SOL: URSPRUNG, EGENSKAPER, STRUKTUR, SAMMANSÄTTNING, AKTIVITET - ARTE - 2025

Den Solen är stjärnan som utgör centrum av solsystemet och närmast jorden, till vilken den ger energi i form av ljus och värme, vilket ger upphov till de säsonger, klimat- och havsströmmar av planeten. Kort sagt, erbjuder de primära förutsättningarna för livet.

Solen är det viktigaste himmelobjektet för levande varelser. Det antas att det hade sitt ursprung för cirka 5 miljarder år sedan, från ett enormt moln av stjärnmaterial: gas och damm. Dessa material började hålla sig samman tack vare tyngdkraften.

Solen tillför planeten energi och värme, så att livet kan utvecklas där. Källa: Pexels

Mycket troligen räknades resterna av några supernovaer där, stjärnor förstördes av en kolossal kataklym, vilket gav upphov till en struktur som kallas proto-star.

Tyngdkraften fick mer och mer materia att ackumuleras, och med den ökade temperaturen på protostaren också till en kritisk punkt, cirka 1 miljon grader Celsius. Det var just där kärnreaktorn som gav upphov till en ny stabil stjärna antändes: Solen.

I mycket allmänna termer kan solen betraktas som en ganska typisk stjärna, även med massa, radie och vissa andra egenskaper utanför vad som kan betraktas som "genomsnittet" bland stjärnorna. Senare kommer vi att se i vilken kategori solen är bland de stjärnor vi känner till.

Mänskligheten har alltid varit fascinerad av solen och har skapat många sätt att studera den. I princip görs observationen genom teleskop, som fanns på jorden under en lång tid och nu också finns på satelliter.

Många egenskaper hos solen är kända genom ljus, till exempel spektroskopi tillåter oss att veta dess sammansättning, tack vare det faktum att varje element lämnar ett distinkt spår. Meteoriter är en annan stor informationskälla, eftersom de upprätthåller den ursprungliga sammansättningen av det protostellära molnet.

Generella egenskaper

Här är några av de viktigaste egenskaperna hos solen som har observerats från jorden:

-Den form är praktiskt sfärisk, den plattar knappt lite vid polerna på grund av dess rotation, och från Jorden ses den som en skiva, därför kallas den ibland solskiva.

-De vanligaste elementen är väte och helium.

-Mätt från jorden är solens vinkelstorlek ungefär ½ grad.

-Solens radie är ungefär 700 000 km och beräknas utifrån dess vinkelstorlek. Diametern är därför cirka 1 400 000 km, ungefär 109 gånger jorden.

-Genomsnittet avståndet mellan solen och jorden är den astronomiska avståndsenheten.

-Som dess massa erhålls det från den acceleration som jorden får när den rör sig runt solen och solradie: ungefär 330 000 gånger större än jorden eller 2 x 10 ³⁰ kg ungefär.

-Experiencecykler eller perioder med stor aktivitet, relaterade till solmagnetism. Sedan dyker upp solfläckar, blossar eller blossar och utbrott av koronalmassa.

-Solens täthet är mycket lägre än jorden, eftersom det är en gasformig enhet.

- När det gäller dess ljusstyrka, som definieras som den mängd energi som strålas ut per tidsenhet-kraft-, motsvarar den 4 x 10 ³³ ergs / s eller mer än 10 ²³ kilowatt. Som jämförelse strålar en glödlampa mindre än 0,1 kilowatt.

-Den effektiva temperaturen på solen är 6000 ºC. Det är en medeltemperatur, vi kommer att se senare att kärnan och koronaen är regioner mycket varmare än så.

Klassificering av solen

Solen betraktas som en gul dvärgstjärna. I denna kategori finns stjärnor som har en massa mellan 0,8-1,2 gånger solens massa.

Enligt deras ljusstyrka, massa och temperatur har stjärnor vissa spektrala egenskaper. Ett diagram kan göras genom att placera stjärnan på en graf över temperatur kontra ljusstyrka, känd som ett Hertzsprung-Russell-diagram.

Klassificering av stjärnor i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Solen är i huvudsekvensen. Källa: Wikimedia Commons.

