AURINKO: ALKUPERÄ, OMINAISUUDET, RAKENNE, KOOSTUMUS, AKTIIVISUUS - ARTE - 2025

Aurinko on tähti, joka muodostaa keskellä aurinkokunnan ja lähinnä maata, johon se antaa energiaa valon muodossa ja lämpöä, synnyttää vuodenaikojen ilmasto ja merivirrat planeetan. Lyhyesti sanottuna, elämän välttämättömien olosuhteiden tarjoaminen.

Aurinko on tärkein taivaallinen esine eläville olennoille. Uskotaan, että se sai alkunsa noin 5 miljardia vuotta sitten, valtavasta tähtiaineiden pilvestä: kaasu ja pöly. Nämä materiaalit alkoivat tarttua yhteen painovoiman ansiosta.

Aurinko tarjoaa energiaa ja lämpöä planeetalle, jotta siellä voi kehittyä elämä. Lähde: Pexels

Todennäköisesti joidenkin supernovien jäännökset laskettiin sinne, tähdet tuhoutuivat valtavassa kataklysmissa, mikä johti proto-tähdeksi kutsuttuun rakenteeseen.

Painovoima aiheutti yhä useamman aineen kerääntymistä ja sen myötä myös protostarin lämpötila nousi kriittiseen pisteeseen, noin miljoona astetta Celsiukseen. Juuri siellä syttyi uusi vakaa tähti syntynyt ydinreaktori: aurinko.

Hyvin yleisesti ottaen aurinkoa voidaan pitää melko tyypillisenä tähtenä, vaikka massalla, säteellä ja joillakin muilla ominaisuuksilla sen ulkopuolella, jota voitaisiin pitää "keskiarvona" tähdet. Myöhemmin näemme, missä luokassa aurinko on tunnettujen tähdet.

Ihmiskunta on aina kiehtonut aurinkoa ja luonut monia tapoja tutkia sitä. Periaatteessa havainto suoritetaan kaukoputkien kautta, jotka olivat pitkään maapallolla ja ovat nyt myös satelliiteissa.

Auringon lukuisat ominaisuudet tunnetaan valon avulla, esimerkiksi spektroskopia antaa meille tietää sen koostumuksen, koska jokainen elementti jättää erottuvan jäljen. Meteoriitit ovat toinen hieno tietolähde, koska ne ylläpitävät prototähtipilven alkuperäistä koostumusta.

Yleispiirteet, yleiset piirteet

Tässä on joitain auringon pääominaisuuksia, joita on havaittu maasta:

- Sen muoto on käytännössä pallomainen, se kiertymisen takia lievenee tuskin napoissa, ja maasta se nähdään levynä, joten sitä kutsutaan toisinaan aurinkolevyksi.

- Yleisimmät alkuaineet ovat vety ja helium.

- Maasta mitattuna, Auringon kulmakoko on noin ½ astetta.

-Auringon säde on noin 700 000 km ja se on arvioitu sen kulmakoosta. Halkaisija on siis noin 1 400 000 km, noin 109-kertainen maapallon halkaisijaan nähden.

-Auringon ja maan välinen keskimatka on astronominen etäisyysyksikkö.

- Massanaan se saadaan kiihtyvyydestä, jonka Maa saavuttaa liikkuessaan Auringon ja auringon säteen ympärillä: noin 330 000 kertaa suurempi kuin Maa tai suunnilleen 2 x 10 ³⁰ kg.

- Kokemusjaksot tai suuren aktiivisuuden jaksot, jotka liittyvät aurinkomagnetiikkaan. Sitten esiintyy auringonpilkkuja, soihdut tai soihdut ja seinämäpurkaukset.

-Auringon tiheys on paljon pienempi kuin maan, koska se on kaasumainen kokonaisuus.

-Kalassa, joka määritellään säteilytetyn energian määränä aikayksikköä kohti -voima-, se vastaa 4 x 10 ³³ ergs / s tai enemmän kuin 10 ²³ kilowattia. Vertailun vuoksi hehkulamppu säteilee alle 0,1 kilowattia.

-Auringon efektiivinen lämpötila on 6000 ºC. Se on keskilämpötila, näemme myöhemmin, että ydin ja korona ovat paljon kuumemmat alueet.

