Solens ydre og indre dele

Selvom du ikke har nogen særlig interesse i astronomi - har du uden tvivl undret dig over, hvad der foregår i den massive lyse kugle på himlen, der både er farligt varm og bogstaveligt talt livgivende på samme tid tid. Du ved sikkert, at solen er en stjerne, ligesom de utallige lyspunkter, der tager solens plads over natten om natten, når mørket går ned, kun tættere. Du ved måske, at den har sin egen brændstoftilførsel, og at denne forsyning, selvom den ikke er uendelig, er så stor, at den ikke kan beregnes. Du indser sandsynligvis, at det ikke ville være en god idé at komme meget tættere på solen, selvom du havde evnen til at gøre det - men at det ville være næsten lige så dårlig en idé at komme meget længere væk fra det, end du allerede er, en afstand på omkring 93 millioner miles.

I din overvejelse har du måske ikke overvejet tanken om, at solen ikke er en ensartet lyskugle og varme, men har i stedet lag i sig selv, ligesom Jorden og de andre syv planeter i solsystemet gør. Hvad er disse lag - og hvordan i verden er menneskelige videnskabsmænd overhovedet i stand til at vide om dem fra så stor afstand alligevel?

Solen ligger i midten af ​​solsystemet (deraf navnet!) Og tegner sig for 99,8 procent af solsystemets masse. På grund af tyngdekraftens virkninger er alt i solsystemet - de otte planeter, de fem (for nu) dværgplaneter, månerne på disse planeter og dværgplaneter, asteroiderne og andre mindre elementer såsom kometer - drejer sig om sol. Planeten Merkur tager lidt mindre end 88 jorddage at gennemføre en tur rundt om solen, mens Neptun tager næsten 165 jordår.

Solen er en temmelig ubeskrivelig stjerne, når stjerner går, og tjener klassificeringen som "gul dværg." Med en alder på omkring 4,5 milliarder år, solen sidder omkring 26.000 lysår fra centrum af den galakse, den beboer, Mælkevejen Galaxy. Som reference er et lysår den afstand, lyset kører om et år, cirka 6 billioner miles. Så stort som selve solsystemet er, er Neptun, den fjerneste planet fra solen i en afstand af næsten 2,8 milliarder miles, knap 1/2000 lysår fra solen.

Solen har, ud over at fungere som en gigantisk ovn, også en stærk intern elektrisk strøm. Elektriske strømme genererer magnetfelter, og solen har et stort magnetfelt, der spredes igennem solsystemet som solvind - elektrisk ladet gas, der flyver udad fra solen i hver retning.

Solen er som nævnt en gul dværg, men den er mere formelt klassificeret som en G2-spektralklassestjerne. Stjerner klassificeres i rækkefølge fra hotteste til sejeste som type O-, B-, A-, F-, G-, K- eller M-stjerner. De hotteste har en overfladetemperatur på ca. 30.000 til 60.000 Kelvin (K), hvorimod solens overfladetemperatur er forholdsvis lunken 5.780 K. (Til reference er Kelvin-grader den samme "størrelse" som Celsius-grader, men skalaen starter 273 grader lavere. Det vil sige 0 K eller "absolut nul" er lig med −273 C, 1.273 K er lig med 1.000 C og så videre. Gradsymbolet er også udeladt fra Kelvin-enheder.) Solens tæthed, som hverken er et fast stof, a væske eller en gas og er bedst klassificeret som plasma (dvs. elektrisk ladet gas), er ca. 1,4 gange så stor som vand.

Andre vigtige solstatistikker: Solen har en masse på 1,989 × 10³⁰ kg og en radius på ca. 6,96 × 10⁸ m. (Da lysets hastighed er 3 × 10⁸ m / s, lys fra den ene side af solen ville tage lidt over to sekunder at passere hele vejen gennem midten til anden side.) Hvis solen var så høj som f.eks. en typisk dør, ville Jorden være omtrent lige så høj som en amerikansk nikkel, der stod på kant. Alligevel findes der 1.000 gange solens diameter, ligesom dværgstjerner er mindre end en hundrededel så brede.

Solen udsætter også 3,85 × 10²⁶ watt effekt, hvoraf ca. 1340 watt pr. kvadratmeter når jorden. Dette svarer til en lysstyrke på 4 × 10³³ ergs. Disse tal betyder sandsynligvis ikke meget isoleret, men til reference indebærer en eksponent på "kun" 9 milliarder, mens en eksponent på 12 oversættes til billioner. Dette er enorme tal! Alligevel er nogle stjerner så mange som en million gange mere lysende end solen, hvilket betyder, at deres effekt er en million gange større. På samme tid er nogle stjerner tusind eller så gange mindre lysende.

Det er interessant at bemærke, at selvom solen i bedste fald er klassificeret som en beskeden stjerne i den overordnede ordning, er den stadig mere massiv end 95 procent af de kendte stjerner, der eksisterer. Implikationen af ​​dette er, at de fleste stjerner er langt forbi deres bedste alder og er faldet betydeligt siden deres levetid toppede milliarder af år tidligere, og fortsætter nu i deres alderdom i slægtninge anonymitet.