I detta diagram finns det ett område där de flesta av de kända stjärnorna finns: huvudsekvensen.

Där tillbringar stjärnorna nästan hela sitt liv och enligt de nämnda egenskaperna tilldelas de en spektraltyp betecknad med en stor bokstav. Our Sun tillhör kategorin stjärntyp G2.

Ett annat ganska allmänt sätt att klassificera stjärnor är i tre stora grupper av stjärnpopulationer: I, II och III, en åtskillnad som görs enligt mängden tunga element i deras sammansättning.

Till exempel är Befolkning III-stjärnor bland de äldsta, bildade i början av universum, strax efter Big Bang. Helium och väte dominerar i dem.

I kontrast till detta är populationerna I och II yngre och innehåller tyngre element, så det antas att de har bildats med materien som lämnats av supernovaexplosioner av andra stjärnor.

Bland dessa är Befolkning II äldre och består av kallare och mindre lysande stjärnor. Vår sol har klassificerats inom Befolkning I, en relativt ung stjärna.

Strukturera

Skiktad struktur av solen. Källa: Wikimedia Commons.

För att underlätta studien är solens struktur uppdelad i 6 lager, fördelade i väl differentierade regioner med början från insidan:

-Solkärnan

-Radiativ zon

-Konvektiv zon

-Photosphere

-Chromosphere

Kärna

Dess storlek är ungefär 1/5 av solradie. Där producerar solen den energi som den utstrålar, tack vare de höga temperaturerna (15 miljoner grader Celsius) och rådande tryck, vilket gör det till en fusionsreaktor.

Tyngdkraften fungerar som en stabilisator i denna reaktor, där reaktioner sker 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, till exempel kol och syre. Alla dessa reaktioner släpper energi som reser genom solens inre för att spridas över hela solsystemet, inklusive jorden. Det uppskattas att Solen varje sekund förvandlar 5 miljoner ton massa till ren energi.

Strålningszon

Energi från kärnan rör sig utåt genom en strålningsmekanism, precis som en eld i en bål värmer upp omgivningen.

I detta område är materien i ett plasmatillstånd, vid en temperatur som inte är så hög som i kärnan, men det når cirka 5 miljoner kelvin. Energin i form av fotoner - paketen eller "kvanta" av ljus - överförs och absorberas många gånger av de partiklar som utgör plasma.

Processen är långsam, även om det i genomsnitt tar ungefär 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 den i form av ljus.

Konvektiv zon

Eftersom ankomsten av fotoner från strålningszonen försenas sjunker temperaturen i detta skikt snabbt till 2 miljoner kelvin. Energitransport sker råkar genom konvektion, eftersom saken här inte är så joniserad.

Energitransporten genom konvektion produceras genom förflyttning av gasformiga gaser vid olika temperaturer. Således stiger de uppvärmda atomerna mot de yttersta lagren av solen och bär denna energi med sig, men på ett icke-homogent sätt.

FOTOSFÄREN

Denna "sfär av ljus" är den uppenbara ytan på vår stjärna, den som vi ser från den (du måste alltid använda speciella filter för att se solen direkt). Det är uppenbart eftersom solen inte är fast utan är tillverkad av plasma (en mycket varm, mycket joniserad gas), därför saknar den en riktig yta.

Fotosfären kan ses genom ett teleskop utrustat med ett filter. Det ser ut som glänsande granuler på en något mörkare bakgrund, med ljusstyrkan minskar något mot kanterna. Granulerna beror på konvektionsströmmarna som vi nämnde tidigare.

Fotosfären är till viss del transparent, men då blir materialet så tätt att det inte går att se igenom.

kromosfären

Det är det yttersta lagret i fotosfären, motsvarande atmosfären och med en rödaktig ljusstyrka, med en varierande tjocklek mellan 8000 och 13 000 och en temperatur mellan 5 000 och 15 000 ºC. Det blir synligt under en solförmörkelse och den producerar gigantiska glödande stormar vars höjd når tusentals kilometer.

krona

Det är ett oregelbundet format lager som sträcker sig över flera solradier och är synligt för det blotta ögat. Detta skikt är mindre 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.

