¿A qué grado está el sol?
Datos orbitales 5 × 200 K
Datos orbitales
Ecuador del período de revolución : 27 días, 6 horas y 36 minutos Latitud: 30°: 28 días, 4 horas y 48 minutos Latitud: 60°: 28 días, 4 horas y 48 minutos Latitud: 30°: 28 días, 4 horas y 48 minutos Latitud: 60°: 30 días, 19 horas y 12 minutos Minutos 30 días 19 horas 12 minutos Latitud: 75°: 31 días 19 horas 12 minutos Período orbital alrededor del centro de la Vía Láctea. 2,25× 10^8 años
Otros datos
Vida útil solar: alrededor de 5 mil millones de años Edad del Sol: alrededor de 4,57×10^9 años Símbolos astronómicos: Ciclo solar: 11,04 años Radiación total Potencia : 3,86×10^26 Watts (julios/segundo) Constante solar f = 1,97 cal-cm^2-min^-1 Tipo espectral: G2V Velocidad de desprendimiento de la superficie del Sol = 618 km/s Velocidad del viento solar cerca de la Tierra: 450 km/s Velocidad del sol (dirección α = 18h07m, δ = 30°) = 19,7 km/s)
Editar órbita
El sol está situado en el brazo espiral de Orión, al norte del plano de la Vía Láctea, a 10 millas de la Vía Láctea El centro está a unos 30.000 años luz de distancia y unos 26 años luz al norte del plano de la Vía Láctea. Por un lado, gira alrededor del centro de la Vía Láctea a una velocidad de 250 kilómetros por segundo, con un período de unos 250 millones de años, por otro lado, se mueve hacia las proximidades de Vega a una velocidad de 19,7 kilómetros; por segundo en relación con las estrellas circundantes. El período de revolución del Sol es de unos 25 días en el ecuador y de unos 35 días en los polos.
Editar estructura
Diagrama de la estructura del Sol
En el vasto universo, el sol es simplemente una estrella muy común. El brillo, el volumen y la densidad del material son moderados. . Sólo porque está relativamente cerca de la Tierra parece ser el objeto más grande y brillante del cielo. Todas las demás estrellas están tan lejos que incluso la estrella más cercana, que está 270.000 veces más lejos que el Sol, parece ser sólo un punto de luz parpadeante. El Sol está compuesto principalmente de gases ordinarios: el hidrógeno representa el 71,3%, el helio el 27% y otros elementos el 2%. Desde el centro hacia afuera, el Sol se puede dividir en zona de reacción nuclear, zona de radiación, zona de convección y atmósfera solar. La atmósfera solar, al igual que la atmósfera terrestre, se puede dividir en diferentes capas según diferentes alturas y propiedades, es decir, se divide en tres capas de adentro hacia afuera: fotosfera, cromosfera y corona. La superficie del sol que solemos ver es la capa más baja de la atmósfera solar, con una temperatura de unos 6000 Kelvin. Es opaco, por lo que no podemos ver directamente el interior del sol. Sin embargo, los astrónomos han establecido modelos de la estructura interna y el estado físico del sol basándose en teorías físicas y estudios de diversos fenómenos en la superficie del sol. Los estudios de otras estrellas también han confirmado que este modelo, al menos en general, es creíble. Recientemente, STEREO, dos satélites de exploración solar lanzados por la NASA en 2006, se movieron a ambos lados del sol, capturando por primera vez una vista tridimensional completa del sol desde el frente y desde atrás, dijo Angelos Volidas, miembro del equipo STEREO. Fue un momento importante en la física solar, ya que STEREO confirmó por primera vez que el sol es una esfera.
