Sådan fungerer solen

Hvornår er sidste gang du stirrede opad og undrede dig over det mystiske, livgivende kraft, der er solen?

Hvis du tror på, at alt det, der stirrer-i-solen, får dig til at blive blind (som faktisk er sandt), du laver nok ikke så meget sol. Men det er et rigtigt vidunder:Solen varmer vores planet hver dag, giver det lys, som vi ser og er nødvendigt for livet på Jorden. Det kan også forårsage celledød og gøre os blinde. Den kunne passe 1,3 millioner jordarter inde i dens sfære [kilde:SpaceDaily]. Det producerer digtværdige solnedgange og så meget energi som 1 billion megaton bomber hvert andet [kilde:Boston Globe].

Alt det her, og vores sol er bare en almindelig gammel gennemsnitsstjerne, efter universelle standarder. Det er egentlig bare nærhed, der gør den så speciel for Jorden. Vi ville ikke være her, hvis solen ikke var så tæt.

Så, hvor tæt er solen? Og hvor meget plads tager det at rumme 1,3 millioner jordarter? Og mens vi er ved det:

• Hvis solen er i rumets vakuum, hvordan brænder det?
• Hvad forhindrer al den gas i at lække ud i rummet?
• Hvorfor sender solen solblusser ud?
• Vil solen nogensinde stoppe med at brænde? (Og i så fald, hvornår? Og hvad vil der ske med Jorden og dens indbyggere?)

I denne artikel, vi undersøger den fascinerende verden af ​​vores nærmeste stjerne. Vi vil se på solens dele, finde ud af, hvordan det skaber lys og varme, og udforske dens hovedtræk.

Solen har "brændt" i mere end 4,5 milliarder år. Det er en massiv samling af gas, mest hydrogen og helium. Fordi den er så massiv, den har enorm tyngdekraft, tilstrækkelig tyngdekraft til at holde alt det hydrogen og helium sammen (og til at holde alle planeterne i deres kredsløb omkring solen).

Vi siger, at solen brænder, men det brænder ikke som træforbrændinger. I stedet, solen er en gigantisk atomreaktor.

1. Solens Dele
2. Solens indre:Core
3. Solens indre:strålende og konvektive zoner
4. Solens atmosfære
5. Solens funktioner:Solpletter, Solar Prominences og Solar Flares
6. Solens skæbne

Solens Dele

Solen er en stjerne, ligesom de andre stjerner vi ser om natten. Forskellen er afstand-de andre stjerner, vi ser, er lysår væk, mens vores sol kun er omkring 8 lysminutter væk - mange tusinde gange tættere.

Officielt, solen er klassificeret som en stjerne af typen G2, baseret på dens temperatur og bølgelængder eller spektrum lys, som det udsender. Der er masser af G2'er derude, og Jordens sol er blot en af ​​milliarder af stjerner, der kredser om midten af ​​vores galakse, består af det samme stof og komponenter.

Solen består af gas. Den har ingen fast overflade. Imidlertid, den har stadig en defineret struktur. De tre store strukturelle områder af solen er vist i den øverste halvdel af figur 1 . De omfatter:

• Kerne - Solens centrum, omfattende 25 procent af dens radius.
• Strålende zone -Afsnittet, der umiddelbart omgiver kernen, omfattende 45 procent af dens radius.
• Konvektiv zone - Solens yderste ring, omfattende de 30 procent af dens radius.

Over solens overflade er dens atmosfære, som består af tre dele, vist i den nederste halvdel af figur 1 :

• Photosphere - Den inderste del af solens atmosfære og den eneste del, vi kan se.
• Kromosfæren - Området mellem fotosfæren og coronaen; varmere end fotosfæren.
• Corona - Det ekstremt varme yderste lag, strækker sig udad flere millioner miles fra kromosfæren.

Alle solens hovedtræk kan forklares ved de atomreaktioner, der producerer dens energi, af de magnetiske felter, der skyldes gasens bevægelser og dens enorme tyngdekraft.

Det begynder ved kernen.

