S Słońce: fakty o słońcu
słońce leży w sercu układu słonecznego, gdzie jest zdecydowanie największym obiektem. Ma 99,8 procent masy układu słonecznego i jest około 109 razy większa od średnicy Ziemi — około miliona ziem może zmieścić się wewnątrz słońca.,
widoczna część Słońca wynosi około 10 000 stopni Fahrenheita (5 500 Stopni Celsjusza), podczas gdy temperatury w jądrze osiągają ponad 27 milionów F (15 milionów C), napędzane reakcjami jądrowymi. Trzeba by eksplodować 100 miliardów ton dynamitu co sekundę, aby dopasować energię produkowaną przez słońce, według NASA.
słońce jest jedną z ponad 100 miliardów gwiazd w Drodze Mlecznej. Okrąża około 25 000 lat świetlnych od jądra galaktyki, dokonując obrotu raz na około 250 milionów lat., Słońce jest stosunkowo młode, należy do generacji gwiazd znanych jako populacja I, które są stosunkowo bogate w pierwiastki cięższe od Helu. Starsze pokolenie gwiazd nazywa się populacją II, a wcześniejsze pokolenie populacji III mogło istnieć, choć nie są jeszcze znane żadne z nich.
formacja& ewolucja
słońce urodziło się około 4,6 miliarda lat temu. Wielu naukowców uważa, że słońce i reszta układu słonecznego uformowały się z olbrzymiego, obracającego się obłoku gazu i pyłu znanego jako mgławica słoneczna., Gdy mgławica zapadła się z powodu swojej grawitacji, obracała się szybciej i spłaszczała w dysk. Większość materiału została przyciągnięta w kierunku centrum, tworząc słońce.
słońce ma wystarczająco dużo paliwa jądrowego, aby pozostać dużo, jak to jest teraz przez kolejne 5 miliardów lat. Po tym, będzie puchnąć, aby stać się czerwonym olbrzymem. W końcu zrzuci swoje zewnętrzne warstwy, a pozostałe jądro zapadnie się i stanie się białym karłem. Powoli zniknie, aby wejść w jego ostatnią fazę jako ciemny, chłodny obiekt teoretyczny, czasami znany jako czarny Karzeł.,
struktura wewnętrzna i atmosfera
słońce i jego atmosfera są podzielone na kilka stref i warstw. Wnętrze słoneczne, od wewnątrz, składa się z rdzenia, strefy radiacyjnej i strefy konwekcyjnej., Atmosfera słoneczna powyżej, która składa się z fotosfery, chromosfery, regionu przejściowego i korony. Poza tym jest wiatr słoneczny, wypływ gazu z korony.
jądro rozciąga się od centrum słońca do około jednej czwartej drogi do jego powierzchni. Chociaż stanowi zaledwie około 2% objętości słońca, jest prawie 15 razy większa od gęstości ołowiu i posiada prawie połowę masy Słońca. Następnie znajduje się strefa radiacyjna, która rozciąga się od jądra do 70 procent drogi ku powierzchni Słońca, co stanowi 32 procent objętości słońca i 48 procent jego masy., Światło z jądra rozprasza się w tej strefie, tak że pojedynczy Foton często może minąć milion lat.
Strefa konwekcji dociera do powierzchni Słońca i stanowi 66% objętości słońca, ale tylko nieco ponad 2% jego masy. W tej strefie dominują roilingowe „komórki konwekcyjne” gazu. Istnieją dwa główne rodzaje ogniw konwekcyjnych – ogniwa granulacyjne o szerokości około 600 mil (1000 KM) i ogniwa supergranulacyjne o średnicy około 20 000 mil (30 000 km).,
fotosfera jest najniższą warstwą atmosfery słońca i emituje światło, które widzimy. Ma około 300 mil (500 km) grubości, chociaż większość światła pochodzi z najniższej trzeciej. Temperatura w fotosferze waha się od 11000 F (6125 C) na dole do 7460 F (4125 C) na górze. Kolejnym punktem jest chromosfera, która jest cieplejsza, do 35,500 F (19,725 C) i najwyraźniej składa się w całości z kolczastych struktur znanych jako spicules zwykle około 600 mil (1000 km) i do 6,000 Mil (10,000 km) wysokości.,
Po tym jest obszar przejściowy o grubości kilkuset do kilku tysięcy mil, który jest ogrzewany przez koronę nad nią i zrzuca większość swojego światła w postaci promieni ultrafioletowych. Na szczycie znajduje się super-gorąca korona, która zbudowana jest ze struktur takich jak pętle i strumienie zjonizowanego gazu. Korona na ogół waha się od 900 000 F (500 000 C) do 10,8 miliona F (6 milionów C), a nawet może osiągnąć dziesiątki milionów stopni, gdy nastąpi rozbłysk słoneczny. Materia z korony jest zdmuchiwana jako wiatr słoneczny.,
pole magnetyczne
siła pola magnetycznego słońca jest zwykle około dwa razy silniejsza niż pole Ziemi. Jednak staje się silnie skoncentrowany na małych obszarach, osiągając do 3000 razy silniejsze niż zwykle. Te załamania i zwroty w polu magnetycznym rozwijają się, ponieważ słońce obraca się szybciej na równiku niż na wyższych szerokościach geograficznych i ponieważ wewnętrzne części słońca obracają się szybciej niż powierzchnia. Zniekształcenia te tworzą cechy, od plam słonecznych po spektakularne erupcje znane jako rozbłyski i koronalne wyrzuty masy., Rozbłyski są najbardziej gwałtownymi erupcjami w układzie słonecznym, podczas gdy koronalne wyrzuty masy są mniej gwałtowne, ale zawierają Nadzwyczajne ilości materii — pojedynczy wyrzut może wypuścić około 20 miliardów ton (18 miliardów ton metrycznych) materii w Przestrzeń Kosmiczną.
