SOL: OPRINDELSE, KARAKTERISTIKA, STRUKTUR, SAMMENSÆTNING, AKTIVITET - ARTE - 2025

Den Solen er den stjerne, der udgør midten af solsystemet og tættest på Jorden, som det giver energi i form af lys og varme, der giver anledning til de sæsoner, klima og havstrømme af planeten. Kort sagt, at tilbyde de primære betingelser, der er nødvendige for livet.

Solen er det vigtigste himmelobjekt for levende væsener. Det antages, at det havde sin oprindelse for omkring 5 milliarder år siden, fra en enorm sky af stjernemateriale: gas og støv. Disse materialer begyndte at klæbe sammen takket være tyngdekraften.

Solen leverer energi og varme til planeten, så livet kan udvikle sig der. Kilde: Pexels

Meget sandsynligt blev resterne af nogle supernovaer talt der, stjerner ødelagt af en kolossal kataklymer, som gav anledning til en struktur kaldet proto-stjerne.

Tyngdekraften fik mere og mere stof til at akkumuleres, og med det steg protostarens temperatur også til et kritisk punkt, omkring 1 million grader celsius. Det var netop der, at den atomreaktor, der gav anledning til en ny stabil stjerne, blev antændt: Solen.

I meget generelle vendinger kan solen betragtes som en ret typisk stjerne, skønt med masse, radius og nogle andre egenskaber uden for hvad der kunne betragtes som det "gennemsnit" blandt stjernene. Senere vil vi se i hvilken kategori Solen er blandt de stjerner, vi kender.

Menneskeheden har altid været fascineret af solen og har skabt mange måder at studere den på. Grundlæggende sker observationen gennem teleskoper, der var på Jorden i lang tid og nu også er på satellitter.

Talrige egenskaber ved solen er kendt gennem lys, for eksempel giver spektroskopi mulighed for at kende dens sammensætning takket være det faktum, at hvert element efterlader et karakteristisk spor. Meteoritter er en anden stor informationskilde, fordi de opretholder den oprindelige sammensætning af den protostellare sky.

Generelle karakteristika

Her er nogle af de vigtigste egenskaber ved solen, der er blevet observeret fra Jorden:

-Dens form er praktisk taget sfærisk, den flattes næppe lidt ved polerne på grund af dens rotation, og fra Jorden ses den som en disk, derfor kaldes den undertiden solskiven.

-De mest rigelige elementer er brint og helium.

-Målt fra Jorden er solens vinkelstørrelse cirka ½ grad.

-Solens radius er cirka 700.000 km og estimeres ud fra dens vinkelstørrelse. Diameteren er derfor ca. 1.400.000 km, cirka 109 gange Jordens.

-Den gennemsnitlige afstand mellem Solen og Jorden er den astronomiske enhed for afstand.

-Som dens masse opnås det fra den acceleration, Jorden får, når den bevæger sig omkring Solen og solradiusen: ca. 330.000 gange større end Jorden eller ca. 2 x 10 ³⁰ kg.

-Experience cykler eller perioder med stor aktivitet, relateret til solmagnetisme. Derefter vises solflekker, fakkel eller fakler og udbrud af koronal masse.

-Solens tæthed er meget lavere end jorden, da det er en gasformig enhed.

-Met dets lysstyrke, der er defineret som den mængde energi, der udstråles pr. Tidsenhed - kraft, svarer den til 4 x 10 ³³ ergs / s eller mere end 10 ²³ kilowatt. Til sammenligning stråler en glødepære mindre end 0,1 kilowatt.

-Den effektive temperatur på solen er 6000 ºC. Det er en gennemsnitstemperatur, vi vil se senere, at kernen og koronaen er områder, der er meget varmere end det.

Klassificering af solen

Solen betragtes som en gul dværgstjerne. I denne kategori er stjerner, der har en masse mellem 0,8-1,2 gange solens masse.

I henhold til deres lysstyrke, masse og temperatur har stjerner visse spektrale egenskaber. Et diagram kan laves ved at placere stjernen på en graf over temperatur versus lysstyrke, kendt som et Hertzsprung-Russell diagram.

Klassificering af stjerner i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Solen er i hovedsekvensen. Kilde: Wikimedia Commons.

I dette diagram er der et område, hvor de fleste af de kendte stjerner er placeret: hovedsekvensen.

Der tilbringer stjerner næsten hele deres liv, og i henhold til de nævnte egenskaber tildeles de en spektraltype betegnet med en stor bogstav. Vores sol er i kategorien stjernetype G2.

En anden temmelig generel måde at klassificere stjerner på er i tre store grupper af stjernpopulationer: I, II og III, en sondring, der foretages efter mængden af ​​tunge elementer i deres sammensætning.

