De Sol Det är stjärnan som utgör solsystemets centrum och den som är närmast jorden, till vilken den ger energi i form av ljus och värme, vilket ger upphov till årstider, klimat och havsströmmar på planeten. Kort sagt, erbjuda de viktigaste förutsättningarna för livet.
Solen är det viktigaste himmelska föremålet för levande varelser. Man tror att det hade sitt ursprung för ungefär 5 miljarder år sedan, från ett enormt moln av stjärnmaterial: gas och damm. Dessa material började klumpa ihop sig tack vare tyngdkraften.
Troligtvis räknades resterna av några supernovor där, stjärnor som förstördes av en kolossal katastrof, vilket gav upphov till en struktur som kallades proto-stjärna..
Tyngdkraften fick mer och mer materia att ackumuleras, och med den ökade även protostjärntemperaturen till en kritisk punkt, cirka 1 miljon grader Celsius. Det var just där som kärnreaktorn som gav upphov till en ny stabil stjärna antändes: solen.
I mycket allmänna termer kan solen betraktas som en ganska typisk stjärna, om än med massa, radie och några andra egenskaper utanför vad som kan anses vara "genomsnittet" bland stjärnor. Senare kommer vi att se i vilken kategori solen är bland de stjärnor som vi känner till.
Mänskligheten har alltid fascinerats av solen och har skapat många sätt att studera den. I grund och botten sker observationen genom teleskop, som länge fanns på jorden och nu också på satelliter.
Genom ljus är många egenskaper för solen kända, till exempel gör det möjligt för spektroskopi att känna till dess sammansättning, tack vare det faktum att varje element lämnar ett distinkt spår. Meteoriter är en annan stor källa till information, eftersom de bibehåller den ursprungliga sammansättningen av protostjärnmolnet..
Här är några av solens huvudegenskaper som har observerats från jorden:
-Solen anses vara en gul dvärgstjärna. I denna kategori finns stjärnor som har en massa mellan 0,8-1,2 gånger solens massa..
-Dess form är praktiskt taget sfärisk, den plattar knappt något vid polerna på grund av dess rotation, och från jorden ses den som en skiva, därför kallas den ibland som solskiva.
-De vanligaste elementen är väte och helium.
-Mätt från jorden är solens vinkelstorlek cirka ½ grad.
-Solens radie är cirka 700 000 km och beräknas utifrån dess vinkelstorlek. Diametern är därför cirka 1 400 000 km, ungefär 109 gånger jordens.
-Det genomsnittliga avståndet mellan solen och jorden är den astronomiska avståndsenheten.
-När det gäller dess massa erhålls den från den acceleration som jorden får när den rör sig runt solen och solens radie: cirka 330 000 gånger större än jorden eller 2 x 1030 kg ungefär.
-Den upplever cykler eller perioder med stor aktivitet, relaterad till solmagnetism. Därefter uppträder solfläckar, fläckar eller fläckar och utbrott av koronal massa.
-Solens densitet är mycket lägre än jordens, eftersom det är en gasformig enhet.
-Beträffande dess ljusstyrka, som definieras som mängden energi som utstrålas per tidsenhet - motsvarar den 4 x 10 33 ergs / s eller mer än 10 2. 3 kilowatt. Som jämförelse strålar en glödlampa mindre än 0,1 kilowatt.
-Solens effektiva temperatur är 6000 ºC. Det är en medeltemperatur, senare kommer vi att se att kärnan och koronaen är regioner som är mycket hetare än så..
För att underlätta dess studier är solens struktur uppdelad i 6 lager, fördelade i väl differentierade regioner, med början från insidan:
-Solkärnan
-Strålningszon
-Konvektiv zon
-Fotosfär
-Kromosfär
Dess storlek är cirka 1/5 av solens radie. Där producerar solen den energi den strålar ut tack vare de höga temperaturerna (15 miljoner grader Celsius) och rådande tryck, vilket gör den till en fusionsreaktor.
Tyngdkraften fungerar som en stabilisator i denna reaktor, där reaktioner äger rum där olika kemiska element produceras. I de mest elementära blir vätekärnor (protoner) heliumkärnor (alfapartiklar), som är stabila under de förhållanden som råder inuti kärnan..
Sedan produceras tyngre element, som kol och syre. Alla dessa reaktioner frigör energi som färdas genom solens inre för att spridas i hela solsystemet, inklusive jorden. Det uppskattas att solen omvandlar 5 miljoner ton massa till ren energi varje sekund.
Energin från kärnan rör sig utåt genom en strålningsmekanism, till exempel en eld av eld, värmer upp omgivningen.
I detta område är materia i plasmatillstånd, vid en temperatur som inte är så hög som i kärnan, men som når cirka 5 miljoner kelvin. Energin i form av fotoner - paketen eller "kvanta" av ljus - överförs och återabsorberas många gånger av de partiklar som utgör plasma..
Processen är långsam, även om det i genomsnitt tar cirka en månad för fotonerna från kärnan att nå ytan, ibland kan det ta upp till en miljon år att fortsätta resa till de yttre områdena så att vi kan se det i form av ljus..
Eftersom ankomsten av fotoner från strålningszonen är försenad sjunker temperaturen i detta skikt snabbt till 2 miljoner kelvin. Transporten av energi råkar ske genom konvektion, eftersom saken här inte är så joniserad.
