Saules raksturojums, daļas, struktūra un sastāvs

The Saule tas ir gāzveida ķermenis, kuram ir ļoti saspiests kodols, kurā enerģiju rada termo kodolreakcijas.

Tā ir zvaigzne, ap kuru apbrauc Zeme un citas planētas un kam tā nodrošina gaismu un siltumu. Viņš piedzima pirms 4 600 miljoniem gadu. Lai gan tas ir viens no vairāk nekā 1000 miljoniem debess ķermeņu, kas veido Piena ceļa galaktiku, tā ir spožākā zvaigzne.

Visa dzīve uz Zemes ir atkarīga no saules enerģijas, ko zvaigzne sniedz. Bez Saules Zeme būtu tumša, nedzīva vieta, kas iesaldēta laikā. 

Lai gan nav zināms, kas notika pirms vairāk nekā 4 miljardiem gadu, pašreizējā teorija uzskata, ka milzīgs putekļu un gāzes mākonis sāka griezties lēni.

Gravitācija šajā mākonī velta blīvu reģionu. Impulss palielināja rotācijas ātrumu. Šī kustība izraisīja gāzes uzkrāšanos centrā, kas izraisīja reakcijas, kas putekļus un gāzi pārvērš par cietvielām, izraisot planētas..

Galvenais jautājums kļuva ļoti karsts un blīvs, radot kodolsintēzi, kas izraisīja Sauli.

Saule ir lielākais objekts Saules sistēmā, jo tā ir 99% no sistēmas masas.

Tās gravitācijas spēks uztur visas planētas orbītā. Tā ir vidēja izmēra zvaigzne, kas ražo savu gaismu un siltumu, sadedzinot tādas degvielas kā ūdeņradis un hēlijs procesā, ko sauc par kodolsintēzi..

Zvaigznēm ir ierobežota dzīve, un Saule nav izņēmums, tas ir tā dzīves cikla vidū, kas ir apmēram desmit miljardi gadu. Tas atrodas galaktikas centrā, kuram ir spirālveida forma.

Kas ir Saule? daļas un pētījumi par zvaigzni

No attāluma Saule nešķiet ļoti sarežģīta. Parastajam novērotājam tas ir tikai gluda, vienmērīga gāzes bumba. Tomēr rūpīga pārbaude rāda, ka zvaigzne ir nemainīga. Acīmredzot mierīgā Saule ir nemierīgs, drebošs un sprādzienbīstams ķermenis, ko iegūst intensīvs un mainīgs magnētisms.

Nesenā pagātnē zinātnieki nevarēja saprast, kā Saule radīja magnētiskos laukus, kas ir atbildīgi par lielāko daļu saules aktivitātes.

Viņi arī nezināja, kāpēc daļa no šī intensīvā magnētisma bija koncentrēta tā sauktajās saulē, zemās tumšās salās kā Zeme un tūkstoš reižu vairāk magnētisko.

Turklāt fiziķi nevarēja izskaidrot, kāpēc Saules magnētiskā aktivitāte krasi mainās, samazinās un pastiprinās ik pēc 11 gadiem. Atbildes uz šiem jautājumiem ir paslēptas Saules iekšienē, kur tiek radīts tā spēcīgais magnētisms.

Piena ceļš ir aptuveni 100 000 gaismas gadu diametrā un 15 000 gaismas gadu biezumā. Šajā laikā Saule pārvietojas 210 km sekundē, un ceļojuma cikla pabeigšanai nepieciešams 225 miljoni gadu.

Zinātnieki ir ieguvuši daudzas zināšanas par Sauli no Zemes novērojumiem daudzus gadus. Tomēr liela daļa no pašreizējām zināšanām nāk no kosmosa zondēm, kas ir nosūtītas uz misijām, lai izpētītu Sauli..

Šīs zondes ir sniegušas precīzu informāciju par Saules temperatūru, atmosfēru, kompozīciju, magnētisko lauku, uzliesmojumiem, redzamību, saules stariem un iekšējo dinamiku, kas parādīti šajā lodziņā..

Saules sastāvs

Saule ir milzīga plazmas bumba, karsta jonizēta gāze, kas satur 300 000 reižu lielāku masu nekā Zeme.

Saules diametrs ir 1,4 miljoni kilometru garš, pārsniedzot 12,760 km Zemes diametru, pat pārsniedz sistēmas lielākās planētas diametru, kas ir tikai viena desmitā daļa no Saules diametra.

