Vnější a vnitřní části Slunce

I když vás astronomie nijak zvlášť nezajímá - nepochybně jste přemýšleli o tom, o co jde ta obrovská jasná koule na obloze, která je nebezpečně horká a doslova životodárná zároveň čas. Pravděpodobně víte, že slunce je hvězda, podobně jako nesčetné světelné body, které zaujímají místo slunce v noci, když nastává tma, jen blíže. Možná víte, že má vlastní zásobu paliva a že tato zásoba, i když není nekonečná, je tak obrovská, že je nevyčíslitelná. Pravděpodobně si uvědomíte, že by nebyl skvělý nápad dostat se mnohem blíže ke slunci, i kdybyste byli schopni to udělat - ale že by byl téměř stejně špatný nápad odchýlit se od něj mnohem dál, než už jste, vzdálenost asi 93 milionů mil.

Při přemýšlení jste však možná neuvažovali o myšlence, že slunce není jednotná koule světla a teplo, ale místo toho má vrstvy samo o sobě, stejně jako Země a dalších sedm planet ve sluneční soustavě dělat. Co jsou tyto vrstvy - a jak na světě jsou vůbec vědci o nich vůbec schopni vědět z takové velké vzdálenosti?

Slunce leží ve středu sluneční soustavy (odtud název!) A představuje 99,8 procent hmotnosti sluneční soustavy. Díky účinkům gravitace všechno ve sluneční soustavě - osm planet, pět (prozatím) trpasličích planet, měsíce těchto planet a trpasličích planet, asteroidy a další drobné prvky, jako jsou komety - se točí kolem slunce. Planetě Merkur trvá absolvování jedné cesty kolem Slunce o něco méně než 88 pozemských dnů, zatímco Neptunovi trvá téměř 165 pozemských let.

Slunce je poměrně nepopsatelnou hvězdou, jak hvězdy jdou, a vysloužila si klasifikaci „žlutého trpaslíka“. S věkem kolem 4,5 miliardy let, slunce leží asi 26 000 světelných let od středu galaxie, kterou obývá, Mléčné dráhy Galaxie. Pro informaci, světelný rok je vzdálenost, kterou světlo ujede za jeden rok, asi 6 bilionů mil. Jak velká je samotná sluneční soustava, Neptun, nejvzdálenější planeta od Slunce ve vzdálenosti téměř 2,8 miliardy mil, je od Slunce sotva 1/2000 světelného roku.

Slunce kromě toho, že funguje jako gigantická pec, má také silný vnitřní elektrický proud. Elektrické proudy generují magnetická pole a slunce má obrovské magnetické pole, které se šíří skrz sluneční soustava jako sluneční vítr - elektricky nabitý plyn, který v každém letí ven ze slunce směr.

Slunce je, jak již bylo uvedeno, žlutým trpaslíkem, ale formálněji je klasifikováno jako hvězda spektrální třídy G2. Hvězdy jsou klasifikovány v pořadí od nejžhavějších po nejchladnější jako hvězdy typu O, B, A, F, G, K nebo M. Nejžhavější mají povrchovou teplotu asi 30 000 až 60 000 Kelvinů (K), zatímco povrchová teplota slunce je poměrně vlažných 5 780 K. (Pro informaci jsou Kelvinovy ​​stupně stejné „velikosti“ jako stupně Celsia, ale měřítko začíná o 273 stupňů níže.) To znamená, že 0 K neboli „absolutní nula“ se rovná −273 C, 1 273 K se rovná 1 000 C a tak dále. Z Kelvinových jednotek je také vynechán symbol stupně.) Hustota slunce, která není ani pevnou látkou, a kapalina ani plyn a nejlépe se klasifikuje jako plazma (tj. elektricky nabitý plyn), je asi 1,4krát vyšší než u voda.

Další důležité sluneční statistiky: Slunce má hmotnost 1,989 × 10³⁰ kg a poloměr asi 6,96 × 10⁸ m. (Protože rychlost světla je 3 × 10⁸ m / s, světlu z jedné strany slunce by trvalo něco málo přes dvě sekundy, než by prošlo celou středem k na druhé straně.) Pokud by slunce bylo vysoké jako, řekněme, typické dveře, Země by byla vysoká asi jako americký nikl stojící na okraj. Přesto existují hvězdy s 1 000násobkem průměru Slunce, stejně jako trpasličí hvězdy o šířce menší než stotinu.

Slunce také vydává 3,85 × 10²⁶ wattů energie, z toho asi 1340 wattů na metr čtvereční na Zemi. To znamená svítivost 4 × 10³³ ergs. Tato čísla pravděpodobně neznamenají hodně izolovaně, ale pro referenci exponent „pouze“ 9 znamená miliardy, zatímco exponent 12 se promítá do bilionů. To jsou obrovské postavy! Přesto jsou některé hvězdy až milionkrát jasnější než slunce, což znamená, že jejich výkon je milionkrát větší. Zároveň jsou některé hvězdy tisíckrát méně světelné.

Je zajímavé poznamenat, že i když je slunce v celkovém schématu klasifikováno jako přinejlepším skromná hvězda, stále je hmotnější než 95 procent známých existujících hvězd. Důsledkem toho je, že většina hvězd je již dávno za svým vrcholem a od té doby se značně zmenšila jejich životnost vrcholí miliardy let dříve a nyní pokračují ve svém stáří relativně anonymita.