Solens indre:Core

Kernen starter fra midten og strækker sig udad til at omfatte 25 procent af solens radius. Dens temperatur er større end 15 millioner grader Kelvin [kilde:Montana]. I kernen, tyngdekraften trækker hele massen indad og skaber et intenst pres. Trykket er højt nok til at tvinge brintatomer til at komme sammen i atomfusionsreaktioner - noget vi forsøger at efterligne her på Jorden. To hydrogenatomer kombineres for at skabe helium-4 og energi i flere trin:

1. To protoner kombineres til at danne et deuteriumatom (hydrogenatom med en neutron og en proton), en positron (ligner elektron, men med en positiv ladning) og en neutrino.
2. En proton og et deuteriumatom kombineres til at danne et helium-3-atom (to protoner med en neutron) og en gammastråle.
3. To helium-3-atomer danner et helium-4-atom (to protoner og to neutroner) og to protoner.

Disse reaktioner tegner sig for 85 procent af solens energi. De resterende 15 procent stammer fra følgende reaktioner:

1. Et helium-3-atom og et helium-4-atom kombineres til at danne et beryllium-7 (fire protoner og tre neutroner) og en gammastråle.
2. Et beryllium-7 atom fanger en elektron for at blive lithium-7 atom (tre protoner og fire neutroner) og et neutrino.
3. Lithium-7 kombineres med en proton til at danne to helium-4-atomer.

Helium-4-atomerne er mindre massive end de to brintatomer, der startede processen, så forskellen i masse omdannes til energi som beskrevet af Einsteins relativitetsteori (E =mc²). Energien udsendes i forskellige former for lys:ultraviolet lys, Røntgenstråler, synligt lys, infrarød, mikrobølger og radiobølger.

Solen udsender også energipartikler (neutrinoer, protoner), der udgør solvind . Denne energi rammer Jorden, hvor det varmer planeten, driver vores vejr og giver energi til livet. Vi tager ikke skade af det meste af strålingen eller solvinden, fordi Jordens atmosfære beskytter os.

Solens indre:strålende og konvektive zoner

Efter at have dækket kernen, det er tid til at strække sig udad i solens struktur. Dernæst er de strålende og konvektive zoner.

Det strålingszone strækker sig udad fra kernen, tegner sig for 45 procent af solens radius. I denne zone, energien fra kernen bæres udad af fotoner, eller lette enheder. Når en foton dannes, den bevæger sig omkring 1 mikron (1 milliondel af en meter), før den absorberes af et gasmolekyle. Ved absorption, gasmolekylet opvarmes og udsender igen en anden foton med samme bølgelængde. Den genudsendte foton bevæger sig en anden mikron, før den absorberes af et andet gasmolekyle, og cyklussen gentager sig selv; hver interaktion mellem foton og gasmolekyle tager tid. Cirka 10 ²⁵ optagelser og re-emissioner finder sted i denne zone, før en foton når overfladen, så der er en betydelig tidsforsinkelse mellem en foton fremstillet i kernen og en, der når overfladen.

Det konvektiv zone , som er de sidste 30 procent af solens radius, domineres af konvektionsstrømme, der fører energien udad til overfladen. Disse konvektionsstrømme er stigende bevægelser af varm gas ved siden af ​​faldende bevægelser af kølig gas, og det ligner lidt glitter i en gryde med vand. Konvektionsstrømmene fører fotoner hurtigere udad til overfladen end den strålingsoverførsel, der sker i kerne- og strålingszonen. Med så mange interaktioner, der forekommer mellem fotoner og gasmolekyler i strålings- og konvektionszonerne, det tager en foton cirka 100, 000 til 200, 000 år at nå overfladen.

• Gennemsnitlig afstand fra Jorden :93 millioner miles (150 millioner kilometer)
• Radius :418, 000 miles (696, 000 kilometer)
• Masse :1,99 x 10 ³⁰ kg (330, 000 jordmasser)
• Makeup (efter masse) :74 procent brint, 25 procent helium, 1 procent andre elementer
• Gennemsnitstemperatur :5, 800 grader Kelvin (overflade), 15,5 millioner grader Kelvin (kerne)
• Gennemsnitlig tæthed :1,41 gram pr. Cm ³
• Bind :1,4 x 10 ²⁷ kubikmeter
• Rotationsperiode :25 dage (i midten) til 35 dage (poler)
• Afstand fra centrum af Mælkevejen :25, 000 lysår
• Orbital hastighed/periode :138 miles i sekundet/200 millioner år

Solens atmosfære

Vi har endelig gjort vores vej til overfladen. Lad os spore gennem atmosfæren næste. Ligesom Jorden, solen kan prale af en atmosfære. Imidlertid, solens består af fotosfære, kromosfæren og corona .

