SOL parte2

Estrutura

Uma ilustração da estrutura do SunThe Sol é uma estrela anã amarela. É composta por cerca de 99% da massa total do sistema solar. A Sun é uma quase perfeita esfera, com uma oblateness estimada em cerca de 9 millionths, [21], o que significa que o seu diâmetro polar difere do seu diâmetro equatorial por apenas 10 km (6 milhas). Como o Sol existe em um estado plasmático e não é sólida, ela sofre rotação diferencial, uma vez que gira sobre seu eixo (ou seja, o Sol gira mais rápido em seu equador do que os seus pólos). O período de rotação é este reais aproximadamente 25 dias no equador e 35 dias nos pólos. No entanto, devido a nossa constante mudança vantagem ponto da órbita da Terra, uma vez que o Sol, a rotação aparente do sol em seu equador é de cerca de 28 dias. O efeito desta centrífuga lenta rotação é de 18 milhões de vezes mais fraca do que a gravidade na superfície da Sun equador. Além disso, o efeito das marés dos planetas não afectar significativamente a forma do sol. A Sun não tem um limite definido como planetas rochosos fazer; no seu exterior partes a densidade da sua gases gotas aproximadamente exponencialmente com o aumento da distância do centro do sol. No entanto, a Sun tem uma bem definida estrutura interior, descrito abaixo. A Sun's raio é medido a partir do seu centro para a borda da fotosfera. Este é simplesmente o nível acima do qual os gases são muito frios ou muito fino para irradiar uma quantidade significativa de luz; da fotosfera é a superfície mais facilmente visível a olho nu. O núcleo solar compreende 10 por cento do seu volume total, mas 40 por cento da sua massa total [22]. O solar interior não é directamente observável e, a Sun em si é opaco à radiação electromagnética. No entanto, tal como sismologia usa ondas geradas por sismos revelar a estrutura interior da Terra, a disciplina de helioseismology faz uso de pressão ondas (infra-sons) percorrendo o interior da Sun para medir e visualizar a Sun's inner estrutura. Computador modelagem da Sun também é utilizado como um instrumento teórico para investigar as suas camadas mais profundas. Estrutura Uma ilustração da estrutura do SunThe Sol é uma estrela anã amarela. É composta por cerca de 99% da massa total do sistema solar. A Sun é uma quase perfeita esfera, com uma oblateness estimada em cerca de 9 millionths, [21], o que significa que o seu diâmetro polar difere do seu diâmetro equatorial por apenas 10 km (6 milhas). Como o Sol existe em um estado plasmático e não é sólida, ela sofre rotação diferencial, uma vez que gira sobre seu eixo (ou seja, o Sol gira mais rápido em seu equador do que os seus pólos). O período de rotação é este reais aproximadamente 25 dias no equador e 35 dias nos pólos. No entanto, devido a nossa constante mudança vantagem ponto da órbita da Terra, uma vez que o Sol, a rotação aparente do sol em seu equador é de cerca de 28 dias. O efeito desta centrífuga lenta rotação é de 18 milhões de vezes mais fraca do que a gravidade na superfície da Sun equador. Além disso, o efeito das marés dos planetas não afectar significativamente a forma do sol. A Sun não tem um limite definido como planetas rochosos fazer; no seu exterior partes a densidade da sua gases gotas aproximadamente exponencialmente com o aumento da distância do centro do sol. No entanto, a Sun tem uma bem definida estrutura interior, descrito abaixo. A Sun's raio é medido a partir do seu centro para a borda da fotosfera. Este é simplesmente o nível acima do qual os gases são muito frios ou muito fino para irradiar uma quantidade significativa de luz; da fotosfera é a superfície mais facilmente visível a olho nu. O núcleo solar compreende 10 por cento do seu volume total, mas 40 por cento da sua massa total [22]. O solar interior não é directamente observável e, a Sun em si é opaco à radiação electromagnética. No entanto, tal como sismologia usa ondas geradas por sismos revelar a estrutura interior da Terra, a disciplina de helioseismology faz uso de pressão ondas (infra-sons) percorrendo o interior da Sun para medir e visualizar a Sun's inner estrutura. Computador modelagem da Sun também é utilizado como um instrumento teórico para investigar as suas camadas mais profundas.

