Charakteristiky, časti, štruktúra a zloženie Slnka



slnko je to plynné teleso, ktoré má vysoko stlačené jadro, v ktorom je energia generovaná termonukleárnymi reakciami.

Je to hviezda, okolo ktorej obieha Zem a iné planéty a ku ktorej poskytuje svetlo a teplo. Narodil sa pred 4 600 miliónmi rokov. Hoci je to jedno z viac ako 1 000 miliónov nebeských telies, ktoré tvoria galaxiu Mliečnej dráhy, je to hviezda, ktorá svieti najjasnejšie.

Všetok život na Zemi závisí od slnečnej energie, ktorú hviezda poskytuje. Bez Slnka by Zem bola temná, bez života, zamrznutá v čase. 

Hoci nie je známe, čo sa stalo pred viac ako 4 miliardami rokov, súčasná teória tvrdí, že obrovský oblak prachu a plynu sa začal pomaly otáčať.

Gravitácia ťahala hustú oblasť v rámci tohto oblaku. Impulz zvýšil rýchlosť otáčania. Tento pohyb spôsobil, že sa plyn v strede zahrieval, čo spôsobilo reakcie, ktoré premenili prach a plyn na pevné látky, čo viedlo k vzniku planét..

Centrálna hmota sa stala veľmi horúcou a hustou, čo viedlo k jadrovej fúzii, ktorá spôsobila Slnko.

Slnko je dominantným objektom slnečnej sústavy vďaka svojmu veľkému rozmeru, pretože obsahuje 99% hmotnosti systému.

Jeho gravitačná sila udržuje všetky planéty na obežnej dráhe. Je to stredne veľká hviezda, ktorá produkuje vlastné svetlo a teplo spaľovaním palív, ako je vodík a hélium, v procese známom ako jadrová fúzia..

Hviezdy majú obmedzený život a Slnko nie je výnimkou, je v strede svojho životného cyklu asi desať miliárd rokov. Nachádza sa v strede galaxie, ktorá má špirálový tvar.

Čo je Slnko? časti a štúdie o hviezdi

Z diaľky sa zdá, že Slnko nie je veľmi zložité. Pre bežného pozorovateľa je to len hladká, dokonca aj plynová guľa. Dôkladná kontrola však ukazuje, že hviezda je v neustálom turbulencii. Zjavne pokojné Slnko je nekľudné, chvějúce sa a výbušné telo, ktoré sa rozptyľuje intenzívnym a premenlivým magnetizmom.

V nedávnej minulosti vedci nemohli pochopiť, ako Slnko vytvorilo svoje magnetické polia, ktoré sú zodpovedné za väčšinu slnečnej aktivity.

Tiež nevedeli, prečo sa časť tohto intenzívneho magnetizmu sústreďuje v takzvaných slnečných škvrnách, plytkých tmavých ostrovoch tak veľkých ako Zem a tisíckrát viac magnetických.

Okrem toho, fyzici nemohli vysvetliť, prečo sa magnetická aktivita Slnka mení drasticky, klesá a zosilňuje sa každých 11 rokov. Odpovede na tieto otázky boli skryté vo vnútri Slnka, kde sa vytvára jeho silný magnetizmus.

Mliečna dráha má priemer približne 100 000 svetelných rokov a hrúbku 15 000 svetelných rokov. V rámci toho sa slnko pohybuje 210 km každú sekundu a na dokončenie cyklu jazdy trvá 225 miliónov rokov.

Vedci už veľa rokov získali veľa vedomostí o Slnku z pozorovania zo Zeme. Väčšina súčasných poznatkov však pochádza z vesmírnych sond, ktoré boli poslané na misie, aby preskúmali Slnko..

Tieto sondy poskytli presné informácie o teplote, atmosfére, zložení, magnetickom poli, svetliciach, výbežkoch, slnečných škvrnách a vnútornej dynamike Slnka, ktoré sú uvedené v nasledujúcom boxe..

Zloženie Slnka

Slnko je obrovská guľa plazmy, horúci ionizovaný plyn, ktorý obsahuje 300 000 krát viac hmoty ako Zem.