Auringon luokittelu

Aurinkoa pidetään keltaisena kääpiötähtänä. Tähän luokkaan kuuluvat tähdet, joiden massa on välillä 0,8-1,2 kertaa Auringon massa.

Tähteillä on vaaleuden, massan ja lämpötilan mukaan tietyt spektriominaisuudet. Kaavio voidaan tehdä asettamalla tähti kuvaajalle lämpötilan ja valoisuuden välillä, joka tunnetaan nimellä Hertzsprung-Russell-kaavio.

Tähtien luokittelu Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Aurinko on pääjärjestyksessä. Lähde: Wikimedia Commons.

Tässä kaaviossa on alue, jolla suurin osa tunnetuista tähdet sijaitsevat: pääsekvenssi.

Siellä tähdet viettävät melkein koko elämänsä ja mainittujen ominaisuuksien mukaan niille on annettu spektrityyppi, jota merkitään isolla kirjaimella. Aurinkomme kuuluu tähtityypin G2 luokkaan.

Toinen melko yleinen tapa luokitella tähtiä on kolme suurta tähtipopulaatioryhmää: I, II ja III, erotus niiden koostumuksessa olevien raskaiden elementtien määrän mukaan.

Esimerkiksi väestön III tähdet ovat vanhimpia, jotka muodostuvat maailmankaikkeuden alussa, pian Ison räjähdyksen jälkeen. Helium ja vety ovat pääosin heissä.

Sitä vastoin populaatiot I ja II ovat nuorempia ja sisältävät enemmän raskaita elementtejä, joten uskotaan, että ne ovat muodostuneet aineesta, jonka ovat jättäneet muiden tähtien supernovat räjähdykset.

Näistä väestö II on vanhempi, ja se koostuu kylmempiä ja vähemmän kirkkaita tähtiä. Aurinkomme on luokiteltu väestöön I, melko nuori tähti.

Rakenne

Auringon kerrosrakenne. Lähde: Wikimedia Commons.

Tutkimuksen helpottamiseksi auringon rakenne on jaettu 6 kerrokseen, jotka jakautuvat hyvin erilaistuneille alueille alusta alkaen:

-Auringon ydin

-Säteilyalue

-Konvektiivinen alue

-Photosphere

-Chromosphere

Ydin

Sen koko on noin 1/5 aurinkosäteestä. Siellä aurinko tuottaa säteilevänsä energian korkeiden lämpötilojen (15 miljoonaa celsiusastetta) ja vallitsevien paineiden ansiosta, jotka tekevät siitä fuusioreaktorin.

Painovoima toimii stabiloijana tässä reaktorissa, jossa tapahtuu reaktioita, joissa syntyy erilaisia ​​kemiallisia alkuaineita. Elementaarisimmissa vedyn ytimistä (protoneista) tulee heliumin ytimiä (alfahiukkasia), jotka ovat vakaita olosuhteissa, jotka vallitsevat ytimen sisällä.

Sitten syntyy raskaampia alkuaineita, kuten hiili ja happi. Kaikki nämä reaktiot vapauttavat energiaa, joka kulkee Auringon sisäpuolen kautta levitäkseen aurinkokuntaan, mukaan lukien Maa. On arvioitu, että joka toinen sekunti aurinko muuttaa 5 miljoonaa tonnia massaa puhtaaseen energiaan.

Säteilyvyöhyke

Energia ytimestä liikkuu ulospäin säteilymekanismin kautta, aivan kuten nuotion tulipalo lämmittää ympäristöä.

Tällä alueella aine on plasmatilassa, lämpötilassa, joka ei ole niin korkea kuin ytimessä, mutta se saavuttaa noin viisi miljoonaa kelviniä. Plasman muodostavat hiukkaset välittävät ja absorboivat monta kertaa fotonien muodossa olevan energian - valon paketteja tai "kvantteja".

Prosessi on hidas, vaikka keskimäärin kestää noin kuukauden, jolloin ytimestä tulevat fotonit pääsevät pintaan, joskus matkustaminen ulkoalueille voi kestää jopa miljoona vuotta, jotta voimme nähdä sen valon muodossa.