Nucleo

De secção transversal de um solar do tipo estrela. (NASA) O núcleo do Sol é considerada a alargar do centro para cerca de 0,2 raios solares. Tem uma densidade de até 150000 kg / m³ (150 vezes a densidade da água na Terra) e uma temperatura de cerca de 13600000 kelvins (por contraste, a superfície do Sol é de cerca de 5800 kelvins). Análise recente da missão SOHO dados favorece a rápida taxa de rotação no núcleo do que no resto da zona radioactivas. [23] Através da maioria da Sun vida, a energia é produzida por fusão nuclear, através de uma série de passos chamados a p-p ( Proton-proton) cadeia; este processo converte hidrogênio em hélio. O núcleo é o único local em que o Sol produz uma quantidade apreciável de calor através de fusão: o resto da estrela é aquecido pela energia que é transferida para fora do núcleo. Toda a energia produzida pela fusão do núcleo deve percorreram muitas camadas sucessivas à fotosfera solar antes que ele escapa para o espaço como luz solar ou energia cinética das partículas. Cerca de 3,4 × 1038 prótons (núcleos de hidrogénio) são convertidos em hélio núcleos em cada segundo (de 8,9 × 1056 ~ montante total de livre prótons no Sun), libertando energia em matéria de energia a taxa de conversão de 4,26 milhões de toneladas por segundo, 383 Yottawatts (3,83 × 1026 W) ou 9,15 × 1010 megatons de TNT por segundo. Este facto corresponde a uma surpreendentemente baixa taxa de produção de energia no núcleo do Sol-cerca de 0,3 μ W / cm ³ (microwatts por centímetro cúbico), ou cerca de 6 μ W / kg de matéria. Para comparação, o corpo humano produz calor a aproximadamente a taxa de 1,2 W / kg, milhões de vezes maior por unidade de massa. A utilização de plasma com parâmetros semelhantes para a produção de energia na Terra seria completamente inviável-mesmo um modesto 1 GW fusão usina exigiria cerca de 170 bilhões de toneladas de plasma ocupando quase um cúbicos milha. Daí, terrestre fusão reactores utilizar longe plasma temperaturas mais elevadas do que aquelas em Sun's interior. A taxa de fusão nuclear depende fortemente densidade e temperatura, de modo a taxa de fusão no núcleo encontra-se numa auto-correcção equilíbrio: um ligeiro aumento da taxa de fusão iria causar o núcleo de calor e expandir-se mais um pouco contra o peso do exterior Camadas, reduzindo a taxa de fusão e corrigindo os perturbação; e uma taxa ligeiramente mais baixa iria causar o núcleo de refrescar e diminuir ligeiramente, o aumento da taxa de fusão e revertendo-la novamente para o seu nível actual. A alta energia photons (raios gama) liberada na fusão reacções são absorvidas em apenas alguns milímetros de plasma solar e, em seguida, re-emitida novamente em direcção aleatória (e ligeiramente inferior ao da energia), de modo que leva muito tempo para chegar a radiação do Sun's superfície. Estimativas do "photon tempo de viagem" oscilam entre 10000 e 170000 anos. [24] Após uma última viagem pelo convectiva camada exterior ao transparente "superfície" da fotosfera, a photons escapar como luz visível. Cada raios gama no núcleo do Sol é convertida em vários milhões de luz visível photons antes de escapar para o espaço. Neutrinos são igualmente liberada pela fusão reacções no núcleo, mas, ao contrário photons eles raramente interagem com a matéria, de modo quase todos são capazes de escapar a Sun imediatamente. Durante muitos anos as medições do número de neutrinos produzidos na Sun foram inferiores às teorias previsto por um factor de 3. Esta discrepância foi recentemente resolvido através da descoberta dos efeitos do neutrino oscillation: o sol, de facto, emite o número de neutrinos predito pela teoria, mas neutrino detectores estavam faltando 2 / 3 dos neutrinos-los porque o sabor tinha mudado.