Editar estructura
Estructura interna
El interior del sol se puede dividir en tres niveles principales: el núcleo, la zona de radiación y la zona de convección. Diagrama esquemático de la estructura interna del sol
El radio de la región central del sol es 1/4 del radio del sol, lo que representa más de la mitad de toda la masa del sol. La temperatura en el núcleo del Sol es extremadamente alta, alcanza los 15 millones de grados Celsius, y la presión también es extremadamente alta, por lo que pueden ocurrir reacciones termonucleares, fundiendo hidrógeno en helio, liberando así enormes cantidades de energía. Esta energía luego pasa a través del material en la radiativa y la troposfera hasta la base de la heliosfera, donde se irradia hacia afuera.
La densidad de materia en la región central del Sol es muy alta. Hasta 160 gramos por centímetro cúbico. El sol es atraído por su propia fuerte gravedad y la región central del sol se encuentra en un estado de alta densidad, alta temperatura y alta presión. Es el lugar de nacimiento de la inmensa energía del sol. La energía generada en la región central del sol se transfiere principalmente en forma de radiación. Fuera de la zona central del Sol se encuentra la capa radiativa, que oscila entre 0,25 radios solares y 0,71 radios solares desde la parte superior de la zona central termonuclear. Aquí la temperatura, la densidad y la presión disminuyen desde el interior hacia el exterior. Desde una perspectiva de volumen, la capa radiativa representa la mayor parte del volumen solar total. Además de la radiación, también existen procesos de convección que propagan energía desde el interior del Sol hacia el exterior. Es decir, la región comprendida entre 0,71 radios solares desde el Sol hasta el fondo de la atmósfera solar se llama troposfera. Las propiedades del gas en esta capa cambian mucho y son muy inestables, formando un movimiento de convección obvio hacia arriba y hacia abajo. Es la capa más externa de la estructura interna del Sol.
Fotosfera
La fotosfera del sol es la superficie circular del sol que solemos ver. El radio del sol suele denominarse radio fotosférico. La fotosfera se encuentra fuera de la troposfera y es la capa más baja o más interna de la atmósfera solar. La superficie de la fotosfera es gaseosa, con una densidad media de sólo unos cientos de millones de veces la del agua, pero como la fotosfera tiene 500 kilómetros de espesor, es opaca. Hay una fuerte actividad en la atmósfera de la fotosfera. Con un telescopio se puede ver que hay muchas estructuras densas en forma de manchas en la superficie de la fotosfera, que parecen granos de arroz y se llaman granos de arroz. Son extremadamente inestables, generalmente duran sólo de 5 a 10 minutos y son entre 300 y 400 °C más calientes que la temperatura promedio de la fotosfera. Actualmente se cree que esta estructura del grano de arroz es un fenómeno provocado por la violenta convección de gas bajo la fotosfera. Otra actividad bien conocida en la superficie de la fotosfera son las manchas solares. Las manchas solares son enormes remolinos de gas en la fotosfera, la mayoría de los cuales tienen una forma aproximadamente elíptica. Parecen muy oscuras sobre el fondo brillante de la fotosfera, pero en realidad su temperatura alcanza los 4.000 grados centígrados. Si se analiza individualmente, una mancha solar grande sería Las manchas solares emiten tanta luz como una luna llena. La apariencia de las manchas solares en la superficie del sol cambia constantemente y este cambio refleja cambios en la energía de la radiación solar. Los cambios de manchas solares siguen un ciclo complejo, con un período de actividad promedio de 11,2 años.