Galvenie Saules elementi ir ūdeņradis (92%), kam seko hēlijs (7,8%) un mazāk nekā 1% smagāku elementu, piemēram, skābeklis, ogleklis, slāpeklis un neons..

Zemāk ir saules kompozīcija, kas veidota, analizējot saules spektru. Analīze nāk no Saules atmosfēras apakšējiem slāņiem, bet tiek uzskatīts, ka tā ir reprezentatīva visai Saulei, izņemot tās kodolu. Saules spektrā ir konstatēti gandrīz 67 elementi.

Tiek uzskatīts, ka Saule ir pilnīgi gāzveida, vidējais blīvums ir 1,4 reizes lielāks par ūdeni. Tā kā spiediens kodolā ir daudz lielāks nekā uz virsmas, kodola blīvums ir vienāds ar astoņām reizēm ar zelta blīvumu, un spiediens ir 250 miljardi reizes lielāks par Zemes virsmas spiedienu..

Gandrīz visa Saules masa ir ierobežota līdz apjomam, kas stiepjas tikai 60% no attāluma no Saules centra līdz tās virsmai.

Saules struktūra

Pētot Saules struktūru, saules fiziķi to sadala divās galvenajās jomās: interjerā un atmosfērā.

Interjers

Interjeru veido:

1- Core

Tas ir Saules centrālais reģions, kur notiek kodolreakcijas, kas pārvērš ūdeņradi par hēliju. Šīs reakcijas atbrīvo enerģiju, kas izraisa Saules spilgtumu.

Lai šīs reakcijas notiktu, ir nepieciešama ļoti augsta temperatūra. Temperatūra pie centra ir aptuveni 15 miljoni grādu pēc Celsija un blīvums ir aptuveni 160 g / cm³ (tas ir, 160 reizes lielāks ūdens blīvums).

Gan temperatūra, gan blīvums samazinās ārā no Saules centra. Kodols aizņem 25% visdziļāko Saules rādiusu. Aptuveni 175 000 km attālumā no centra temperatūra ir tikai puse no tās centrālās vērtības un blīvums samazinās līdz 20 g / cm³.

2) starpposma zona (vai radioaktīvais transports).

Ap kodolu ir starpposma vai radioaktīvā transporta zona. Šī platība aizņem 45% no saules rādiusa un ir reģions, kurā enerģija gamma staru fotonu veidā tiek transportēta uz ārpusi ar kodolā radīto starojuma plūsmu..

Augstas enerģijas gamma staru fotoni tiek nepārtraukti uzvarēti, kad tie šķērso starpzonu, daži ir absorbēti, citi izraidīti un citi atgriežas kodolā. Fotoni var aizņemt 100 000 gadus, lai atrastu ceļu caur starpzonu.

Starpsienas ārējā robežā temperatūra ir aptuveni 1,5 miljoni Celsija grādu un blīvums ir aptuveni 0,2 g / cm.³. Šo ierobežojumu sauc saskarnes slānis o tacoklīns.

Tiek uzskatīts, ka Saules magnētiskais lauks tiek radīts dabīgā dinamo, kas atrodas šajā slānī. Plūsmas ātruma izmaiņas caur šo slāni stiepjas magnētiskā lauka stiprības līnijas un padara tās spēcīgākas. Šķiet, ka šajā slānī ir pēkšņas ķīmiskās sastāva izmaiņas.

3- Konvektīvā zona

Tā ir vislielākā saules zona, to sauc par konvektīvo zonu, jo enerģiju virza uz virsmas ar konvekcijas procesu. Tas stiepjas no aptuveni 210 000 km dziļuma līdz redzamajai virsmai un aizņem aptuveni 30% no Saules rādiusa.

Šajā zonā starpzonā sildītā plazmas gāze uz konvekcijas strāvu iedarbojas uz virsmu, paplašinot, atdzesējot un pēc tam saraužoties (līdzīgi kā ūdens viršanai katlā)..

Gāzes daļiņu pieaugums uz virsmas ir redzams kā granulēts modelis. Granulas ir aptuveni 1000 km diametrā. Konvekcijas šūnas atbrīvo enerģiju Saules atmosfērā, virsmas temperatūra ir aptuveni 5 600 ° C, un blīvums ir praktiski nulle..