Transporten av energi genom konvektion produceras av rörelserna av gasvirvlar vid olika temperaturer. Således stiger de uppvärmda atomerna mot Solens yttersta lager och bär denna energi med sig, men på ett icke-homogent sätt..
Denna "ljussfär" är den uppenbara ytan på vår stjärna, den som vi ser från den (du bör alltid använda speciella filter för att se solen direkt). Det är uppenbart eftersom solen inte är fast utan är gjord av plasma (en mycket het, högjoniserad gas), och därför saknar den en riktig yta..
Fotosfären kan ses genom ett teleskop utrustat med ett filter. Det ser ut som glänsande granulat på en något mörkare bakgrund, med ljusstyrkan minskar något mot kanterna. Granulerna beror på de konvektionsströmmar som vi nämnde tidigare.
Fotosfären är till viss del transparent, men då blir materialet så tätt att det inte går att se igenom.
Det är det yttersta skiktet av fotosfären, motsvarande atmosfären och med en rödaktig ljusstyrka, med en tjocklek som varierar mellan 8 000 och 13 000 och en temperatur mellan 5 000 och 15 000 ºC. Den blir synlig under en solförmörkelse och den producerar gigantiska glödstormar vars höjd når tusentals kilometer.
Det är ett oregelbundet format lager som sträcker sig över flera solradier och är synligt för blotta ögat. Densiteten hos detta skikt är lägre än resten, men det kan nå temperaturer på upp till 2 miljoner kelvin.
Det är ännu inte klart varför temperaturen i detta lager är så hög, men på något sätt är det relaterat till de intensiva magnetfält som solen producerar..
Utanför koronaen finns en stor mängd damm koncentrerat i solens ekvatorialplan, som sprider ljuset från fotosfären och genererar så kallade stjärnteckenljus, ett svagt ljusband som kan ses med blotta ögat efter solnedgången, nära den punkt i horisonten från vilken ekliptiken dyker upp.
Det finns också öglor som går från fotosfären till korona, bildade av gas mycket kallare än resten: de är solbultar, synlig under förmörkelser.
Ett diffust lager som sträcker sig bortom Pluto, där solvinden produceras och magnetens magnetfält manifesteras.
Nästan alla element som vi känner till från det periodiska systemet finns i solen. Helium och väte är de vanligaste elementen.
Från analysen av solspektrumet är det känt att kromosfären består av väte, helium och kalcium, medan järn, nickel, kalcium och argon har hittats i joniserat tillstånd..
Naturligtvis har solen förändrat sin sammansättning över tiden och kommer att fortsätta att göra det när den använder sin tillförsel av väte och helium..
Ur vår synvinkel verkar solen ganska lugn. Men i verkligheten är det en plats full av aktivitet, där fenomen förekommer i en otänkbar skala. Alla störningar som uppstår kontinuerligt i solen kallas solaktivitet.
Magnetism spelar en mycket viktig roll i denna aktivitet. Bland de viktigaste fenomenen som händer på solen är:
Framträdanden, utsprången eller filamenten bildas i kronan och består av gasstrukturer vid hög temperatur som når en hög höjd.
De ses på kanten av solskivan i form av långsträckta strukturer som sammanflätas och kontinuerligt modifieras av solens magnetfält..
Som namnet antyder matas en stor mängd materia ut i hög hastighet av solen, med en hastighet på cirka 1000 km / s. Det beror på att magnetfältlinjerna sammanflätas med varandra och runt en solframträdande, vilket får materialet att fly..
De varar vanligtvis i timmar tills magnetfältlinjerna går sönder. Koronala massutkastningar skapar ett stort flöde av partiklar som når jorden efter några dagar.
Detta flöde av partiklar samverkar med jordens magnetfält och manifesterar sig bland annat som norrsken och södra ljus..
De är regioner i fotosfären där magnetfältet är mycket intensivt. De ser ut som mörka fläckar på solskivan och har en lägre temperatur än resten. De förekommer i allmänhet i mycket varierande grupper vars periodicitet är 11 år: den berömda solcykeln.
Grupperna av fläckar är mycket dynamiska efter solens rotation, med en större fläck som går framför och en annan som stänger gruppen. Forskare har försökt förutsäga antalet fläckar i varje cykel, med relativ framgång.
De inträffar när solen utvisar material från kromosfären och korona. De ses som en blixt som gör att vissa regioner i solen ser ljusare ut.
Så länge dess kärnbränsle varar kommer solen att fortsätta att existera. Vår stjärna uppfyller knappast villkoren för att dö i en stor supernovakatastrof, för för det behöver en stjärna en mycket större massa.
Så troligtvis kommer solen att svälla och förvandlas till en röd jätte som förångar jordens hav när reserverna tappas..
Solskikten kommer att spridas runt den, svälja planeten och bilda en nebulosa bestående av mycket ljus gas, en syn som mänskligheten skulle kunna uppskatta om den då har bosatt sig på en avlägsen planet..
Resten av den forntida solen som kommer att förbli inne i nebulosan kommer att vara en vit dvärg, väldigt liten, ungefär lika stor som jorden, men mycket tätare. Det kommer att svalna väldigt, mycket långsamt och kan passera i detta skede cirka 1 miljard år till tills det blir svart dvärg.
Men för närvarande finns det ingen anledning att oroa sig. Det beräknas att solen vid den här tiden har levt mindre än hälften av sitt liv och det kommer att gå mellan 5000 och 7000 miljoner år innan den röda jättefasen börjar..
Ingen har kommenterat den här artikeln än.