Cromosfera
Cromosfera
La capa de atmósfera inmediatamente encima de la fotosfera se llama cromosfera. Por lo general, no era fácil de observar. Sólo se puede observar en Esta zona sólo se puede ver durante un eclipse solar total. Cuando la luna bloquea temporalmente la luz de la fotosfera, la gente puede encontrar una capa de brillo rojo rosado en el borde de la rueda solar, que es la cromosfera. La cromosfera tiene unos 8.000 kilómetros de espesor y su composición química es básicamente la misma que la de la fotosfera, pero la densidad y presión de la materia en la cromosfera es mucho menor que la de la fotosfera. En la vida diaria, cuanto más lejos estamos de la fuente de calor, más baja es la temperatura. Sin embargo, la situación en la atmósfera solar es exactamente opuesta: la temperatura en la parte superior de la fotosfera, cerca de la cromosfera, es de casi 4300°C. En la parte superior de la cromosfera la temperatura alcanza decenas de miles de grados. Al subir a la corona, la temperatura aumenta bruscamente hasta millones de grados. La gente está desconcertada por este fenómeno de calentamiento anormal y aún no se ha encontrado la causa exacta. En las bolas de colores también se pueden ver muchas llamas, lo que en astronomía llama el "sol naciente". La prominencia solar es un fenómeno que cambia rápidamente y un proceso completo de prominencia solar suele durar varios minutos. Al mismo tiempo, también se puede decir que las formas de las protuberancias solares son diversas. Algunas son como nubes flotantes y humo, otras son como cascadas y fuentes, algunas son como puentes de arco sinuosos y otras son exactamente como una bola de hierba. Hay demasiados para mencionarlos. Los astrónomos dividen las manchas solares en tres categorías: manchas solares estacionarias, manchas solares explosivas y manchas solares en explosión, según el tamaño y la velocidad de los cambios morfológicos. Las más espectaculares son las manchas solares explosivas. Las manchas solares que originalmente estaban tranquilas o activas a veces se "enfadan" repentinamente y expulsan materiales gaseosos hacia arriba, y luego regresan a la superficie del sol para formar un anillo, por lo que también se les llama manchas solares. Anillos de manchas solares.
Corona
Corona
La corona es la capa más externa de la atmósfera solar. El material de la corona también es plasma, su densidad es menor que la de la cromosfera y su temperatura es inversamente proporcional a la cromosfera, alcanzando millones de grados centígrados. La corona es la luz muy brillante, de color blanco plateado, emitida desde la superficie del sol durante un eclipse solar total. La corona se extiende varios radios solares por encima de la cromosfera.
La corona también tiene un movimiento de expansión hacia afuera, lo que hace que las partículas frías de gas ionizado fluyan continuamente hacia afuera desde el sol, formando el viento solar.
Editar actividad solar
Actividad violenta todo el tiempo
El sol parece tranquilo, pero en realidad está violentamente activo todo el tiempo. El sol se divide en la zona de reacción nuclear solar, la troposfera solar y la atmósfera solar desde el interior hacia el exterior. En su región central continúan produciéndose reacciones termonucleares y la energía generada se irradia hacia el universo. Una milmillonésima y una 220 milmillonésima de esta energía se irradia a la Tierra, convirtiéndose en la principal fuente de luz y calor de la Tierra. Los fenómenos activos en la superficie y la atmósfera del Sol, como las manchas solares, las llamaradas y las eyecciones de masa coronal (helióstatos), aumentarán en gran medida el viento solar, lo que dará lugar a una serie de fenómenos geofísicos, como un aumento de las auroras, cambios en la ionosfera atmosférica y cambios geomagnéticos. El aumento de la actividad solar y del viento solar también interferirá gravemente con el funcionamiento normal de las comunicaciones por radio y de los equipos espaciales en la Tierra, provocando daños a los instrumentos electrónicos de precisión de los satélites, interrupciones de las redes de comunicaciones terrestres y de las redes de control de energía, e incluso puede causar daños. a los astronautas en los transbordadores y estaciones espaciales supone una amenaza para la seguridad de la vida. Por lo tanto, es cada vez más importante monitorear la actividad solar y la intensidad del viento solar y hacer pronósticos oportunos del "clima espacial".