Det fotosfære er det laveste område i solens atmosfære og er det område, vi kan se. "Solens overflade" refererer typisk til fotosfæren, i det mindste i ordsprog. Den er 300-400 kilometer bred (180-240 miles) og har en gennemsnitstemperatur på 5, 800 grader Kelvin. Det virker granuleret eller boblende, meget gerne overfladen af ​​en gryde med vand. Bumpene er de øvre overflader af konvektionsstrømcellerne nedenunder; hver granulering kan være 600 miles (1, 000 kilometer) bred. Da vi passerer gennem fotosfæren, temperaturen falder og gasserne, fordi de er sejere, udsender ikke så meget lysenergi. Dette gør dem mindre uigennemsigtige for det menneskelige øje. Derfor, den ydre kant af fotosfæren ser mørk ud, en effekt kaldet lemmer mørkere der tegner sig for den klare sprøde kant af solens overflade.

Det kromosfære strækker sig over fotosfæren til omkring 1, 200 miles (2, 000 kilometer). Temperaturen stiger på tværs af kromosfæren fra 4, 500 grader Kelvin til omkring 10, 000 grader Kelvin. Kromosfæren menes at blive opvarmet ved konvektion i den underliggende fotosfære. Når gasser kører i fotosfæren, de producerer stødbølger, der opvarmer den omgivende gas og sender den gennemtrængende gennem kromosfæren i millioner af små spidser af varm gas kaldet spicules . Hver spicule stiger til cirka 3, 000 miles (5, 000 kilometer) over fotosfæren og varer kun få minutter. Spikler kan også følge langs solens magnetfeltlinjer, som udføres af gassers bevægelser inde i solen.

Det corona er det sidste lag af solen og strækker sig flere millioner miles eller kilometer udad fra de andre sfærer. Det kan bedst ses under en solformørkelse og i røntgenbilleder af solen. Temperaturen på corona er i gennemsnit 2 millioner grader Kelvin. Selvom ingen er sikre på, hvorfor coronaen er så varm, det menes at være forårsaget af solens magnetisme. Coronaen har lyse områder (varme) og mørke områder kaldet koronale huller . Koronale huller er relativt kølige og menes at være områder, hvor partikler af solvinden undslipper.

Gennem teleskopbilleder kan vi se flere interessante funktioner på solen, der kan have effekter her på Jorden. Lad os se på tre af dem:solpletter, solfremspring og solblus.

Solens funktioner:Solpletter, Solar Prominences og Solar Flares

Selvfølgelig, sfærerne prydes med interessante træk og aktivitet. Vi tager et kig på dem her.

Mørk, seje områder kaldes solpletter vises på fotosfæren. Solpletter vises altid i par og er intense magnetfelter (ca. 5, 000 gange større end Jordens magnetfelt), der bryder igennem overfladen. Marklinjer forlader gennem det ene solplet og kommer ind igen gennem det andet. Magnetfeltet er forårsaget af bevægelser af gasser i solens indre.

Solpletaktivitet opstår som en del af en 11-årig cyklus kaldet solcyklussen, hvor der er perioder med maksimal og minimal aktivitet.

Det vides ikke, hvad der forårsager denne 11-årige cyklus, men to hypoteser er blevet foreslået:

• Ujævn rotation af solen forvrænger og vrider magnetfeltlinjer i det indre. De snoede feltlinjer bryder igennem overfladen og danner solpletpar. Til sidst, marklinjerne brydes fra hinanden, og solpletaktiviteten falder. Cyklussen starter igen.
• Kæmpe gasrør cirkler solens indre på høje breddegrader og begynder at bevæge sig mod ækvator. Når de ruller mod hinanden, de danner pletter. Når de når ækvator, de går i stykker og solpletter falder.

Indimellem, skyer af gasser fra kromosfæren vil stige og orientere sig langs de magnetiske linjer fra solpletpar. Disse gasbuer kaldes solenergi fremtrædelser .

Prominences kan vare to til tre måneder og kan forlænge 30, 000 miles (50, 000 kilometer) eller mere over solens overflade. Da den nåede denne højde, de kan bryde ud i et par minutter til timer og sende store mængder materiale, der kører gennem coronaen og ud i rummet med 600 miles i sekundet (1, 000 kilometer i sekundet); disse udbrud kaldes koronale masseudstødninger .

Nogle gange i komplekse solpletgrupper, brat, voldsomme eksplosioner fra solen opstår. Disse kaldes solblusser .