Konvektiivinen alue

Koska fotonien saapuminen säteilyalueelta viivästyy, tämän kerroksen lämpötila laskee nopeasti 2 miljoonaan kelviniiniin. Energian kuljetus tapahtuu konvektiolla, koska tässä oleva asia ei ole niin ionisoitunut.

Energian kuljetus konvektiolla saadaan aikaan pyörteiden liikkuessa kaasuissa eri lämpötiloissa. Siksi kuumennetut atomit nousevat kohti aurinkojen uloimpia kerroksia kantaen tätä energiaa mukanansa, mutta epähomogeenisella tavalla.

photosphere

Tämä "valopallo" on tähtemme näennäinen pinta, sen, jonka näemme siitä (sinun on aina käytettävä erityisiä suodattimia nähdäksesi Auringon suoraan). On selvää, koska aurinko ei ole kiinteä, mutta se on tehty plasmasta (erittäin kuuma, voimakkaasti ionisoitunut kaasu), joten sillä ei ole todellista pintaa.

Valokuvasfääriä voidaan katsella suodattimella varustetun kaukoputken kautta. Näyttää siltä, ​​että kiiltävät rakeet ovat hiukan tummemmalla taustalla kirkkauden vähentyessä hieman reunoja kohti. Rakeet johtuvat aikaisemmin mainitsemista konvektiovirroista.

Valokuvasfääri on jossain määrin läpinäkyvä, mutta sitten materiaalista tulee niin tiheää, että sitä ei ole mahdollista nähdä.

Kromosfäärin

Se on valokehän uloin kerros, joka vastaa ilmakehää ja punertavalla vaaleudella, jonka paksuus vaihtelee välillä 8 000–13 000 ja lämpötila välillä 5000–15 000 ºC. Se tulee näkyväksi auringonpimennyksen aikana ja se tuottaa jättimäisiä hehkuvia kaasumyrskyjä, joiden korkeus on tuhansia kilometrejä.

kruunu

Se on epäsäännöllisen muotoinen kerros, joka ulottuu useiden aurinkosäteiden yli ja on näkyvissä paljaalla silmällä. Tämän kerroksen tiheys on alempi kuin muun, mutta sen lämpötila voi olla jopa 2 miljoonaa kelviniä.

Ei ole vielä selvää, miksi tämän kerroksen lämpötila on niin korkea, mutta se liittyy jollain tavalla aurinkojen tuottamiin voimakkaisiin magneettikenttiin.

Koronan ulkopuolella on suuri määrä pölyä, joka on keskittynyt auringon päiväntasaajan tasoon ja joka hajottaa valon valokehästä, jolloin syntyy ns. Horoskooppivalo, himmeän valon kaista, joka voidaan nähdä paljaalla silmällä auringonlaskun jälkeen. aurinko, lähellä horisontin pistettä, josta ekliptika nousee.

On myös silmukoita, jotka kulkevat valokehästä koroonalle ja muodostuvat kaasusta paljon kylmempiä kuin muut: ne ovat aurinkojen näkyvyydet, näkyvät pimennysten aikana.

heliosfääri

Hajakerros, joka ulottuu Pluton ulkopuolelle, jossa syntyy aurinkotuuli ja Auringon magneettikenttä ilmenee.

Sävellys

Lähes kaikki jaksollisesta taulukosta tunnetut elementit ovat auringossa. Helium ja vety ovat runsaimpia alkuaineita.

Auringonspektrin analyysistä tiedetään, että kromosfääri koostuu vedystä, heliumista ja kalsiumista, kun taas rautaa, nikkeliä, kalsiumia ja argonia on löydetty ionisoidussa tilassa koronassa.

Tietysti aurinko on muuttanut koostumustaan ​​ajan myötä ja aikoo jatkaa niin, kun se käyttää vety- ja heliumivarojaan.

Auringon aktiivisuus

Näkemyksemme mukaan aurinko näyttää melko rauhalliselta. Mutta todellisuudessa se on toimintaa täynnä paikkaa, jossa ilmiöitä esiintyy käsittämättömässä mittakaavassa. Kaikkia häiriöitä, joita jatkuvasti esiintyy auringossa, kutsutaan aurinkoaktiivisuudeksi.