Manchas solares
Manchas solares
Hace 4.000 años, nuestros ancestros vieron manchas solares como cuervos de tres patas a simple vista y, a través de telescopios ópticos comunes, observan el sol y observar la actividad de la fotosfera. A menudo se pueden ver muchas manchas negras en la fotosfera y se las llama "manchas solares". El tamaño, número, ubicación y forma de las manchas solares en la superficie del sol varían de un día a otro. Las manchas solares son áreas locales de fuertes campos magnéticos formadas por el movimiento violento del material fotosférico y son signos importantes de actividad fotosférica. La observación a largo plazo de las manchas solares revelará que algunos años hay más manchas solares, otros años hay menos manchas solares y, a veces, no hay manchas solares en el Sol durante varios días o docenas de días. Los astrónomos han notado desde hace tiempo que hay una brecha de aproximadamente 11 años entre un año con la mayor o menor cantidad de manchas solares y el año siguiente con la mayor o menor cantidad de manchas solares. En otras palabras, el ciclo de actividad promedio de las manchas solares es de 11 años, que es también el ciclo de actividad de todo el sol. Los astrónomos llaman a los años con más manchas solares "años de pico de actividad solar" y a los años con menos manchas solares "años de mínimo de actividad solar".
Llamarada solar
La llamarada solar es una actividad solar intensa. Generalmente se cree que ocurre en la cromosfera, por lo que también se le llama "explosión cromosférica". Su principal característica de observación es la aparición repentina de un destello de punto brillante que se desarrolla rápidamente en la superficie solar (a menudo por encima del grupo de manchas solares. Su vida útil es de sólo unos pocos minutos y el brillo aumenta rápidamente y disminuye lentamente). Especialmente durante los años de máxima actividad solar, las llamaradas aparecerán con frecuencia y se volverán cada vez más fuertes. No lo mires solo como un punto brillante, una vez que aparece, es simplemente una explosión devastadora. Este tipo de energía brillante liberada cuando estalla una erupción solar
es equivalente a entre 100.000 y 1 millón de veces la energía total de una fuerte erupción volcánica, o equivalente a la potencia de la explosión de decenas de miles de millones de 100- bombas de hidrógeno de una tonelada; y una llamarada más grande puede liberar una enorme cantidad de energía de 10 a la potencia 25 julios en uno o dos minutos. Además del brillo repentino de partes de la superficie solar, la principal manifestación de las fulguraciones es el aumento repentino del flujo de radiación en la banda de radio de los rayos X; las fulguraciones emiten una amplia variedad de radiaciones, además de luz visible, ultravioleta, Rayos X y rayos gamma, también hay radiación infrarroja y de radio, así como ondas de choque y
El 17 de febrero de 2011, el Sol estalló con la llamarada más fuerte de los últimos cuatro años (6) Alta -Flujo de partículas de energía. Esta llamarada tuvo un gran impacto en el entorno espacial de la Tierra. Inmediatamente después de la explosión de la cromosfera solar, se produjeron consecuencias deslumbrantes en la atmósfera terrestre. Cuando estalla una llamarada, se liberará una gran cantidad de partículas de alta energía. Cuando estas partículas lleguen cerca de la órbita de la Tierra, pondrán en grave peligro la seguridad de los astronautas y los instrumentos de las naves espaciales. Cuando la radiación de la llamarada llegue a las proximidades de la Tierra, chocará violentamente con las moléculas atmosféricas, destruyendo la ionosfera y provocando que pierda su función de reflejar las ondas de radio. Las comunicaciones por radio, especialmente las de onda corta, así como las transmisiones de radio y televisión, pueden sufrir interferencias o incluso interrupciones. La corriente de partículas cargadas de alta energía emitida por la llamarada interactúa con la atmósfera superior de la Tierra para producir auroras y provocar tormentas magnéticas al perturbar el campo magnético de la Tierra.
Además, las llamaradas también pueden tener diversos grados de impacto directo o indirecto en la meteorología y la hidrología. Por lo tanto, la gente está prestando cada vez más atención a la detección y predicción de brotes de llamaradas, y se están haciendo esfuerzos para desvelar el misterio de las llamaradas.