For eksempel er Befolkning III-stjerner blandt de ældste, der blev dannet i begyndelsen af ​​universet, kort efter Big Bang. Helium og brint dominerer i dem.

I modsætning hertil er populationerne I og II yngre og indeholder mere tunge elementer, så det antages, at de er dannet med stof efterladt af supernovaeksplosioner af andre stjerner.

Blandt disse er Befolkning II ældre og består af koldere og mindre lysende stjerner. Vores sol er klassificeret inden for Befolkning I, en relativt ung stjerne.

Struktur

Lagens struktur af solen. Kilde: Wikimedia Commons.

For at lette dens undersøgelse er Solens struktur opdelt i 6 lag fordelt i godt differentierede regioner, der starter fra indersiden:

-Solekernen

-Radiativ zone

-Konvektiv zone

-Photosphere

-Chromosphere

Core

Dens størrelse er ca. 1/5 af solradiusen. Der producerer solen den energi, den udstråler, takket være de høje temperaturer (15 millioner grader celsius) og de herskende tryk, der gør det til en fusionsreaktor.

Tyngdekraften fungerer som en stabilisator i denne reaktor, hvor reaktioner finder sted, hvor forskellige kemiske elementer produceres. I de mest elementære bliver brintkerner (protoner) heliumkerner (alfa-partikler), som er stabile under de forhold, der hersker inde i kernen.

Derefter produceres tungere elementer, såsom kulstof og ilt. Alle disse reaktioner frigiver energi, der rejser gennem det indre af Solen for at sprede sig gennem hele solsystemet, inklusive Jorden. Det anslås, at Solen hvert sekund omdanner 5 millioner ton masse til ren energi.

Strålingszone

Energi fra kernen bevæger sig udad gennem en strålingsmekanisme, ligesom en brand i et bål opvarmer omgivelserne.

I dette område er stoffet i en plasmatilstand, ved en temperatur, der ikke er så høj som i kernen, men det når ca. 5 millioner kelvin. Energien i form af fotoner - pakkerne eller "kvanta" af lys - overføres og reabsorberes mange gange af de partikler, der udgør plasmaet.

Processen er langsom, skønt det gennemsnitligt tager en måned for fotonerne fra kernen at nå overfladen, nogle gange kan det tage op til en million år at fortsætte med at rejse til de ydre områder, så vi kan se den i form af lys.

Konvektiv zone

Da ankomsten af ​​fotoner fra den strålende zone er forsinket, falder temperaturen i dette lag hurtigt til 2 millioner kelvin. Energitransport sker ved konvektion, da sagen her ikke er så ioniseret.

Energitransport ved konvektion produceres ved bevægelse af gasser, hvirvler ved forskellige temperaturer. Således stiger de opvarmede atomer mod de yderste lag af solen og bærer denne energi med sig, men på en ikke-homogen måde.

fotosfære

Denne "sfære af lys" er den tilsyneladende overflade på vores stjerne, den, vi ser fra den (du skal altid bruge specielle filtre for at se solen direkte). Det er tydeligt, fordi solen ikke er solid, men er lavet af plasma (en meget varm, stærkt ioniseret gas), derfor mangler den en reel overflade.

Fotosfæren kan ses gennem et teleskop udstyret med et filter. Det ser ud som skinnende granuler på en lidt mørkere baggrund, med lysstyrken aftagende lidt mod kanterne. Granulatet skyldes konvektionsstrømmene, som vi nævnte tidligere.

Fotosfæren er til en vis grad gennemsigtig, men så bliver materialet så tæt, at det ikke er muligt at se igennem.

kromosfæren

Det er det yderste lag i fotosfæren, svarende til atmosfæren og med en rødlig lysstyrke, med en variabel tykkelse mellem 8.000 og 13.000 og en temperatur mellem 5.000 og 15.000 ºC. Det bliver synligt under en solformørkelse, og det producerer gigantiske glødestorme, hvis højde når tusinder af kilometer.

krone

Det er et uregelmæssigt formet lag, der strækker sig over flere solradier og er synligt for det blotte øje. Dette lags tæthed er lavere end resten, men det kan nå temperaturer på op til 2 millioner kelvin.

Det er endnu ikke klart, hvorfor temperaturen i dette lag er så høj, men på en eller anden måde er det relateret til de intense magnetiske felter, som Solen producerer.

På ydersiden af ​​koronaen er der en stor mængde støv koncentreret i solens ækvatoriale plan, som diffunderer lyset fra fotosfæren, hvilket genererer det såkaldte zodiacal-lys, et bånd med svagt lys, der kan ses med det blotte øje efter solnedgang. sol, nær det punkt i horisonten, hvorfra ekliptikken kommer ud.