Slunce lze rozdělit na čtyři prostorové regionech, skládající se z jádra, radiační zóny, konvekční zóny a fotosféry. Ten sedí pod dvěma dalšími vrstvy, které budou prozkoumány v další části. Sluneční diagram skládající se z průřezu, jako je pohled na vnitřek koule, která byla rozříznuta přesně na polovinu, by tedy zahrnoval kruh v střed představující jádro a poté kolem něj kroužky zevnitř ven označující radiační zónu, konvektivní zónu a fotosféra.

The jádro slunce je místo, kde vše, co pozorovatelé na Zemi mohou měřit, když pochází světlo a teplo. Tato oblast se rozprostírá přibližně do čtvrtiny vzdálenosti od středu slunce. Teplota v samém středu Slunce se odhaduje na asi 15,5 milionu K až 15,7 milionů K, což se rovná asi 28 milionům stupňů Fahrenheita. Díky tomu se povrchová teplota asi 5 780 K zdá být pozitivně chladná. Teplo uvnitř jádra je generováno neustálým přívalem reakcí jaderné fúze, ve kterých jsou dvě molekuly vodík se spojí s dostatečnou silou, aby se spojily dohromady do hélia (jinými slovy, molekuly vodíku pojistka.)

The radiační zóna Slunce je tak pojmenováno, protože je v této sférické skořápce - oblasti začínající zhruba čtvrtinou cesty od středu Slunce, kde končí jádro, a rozprostírající se kolem tři čtvrtiny cesty na povrch slunce, kde se setkává s konvekční zónou - že energie uvolněná z fúze uvnitř jádra putuje ven všemi směry, nebo vyzařuje. Překvapivě trvá velmi dlouho, než vyzařující energie proletí přes tloušťku radiační oblasti - ve skutečnosti několik stovek tisíc let! Jak nepravděpodobné, jak to pravděpodobně zní, ve slunečním čase to není vůbec příliš dlouhé, vzhledem k tomu, že slunce je již 4,5 miliardy let staré a stále silné.

The konvekční zóna zabírá většinu nejvzdálenější čtvrtiny objemu slunce. Na začátku této zóny (tj. Uvnitř) je teplota asi 2 000 000 K a klesá. Výsledkem je, že plazmový materiál tvořící sluneční interiér je, věřte tomu nebo ne, příliš chladný a neprůhledné, aby teplo a světlo pokračovaly v cestě k slunečnímu povrchu v podobě záření. Místo toho je tato energie přenášena konvekcí, což je v podstatě použití fyzických médií k přemisťování energie, místo aby jí umožňovala sólo jezdit. (Bubliny vystupující ze dna hrnce s vroucí vodou na povrch a uvolňující teplo, jakmile prasknou, představují příklad konvekce.) na rozdíl od dlouhého časového období potřebného k tomu, aby energie procházela radiační zónou, se energie pohybuje konvekční zónou poměrně rychle.

The fotosféra Skládá se ze zóny, ve které se sluneční vrstvy mění z úplně neprůhledných, čímž blokují záření, na průhledné. To znamená, že světlo i teplo mohou nerušeně procházet. Fotosféra je tedy vrstva slunce, ze které vyzařuje světlo viditelné pouhým lidským okem. Tato vrstva je silná pouze 500 km, což znamená, že pokud je celé slunce přirovnáno k cibuli, fotosféra představuje kůži cibule. Teplota na dně této oblasti je teplejší než na povrchu Slunce, i když ne tak dramaticky - asi 7 500 K, rozdíl menší než 2 000 K.

Jak již bylo uvedeno, sluneční jádro, radiační zóna, konvekční zóna a fotosféra jsou považovány za oblasti, ale každá z nich může být také klasifikována jako jedna z vrstev slunce, kterých je šest. Vně fotosféry je sluneční atmosféra, která zahrnuje dvě vrstvy: chromosféru a korónu.

The chromosféra se rozprostírá asi 2 000 až 10 000 km nad slunečním povrchem (tj. nejvzdálenější částí fotosféry), v závislosti na tom, jaký zdroj konzultujete. Kupodivu teplota poněkud předvídatelně klesá s rostoucí vzdáleností od fotosféra zpočátku, ale pak začne znovu stoupat, možná kvůli účinkům slunce magnetické pole.

The korona (Latinsky „koruna“) sahá nad chromosférou do vzdálenosti několikanásobku poloměru slunce a dosahuje teploty až 2 000 000 K, podobně jako uvnitř konvekční zóny. Tato sluneční vrstva je velmi řídká a obsahuje pouze asi 10 atomů na cm³, a je silně protkán čarami magnetického pole. „Proudy“ a oblaky plynu se tvoří podél těchto čar magnetického pole a jsou vyfukovány ven slunečním větrem, což dává slunci charakteristický vzhled, že má úponky světla, když je hlavní část slunce zakrytý.

Jak již bylo uvedeno, nejvzdálenějšími částmi slunce jsou fotosféra, která je součástí vlastního slunce, a chromosféra a koróna, které jsou součástí sluneční atmosféry. Slunce tedy může být zobrazeno jako mající tři vnitřní části (jádro, radiační zónu a konvektivní zónu) a tři vnější části (fotosféru, chromosféru a korónu).

Na povrchu slunce nebo těsně nad ním se odehrává řada zajímavých událostí. Jedním z nich jsou sluneční skvrny, které se tvoří ve fotosféře v relativně chladných (4000 K) oblastech. Dalším je sluneční erupce, což jsou výbušné události na povrchu vyznačené velmi intenzivním rozjasňováním oblastí sluneční atmosféry ve formě rentgenových paprsků, ultrafialového a viditelného světla. Ty se odvíjejí po období trvající několik minut a pak se ztrácejí v poněkud delším časovém rámci jedné hodiny nebo tak nějak.