Llamarada
(mancha espectral) Un tejido parecido a una mancha en la fotosfera solar que es más brillante que su entorno. Al observar con un telescopio astronómico, a menudo se pueden encontrar puntos brillantes y puntos oscuros en la superficie de la fotosfera. Este tipo de puntos claros y oscuros se forman debido a la diferencia de temperatura aquí. Los puntos más oscuros se llaman "manchas solares" y los puntos más brillantes se llaman "puntos claros". Los puntos brillantes a menudo "actuan" en los bordes de la superficie solar, pero rara vez en el centro. Debido a que la luz irradiada desde el centro de la superficie del sol pertenece a la capa de aire más profunda de la fotosfera, mientras que la luz del borde proviene principalmente de las partes más altas de la fotosfera, el punto de luz está más alto que la superficie del sol y puede ser considerado como una "meseta" en la fotosfera ". Este lugar también es una fuerte tormenta solar. Los astrónomos lo llaman en broma "tormenta de meseta". Sin embargo, en comparación con las nubes oscuras, las fuertes lluvias, los fuertes vientos y las tormentas de superficie, las características de las "tormentas de meseta" son mucho más suaves. El brillo del punto de luz es sólo ligeramente más intenso que el de una fotosfera silenciosa, generalmente sólo 10 veces mayor; la temperatura es 300°C más alta que la de una fotosfera silenciosa; Muchos puntos de luz también están estrechamente relacionados con las manchas solares y, a menudo, "aparecen" alrededor de las manchas solares. Un pequeño número de manchas no tienen nada que ver con las manchas solares. Están activas en latitudes altas de 70° y tienen un área relativamente pequeña. La vida media de las manchas es de unos 15 días, y la vida útil de las manchas más grandes puede ser de hasta 3. meses. Aparecen puntos de luz no solo en la fotosfera, sino también en su cromosfera activa. Cuando "actúa" en la cromosfera, su posición activa coincide aproximadamente con el lugar donde aparece en la fotosfera. Sin embargo, lo que aparece en la cromosfera se llama "llamarada espectral" en lugar de "llamarada". De hecho, el punto de luz y el punto espectral son un todo, simplemente porque "viven" en diferentes alturas. Es como un edificio, el punto de luz vive abajo y el punto espectral vive arriba.
Microestructura
Microestructura
La microestructura es la estructura superficial de la capa solar. Tiene forma de pequeñas partículas poligonales y sólo puede observarse con un telescopio astronómico. La temperatura del tejido del grano de arroz es unos 300 grados Celsius más alta que la temperatura del área entre los granos de arroz, por lo que parece más brillante y más fácil de ver. Aunque los granos de arroz son pequeños, su diámetro real es de 1.000 a 2.000 kilómetros. El tejido brillante del grano de arroz es probablemente una masa de aire caliente que se eleva desde la troposfera a la fotosfera. No cambia con el tiempo, está distribuido uniformemente y muestra un fuerte movimiento ondulante. Después de que el tejido granular se eleva a cierta altura, se enfría rápidamente e inmediatamente fluye hacia abajo a lo largo de los espacios en el flujo de aire térmico ascendente. Su vida útil también es muy corta, va y viene a toda prisa, desde la creación hasta la desaparición, casi disipándose; las nubes en la atmósfera terrestre. Incluso más rápido, con una vida media de sólo unos pocos minutos. Además, los tejidos ultramicrométricos descubiertos en los últimos años tienen una escala de unos 30.000 kilómetros y una vida útil de unas 20 horas. Lo interesante es que mientras el viejo tejido del grano de arroz se desvanece, rápidamente aparecerá nuevo tejido del grano de arroz en su posición original. Este fenómeno continuo es como el tejido del grano de arroz blanco que vemos subir y bajar en la papilla de arroz hirviendo todos los días. Burbujas calientes.
