La vida útil del sol
Unos 5 mil millones de años, luego se convertirá en una gigante roja y luego colapsará hasta convertirse en una enana blanca en otros 1 mil millones de años hasta que se enfríe
El sol es la estrella más cercana a la tierra y el objeto central del sistema solar. El 99,87 de la masa del sistema solar se concentra en el sol. Los ocho planetas principales, asteroides, meteoritos, cometas, objetos transneptunianos y polvo interestelar del sistema solar orbitan (giran) alrededor del sol.
La composición del sol
El sol se puede dividir en zona de reacción nuclear, zona de radiación, troposfera y atmósfera desde el centro hacia afuera. Debido a la extremadamente pobre transparencia del gas exterior del Sol, lo que el hombre puede observar directamente es la atmósfera solar, que está dividida en tres capas desde el interior hacia el exterior: la fotosfera, la cromosfera y la corona.
Estructura
La estrella del Sol en la Vía Láctea es una esfera casi perfecta, con un achatamiento de aproximadamente 1/9 millón, lo que significa que su diámetro al norte y al sur Los polos son más grandes que los polos este y oeste, 10 kilómetros más cortos en diámetro. En términos de período de rotación, dado que el sol no existe en forma sólida, sus períodos de rotación en los polos y el ecuador no son los mismos (el ecuador es de aproximadamente 25 días y los polos son de aproximadamente 35 días). El período de rotación es de aproximadamente 28 días, lo cual es lento. La fuerza centrífuga generada por la rotación, calculada en la posición ecuatorial, es menos de 18 millones de veces su propia gravedad. Aunque el sol mismo es el centro del sistema solar, y el masivo Júpiter se desvía del centro de masa en un radio solar, la masa total de todos los planetas es menos del 5% del sol, por lo que la fuerza de marea de los planetas no es suficiente para cambiar la forma del sol.
El sol no tiene una superficie sólida como los planetas terrestres, y su densidad gaseosa aumenta exponencialmente desde la superficie hacia el centro. El método de medición del radio del sol se basa en el borde de la fotosfera como punto final. El gas de alta densidad en su interior es suficiente para evitar el paso de la luz visible. Lo que se ve a simple vista es la fotosfera del sol. el radio solar de 0,7 representa la calidad total del sol en su mayor parte.
El interior del sol no se puede observar directamente porque el gas de alta densidad bloquea la radiación electromagnética. Sin embargo, así como la sismología puede utilizar las ondas de choque generadas por los terremotos para estudiar el interior de la tierra, la disciplina de la ciencia. La heliosismología también puede usarse para medir y mapear la estructura del interior del Sol. La presión de las ondas que atraviesan el interior del Sol. Con la ayuda de simulaciones por ordenador, la gente puede ver las profundidades del sol de un vistazo.
Núcleo
principal|El núcleo del sol está en el centro del sol, con una densidad de hasta 150.000 Kg/m3 (150 veces la densidad del agua en la Tierra) , reacción termonuclear (fusión nuclear) Al convertir hidrógeno en helio se libera energía que mantiene estable al sol. Aproximadamente 3,4 e|38 protones se convierten en núcleos de helio cada segundo (los protones libres en el Sol son aproximadamente 8,9 e|56). En este proceso, alrededor de 4,26 millones de toneladas de masa se convierten en masa y energía, liberando 3,83 e|26. Julios. O equivalente al explosivo equivalente a 9,15 e|10 millones de toneladas de TNT. La velocidad de fusión nuclear mantiene un equilibrio bajo autocorrección: mientras la temperatura aumente ligeramente, el núcleo se expandirá, aumentando la fuerza para soportar el peso periférico, lo que provocará una perturbación en la fusión nuclear y corregirá la velocidad de reacción; si la temperatura baja ligeramente, el núcleo se encogerá un poco, aumentará la velocidad de fusión nuclear y permitirá que la temperatura se recupere.
La distancia desde el centro a 0,2 del radio solar es el rango central, que es el único lugar del sol donde la fusión nuclear puede liberar energía. El resto del sol se calienta con esta energía y la envía hacia afuera, pasando a través de muchas capas conectadas antes de llegar a la fotosfera de la superficie y luego al espacio.
Después de que los fotones de alta energía (γ y rayos X) son liberados del núcleo mediante la fusión nuclear, se necesita mucho tiempo para llegar a la superficie, con velocidades lentas y trayectorias en constante cambio de dirección, así como La absorción y rerradiación repetidas reducen la energía de los fotones que llegan a la periferia.