zona radioativa

De cerca de 0,2 para cerca de 0,7 raios solares, solar material é quente e denso o suficiente para que radiação térmica é suficiente para transferir o intenso calor do núcleo para fora. Nesta zona, não há convecção térmica; enquanto o material cresce mais frias como altitude aumenta, esta temperatura gradiente é inferior ao valor da taxa adiabatic anuladas e, portanto, não pode conduzir convecção. O calor é transferido por radiação-íons de hidrogênio e hélio emitem photons, que viajam uma breve distância antes de ser reabsorvido por outros íons. Desta forma, torna sua energia forma muito lenta (ver acima) para fora. Radioactivas entre a zona e as convecção é uma zona de transição camada chamado a tachocline. Esta é uma região onde o regime mudança abrupta entre o uniforme rotação da zona radioactivas e os diferenciais rotação da convecção zona resulta em uma grande pura.

Zona de convecção

Estrutura do SunIn a Sun's camada exterior (para baixo, para cerca de 70% do raio solar), o plasma solar não é suficientemente densa ou quente o suficiente para transferir a energia térmica do interior para fora através de radiação. Como resultado, convecção térmica como ocorre térmica colunas transportar material quente para a superfície (fotosfera) do sol. Assim que o material esfria off à superfície, cai para trás para baixo à base da zona convecção, a receber mais calor do alto da zona radioactivas. Convectiva superação Pensa-se que ocorrem na base da zona convecção, transportando turbulento em downflows as camadas exteriores da zona radioactivas. As colunas da convecção térmica zona formar uma logomarca na superfície do Sol, na forma da granulação solar e supergranulation. O turbulento convecção desta parte exterior do interior solar dá origem a uma "pequena escala" dínamo que produz magnético pólos norte e sul toda a superfície do sol.

Fotosfera

A superfície visível do Sol, a fotosfera, é a camada inferior que o Sol se torna opaco à luz visível. Acima da fotosfera visível sol está livre para propagar para o espaço, bem como a sua energia do Sol escapa totalmente. A mudança na opacidade deve-se à diminuição da quantidade de íons H, que absorvem luz visível facilmente. Inversamente, a luz visível que vemos é produzida como elétrons reagem com átomos de hidrogênio para produzir H-íons. [25] [26] A fotosfera é, na verdade, dezenas a centenas de quilômetros de espessura, sendo ligeiramente menos do que opaca ar na Terra. Porque a parte superior da fotosfera é mais frio do que a parte inferior, uma imagem do Sol parece mais brilhante no centro do que na borda ou parte do disco solar, em um fenômeno conhecido como parte escurecimento. Luz solar tem cerca de um corpo-negro espectro que indica a sua temperatura é cerca de 6000 K, intercaladas com linhas de absorção atómica a ténue camadas acima da fotosfera. A fotosfera tem uma partícula densidade de cerca de 1023 m 3 (isto é cerca de 1% da densidade de partículas atmosfera da Terra ao nível do mar). Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, alguns absorção foram encontradas linhas que não correspondem a qualquer elementos químicos então conhecida na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipótese que a absorção dessas linhas foram por causa de um novo elemento que ele baptizado "hélio", após o deus grego Sun Helios. Não era até 25 anos depois que o hélio foi isolado na Terra

Atmosfera

Durante um eclipse solar total, a corona solar pode ser visto com o nu eye.The partes da Sun acima da fotosfera são referidos coletivamente como a atmosfera solar. Elas podem ser vistas com telescópios operando em todo o espectro electromagnético, de rádio através de luz visível aos raios gama, e compreende cinco principais zonas: a temperatura mínima, a cromosfera, a transição região, a corona, e os heliosphere. O heliosphere, o que pode ser considerado o ténue atmosfera exterior do Sol, estende para fora passado, a órbita de Plutão ao heliopause, onde se faz um forte choque frontal fronteira com o meio interestelar. A cromosfera, região de transição, e corona são muito mais quente do que a superfície do sol. A razão pela qual não foi conclusivamente provado; evidência sugere que Alfvén ondas podem ter energia suficiente para aquecer o corona. [28] A camada mais bacanas do Sol é uma temperatura mínima região cerca de 500 4000 K. Esta parte da Sun é cool o suficiente para suportar simples moléculas, como o monóxido de carbono e água, que pode ser detectada por Sua absorção espectros. Acima da temperatura mínima é uma camada fina camada cerca de 2000 km de espessura, dominada por um espectro de emissão e absorção linhas. É o chamado cromosfera do grego chroma raiz, significando cor, porque a cromosfera é visível como um colorido flash no início e no final dos eclipses totais do sol. A temperatura na cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, variando-se a cerca de 100000 K perto do topo.

