Päikese tunnused, osad, struktuur ja koostis



The Päike see on gaasiline keha, millel on tugevalt kokkusurutud tuum, milles energia tekib termotuumareaktsioonidega.

See on täht, mille ümber Maa ja teised planeedid orbiidil ja millele see annab valgust ja soojust. Ta sündis 4 600 miljonit aastat tagasi. Kuigi see on üks enam kui 1000 miljonist taevakehast, mis moodustavad Linnutee galaktika, on see täht, mis paistab kõige heledam.

Kogu elu Maal sõltub päikeseenergiast, mida täht annab. Ilma Päikeseta oleks Maa pimedaks, eluks jäädavaks ajaks, mis on aja jooksul külmunud. 

Kuigi pole teada, mis juhtus rohkem kui 4 miljardit aastat tagasi, leiab praegune teooria, et suur tolmu ja gaasi pilv hakkas aeglaselt pöörduma.

Gravitatsioon tõmbas selle pilve vahele tiheda piirkonna. Impulss suurendas pöörlemiskiirust. See liikumine põhjustas keskel oleva gaasi soojenemise, mis põhjustas reaktsioone, mis muutsid tolmu ja gaasi tahketeks aineteks, põhjustades planeedid..

Keskne asi sai väga kuumaks ja tihedaks, põhjustades päikeseenergia, mis põhjustas Päikese.

Päike on päikesesüsteemi domineeriv objekt tänu oma suurele mõõtmele, kuna see sisaldab 99% süsteemi massist.

Selle gravitatsioonijõud hoiab kõik planeedid orbiidil. See on keskmise suurusega täht, mis toodab oma valgust ja soojust, põletades kütuseid, nagu vesinik ja heelium, tuumasünteesina tuntud protsessis..

Tähedel on piiratud elu ja Päike ei ole erand, see on oma elutsükli keskpunktis umbes kümme miljardit aastat. See asub spiraalikujulise galaktika keskel.

Mis on päike? tähe osad ja uuringud

Kaugelt ei tundu päike väga keerulisena. Ühise vaatleja jaoks on see lihtsalt sujuv ja ühtlane gaasipall. Samas näitab hoolikas kontroll, et täht on pidevas turbulentsis. Ilmselt rahulik Sun on rahutu, värisev ja plahvatusohtlik keha, mis on fikseeritud intensiivse ja muutuva magnetismiga.

Viimasel ajal ei suutnud teadlased aru saada, kuidas Päike oma magnetvälja tekitas, mis on vastutav enamiku päikeseenergia eest.

Samuti ei teadnud nad, miks osa sellest intensiivsest magnetismist koondus nn päikesepaistele, madalatele tumedatele saartele, mis olid suured kui Maa ja tuhat korda rohkem magnetilised.

Lisaks ei suutnud füüsikud selgitada, miks Päikese magnetiline aktiivsus varieerub, väheneb ja intensiivistub iga 11 aasta tagant. Vastused nendele küsimustele on peidetud päikese sees, kus tekib selle võimas magnetism.

Linnutee on umbes 100 000 valgusaasta läbimõõduga ja 15 000 valgusaasta paks. Selle piires liigub päike 210 km iga sekundi järel ja sõidutsükli lõpuleviimiseks kulub 225 miljonit aastat.

Teadlased on omandanud suure osa oma teadmistest Päikese kohta Maa vaatlusest juba aastaid. Kuid suur osa praegustest teadmistest pärineb kosmosesondidest, mis on lähetatud missioonidel päikese uurimiseks..

Need sondid on andnud täpset teavet Päikese temperatuuri, atmosfääri, kompositsiooni, magnetvälja, põletuste, esiletõusude, päikesekiirte ja sisemise dünaamika kohta..

Päikese koosseis

Päike on tohutu plasma pall, kuum ioniseeritud gaas, mis sisaldab 300 000 korda rohkem massi kui Maa.

Päikese läbimõõt on 1,4 miljonit kilomeetrit pikk, ületab 12,760 km Maa läbimõõdu, isegi ületab süsteemi suurima planeedi läbimõõdu, mis esindab ainult kümnendikku päikese läbimõõdust.