Priemer Slnka je 1,4 milióna kilometrov na dĺžku, presahuje priemer Zeme 12 760 km, dokonca presahuje priemer najväčšej planéty v systéme, Jupiter predstavuje iba jednu desatinu priemeru Slnka.

Hlavné prvky prítomné na Slnku sú vodík (92%), po ktorom nasleduje hélium (7,8%) a menej ako 1% ťažších prvkov, ako je kyslík, uhlík, dusík a neón.

Nižšie je zloženie Slnka vytvorené z analýzy slnečného spektra. Analýza vychádza z nižších vrstiev atmosféry Slnka, ale je považovaná za reprezentujúcu celé Slnko s výnimkou jeho jadra. V slnečnom spektre bolo zistených takmer 67 prvkov.

Predpokladá sa, že Slnko je úplne plynné s priemernou hustotou 1,4-násobku hustoty vody. Pretože tlak v jadre je oveľa väčší ako na povrchu, hustota jadra sa rovná osemnásobku hustoty zlata a tlak je 250 miliárd krát väčší ako povrch Zeme..

Takmer celá hmota Slnka je obmedzená na objem, ktorý presahuje iba 60% vzdialenosti od stredu Slnka po jeho povrch..

Štruktúra Slnka

Pri štúdiu štruktúry Slnka ju slneční fyzici rozdeľujú do dvoch hlavných oblastí: vnútra a atmosféry.

interiér

Interiér je tvorený:

1- jadro

Je to centrálna oblasť Slnka, kde dochádza k jadrovým reakciám, ktoré premieňajú vodík na hélium. Tieto reakcie uvoľňujú energiu, ktorá spôsobuje svietivosť Slnka.

Na uskutočnenie týchto reakcií je potrebná veľmi vysoká teplota. Teplota v blízkosti centra je približne 15 miliónov stupňov Celzia a hustota je približne 160 g / cm3 (to je 160-násobok hustoty vody).

Teplota aj hustota sa zmenšujú smerom von od stredu Slnka. Jadro zaberá 25% najvnútornejšieho polomeru Slnka. Približne 175 000 km od centra je teplota iba polovica jeho centrálnej hodnoty a hustota klesá na 20 ° C. g / cm3.

2 - Stredná zóna (alebo rádioaktívna preprava).

Okolo jadra je prechodná alebo rádioaktívna transportná zóna. Táto oblasť zaberá 45% slnečného polomeru a je oblasťou, kde sa energia, vo forme fotónov gama žiarenia, transportuje do vonkajšieho prostredia prúdom žiarenia generovaného v jadre..

Vysokoenergetické fotóny gama žiarenia sa neustále prechádzajú, keď prechádzajú medziľahlou zónou, niektoré sú absorbované, iné sú vylúčené a iné sa vracajú do jadra. Fotóny môžu trvať 100 000 rokov, kým nájdu cestu cez prechodnú zónu.

Pri najvzdialenejšom pásme medziľahlej zóny je teplota približne 1,5 milióna stupňov Celzia a hustota je približne 0,2 g / cm.3. Tento limit sa nazýva rozhrania alebo tachoklina.

Predpokladá sa, že magnetické pole Slnka je tvorené prirodzeným dynamom prítomným v tejto vrstve. Zmeny rýchlosti prúdenia cez túto vrstvu napínajú čiary pevnosti magnetického poľa a zvyšujú ich pevnosť. Zdá sa tiež, že touto vrstvou dochádza k náhlym zmenám chemického zloženia.

3- Konvektívna zóna

Je to najvzdialenejšia zóna slnka, nazýva sa konvekčná zóna, pretože energia je privádzaná na povrch konvekčným procesom. Rozprestiera sa od hĺbky asi 210 000 km k viditeľnej ploche a zaberá približne 30% polomeru Slnka.

V tejto zóne sa plazmatický plyn, ohriaty v medziľahlej zóne, stúpa na povrch pôsobením konvekčných prúdov, predlžovaním, ochladzovaním a potom zmršťovaním (podobne ako varenie vody v hrnci)..

Zvýšenie častíc plynu je viditeľné na povrchu ako granulovaný vzor. Granule majú priemer približne 1000 km. Konvekčné bunky uvoľňujú energiu v atmosfére Slnka, teplota na povrchu je okolo 5600 ° C a hustota je prakticky nulová..