Acima da cromosfera é uma região de transição em que a temperatura sobe rapidamente de cerca de 100000 K coronal a temperaturas mais perto de um milhão de K. O aumento é devido a uma fase de transição como hélio dentro da região torna-se totalmente ionizado pela altas temperaturas. A transição região não ocorre em um bem definido altitude. Pelo contrário, ele faz uma espécie de nimbus cerca de chromospheric recursos como espículos e filamentos, e está em constante, movimento caótico. A transição região não é facilmente visível da superfície da Terra, mas pode ser facilmente observado a partir do espaço por instrumentos sensíveis ao longe parte ultravioleta do espectro. A corona é estendido a atmosfera exterior do Sol, que é muito maior em volume do que o próprio sol. A corona funde suavemente, com o vento solar que enche o sistema solar e heliosphere. A corona baixa, o que é muito próximo à superfície do Sol, tem uma densidade de partículas 1014-1016 m-3. (Atmosfera da Terra perto do nível do mar tem uma partícula densidade de cerca de 2 × 1025 m-3.) A temperatura da corona se vários milhões de kelvins. Apesar de não completar teoria ainda existe para ter em conta a temperatura da corona, pelo menos alguns dos seus calor é conhecido por ser de reconexão magnética. O heliosphere estende de cerca de 20 raios solares (0,1 UA) para o exterior periferia do sistema solar. Seu interior limite é definido como a camada em que o fluxo do vento solar torna-se superalfvénic-ou seja, onde o fluxo torna-se mais rápido do que a velocidade de Alfvén waves. Turbulência e forças dinâmicas fora desse limite não podem afectar a forma da corona solar dentro, pois as informações só podem viajar à velocidade de Alfvén waves. O vento solar viaja para fora continuamente através da heliosphere, formando o campo magnético solar em uma espiral forma, até que os impactos heliopause mais de 50 UA do Sol. Em Dezembro de 2004, a sonda Voyager 1 passou por um choque frontal que está pensado para ser parte do heliopause. Ambas as sondas Voyager ter gravado mais elevados níveis de partículas energéticas como se aproxima a fronteira.

Composiçao quimica

A Sun é composta de elementos químicos. Diversos cientistas têm analisado esses elementos para descobrir a sua abundância, as suas relações com planetária elementos, bem como a sua difusão (distribuição) no interior solar.

Elemento abundâncias Segundo a Bahcal (1990) [30] citados na Thoul (1993:15), [31] a característica massa frações de alguns elementos são:

Hidrogénio: 34%

Hélio: 64%
Oxigênio: 1%

Lítio, Berílio, e Boro Em 1968, um belga académico considerou que a abundância de lítio, berílio e boro são mais elevados do que se pensava (Grevesse 1968

Neon Em 2005, três professores universitários alegou que o neon abundância na Sun pode ser mais elevado do que se pensava, com base em observações helioseismological (Bahcall et al 2005

Hélio Também é interessante notar que, pelo menos, até 1986, o geralmente aceites inicial hélio conteúdo da Sun foi Y = 0,25, mas dois professores universitários em 1986 alegou que o valor Y = 0,279 é mais correto (Lebreton e Maeder 1986:119

Individualmente-ionised ferro grupo elementos Em 1970, muita investigação incidiu sobre a abundância de ferro elementos do grupo Sun (Biemont 1978; [35] e Ross e Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge e Engvold 1977, citado no Biemont 1978 [35]).

a primeira grande medida conjunto completo de gf de valores individualmente-ionised ferro grupo elementos foram disponibilizadas primeiro por Corliss e Bozman (1962 citados na Biemont 1978 [35]) e Warner (1967 citados na Biemont 1978 [35]), e melhorou valores f Foram computados pelo Smith (1976 citados na Biemont 1978 [35]). Em 1978, a abundância de estremes-ionised elementos do grupo de ferro foram obtidos por Biemont (1978 [35]). A abundância determinação de alguns elementos ferro grupo é difícil devido à sua hiperfina estruturas, por exemplo, cobalto e manganês (Biemont 1978 [35]).

