De zonnekarakteristieken, onderdelen, structuur en compositie

de Sol het is een gasvormig lichaam met een sterk samengedrukte kern, waarin de energie wordt gegenereerd door thermonucleaire reacties.

Het is de ster, waarrond de aarde en andere planeten in een baan ronddraaien, en waaraan het licht en warmte verschaft. Hij werd 4.600 miljoen jaar geleden geboren. Hoewel het een van de meer dan 1.000 miljoen hemellichamen is die deel uitmaken van de melkweg van de Melkweg, is het de ster die het helderst schijnt.

Alle leven op aarde hangt af van de zonne-energie die de ster levert. Zonder de zon zou de aarde een donkere, levenloze plaats zijn die bevroren is in de tijd. 

Hoewel het onbekend is wat er meer dan 4 miljard jaar geleden gebeurde, is de huidige theorie dat een enorme wolk van stof en gas langzaam begon te draaien.

De zwaartekracht sleepte een dicht gebied binnen deze wolk. De impuls verhoogde de rotatiesnelheid. Deze beweging veroorzaakte dat het gas in het midden opwarmde, wat reacties veroorzaakte die het stof en gas in vaste stoffen veranderden, waardoor de planeten ontstonden..

De centrale kwestie werd erg heet en dicht, waardoor een kernfusie ontstond die de zon veroorzaakte.

De zon is het dominante object in het zonnestelsel vanwege de grote afmeting omdat het 99% van de massa van het systeem bevat.

De zwaartekracht houdt alle planeten in een baan. Het is een middelgrote ster die zijn eigen licht en warmte produceert door brandstoffen zoals waterstof en helium te verbranden in een proces dat bekend staat als kernfusie..

Sterren hebben een beperkt leven en de Zon is geen uitzondering, het is het middelpunt van zijn levenscyclus van ongeveer tien miljard jaar. Het bevindt zich in het centrum van de melkweg, die een spiraalvorm heeft.

Wat is de zon? onderdelen en studies over de ster

Van een afstand lijkt de zon niet erg complex. Voor de gewone waarnemer is het slechts een soepele, gelijkmatige gasbal. Bij nadere inspectie blijkt echter dat de ster in constante turbulentie is. De ogenschijnlijk rustige zon is een rusteloos, trillend en explosief lichaam, aangewakkerd door een intens en variabel magnetisme.

In het recente verleden konden wetenschappers niet begrijpen hoe de zon zijn magnetische velden opwekte, die verantwoordelijk zijn voor het grootste deel van de zonneactiviteit.

Ze wisten ook niet waarom een ​​deel van dit intense magnetisme geconcentreerd was in de zogenaamde zonnevlekken, ondiepe donkere eilanden zo groot als de aarde en duizend keer meer magnetisch.

Bovendien konden natuurkundigen niet uitleggen waarom de magnetische activiteit van de zon drastisch varieert, afneemt en elke elf jaar of zo weer intensiveert. De antwoorden op deze vragen zijn verborgen in de zon, waar het krachtige magnetisme wordt gegenereerd.

De Melkweg is ongeveer 100.000 lichtjaren in diameter en 15.000 lichtjaar dik. Hierbinnen beweegt de zon 210 km per seconde, en het kost 225 miljoen jaar om een ​​reiscyclus af te leggen.

Wetenschappers hebben veel van hun kennis van de zon verkregen door observatie van de aarde gedurende vele jaren. Veel van de huidige kennis komt echter van ruimtesondes die op missies zijn gestuurd om de zon te verkennen..

Deze probes zijn nauwkeurige informatie over de temperatuur, de atmosfeer, de samenstelling, het magnetisch veld, fakkels, uitsteeksels, zonnevlekken en de interne dynamiek van de zon, die worden besproken in het volgende vak.

Samenstelling van de zon

De zon is een enorme bol plasma, heet geïoniseerd gas dat 300.000 keer meer massa bevat dan de aarde.

De diameter van de zon is 1,4 miljoen kilometer lang, groter is dan de diameter van de aarde 12.760 km, zelfs groter is dan de diameter van de grootste planeet van het systeem, Jupiter vertegenwoordigt slechts een tiende van de diameter van de zon.

