у наредних 6 или 7 милијарди година, због своје

великитестенина, што је отприлике 1.98.10³¹ кг, више од 330.000 пута масе Земље.

Због своје огромне масе, гравитација на површини Сунца досеже 274 м / с², 27,4 пута већа од Земљине масе. То чини да издувна брзина тамо достигне 617 км / с, више од 2 милиона километара на сат.

период од ротација сунца око сопствене осе је 27дана за Вас Еквадор, то окреће 7189 км / х и од 35дана за Вас стубови. Ова разлика у ротационом периоду ствара диференцијалну ротацију (названу соларни динамо), одговорну за његову велику магнетна активност, пошто је сва материја присутна у звезди јонизована (у плазматском стању), што доводи до појаве олујесоларни, ерупцијекрунице и мрљесоларни.

На слици имамо уметничку концепцију у пуној мери која упоређује величину Сунца са осталим планетама у Сунчевом систему.

читатитакође: Шта је нуклеарна фисија?

физичка структура сунца

Сунце се може поделити на делове са различитим физичким својствима, погледајте који су:

• Језгро: где се јављају нуклеарне фузије, а процес нуклеосинтезе представља око 25% Сунчеве масе.
• Зона зрачења: где се електромагнетно зрачење које производи језгро одражава много пута и потребно је хиљаде година да побегне из његове унутрашњости.
• Конвективна зона: нестабилан слој који преноси топлоту конвекцијом, у овом региону се јављају соларне ерупције.
• Пхотоспхере: најудаљенији слој Сунца, управо на тој основи зрачи сва сунчева светлост. Фотосфера је дебела око 100 км.
• Хромосфера: слој мале густине који означава прелаз између соларне атмосфере и соларне короне.
• Круна: аура од плазме који прожима милионе километара око Сунца, његова температура може достићи 1.000.000 ºЦ. Верује се да ова температура настаје због сунчевог интензивног магнетног поља.

сунчево доба

Процењује се да је старост Сунца 4,6 милијарди година и то, отприлике 7 милијарди година, он ће бити а црвени гигант, са екваторијалним радијусом 200 пута већим од тренутног (од 6.963,10⁸ м, скоро 109 пута већи од полупречника Земље) и до 5000 пута светлији, „прогутајући“ орбиту наше планете.

По постизању ове ознаке, Сунце ће моћи спојити атоме угљеник због високих температура. Завршне фазе Сунчеве звездане еволуције указују да ће ова звезда постати а-Н-АБео - класа звезда изузетногуста - представља мање од половине своје тренутне масе услед процеса нуклеарне фузије и емисије сунчевих ветрова, компримованих у радијус до 17 пута мања, остављајући око себе велики облак звездасте прашине.

боја сунца

Сунце се сматра а Звезда главног низа (који своју енергију производи фузијом водоника), категорије а-Н-АЖута. Упркос имену, то није мала или жућкаста звезда, заправо је већа и светлија од добре. део звезда видљив голим оком, иако је далеко од тога да је једна од највећих или више њих светлећи.

придев Жута, заузврат је повезано са његова површинска температура (око 6000 ºЦ) и његов сјај: ово је врло звезда вишехладно и било мањесветлећи то бело-плаво зове.

Даље, сунце је способно да производи светидужинеуталас видљиве светлости, тако да када се гледа изван Земље, његова боја је бео. Жути тон који примећујемо гледајући ову звезду појављује се услед расипања сунчевих зрака док улазе у атмосфера, погледајте доњу фотографију, снимљену на висини од 22 км.

Сунчана температура

Температура Сунца је прилично различита и може бити прилично сложена за разумевање због великог броја концепата који су укључени у њено објашњење. О. језгросоларни може да достигне 15 милиона келвина, у овом региону се атоми хелијума формирају кроз Фузијануклеарна. Регија непосредно у близини језгра, позната као зонарадиоактивни, могу имати температуре у распону од 2 и 7 милиона келвина.

На маргини радиоактивне зоне налази се зонаконвективни, где су велике струје од плазме који су способни да конвекцијом преносе енергију на спољну страну Сунца. Конвективна зона има просечну температуру од 2 милиона келвина. Сунцева површина, пак, назвала је фотосфера, има просечну температуру од 5778 од Келвина.