Editar ciclo de vida
A través de la desintegración radiactiva, se ha determinado que la edad de las rocas más antiguas de la corteza terrestre es de poco menos de 4 mil millones de años. Utilizando el mismo método, las edades de las muestras de rocas lunares más antiguas oscilan entre aproximadamente 4.100 millones de años y 4.500 millones de años para las muestras de rocas lunares más antiguas, y algunas muestras de meteoritos superan los 4.000 millones de años. Tomando toda la evidencia en conjunto, la edad del sistema solar es de aproximadamente 4.600 millones de años. Dado que la Vía Láctea tiene unos 15 mil millones de años, el Sol y sus planetas tienen sólo un tercio de la edad de la Vía Láctea. Si bien no existe una forma directa de determinar la edad del Sol, su apariencia general como una estrella naranja en la secuencia principal jerárquica es exactamente lo que debería ser una estrella de masa solar (alrededor de 4.600 millones de años), y tiene más de la mitad del camino. a lo largo de su carrera en la secuencia principal. Las estrellas tienen su propia historia de vida; nacen, crecen, envejecen y finalmente mueren. Varían en tamaño, color y evolución. La conexión de una estrella con la vida va más allá de la luz y el calor que proporciona. De hecho, los átomos pesados que forman los planetas y la vida se producen en las explosiones de algunas estrellas al final de sus vidas.
Utilizando simulaciones por computadora de la evolución estelar y modelos de cronología cósmica, el Sol se encuentra actualmente en su fase de secuencia principal que ha durado alrededor de 4.570 millones de años. Según el estudio, el rápido colapso de una nube molecular de hidrógeno hace 4.590 millones de años formó la tercera y primera generación de estrellas T Tauri, el Sol. La estrella recién nacida sigue una órbita casi circular a unos 27.000 años luz del centro de la Vía Láctea. Durante la fase de secuencia principal, cuando el Sol ha alcanzado la mediana edad, las reacciones de nucleosíntesis estelar en su núcleo fusionan hidrógeno en helio. En el núcleo del Sol, más de 4 millones de toneladas de materia se pueden convertir en energía cada segundo, produciendo neutrinos y radiación solar. A este ritmo, el Sol ha convertido hasta ahora unas 100 masas terrestres de materia en energía. El tiempo del Sol como estrella de la secuencia principal dura aproximadamente 10 mil millones de años. El Sol no tiene suficiente masa para explotar como supernova. Dentro de 5 a 6 mil millones de años, cuando el hidrógeno del sol se agote y el núcleo esté dominado por átomos de helio, el sol se convertirá en una gigante roja. Cuando se agote el hidrógeno del núcleo, las capas externas del sol se expandirán. haciendo que el núcleo se contraiga, la temperatura aumenta. Cuando la temperatura central aumenta a 100.000.000 K, los átomos de helio se fusionarán en átomos de carbono, entrando así en la rama gigante asintótica. Cuando todos los átomos de helio del sol se conviertan en átomos de carbono, el sol ya no emitirá luz y se volverá negro. estrella enana. El destino final de la Tierra no está claro. Cuando el Sol se convierte en una gigante roja, su radio puede exceder 1 UA, más allá de la órbita actual de la Tierra, y es 260 veces el radio actual del Sol. Sin embargo, como estrella ramificada gigante asintótica, el Sol perdería el 30% de su masa actual debido a los vientos estelares, y la órbita de la Tierra quedaría exprimida. Sólo esto puede salvar a la Tierra de ser devorada por el sol. Sin embargo, una nueva investigación sugiere que la Tierra aún podría ser tragada por el sol debido a los efectos de las mareas. Incluso si la Tierra escapa al destino de ser derretida por el sol, el agua de la Tierra se evaporará y la atmósfera se dispersará. De hecho, aunque el Sol sigue siendo una estrella de la secuencia principal, gradualmente se volverá más brillante y la temperatura de su superficie aumentará lentamente. Los aumentos en la temperatura del Sol causarán que la superficie de la Tierra se caliente en 900 millones de años, haciendo insostenible la vida tal como la conocemos hoy. Luego, dentro de otros mil millones de años, el agua desaparecerá por completo de la superficie de la Tierra. Después de la fase de gigante roja, intensas pulsaciones de calor desprenderán la capa exterior del Sol, formando una nebulosa planetaria. Después de perder su capa exterior, todo lo que queda es el núcleo extremadamente caliente de la estrella, 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.