På utsidan av koronaen finns en stor mängd damm koncentrerad i solens ekvatorplan, vilket diffunderar ljuset från fotosfären och skapar det så kallade zodiakaljuset, ett band med svagt ljus som kan ses med det blotta ögat efter solnedgången. solen, nära den punkt i horisonten från vilken ekliptiken kommer ut.

Det finns också öglor som går från fotosfären till koronaen, som är bildade av gas mycket kallare än resten: de är solens framträdanden, synliga under förmörkelser.

heliosphere

Ett diffust skikt som sträcker sig bortom Pluto, där solvinden produceras och solens magnetfält manifesteras.

Sammansättning

Nästan alla element som vi känner 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 i korona har man hittat nickel, kalcium och argon i ett joniserat tillstånd.

Naturligtvis har solen ändrat sin sammansättning över tid och kommer att fortsätta att göra det när den använder sin tillgång till väte och helium.

Solaktivitet

Ur vår synvinkel verkar solen ganska lugn. Men i verkligheten är det en plats full av aktivitet, där fenomen uppträder i en otänkbar skala. Alla störningar som uppstår kontinuerligt på solen kallas solaktivitet.

Magnetism spelar en mycket viktig roll i denna aktivitet. Bland de viktigaste fenomenen som händer på solen är:

Solprioriteringar

Framträdanden, bulor eller filament bildas i kronan och består av högtemperatur gasstrukturer som når en stor höjd.

De ses vid kanten av solskivan i form av långsträckta strukturer som låser sig varandra, och ändras kontinuerligt av solens magnetfält.

Koronala massutkast

Som namnet antyder matas ut en stor mängd materia i hög hastighet av solen, med en hastighet av cirka 1000 km / s. Det beror på att magnetfältlinjerna sammanflätas med varandra och runt en solproposition, vilket får materialet att fly.

De håller vanligtvis i timmar tills magnetfältlinjerna bryts isär. Koronala massutsprutningar skapar ett stort flöde av partiklar som når jorden inom några dagar.

Detta partikelflöde interagerar med jordens magnetfält och manifesterar sig bland annat som norrsken och södra ljus.

solfläckar

Det 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 vanligtvis i mycket varierande grupper, vars periodicitet är 11 år: den berömda solcykeln.

Grupperna av fläckar är mycket dynamiska efter solens rotationsrörelse, med en större plats som går framför och en annan som stänger gruppen. Forskare har försökt förutsäga antalet fläckar i varje cykel med relativt framgång.

Flames

De inträffar när solen utvisar material från kromosfären och korona. De ses som en blixtljus som gör att vissa regioner i solen ser ljusare ut.

Död

Som en stjärna kommer solen att försvinna en dag, men den kommer inte att vara inom en snar framtid. Källa: Pxhere.

Så länge dess kärnbränsle varar kommer Sun att fortsätta att existera. Vår stjärna uppfyller knappast villkoren för att dö i en stor katastrof av supernovatyp, för en stjärna behöver en mycket större massa.

Så chanserna är att när reserverna tappas kommer solen att svälla och förvandlas till en röd jätte, som förångar jordens hav.

Solskikten kommer att sprida sig runt den, omsluta planeten och bilda en nebulosa bestående av mycket ljus gas, en syn som mänskligheten kunde uppskatta, om den då har bosatt sig på en avlägsen planet.

Återstoden av den antika solen som kommer att förbli i nebulon är en mycket liten vit dvärg, ungefär jordens storlek, men mycket tätare. Det kommer att svalna väldigt, mycket långsamt, i det här skedet kan det spendera ungefär 1 miljard fler år tills det blir en svart dvärg.

Men för tillfället finns det ingen anledning att oroa sig. Solen för närvarande beräknas ha levt mindre än hälften av sin livstid och det kommer att vara mellan 5000 och 7000 miljoner år innan den röda jättesteget börjar.

referenser

1. Allt om rymden. 2016. Universums tur. Föreställ dig att publicera.
2. Hur det fungerar. 2016. Book of Space. Föreställ dig att publicera.
3. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redaktör Reverté.
4. Wikipedia. Hertzsprung-Russell diagram. Återställd från: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Stellarpopulation. Återställd från: es.wikipedia.org.