Погледајте такође: Пет забавних чињеница о Сунчевом систему

Сунчево зрачење

Енергија коју производи Сунце делимично стиже до Земље у облику таласиелектромагнетни. На земљиној површини, интензитет сунчевог зрачења стиже у 1366 кВ / м² (киловата по квадратном метру), а ова вредност варира за мање од 0,1 процента током целог орбиталног периода. Сва ова енергија долази из нуклеарних фузија које се одвијају у Сунчевом језгру и које су способне да претворе атоме водоника у атоме хелијума.

Упркос томе што је представљено у црвенкастим тоновима, Сунце је, гледајући изван Земље, бело.

Током процеса фузије, око 0,7% масе атома водоника трансформише се у енергију, према једначини познатог физичара. Алберт Ајнштајн: Е = мц². Користећи ову формулу, можемо проценити да је свака нуклеарна фузија способна да ослободи до 6,8 мегаелектронских волти (МеВ).

Око 1,3% све енергије коју производи Сунце је у облику ситних честица тзв неутрино. ти неутрино толико су мали да су способни да пређу унутрашњост наше планете не додирујући ни један атом. Сунце емитује огромну количину ових честица, да бисте имали идеју, овде на Земљи смо изложени проток од 8.10¹⁰ неутрина по квадратном центиметру, сваке секунде.

Као што већ знамо, већина преостале енергије коју производи Сунце емитује се у облику електромагнетни таласи. ти фотониусветло који су створени у соларном језгру могу да дођу до његове површине тек након приближно 170.000 година. То се дешава због велике густине унутар Сунца, дакле, када гледамо звезду, светлост која допире до наших очију настала је пре најмање 170 хиљада година. Након напуштања Сунца, светлости треба нешто више од осам минута да дође до Земље.

Опширније: Историја астрономије - еволуција ове науке

соларни ветар

додатно електромагнетни таласи а из неутрина Сунце избацује велику количину јона водоника и хелијума, рађајући оно што називамо ветарсоларни. соларни ветар је а плазмезагрејан који могу да путују брзином до 900 км / с. Температура сунчевог ветра може достићи и до милион степени Целзијуса. Близу Земље његова температура је око 200 000 К.

Сунчев ветар се шири кроз међупланетарни медијум, дуж комплекса путањаспирала, вођени интензивним магнетним пољем које производи Сунце. Њихова велика брзина значи да ове честице стижу до Јупитера за отприлике 27 дана, у истом периоду колико је и Сунцу потребно да изврши револуцију око своје осе.

Соларна корона је видљива током помрачења.

Када се честице сунчевог ветра сретну са пољемагнетназемаљски, они су убрзани и спирално се крећу према магнетним половима Земље. Побуда изазвана трењем између честица сунчевог ветра и атмосфере резултира емисијом видљиве светлости, у народу познате као Аурораполарни.

Процењује се да се магнетни утицај Сунца шири између 84 и 94 астрономске јединице, на овим удаљеностима је још увек могуће открити присуство сунчевог ветра и утицај магнетног поља Сунца. Астрономска јединица је пак еквивалентна удаљености између Земље и Сунца, односно око 150 милиона километара. Ради поређења, планета Нептун се налази 30 астрономских јединица од Сунца.

еволуција сунца

Сунце „сагорева“ водоник бар 4,6 милијарди година. Неки физички модели указују на то да је звезда спремна Сваких милијарду година светлије за 10%, тако да је данашње сунце око 40% сјајније него што је било у време настанка.

О. будућностодСунце биће обележен тренутком када се сав његов водоник претвори у хелијум. Када се то догоди, његова величина ће се повећати и до 200 пута, достижући орбиту Венере.

Ат Коначни вашег живота, сунце ће претрпети огромно колапсгравитационо, његова величина ће се смањивати све док се не промени у а бела патуљаста звезда. Астрономи процењују да ће у овој фази Сунце имати отприлике 50% ваше тренутне масе и да је његова величина упоредива са Земљином.

Ја Рафаел Хелерброцк