Solopblussninger menes at være forårsaget af pludselige ændringer i magnetfelt i områder, hvor solens magnetfelt er koncentreret. De ledsages af frigivelse af gas, elektroner, synligt lys, ultraviolet lys og røntgenstråler. Når denne stråling og disse partikler når Jordens magnetfelt, de interagerer med det ved polerne for at producere auroras (borealis og australis). Solblusser kan også forstyrre kommunikation, satellitter, navigationssystemer og endda strømnet. Strålingen og partikler ioniserer atmosfæren og forhindrer bevægelse af radiobølger mellem satellitter og jorden eller mellem jorden og jorden. De ioniserede partikler i atmosfæren kan forårsage elektriske strømme i elledninger og forårsage strømstød. Disse strømstød kan overbelaste et elnet og forårsage blackouts. Du kan lære mere om solblusser ved at læse Kunne en ekstremt kraftig solblussion ødelægge al elektronik på Jorden?

Al denne aktivitet kræver energi, som er i begrænset udbud. Til sidst, solen vil løbe tør for brændstof.

Solens skæbne

Solen har skinnet i omkring 4,5 milliarder år [kilde:Berkeley]. Solens størrelse er en balance mellem det ydre tryk, der frigives ved frigivelse af energi fra atomfusion og tyngdekraftens indadgående træk. I løbet af sine 4,5 milliarder leveår, solens radius er blevet omkring 6 procent større [kilde:Berkeley]. Det har nok brintbrændstof til at "brænde" i cirka 10 milliarder år, hvilket betyder, at den har lidt over 5 milliarder år tilbage, og i løbet af denne tid vil den fortsætte med at udvide i samme hastighed [kilde:Berkeley].

Når kernen løber tør for brintbrændstof, det vil trække sig sammen under tyngdekraften imidlertid, en vis brintfusion vil forekomme i de øverste lag. Som kernekontrakterne, det varmer op, og dette opvarmer de øverste lag, hvilket får dem til at ekspandere. Når de ydre lag udvides, solens radius vil stige, og det bliver til en rød kæmpe , en ældre stjerne.

Radius af den røde kæmpesol vil være 100 gange, hvad den er nu, ligger lige uden for Jordens bane, så jorden vil springe ned i kernen af ​​den røde kæmpesol og blive fordampet [kilde:NASA]. På et tidspunkt efter dette, kernen bliver varm nok til at få helium til at smelte sammen med kulstof.

Når heliumbrændstoffet er opbrugt, kernen vil udvide og afkøle. De øverste lag vil ekspandere og skubbe materiale ud.

Endelig, kernen vil afkøle til en hvid dværg.

Til sidst, det vil yderligere afkøle til en næsten usynlig sort dværg . Hele denne proces vil tage et par milliarder år.

Så i de næste flere milliarder år, menneskeheden er sikker - hvad angår solens eksistens, i det mindste. Andre ødelæggelser er nogens gæt.

For mere information om solen og relaterede emner, se linkene på den næste side.

Sol ofte stillede spørgsmål

Hvor gammel er solen?

Hvor varm er solen?

Hvilket år dør solen?

Hvad er en simpel definition af solen?

Kan der være liv på solen?

Masser mere information

Relaterede HowStuffWorks -artikler

• Solcellequiz
• Sådan fungerer solformørkelser
• Sådan fungerer Hubble -rumteleskop
• Sådan fungerer teleskoper
• Sådan fungerer solskoldning og solbrænder
• Sådan fungerer solbriller
• Sådan fungerer solceller
• Drejer solen?

Flere store links

• CASCA:At observere solen sikkert
• NASA:Sun-Earth Day 2010
• De ni 8 planeter:En multimedierundvisning i solsystemet
• Space Daily:Studerer Solens hemmeligheder - 18. januar, 2010

Kilder

• Fjernundervisning Tutorial:Kosmologi. NASA.http://rst.gsfc.nasa.gov/Sect20/A5a.html
• Hvor meget energi producerer solen? Boston Globe. 5. september, 2005. http://www.boston.com/news/science/articles/2005/09/05/how_much_energy_does_the_sun_produce/
• Hvor gammel er solen? Berkeley.edu.http://ds9.ssl.berkeley.edu/solarweek/DISCUSSION/howold.html
• Solens energikilde. Montana.edu.http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/SunInfo/Core.html