Päikeses on peamised vesinikud (92%), millele järgneb heelium (7,8%) ja vähem kui 1% raskematest elementidest nagu hapnik, süsinik, lämmastik ja neoon..

Allpool on päikesekiirguse analüüsi põhjal koostatud päikesekiirte koostis. Analüüs pärineb päikese atmosfääri alumistest kihtidest, kuid arvatakse, et see esindab kogu päikest, välja arvatud selle tuum. Päikesespektris on tuvastatud ligi 67 elementi.

Arvatakse, et Päike on täielikult gaasiline ja keskmine tihedus 1,4 korda suurem kui vees. Kuna rõhk südamikus on palju suurem kui pinnal, on tuuma tihedus kaheksa korda suurem kulla tihedusest ja rõhk on 250 miljardit korda rohkem kui maapinna surve..

Peaaegu kogu Päikese mass piirdub mahuga, mis ulatub vaid 60% päikese keskpunktist selle pinnale..

Päikese struktuur

Päikese struktuuri uurides jagavad päikesefüüsikud selle kahte põhivaldkonda: interjööri ja atmosfääri.

Sisustus

Sisustus koosneb:

1- Tuum

See on Päikese keskne piirkond, kus tekivad vesinikust heeliumiks muunduvad tuumareaktsioonid. Need reaktsioonid vabastavad energia, mis põhjustab Päikese heledust.

Nende reaktsioonide toimumiseks on vaja väga kõrget temperatuuri. Temperatuur keskuse lähedal on umbes 15 miljonit kraadi Celsiuse järgi ja tihedus on ligikaudu 160 g / cm3 (see tähendab 160-kordne vee tihedus).

Nii temperatuur kui ka tihedus vähenevad päikese keskelt väljapoole. Tuum asub päikese 25% sisimas. Keskusest umbes 175 000 km kaugusel on temperatuur vaid pool keskväärtusest ja tihedus langeb 20-ni. g / cm3.

2 - vahepealne tsoon (või radioaktiivne transport).

Tuuma ümber on vahe- või radioaktiivne transporditsoon. See ala on 45% päikesekiirgusest ja see on piirkond, kus gamma-ray fotonite kujul transporditakse energia tuumasse tekitatud kiirguse poolt väljastpoolt..

Suure energiaga gammakiirguse fotoneid pekstatakse pidevalt, kui nad läbivad vahepealset tsooni, mõned neelduvad, teised on välja saadetud ja teised tagasi tuuma. Fotonid võivad vahepealse tsooni läbimiseks võtta 100 000 aastat.

Vahetsooni äärepoolseimas piiris on temperatuur umbes 1,5 miljonit kraadi Celsiuse järgi ja tihedus on ligikaudu 0,2 g / cm.3. Seda piirangut nimetatakse liidese kiht o takokliin.

Arvatakse, et päikese magnetvälja tekitab selles kihis olev looduslik dünamo. Voolukiiruste muutused läbi selle kihi venitavad magnetvälja tugevusjooni ja muudavad need tugevamaks. Selle kihi kaudu tundub olevat ka keemilise koostise järsk muutus.

3- Konvektiivne tsoon

See on päikese kõige väline tsoon, seda nimetatakse konvektiivseks tsooniks, sest energia viiakse pinnale konvektsiooniprotsessi abil. See ulatub umbes 210 000 km sügavusest nähtavale pinnale ja on umbes 30% päikese raadiusest.

Selles tsoonis tõuseb vahepealses tsoonis kuumutatud plasmagaas konvektsioonivoolude mõjul pinnale, pikenedes, jahutades ja seejärel kahanedes (sarnaselt vee keetmisega potis).

Gaasiosakeste suurenemine on pinnal nähtav granuleeritud kujul. Graanulid on läbimõõduga umbes 1000 km. Konvektsioonirakud vabastavad energia päikese atmosfääris, pinnal on temperatuur umbes 5 600 ° C ja tihedus on praktiliselt null..