Solen kan opdeles i fire rumlige regioner, bestående af kernen, strålingszonen, konvektionszonen og fotosfæren. Sidstnævnte sidder under to yderligere lag, som vil blive undersøgt i det næste afsnit. Et soldiagram bestående af et tværsnit, som et billede af indersiden af ​​en kugle, der er skåret nøjagtigt i halvdelen, vil således omfatte en cirkel i centrum, der repræsenterer kernen, og derefter successive ringe rundt om den indefra og ud, der angiver strålezonen, konvektive zonen og fotosfæren.

Det kerne af solen er, hvor alt, hvad observatører på Jorden kan måle som lys og varme, stammer fra. Denne region strækker sig udad til cirka en fjerdedel af vejen fra solens centrum. Temperaturen i centrum af solen anslås til at være ca. 15,5 millioner K til 15,7 millioner K, svarende til ca. 28 millioner grader Fahrenheit. Dette får overfladetemperaturen på ca. 5.780 K til at virke positivt kølig. Varmen inde i kernen genereres af en konstant spærring af atomfusionsreaktioner, hvor to molekyler af brint kombineres med tilstrækkelig kraft til at få dem til at slutte sig sammen til helium (med andre ord brintmolekylerne sikring.)

Det strålingszone af solen er så navngivet, fordi det er i denne sfæriske skal - en region, der starter cirka en fjerdedel af vejen fra centrum af solen, hvor kernen ender og strækker sig udad omkring tre fjerdedele af vejen til solens overflade, hvor den møder konvektionszonen - at energien frigivet fra fusionen inde i kernen bevæger sig udad i alle retninger, eller udstråler. Overraskende nok tager det meget lang tid for udstrålende energi at rejse over tykkelsen af ​​det udstrålende område - faktisk flere hundrede tusind år! Så usandsynligt som dette sandsynligvis lyder, på soltid er det slet ikke meget langt, da solen allerede er 4,5 milliarder år gammel og stadig går stærk.

Det konvektive zone optager det meste af den yderste fjerdedel af solens volumen. I begyndelsen af ​​denne zone (dvs. indvendigt) er temperaturen omkring 2.000.000 K og falder. Som et resultat er det plasmalignende materiale, der danner solens indre, for tro eller ej, for køligt og uigennemsigtig for at tillade varme og lys at fortsætte med at bevæge sig mod soloverfladen i form af stråling. I stedet overføres denne energi via konvektion, som i det væsentlige er brugen af ​​fysiske medier til at skifte energi sammen i stedet for at lade den køre alene. (Bobler stiger fra bunden af ​​en gryde med kogende vand til overfladen og frigiver varme, når de springer ud, er et eksempel på konvektion.) I i modsætning til den lange periode, det tager for energi at navigere i strålingszonen, bevæger energi sig relativt gennem konvektionszonen hurtigt.

Det fotosfæren består af en zone, hvor solens lag skifter fra at være helt uigennemsigtige og dermed blokere for stråling til at være gennemsigtige. Dette betyder, at både lys og varme kan passere uhindret igennem. Fotosfæren er derfor det sollag, hvorfra det synlige lys for det menneskelige øje udsendes. Dette lag er kun 500 km tykt, hvilket betyder, at hvis hele solen sammenlignes med et løg, repræsenterer fotosfæren løgets hud. Temperaturen i bunden af ​​denne region er varmere end den er på solens overflade, dog ikke dramatisk - omkring 7.500 K, en forskel på mindre end 2.000 K.

Som bemærket betragtes solens kerne, strålingszone, konvektive zone og fotosfære som regioner, men hver kan også klassificeres som et af sollagene, hvoraf der er seks i antal. Eksternt for fotosfæren er solens atmosfære, som inkluderer to lag: kromosfæren og koronaen.

Det kromosfære strækker sig ca. 2.000 til 10.000 km over solens overflade (dvs. den yderste del af fotosfæren), afhængigt af hvilken kilde du konsulterer. Mærkeligt nok falder temperaturen noget forudsigeligt med stigende afstand fra fotosfæren først, men begynder derefter at stige igen muligvis på grund af solens effekter magnetfelt.

Det korona (Latin for "krone") strækker sig over kromosfæren til en afstand på flere gange solens radius og når temperaturer så høje som 2.000.000 K, svarende til det indre af konvektionszonen. Dette sollag er meget svagt og indeholder kun ca. 10 atomer pr. Cm³, og det er stærkt krydset af magnetfeltlinjer. "Streamere" og gasfuger dannes langs disse magnetfeltlinjer og blæses udad af solvinden, der giver solen sit karakteristiske udseende som lysrender, når solens hoveddel er tilsløret.

Som nævnt er de yderste dele af solen fotosfæren, som er en del af solen, og kromosfæren og koronaen, som er en del af solens atmosfære. Således kan solen være afbildet som at have tre indre dele (kernen, den udstrålende zone og den konvektive zone) og tre ydre dele (fotosfæren, kromosfæren og koronaen).

En række interessante begivenheder udfolder sig ved eller lige over solens overflade. En af disse er solpletter, der dannes i fotosfæren i relativt kølige (4.000 K) områder. En anden er solstråler, som er eksplosive begivenheder på overfladen præget af meget intens lysning af områder i solatmosfæren i form af røntgenstråler, ultraviolet og synligt lys. Disse udfolder sig over perioder, der varer i et par minutter, og falmer derefter over en lidt længere tidsramme på en time eller deromkring.