Se estima que el viaje de cada fotón hasta la superficie dura una media de 50 millones de añoslt;ref name="Lewis"gt;cita libro
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año=1983
title=La Enciclopedia Ilustrada del Universo
publisher=Harmony Books, Nueva York
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publisher=Bad Astronomy
title=Bitesize Tour del Sistema Solar: El largo ascenso desde el núcleo del Sol
año=1997
fecha de acceso=2006-03-22lt;/refgt;. Después de atravesar la troposfera y llegar al final de su viaje hacia la superficie transparente de la fotosfera, los fotones escapan al espacio en forma de luz visible. Cada fotón de rayos gamma del núcleo se convierte en millones de fotones de luz visible antes de ingresar al espacio. Los neutrinos también se liberan durante la fusión nuclear en el núcleo, pero a diferencia de los fotones, no interactúan con otra materia, por lo que escapan de la superficie del sol casi de inmediato. Durante muchos años, el número medido de neutrinos del Sol ha sido inferior al valor teórico, creando así el problema de los neutrinos solares. No fue hasta que aprendimos más sobre los neutrinos que resolvimos el problema de la oscilación de los neutrinos.
En la zona muy cercana al centro del sol, la temperatura es de unos 15.000.000 K y la densidad es de unos 150 g/cc (unas diez veces la densidad del oro o el plomo). A medida que avanza desde el centro hacia la superficie del sol, tanto la temperatura como la densidad disminuyen. La temperatura en el borde del núcleo es sólo la mitad que la del centro, aproximadamente 7.000.000 K, y la densidad también cae a aproximadamente 20 g/cc (similar a la densidad del oro). Debido a que las reacciones nucleares son tan sensibles a la temperatura y la densidad, la fusión nuclear se detiene casi por completo en el borde del núcleo.
Capa radiativa
De 0,2 a aproximadamente 0,7 de radio solar, el material del sol es caliente y viscoso. Aunque todavía puede transmitir radiación térmica hacia el exterior, no hay calor en esta área. movimiento de convección, por lo que cuanto más se aleje del centro, menor será la temperatura. Este gradiente de temperatura es menor que la tasa absoluta de descenso, por lo que no provocará flujo de material. La transmisión de energía térmica depende enteramente de los fotones emitidos por los iones de radiación de hidrógeno y helio, pero sólo pueden transmitirse una distancia corta antes de ser reabsorbidos por otros iones.
La densidad en el borde exterior del núcleo es de aproximadamente 20 g/cc, y la densidad en la parte superior de la capa radiante es de sólo 0,2 g/cc, que es mucho menor que la densidad del agua en la superficie. Tierra A la misma distancia, la temperatura también cambia de 7.000.000 K a 2.000.000 K.
Troposfera
La troposfera se extiende desde los 0,7 radios solares hasta la superficie visible del sol. El material solar aquí ya no es caliente ni viscoso, y los electrones han comenzado a estar unidos por núcleos atómicos. Por lo tanto, la transferencia de energía térmica del interior al exterior ya no depende de la radiación, sino que genera columnas de calor mediante convección térmica, lo que permite. el material caliente para transportar la energía a la superficie del sol. Una vez que la temperatura de la superficie desciende, estos materiales se asentarán hacia abajo, regresarán a la troposfera e incluso regresarán al punto más profundo, recibiendo energía térmica de la parte superior de la capa radiativa.
Entre la parte superior de la capa radiativa y la parte inferior de la troposfera, se cree que hay una zona de sobreimpulso convectivo (Convective overshoot), donde algunas turbulencias turbulentas traen energía desde la parte superior de la capa radiativa hacia la parte inferior de la troposfera.
Con el paso de los años, a medida que se fueron descubriendo más detalles, esta fina capa se hizo muy notoria. Ahora bien, esta capa también se considera el generador magnético que genera el campo magnético solar. El cambio en la velocidad del flujo del fluido al cruzar esta capa puede expandir el poder de las líneas del campo magnético y fortalecer el campo magnético. Después de atravesar esta capa, la composición química parece cambiar repentinamente.
La columna térmica en la troposfera formará una característica en la superficie del sol, que es la estructura granular y la estructura ultramicronaria que se observa durante las observaciones. En la troposfera, las pequeñas turbulencias desde el interior hacia el exterior, cuando ascienden a la superficie, son como una serie de generadores de "pequeña escala", que activan pequeñas áreas del polo sur magnético y del polo norte magnético en toda la superficie del sol.