Kui plasmagaas jõuab päikese pinnale, jahutab ja sadestub konvektsioonivöönd, kus see kuumeneb rohkem.

Seejärel korratakse protsessi. Päikesest põgenevad fotoonid on oma tuumast energiast kadunud ja muutnud oma lainepikkust, nii et enamik heitkoguseid on elektromagnetilise spektri nähtavas piirkonnas.

Konvektiivse tsooni madalamad temperatuurid võimaldavad mõnede nende elektronide säilitamiseks raskemaid ioone nagu süsinik, lämmastik, hapnik, kaltsium ja raud. See muudab materjali läbipaistmatumaks, muutes kiirguse läbimise raskemaks.

Päikese atmosfäärid

Päikese atmosfääri moodustavad:

1- Fotosfäär.

Fotosfäär on Päikese atmosfääri moodustavate kolme kihi kõige madalam, kuna ülemine kaks kihti on enamiku nähtava valguse lainepikkuste jaoks läbipaistev, mistõttu fotosfääri saab kergesti hinnata.

Me ei näe kaugemale fotosfääri heledatest gaasidest, seega peetakse kõike allpool päikest.

See on õhuke kate kuuma ioniseeritud gaasile või plasmale, mille paksus on umbes 400 km, mille alumine osa moodustab päikese nähtava pinna. Suurem osa päikese poolt kiirgavast energiast läbib seda kihti.

Maalt tundub pind siledana, kuid tegelikult on see konvektsioonivoolude tõttu turbulentne ja granuleeritud. Päikese pinnal keedetud materjali teostab päikese tuul.

Fotosfääri tihedus on Maa standardite kohaselt madal, selle väärtus on sarnane hingatava õhu tihedusega ja selle keskmine temperatuur on vaid 5 600 ° C. Fotosfääri koostis on massina 74,9% vesinikku ja 23,8% heeliumi. Kõik raskemad elemendid moodustavad vähem kui 2% massist.

2- Kromosfäär

Otseselt fotosfääri kohal paiknev kromosfäär (värviline kera). Sellel õhukesel gaasikihil on palju väiksem tihedus kui fotosfääril.

See on umbes 2500 km paks, mille temperatuur varieerub 6 000 ° C võrra veidi üle fotosfääri 20 000 kuni 30 000 ° C juures.

Kromosfäär on visuaalselt läbipaistvam kui fotosfäär. Selle punakasroosne värvus tuleneb sellest, et selle emissioon on peamiselt vesinik alfa-gaasiline.

Seda värvi võib näha kogu päikesevarjutuse ajal, kui kromosfääri nähakse lühidalt värvi välklambina, nagu ka fotosfääri nähtav serv hävib Kuu taga.

3- Corona

See on päikese atmosfääri ülemine kiht ja ulatub kromosfääri ülemisest osast kosmoseni mitu miljonit kilomeetrit. Kroonile ei ole täpselt määratletud ülemist piiri.

Krooni saab näha ainult kogu päikesevarjutuse ajal või spetsiaalse teleskoobi kaudu, mida nimetatakse korooniks, kui fotosfäär on blokeeritud. Kroon ilmub päikese ümber helge, kahvatu valge ala.

Viited

  1. Clark, S. (2004). Maa, päike ja kuu. Dunstable, Folens Publishers.
  2. Giessow J. ja Giessow F. (2015). Sun Science: Universumi avastamine. Dayton, Milliken Publishing Company.
  3. Lang, K. (2009). Päike kosmosest. New York, Springer.
  4. Phillips, K. (1995). Päikese juhend. Cambridge, Cambridge University Press.
  5. Rushworth, G. (2011). Meie Päikesesüsteem: Päike. New York, Benchmark Haridusfirma.
  6. Viegas, J. (2006). Päikese roll meie päikesesüsteemis: praeguse mõtte antoloogia. New York, The Rosen Publishing Group, Inc.
  7. Wilkinson, J. (2012). Uued silmad päikese käes: juhised satelliidipiltidele ja amatööride vaatlusele. New York, Springer.