Kad plazmas gāze sasniedz Saules virsmu, tā atdziest un nogulsnējas konvekcijas zonas pamatnē, kur tā kļūst vairāk siltuma.

Tad process tiek atkārtots. Fotoni, kas aizbēg no Saules, ir zaudējuši enerģiju ceļā no kodola un ir mainījuši viļņa garumu, tā ka lielākā daļa emisijas ir redzamā elektromagnētiskā spektra apgabalā..

Zemākas temperatūras konvektīvajā zonā ļauj smagākus elementus, piemēram, oglekli, slāpekli, skābekli, kalciju un dzelzi, saglabāt dažu to elektronu. Tas padara materiālu nepārskatāmāku, padarot radiācijas šķērsošanu sarežģītāku.

Saules atmosfēras

Saules atmosfēru veido:

1- Fotogrāfija.

Fotosfēra ir zemākais no trim slāņiem, kas veido Saules atmosfēru, jo augšējie divi slāņi ir caurspīdīgi lielākajā daļā redzamā gaismas viļņu garumu, un fotosfēra ir viegli novērtējama.

Mēs nevaram redzēt aiz gaišajām fotosfēras gāzēm, tāpēc viss zemāk tiek uzskatīts par Saules interjeru.

Tas ir plāns karstu jonizētu gāzu vai plazmas segums, kas ir apmēram 400 km biezs, kura apakšējā daļa veido redzamo Saules virsmu. Lielākā daļa no Saules izstarotās enerģijas šķērso šo slāni.

No Zemes virsma šķiet gluda, bet patiesībā tas ir turbulens un granulēts konvekcijas strāvu dēļ. Materiālu, kas vārīts uz Saules virsmas, veic saules vējš.

Fotogrāfijas blīvums ir zems saskaņā ar Zemes standartiem, tā vērtība ir līdzīga gaisa, ko elpojam, blīvumam, un tās vidējā temperatūra ir tikai 5 600 ° C. Fotogrāfijas sastāvs masā ir 74,9% ūdeņraža un 23,8% hēlija. Visi smagāki elementi veido mazāk nekā 2% no masas.

2- Hromosfēra

Atrodas tieši virs fotosfēras ir hromosfēra (krāsains sfēra). Šim plānajam gāzes slānim ir daudz mazāks blīvums nekā fotosfērai.

Tas ir apmēram 2500 km biezs, ar temperatūru, kas svārstās no 6000 ° C tieši virs fotosfēras līdz 20 000 līdz 30 000 ° C augšpusē.

Hromosfēra ir vizuāli pārredzamāka nekā fotosfēra. Tās sarkanīgi rozā krāsa ir radusies, jo tās emisija galvenokārt ir ūdeņraža gāzveida alfa.

Šo krāsu var redzēt kopējā saules aptumsuma laikā, kad hromosfēra tiek īslaicīgi redzama kā krāsas zibspuldze, tāpat kā redzamā fotosfēras mala aiz Mēness.

3- Corona

Tas ir Saules atmosfēras augšējais slānis, un tas aizņem vairākus miljonus kilometru no hromosfēras augšdaļas līdz kosmosam. Kronim nav precīzi noteiktas augšējās robežas.

Kroni var redzēt tikai pilnā saules aptumsuma laikā vai ar speciālu teleskopu, ko sauc par koronāciju, kad fotosfēra ir bloķēta. Kronis parādās kā gaiša, gaiši balta zona ap Sauli.

Atsauces

1. Clark, S. (2004). Zeme, Saule un Mēness. Dunstable, Folens Publishers.
2. Giessow J. un Giessow F. (2015). Saule Zinātne: Visuma izpēte. Dayton, Milliken Publishing Company.
3. Lang, K. (2009). Saule no kosmosa. Ņujorka, Springer.
4. Phillips, K. (1995). Saules ceļvedis. Cambridge, Cambridge University Press.
5. Rushworth, G. (2011). Mūsu Saules sistēma: Saule. Ņujorka, Benchmark izglītības uzņēmums.
6. Viegas, J. (2006). Saules loma mūsu Saules sistēmā: pašreizējās domas antoloģija. Ņujorka, The Rosen Publishing Group, Inc.
7. Wilkinson, J. (2012). Jaunas acis uz Saules: ceļvedis satelītuzņēmumiem un amatieru novērojumiem. Ņujorka, Springer.