Der er også løkker, der går fra fotosfæren til koronaen, dannet af gas, meget koldere end resten: de er solens fremtrædende sider, der er synlige under formørkelser.

heliosfæren

Et diffust lag, der strækker sig ud over Pluto, hvor solvinden produceres, og solens magnetiske felt manifesterer sig.

Sammensætning

Næsten alle de elementer, som vi kender fra den periodiske tabel, findes i solen. Helium og brint er de mest rigelige elementer.

Fra analysen af ​​solspektret er det kendt, at kromosfæren er sammensat af brint, helium og calcium, mens der i corona er fundet jern, calcium og argon i en ioniseret tilstand.

Solen har naturligvis ændret sin sammensætning over tid og vil fortsat gøre det, da den bruger sin forsyning med brint og helium.

Solaktivitet

Fra vores synspunkt virker solen ganske rolig. Men i virkeligheden er det et sted fuldt af aktivitet, hvor fænomener forekommer i en ufattelig skala. Alle forstyrrelser, der konstant forekommer på solen, kaldes solaktivitet.

Magnetisme spiller en meget vigtig rolle i denne aktivitet. Blandt de vigtigste fænomener, der sker på solen, er:

Solprioriteter

Fremtrædelser, fremspring eller filamenter dannes i kronen og består af strukturer af gas ved høj temperatur, som når en stor højde.

De ses på kanten af ​​solskiven i form af langstrakte strukturer, der flettes sammen, og som kontinuerligt modificeres af solens magnetiske felt.

Koronale masseudsprøjtninger

Som navnet antyder, skubbes en stor mængde stof ud med høj hastighed af solen med en hastighed på ca. 1000 km / s. Det skyldes, at magnetfeltlinierne flettes sammen med hinanden og omkring en fremtrædende sol, hvilket får materialet til at flygte.

De varer normalt i timer, indtil magnetfeltlinjerne bryder fra hinanden. Koronale masseudstødninger skaber en stor strøm af partikler, der når Jorden inden for et par dage.

Denne strøm af partikler interagerer med Jordens magnetfelt og manifesterer sig blandt andet som nordlys og sydlys.

solpletter

Det er regioner i fotosfæren, hvor magnetfeltet er meget intens. De ligner mørke pletter på solskiven og har en lavere temperatur end resten. De forekommer generelt i meget varierende grupper, hvis periodicitet er 11 år: den berømte solcyklus.

Grupperne af pletter er meget dynamiske efter solens rotationsbevægelse med et større sted der går foran og et andet, der lukker gruppen. Forskere har forsøgt at forudsige antallet af pletter i hver cyklus med relativ succes.

Flames

De forekommer, når solen uddriver materiale fra kromosfæren og koronaen. De ses som en lysglimt, der får nogle af solens regioner til at se lysere ud.

Død

Som enhver stjerne vil solen forsvinde en dag, men den vil ikke være i den nærmeste fremtid. Kilde: Pxhere.

Så længe dens nukleare brændstof varer, vil solen fortsætte med at eksistere. Vores stjerne opfylder næppe betingelserne for at dø i en stor katastrofe af supernova-typen, for en stjerne har derfor brug for en meget større masse.

Så chancerne er, at når reserverne er udtømt, vil solen kvælde sig og blive til en rød gigant, hvor den fordamper jordens oceaner.

Solens lag vil sprede sig omkring den, indhylle planeten og danne en tåge bestående af meget lys gas, et syn som menneskeheden kunne værdsætte, hvis den på det tidspunkt har slået sig ned på en fjern planet.

Resten af ​​den gamle sol, der vil forblive inde i tågen, vil være en meget lille hvid dværg, der er omtrent jordens størrelse, men meget tættere. Det afkøles meget, meget langsomt, på dette tidspunkt kan det bruge cirka 1 milliard år mere, indtil det bliver en sort dværg.

Men i øjeblikket er der ingen grund til at bekymre sig. Solen på dette tidspunkt vurderes at have levet mindre end halvdelen af ​​sin levetid, og det vil vare mellem 5000 og 7000 millioner år, før den røde gigantstadie begynder.

Referencer

1. Alt om plads. 2016. Universets tur. Forestil dig udgivelse.
2. Hvordan det virker. 2016. Book of Space. Forestil dig udgivelse.
3. Oster, L. 1984. Moderne astronomi. Redaktionel Reverté.
4. Wikipedia. Hertzsprung-Russell diagram. Gendannet fra: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Stellar befolkning. Gendannet fra: es.wikipedia.org.