De belangrijkste elementen in de zon zijn waterstof (92%), gevolgd door helium (7,8%) en minder dan 1% zwaardere elementen zoals zuurstof, koolstof, stikstof en neon.

Hieronder is de samenstelling van de zon geconstrueerd uit de analyse van het zonnespectrum. De analyse komt uit de lagere lagen van de atmosfeer van de zon, maar wordt verondersteld representatief te zijn voor de hele zon, met uitzondering van de kern. Bijna 67 elementen zijn gedetecteerd in het zonnespectrum.

Er wordt aangenomen dat de zon volledig gasvormig is met een gemiddelde dichtheid van 1,4 maal die van water. Omdat de druk in de kern veel groter is dan aan het oppervlak, is de dichtheid van de kern gelijk aan acht keer de dichtheid van goud, en is de druk 250 miljard keer de druk van het aardoppervlak.

Bijna de gehele massa van de zon is beperkt tot een volume dat zich slechts 60% van de afstand van het centrum van de zon tot het oppervlak uitstrekt.

Structuur van de zon

Bij het bestuderen van de structuur van de zon verdelen zonnefysici het in twee hoofddomeinen: het interieur en de atmosfeer.

binnenland

Het interieur bestaat uit:

1- kern

Het is het centrale deel van de zon waar de kernreacties plaatsvinden die waterstof in helium omzetten. Deze reacties maken de energie vrij die de helderheid van de Zon veroorzaakt.

Om deze reacties te laten plaatsvinden, is een zeer hoge temperatuur nodig. De temperatuur nabij het centrum is ongeveer 15 miljoen graden Celsius en de dichtheid is ongeveer 160 g / cm³ (dat is 160 keer de dichtheid van het water).

Zowel de temperatuur als de dichtheid afneemt buitenwaarts van het centrum van de zon. De kern neemt 25% binnenste straal Sol. A 175.000 km kerntemperatuur slechts de helft van de centrale waarde en lage dichtheid 20 g / cm³.

2- Tussenliggende zone (of radioactief transport).

Rond de kern bevindt zich de zone voor tussenliggend of radioactief transport. Dit gebied beslaat 45% van de zonnestraal en is het gebied waar energie, in de vorm van gamma-fotonen, naar buiten wordt getransporteerd door de stroom van straling die in de kern wordt gegenereerd..

Energierijke gammaflitorfotonen worden voortdurend geslagen als ze door de tussenliggende zone gaan, sommige worden geabsorbeerd, andere worden verdreven en andere keren terug naar de kern. Fotonen kunnen 100.000 jaar duren om hun weg door de tussenliggende zone te vinden.

Aan de buitenste limiet van de tussenliggende zone is de temperatuur ongeveer 1,5 miljoen graden Celsius en de dichtheid is ongeveer 0,2 g / cm³. Deze limiet wordt genoemd interface laag of Tachocline.

Er wordt aangenomen dat het magnetische veld van de zon wordt gegenereerd door een natuurlijke dynamo die in deze laag aanwezig is. Veranderingen in stroomsnelheden door deze laag rekken de sterktelijnen van het magnetische veld uit en maken ze sterker. Er lijken ook plotselinge veranderingen in de chemische samenstelling door deze laag.

3- Convectieve zone

Het is de meest uitwendige zone van de zon, het wordt de convectieve zone genoemd, omdat de energie door een convectieproces naar de oppervlakte wordt gebracht. Het strekt zich uit van een diepte van ongeveer 210.000 km naar het zichtbare oppervlak en beslaat ongeveer 30% van de straal van de zon.

In dit gebied, het plasmagas in de tussenzone verwarmd, stijgt naar het oppervlak onder invloed van convectiestromen, uitstrekken, gekoeld en daarna krimpen (vergelijkbaar met kokend water in een pot).

De toename van gasdeeltjes is zichtbaar op het oppervlak als een korrelig patroon. De korrels hebben een diameter van ongeveer 1.000 km. De convectiecellen geven energie af in de atmosfeer van de zon, aan de oppervlakte is de temperatuur ongeveer 5.600 ° C en de dichtheid is vrijwel nul..