Solar e planetária massa fraccionamento relacionamento Vários autores têm considerado a existência de uma relação entre a massa fraccionamento isotópico composições de energia solar e planetária gases nobres (Signer e Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda e Manuel 1970; Srinivasan e Manuel 1971, todos os citados no Manuel e Hwaung 1983 [10]), por exemplo, as correlações entre a composição isotópica do planetário e solar Ne e Xe (Kuroda e Manuel já em 1970 e Manuel Hwaung 1983:7 [10]). No entanto, a convicção de que toda a Sun tem a mesma composição que a atmosfera solar ainda era generalizada, pelo menos até 1983 (e Manuel Hwaung 1983:7 [10]). Em 1983, dois professores universitários alegou que era o fraccionamento da própria Sun que causou o fracionamento relação entre a composição isotópica do planetário solar e eólica implantado gases nobres (Manuel e Hwaung 1983:7 [10]).

Elemento difusão

A Sun é composta de elementos químicos. De especial interesse científico é a difusão desses elementos no interior do Sol, ou seja, a sua distribuição no interior da estrela interior. A difusão dos elementos solar é determinada por muitas variáveis, incluindo a gravidade, o que faz com que os elementos mais pesados (por exemplo, hélio na ausência de outros elementos mais pesados), para manter o centro da massa solar enquanto os não-elementos pesados (por exemplo, hidrogénio) no sentido difuso O exterior do Sol (Thoul et al 1993:3).

Hélio

difusão Especialista de interesse científico é a difusão de hélio no interior solar. Verificou-se que o processo de difusão hélio acelera com o tempo (Noerdlinger de 1977 [36]).

Composição da fotosfera

A composição da fotosfera, ou seja, as camadas superficiais do Sol, é geralmente tido como representante da composição química da primordial sistema solar, com exceção de deutério, lítio, boro, e berrylium (Aller 1968 [37]).

Sunspots e as manchas solares

ciclo Medições da variação do ciclo solar durante os últimos 30 years.When observando o Sol com a devida filtração, o mais imediatamente visíveis características são normalmente sua sunspots, que estão bem definidas superfícies que aparecem mais escuras do que os seus arredores devido a temperaturas mais baixas. Sunspots são regiões de intensa atividade magnética onde convecção é inibida por fortes campos magnéticos, reduzindo energia transporte do interior para a superfície quente. O campo magnético dá origem a um forte aquecimento na corona, formando activo regiões que estão na origem de intensas erupções solares e massa coronal desmoldagens. A maior sunspots podem ser dezenas de milhares de quilômetros de diâmetro. O número de sunspots visível sobre a Sun não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos conhecido como o ciclo solar. Em um típico solar mínimo, poucas sunspots são visíveis, e por vezes mesmo nenhumas pode ser visto. Aqueles que não são exibidos em altas latitudes solares. À medida que o ciclo de manchas solares avança, o número de sunspots aumenta e se aproximar-se do equador do Sol, um fenómeno descrito por Spörer da lei. Sunspots normalmente existem como pares com polaridade oposta magnética. A polaridade magnética dos principais manchas solares suplentes cada ciclo solar, a fim de que este será um pólo norte magnético em um ciclo solar e um pólo sul magnético no próximo.

Possíveis ciclo longo prazo

Uma recente teoria afirma que existem magnético instabilidades no núcleo do Sol, que causam flutuações com períodos de ambos os 41000 ou 100000 anos. Estes poderiam fornecer uma melhor explicação do gelo idades superior a Milankovitch ciclos. Tal como muitas outras teorias em astrofísica, esta teoria não pode ser testado diretamente.