skład chemiczny
podobnie jak większość innych gwiazd, słońce składa się głównie z wodoru, a następnie helu. Prawie cała pozostała materia składa się z siedmiu innych pierwiastków-tlenu, węgla, neonu, azotu, magnezu, żelaza i krzemu., Na każde 1 milion atomów wodoru w słońcu przypada 98 000 helu, 850 tlenu, 360 węgla, 120 neonu, 110 azotu, 40 magnezu, 35 żelaza i 35 krzemu. Jednak wodór jest najlżejszym ze wszystkich pierwiastków, więc stanowi tylko około 72 procent masy Słońca, podczas gdy Hel stanowi około 26 procent.
plamy na słońcu i cykle słoneczne
plamy na słońcu są stosunkowo chłodnymi, ciemnymi cechami na powierzchni Słońca, które często są mniej więcej okrągłe. Powstają tam, gdzie gęste wiązki linii pola magnetycznego z wnętrza słońca przebijają się przez powierzchnię.
liczba plam słonecznych zmienia się wraz z aktywnością magnetyczną słońca — zmiana tej liczby, od minimum zerowego do maksimum około 250 plam słonecznych lub grup plam słonecznych, a następnie z powrotem do minimum, jest znana jako cykl słoneczny i trwa średnio około 11 lat., Pod koniec cyklu pole magnetyczne gwałtownie odwraca swoją polaryzację.
obserwacja& historia
starożytne kultury często modyfikowały naturalne formacje skalne lub budowały kamienne pomniki, aby zaznaczyć ruchy słońca i Księżyca, wykresować Pory roku, tworzyć kalendarze i monitorować zaćmienia. Wielu wierzyło, że słońce krąży wokół Ziemi, a starożytny grecki uczony Ptolemeusz sformalizował ten” geocentryczny ” model w 150 p. n. e., Następnie, w 1543 r., Mikołaj Kopernik opisał heliocentryczny, skoncentrowany na słońcu model Układu Słonecznego, a w 1610 r. odkrycie księżyców Jowisza przez Galileusza ujawniło, że nie wszystkie ciała niebieskie okrążają ziemię.
aby dowiedzieć się więcej o tym, jak działa słońce i inne gwiazdy, po wczesnych obserwacjach za pomocą rakiet, naukowcy rozpoczęli badania słońca z orbity Ziemi. W latach 1962-1971 NASA uruchomiła serię ośmiu obserwatoriów orbitujących, znanych jako Orbiting Solar Observatory., Siedem z nich odniosło sukces, analizując słońce w ultrafiolecie i promieniach rentgenowskich oraz fotografując między innymi super gorącą koronę.
w 1990 roku NASA i Europejska Agencja Kosmiczna wystrzeliły sondę Ulysses, aby dokonać pierwszych obserwacji jej regionów polarnych. W 2004 roku sonda NASA Genesis zwróciła na Ziemię próbki wiatru słonecznego do badań. W 2007 roku misja NASA Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) zwróciła pierwsze trójwymiarowe obrazy słońca., NASA straciła kontakt z STEREO-B W 2014 roku, który pozostał poza kontaktem z wyjątkiem krótkiego okresu w 2016 roku. STEREO-A pozostaje w pełni funkcjonalny.
jedną z najważniejszych misji słonecznych do tej pory było Obserwatorium Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), które zostało zaprojektowane do badania wiatru słonecznego, a także zewnętrznych warstw słońca i struktury wewnętrznej. Zobrazował strukturę plam słonecznych pod powierzchnią, zmierzył przyspieszenie wiatru słonecznego, odkrył fale koronalne i tornada słoneczne, odkrył ponad 1000 komet i zrewolucjonizował naszą zdolność do prognozowania pogody kosmicznej., Niedawno NASA Solar Dynamics Observatory (SDO), najbardziej zaawansowany statek kosmiczny jeszcze zaprojektowany do badania słońca, zwrócił nigdy wcześniej nie widziałem szczegóły materiału strumieniowego na zewnątrz i z dala od plam słonecznych, jak również ekstremalne zbliżenie aktywności na powierzchni Słońca i pierwsze pomiary rozbłysków słonecznych w wysokiej rozdzielczości w szerokim zakresie ekstremalnych długości fal ultrafioletowych.
w najbliższych latach planowane są kolejne misje obserwacji Słońca. Solar Orbiter Europejskiej Agencji Kosmicznej wystartuje w 2018 roku, a do 2021 roku będzie na orbicie operacyjnej wokół Słońca., Jego najbliższe zbliżenie do Słońca będzie 26 milionów mil (43 miliony km) — Około 25 procent bliżej niż Merkury. Solar Orbiter będzie przyglądał się cząstkom, plazmie i innym elementom w środowisku stosunkowo bliskim słońcu, zanim te elementy zostaną zmodyfikowane przez transportowanie ich przez układ słoneczny. Celem jest lepsze zrozumienie powierzchni słonecznej i wiatru słonecznego.
Parker Solar Probe wystartuje w 2018 roku, aby zbliżyć się do Słońca bardzo blisko 4 milionów mil (6,5 miliona km)., Sonda będzie przyglądać się koronie-przegrzanej zewnętrznej atmosferze Słońca – aby dowiedzieć się więcej o tym, jak energia przepływa przez słońce, struktura wiatru słonecznego oraz jak energetyczne cząstki są przyspieszane i transportowane.
Space.com autorzy