Zodra het plasmagas het oppervlak van de zon bereikt, koelt het af en deponeert het aan de basis van de convectiezone, waar het meer warmte krijgt.

Het proces wordt vervolgens herhaald. De fotonen die uit de zon ontsnappen hebben energie verloren op hun pad van de kern en hebben hun golflengte veranderd, zodat het grootste deel van de emissie zich in het zichtbare gebied van het elektromagnetische spectrum bevindt.

Lagere temperaturen in de convectieve zone laten zwaardere ionen van elementen zoals koolstof, stikstof, zuurstof, calcium en ijzer om sommige van hun elektronen te behouden. Dit maakt het materiaal doffer, waardoor het doorlaten van straling moeilijker wordt.

Atmosfeer van de zon

De sferen van de zon worden gevormd door:

1- fotosfeer.

De fotosfeer is de laagste van de drie lagen die de atmosfeer van de zon vormen. Omdat de bovenste twee lagen transparant zijn voor de meeste golflengten van zichtbaar licht, kan de fotosfeer eenvoudig worden gewaardeerd.

We kunnen niet verder kijken dan de heldere gassen van de fotosfeer, dus alles daaronder wordt beschouwd als het binnenste van de zon.

Het is een dun omhulsel van hete geïoniseerde gassen of plasma van ongeveer 400 km dik, waarvan het onderste deel het zichtbare oppervlak van de zon vormt. De meeste energie uitgestraald door de zon passeert deze laag.

Vanaf de aarde lijkt het oppervlak glad, maar in werkelijkheid is het turbulent en granulair vanwege convectiestromen. Het materiaal dat op het oppervlak van de zon wordt gekookt, wordt uitgevoerd door de zonnewind.

De dichtheid van de fotosfeer is laag volgens de normen van de aarde, de waarde ervan is vergelijkbaar met de dichtheid van de lucht die we inademen, en de gemiddelde temperatuur is slechts 5.600 ° C. De samenstelling van de fotosfeer is, in massa, 74,9% waterstof en 23,8% helium. Alle zwaardere elementen vertegenwoordigen minder dan 2% van de massa.

2- chromosfeer

Direct boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer (gekleurde bol). Deze dunne gaslaag heeft een veel lagere dichtheid dan de fotosfeer.

Het is ongeveer 2.500 km dik met een temperatuur die varieert van 6.000 ° C net boven de fotosfeer tot een bereik van 20.000 tot 30.000 ° C aan de bovenkant.

De chromosfeer is visueel transparanter dan de fotosfeer. De roodachtig roze kleur ontstaat doordat de emissie voornamelijk uit waterstof bestaat, alfa-gasvormig.

Deze kleur is te zien tijdens een totale zonsverduistering, wanneer de chromosfeer kort wordt gezien als een flits van kleur, net zoals de zichtbare rand van de fotosfeer achter de maan verdwijnt.

3- kroon

Het is de bovenste laag van de atmosfeer van de zon en strekt zich uit van enkele miljoenen kilometers van de top van de chromosfeer naar de ruimte. Er is geen goed gedefinieerde bovengrens voor de kroon.

De kroon is alleen te zien tijdens een totale zonsverduistering of door een speciale telescoop, coronagraph genaamd, wanneer de fotosfeer is geblokkeerd. De kroon verschijnt als een helder, bleek wit gebied rond de zon.

referenties

1. Clark, S. (2004). De aarde, de zon en de maan. Dunstable, Folens Publishers.
2. Giessow J. en Giessow F. (2015). Sun Science: Exploring the Universe. Dayton, Milliken Publishing Company.
3. Lang, K. (2009). De zon vanuit de ruimte. New York, Springer.
4. Phillips, K. (1995). Gids voor de zon. Cambridge, Cambridge University Press.
5. Rushworth, G. (2011). Ons zonnestelsel: de zon. New York, Benchmark Education Company.
6. Viegas, J. (2006). De rol van de zon in ons zonnestelsel: een bloemlezing van de huidige gedachte. New York, The Rosen Publishing Group, Inc.
7. Wilkinson, J. (2012). New Eyes on the Sun: een gids voor satellietbeelden en amateurobservatie. New York, Springer.