Akonáhle plazmatický plyn dosiahne povrch Slnka, ochladzuje sa a usadzuje sa v základni konvekčnej zóny, kde sa dostane viac tepla.

Proces sa potom opakuje. Fotóny, ktoré uniknú zo Slnka, stratili energiu v ich ceste od jadra a zmenili svoju vlnovú dĺžku, takže väčšina emisií je vo viditeľnej oblasti elektromagnetického spektra..

Nižšie teploty v konvekčnej zóne umožňujú ťažším iónom prvkov, ako je uhlík, dusík, kyslík, vápnik a železo, aby zadržali niektoré elektróny. To robí materiál viac nepriehľadným, čo sťažuje priechod žiarenia.

Atmosféry Slnka

Atmosféru Slnka tvoria:

1- fotosféry.

Fotosféra je najnižšia z troch vrstiev, ktoré tvoria atmosféru Slnka, pretože horné dve vrstvy sú transparentné pre väčšinu vlnových dĺžok viditeľného svetla, fotosféra môže byť ľahko ocenená.

Nemôžeme vidieť za jasnými plynmi fotosféry, takže všetko pod ňou je považované za interiér Slnka.

Je to tenký obal horúcich ionizovaných plynov alebo plazmy hrubej asi 400 km, ktorého spodná časť tvorí viditeľný povrch Slnka. Väčšina energie vyžarovanej Slnkom prechádza touto vrstvou.

Zo Zeme sa povrch zdá byť hladký, ale v skutočnosti je turbulentný a zrnitý v dôsledku konvekčných prúdov. Materiál uvarený na povrchu Slnka sa vykonáva slnečným vetrom.

Hustota fotosféry je nízka podľa štandardov Zeme, jej hodnota je podobná hustote vzduchu, ktorý dýchame, a jeho priemerná teplota je len 5 600 ° C. Zloženie fotosféry je hmotnostne 74,9% vodíka a 23,8% hélia. Všetky ťažšie prvky predstavujú menej ako 2% hmotnosti.

2- chromosféra

Priamo nad fotosférou sa nachádza chromosféra (farebná guľa). Táto tenká vrstva plynu má oveľa nižšiu hustotu ako fotosféra.

Je asi 2 500 km hrubý s teplotou, ktorá sa pohybuje od 6 000 ° C tesne nad fotosférou v rozsahu od 20 000 do 30 000 ° C na vrchole..

Chromosféra je vizuálne transparentnejšia ako fotosféra. Jej červeno-ružová farba vzniká, pretože jej emisie sú prevažne plynné vodíkové alfa.

Táto farba môže byť videná počas úplného zatmenia Slnka, keď je chromosféra krátko videná ako záblesk farby, keď viditeľný okraj fotosféry zmizne za Mesiacom.

3- koruna

Je to horná vrstva atmosféry Slnka a rozprestiera sa niekoľko miliónov kilometrov od vrcholu chromosféry do vesmíru. Neexistuje dobre definovaná horná hranica pre korunu.

Koruna môže byť videná iba počas úplného zatmenia Slnka alebo cez špeciálny teleskop nazývaný koronograf, keď je fotosféra zablokovaná. Koruna sa javí ako svetlá, bledo biela oblasť okolo Slnka.

referencie

  1. Clark, S. (2004). Zem, Slnko a Mesiac. Dunstable, Folens Publishers.
  2. Giessow J. a Giessow F. (2015). Veda o slnku: Skúmanie vesmíru. Dayton, Milliken Publishing Company.
  3. Lang, K. (2009). Slnko z vesmíru. New York, Springer.
  4. Phillips, K. (1995). Sprievodca po Slnku. Cambridge, Cambridge University Press.
  5. Rushworth, G. (2011). Naša slnečná sústava: Slnko. New York, Benchmark Education Company.
  6. Viegas, J. (2006). Úloha Slnka v našej slnečnej sústave: Antológia súčasného myslenia. New York, The Rosen Publishing Group, Inc..
  7. Wilkinson, J. (2012). Nové oči na slnku: Sprievodca satelitnými snímkami a pozorovanie amatérskych používateľov. New York, Springer.