La temperatura en el fondo de la troposfera es de aproximadamente 2.000.000 K, que es lo suficientemente fría como para que los iones más pesados (como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, el calcio y el hierro) capturen algunos electrones, lo que hace que la materia se vuelva más opaca. y por lo tanto se vuelve más difícil que la radiación penetre. Con la energía térmica bloqueada por la radiación, el fluido eventualmente se calentará y hervirá, o se producirá convección. El movimiento convectivo puede llevar rápidamente calor a la superficie. Al mismo tiempo, el fluido se expande y se enfría a medida que asciende. Cuando llega a la superficie visible, la temperatura ha bajado a 6.000 K y la densidad es de sólo 0,0000002 g/cc (aproximadamente). la del aire al nivel del mar una diezmilésima parte de la densidad).
Fotosfera
principal|Fotosfera La fotosfera es la superficie del sol que se puede ver a simple vista. Tiene un espesor de unos 500 kilómetros y una densidad numérica de partículas de 1023 m. -3, que está aproximadamente cerca del nivel del mar. El sol debajo de la fotosfera es opaco a la luz visible. La luz del sol se propaga desde la fotosfera hacia el espacio, quitándole energía. El cambio de transparencia se debe a una disminución de la densidad y la temperatura, lo que reduce la cantidad de iones de hidrógeno (H?) que absorben la luz visible. En cambio, la luz visible que vemos proviene de la reacción entre electrones y átomos de hidrógeno (H) para producir iones de hidrógeno (H?). El espectro de la luz solar es muy similar al de un cuerpo negro de 6000K (10,340 °F / 5,727 °C), excepto por la adición de líneas de absorción causadas por los átomos en una fina capa de gas sobre la fotosfera. En los primeros tiempos, al estudiar el espectro óptico del Sol, algunas líneas espectrales no coincidían con los elementos químicos conocidos en la Tierra. En 1868, Norman Lockyer planteó la hipótesis de que estas líneas de absorción procedían de un nuevo elemento desconocido y lo llamó helio en honor al dios sol (Helios) de la mitología griega. No fue hasta 25 años después que se aisló el helio en la Tierra. lt;ref name="Lockyer"gt;cite web
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title=La distorsión de la heliosfera: nuestra brújula magnética interestelar
mes=15 de marzo
año=2005
autor=Agencia Espacial Europea
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Ciclo de vida
La actual etapa de secuencia principal del sol ha recorrido aproximadamente 4.570 millones de años mediante simulaciones por computadora de la evolución estelar y modelos de cronología cósmica.
Según una investigación, el rápido colapso de una nube molecular de hidrógeno hace 4.590 millones de años formó una estrella T Tauri de tercera generación y primera población, el Sol. La estrella recién nacida sigue una órbita casi circular a 260.000 años luz del centro de la Vía Láctea.
El Sol ha alcanzado la mediana edad en su etapa estelar de secuencia principal. En esta etapa, la reacción de nucleosíntesis estelar que tiene lugar en su núcleo fusiona hidrógeno en helio.
En el núcleo del Sol se pueden convertir más de 4 millones de toneladas de materia en energía cada segundo, generando neutrinos y radiación solar. A este ritmo, el Sol ha convertido hasta ahora unas 100 masas terrestres de materia en energía. La época del Sol como estrella de secuencia principal dura aproximadamente 10 mil millones de años.
El Sol no tiene la masa suficiente para explotar como una supernova. Dentro de 5 a 6 mil millones de años, el Sol se transformará en una gigante roja. Cuando el hidrógeno de su núcleo se agote, lo que provocará que el núcleo se contraiga y la temperatura aumente, las capas externas del Sol se expandirán. Cuando su temperatura central aumente a 100.000.000 K, se producirá la fusión del helio para producir carbono, entrando así en la rama gigante asintótica.
El destino final de la Tierra no está claro. Cuando el sol se convierte en una gigante roja, su radio puede exceder 1 unidad astronómica, que está más allá de la órbita actual de la Tierra y es 260 veces el radio actual del sol. Sin embargo, para entonces, como estrella ramificada gigante asintótica, el Sol habrá perdido alrededor del 30% de su masa actual debido a los vientos estelares y, por lo tanto, se extrapolarán las órbitas planetarias. Sólo por eso, la Tierra podría sobrevivir a la devoración del Sol. Sin embargo, una nueva investigación sugiere que la Tierra seguirá siendo tragada por el sol debido a los efectos de las mareas. Incluso si la Tierra evita que el Sol la derrita, su agua se evaporará y su atmósfera escapará. De hecho, incluso cuando el Sol era una estrella de la secuencia principal, gradualmente se volvió más brillante y la temperatura de su superficie aumentó lentamente. El aumento de la temperatura del sol hará que la temperatura de la superficie de la Tierra aumente en 900 millones de años, haciendo imposible que sobreviva la vida tal como la conocemos. Después de otros mil millones de años, el agua de la superficie terrestre desaparecerá por completo.