Magnetismilla on erittäin tärkeä rooli tässä toiminnassa. Tärkeimpiä auringossa tapahtuvia ilmiöitä ovat:

Aurinko näkymät

Korot muodostuvat korotuksista, kuopista tai filamenteista ja koostuvat korkean lämpötilan kaasurakenteista, jotka saavuttavat suuren korkeuden.

Ne nähdään aurinkolevyn reunalla pitkänomaisina rakenteina, jotka lukkiutuvat ja joita auringon magneettikenttä muuttaa jatkuvasti.

Koronan massan ejektiot

Kuten nimensä viittaa, aurinko työntää suuren määrän ainetta suurella nopeudella nopeudella noin 1000 km / s. Se johtuu siitä, että magneettikentän linjat kietoutuvat keskenään ja auringon näkyvyyden ympärillä aiheuttaen materiaalin pakoon.

Ne kestävät yleensä tunteja, kunnes magneettikenttäviivat hajoavat. Koronan massan ejektiot luovat suuren hiukkasvirtauksen, joka saavuttaa Maan muutaman päivän sisällä.

Tämä hiukkasvirta on vuorovaikutuksessa maan magneettikentän kanssa ja ilmenee muun muassa pohjoisvaloina ja etelävaloina.

auringonpilkkujen

Ne ovat valokehän alueita, joilla magneettikenttä on erittäin voimakas. Ne näyttävät tummilta pisteiltä aurinkolevyltä ja ovat alemmassa lämpötilassa kuin muut. Ne esiintyvät yleensä hyvin vaihtelevissa ryhmissä, joiden jaksot ovat 11 vuotta: kuuluisa aurinkosykli.

Pisteryhmät ovat erittäin dynaamisia seuraamalla Auringon pyörimisliikettä, ja suurempi piste, joka menee eteen, ja toinen, joka sulkee ryhmän. Tutkijat ovat yrittäneet ennustaa pisteiden lukumäärää kussakin jaksossa suhteellisen onnistuneesti.

Liekit

Ne ilmenevät, kun aurinko karkottaa materiaalin kromosfääristä ja koronasta. Niitä pidetään valon salamana, joka tekee eräistä auringon alueista kirkkaampia.

kuolema

Kuten mikä tahansa tähti, aurinko katoaa yhtenä päivänä, mutta se ei ole lähitulevaisuudessa. Lähde: Pxhere.

Niin kauan kuin sen ydinpolttoaine kestää, aurinko on edelleen olemassa. Tähtimme tuskin täyttää edellytyksiä kuolla suuressa supernova-tyyppisessä katastrofissa, koska tälle tähti tarvitsee paljon suuremman massan.

Joten todennäköisimmin, koska varannot ovat ehtyneet, aurinko turpoaa ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi, haihduttaen Maan valtameret.

Auringon kerrokset leviävät sen ympärille, valloittaen planeetan ja muodostaen sumun, joka koostuu erittäin kirkkaasta kaasusta - näky, jonka ihmiskunta voisi arvioida, jos siihen mennessä se on asettunut kaukaiselle planeetalle.

Nebulin sisälle jäävän muinaisen aurinkojäännös on hyvin pieni valkoinen kääpiö, suunnilleen maan kokoinen, mutta paljon tiheämpi. Se jäähtyy hyvin, hyvin hitaasti, tässä vaiheessa se voi viettää noin miljardi vuotta lisää, kunnes siitä tulee musta kääpiö.

Mutta tällä hetkellä ei ole syytä huoleen. On arvioitu, että aurinko on tällä hetkellä asunut alle puolet elämästään ja se on 5000 - 7000 miljoonaa vuotta ennen punaisen jättiläisen vaiheen alkamista.

Viitteet

1. Kaikki koskien avaruutta. 2016.Tunne maailmankaikkeudesta. Kuvittele julkaisua.
2. Kuinka se toimii. 2016. Avaruuskirja. Kuvittele julkaisua.
3. Oster, L. 1984. Moderni tähtitiede. Toimituksellinen käännös.
4. Wikipedia. Hertzsprung-Russell-kaavio. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org.
5. Wikipedia. Tähtien väestö. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org.