Después de la etapa de gigante roja, intensas pulsaciones causadas por el calor desprenderán la capa exterior del sol, formando una nebulosa planetaria. Después de perder su capa exterior, todo lo que queda es el núcleo estelar extremadamente caliente, que se convertirá en una enana blanca y se enfriará y oscurecerá lentamente durante un largo período de tiempo. Este es el proceso de evolución típico de las estrellas de masa baja a media.
Estrella compañera solar
Muchos astrónomos creen que el Sol tiene una pequeña estrella compañera y la llamaron "Estrella Némesis". Pero la existencia de esta estrella compañera sigue siendo controvertida.
El Sol en la Cultura Humana
La Importancia del Sol
El sol es de vital importancia para los humanos. La circulación de la atmósfera terrestre, la rotación del día y la noche y las cuatro estaciones, y los cambios en la temperatura y la temperatura de la Tierra son todos el resultado de la acción del sol. Para los astrónomos, el Sol es la única estrella cuya superficie se pueden observar detalles. Al estudiar el sol, los humanos pueden inferir las características de otras estrellas del universo. La mayor parte de la comprensión que la humanidad tiene sobre las estrellas proviene del sol.
La historia de la observación humana del sol
La observación humana del sol se remonta al año 2000 a.C. Un eclipse solar que ocurrió en la dinastía Xia fue registrado en los antiguos chinos. Clásico "Shang Shu". El antiguo carácter chino ⊙ representa el sol, lo que indica que China ha visto manchas solares hace mucho tiempo. "Hanshu Five Elements" registra el registro más antiguo de manchas solares en la humanidad: "El sol sale amarillo, con aire negro del tamaño del dinero, ubicado en el centro del sol. En el año 400 a. C., los griegos habían visto manchas solares, pero en Europa". Fue olvidado hasta que Galileo lo redescubrió a través de un telescopio en 1605.
En 1239, las crónicas rusas mencionaron prominencias, llamándolas "lenguas de fuego". Fueron redescubiertas durante un eclipse solar en 1842. En 1843, Schwabe descubrió el ciclo de actividad solar de 11 años. En 1851, tomó la primera fotografía de la corona durante un eclipse solar. Las erupciones solares se descubrieron en 1859.
El físico británico Newton utilizó un prisma para descomponer la luz solar en un espectro y descubrió que la luz solar es una mezcla de siete colores de luz. El astrónomo británico William Herschel descubrió los rayos infrarrojos en la luz del sol. En 1824, Fraunhofer descubrió las líneas espectrales en el espectro solar. En 1868, descubrió un nuevo elemento en el espectro solar, llamado helio (helio, que significa dios del sol). Se pensaba que era de otro elemento, llamado coronio. Más tarde se demostró que se trataba simplemente de la línea espectral del estado altamente ionizado de un elemento ordinario.
En 1908, el astrónomo estadounidense Hale descubrió que las manchas solares tienen un fuerte campo magnético. El coronógrafo se inventó en 1930 y permitía observar la corona en cualquier momento.
En 1938, Hans Bethe propuso dos procesos de reacción nuclear: la reacción protón-protón y el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno en el interior de las estrellas, lo que aclaró el mecanismo energético del sol.
Desde la década de 1970, el rápido desarrollo de la astronomía espacial ha impulsado en gran medida el estudio del sol. En 1971, el satélite OSO-7 observó una eyección de masa coronal y en 1975 Deubner sentó las bases de la heliosismología. El telescopio de rayos X de Skylab en Estados Unidos ha observado la radiación de rayos X del sol. El satélite SMM tomó imágenes de erupciones en la banda de rayos X duros por primera vez en los años 1980. En 1990, Estados Unidos lanzó la sonda Ulysses para observar las regiones polares del sol. Otros satélites de observación solar incluyen el satélite SOHO lanzado por los Estados Unidos en 1995, el satélite TRACE lanzado en 1998, el satélite RHESSI lanzado en 2002, el satélite STEREO lanzado en 2006, el satélite Sunshine (Solar-A) lanzado por Japón en 1991. , y el satélite STEREO lanzado en 2006. El satélite Sunrise (Solar-B) lanzado, etc.