Editar Energía solar
Como estrella, el Sol se caracteriza generalmente por una luminosidad de 383 mil billones de vatios y una magnitud absoluta de 4,8. Es una estrella enana de energía solar de tipo G2 de color amarillo con una temperatura efectiva igual a 5800 grados Kelvin. La distancia media entre el Sol y la Tierra que lo orbita es de 149.597.870 kilómetros (499,005 segundos luz o 1 UA). En masa, el Sol está compuesto por 71 hidrógeno, 26 helio y algunos elementos más pesados. Según la teoría, las últimas sustancias producidas por la fusión nuclear del Sol son metales como el hierro y el cobre. Reacción termonuclear solar
Factores morfológicos solares
El diámetro angular de la superficie circular del Sol en el cielo es de 32 minutos de arco, lo que está muy cerca del diámetro angular de la Luna vista desde la Tierra. Es una coincidencia maravillosa (el diámetro del Sol es aproximadamente 400 veces el diámetro de la Luna, y su distancia a nosotros es exactamente 400 veces la distancia entre la Tierra y la Luna), lo que hace que el eclipse solar parezca particularmente espectacular. . Debido a que el Sol está mucho más cerca de nosotros que otras estrellas, tiene una magnitud aparente de -26,8, lo que lo convierte en el objeto más brillante visible desde la Tierra. El Sol gira una vez cada 25,4 días (período promedio; la rotación es más rápida en el ecuador que en latitudes más altas) y alrededor del centro de la Vía Láctea cada 200 millones de años. El sol está ligeramente achatado debido a su rotación, y la diferencia con una esfera perfecta es de 0,001, lo que equivale a una diferencia de 6 kilómetros entre el radio ecuatorial y el radio polar (la diferencia entre la tierra es de 21 kilómetros, la luna es 9 kilómetros, Júpiter tiene 9000 kilómetros y Saturno tiene 5500 kilómetros (arroz).
Esta diferencia es pequeña, pero medir esta planitud es importante porque cualquier planitud ligeramente mayor (incluso 0,005) cambiaría el efecto de la gravedad del Sol en la órbita de Mercurio, haciendo que las pruebas de la relatividad general basadas en la precesión del perihelio de Mercurio no sean creíbles.
Viento Solar
El viento solar es una corriente persistente de plasma procedente del Sol que se mueve a 200-800 kilómetros por segundo. Aunque esta sustancia es diferente del aire de la Tierra, no está compuesta de moléculas de gas, sino de simples partículas básicas un nivel más pequeñas que los átomos: protones, electrones, etc., pero el efecto que producen cuando fluyen es muy similar al de flujo de aire, por lo que se le llama viento solar. Por supuesto, la densidad del viento solar es muy, muy pequeña, insignificante en comparación con la densidad del viento en la Tierra. En el espacio interplanetario cerca de la Tierra, la densidad del viento solar suele ser de unas pocas a docenas de partículas por unidad. centímetro cúbico. La densidad del viento en la Tierra es de 268,7 mil millones de moléculas por centímetro cúbico. Aunque el viento solar es muy tenue, sus soplos son mucho más violentos que los vientos de la Tierra. En la Tierra, la velocidad del viento de un tifón de categoría 12 es de más de 32,5 metros por segundo, mientras que la velocidad del viento solar a menudo se mantiene entre 350 y 450 kilómetros por segundo cerca de la Tierra, lo que es decenas de miles de veces la velocidad del viento. La velocidad del viento de la Tierra en su punto más violento puede alcanzar los 32,5 metros por segundo. El viento solar es una corriente de partículas expulsadas continuamente al espacio desde la corona, la capa más externa de la atmósfera solar. Esta corriente de partículas expulsadas por el agujero coronal está compuesta principalmente por partículas de hidrógeno y helio. Existen dos tipos de viento solar: uno es de radiación continua, con menor velocidad y menor contenido de partículas, que se denomina "viento solar continuo"; el otro se irradia durante la actividad solar, con mayor velocidad y mayor contenido de partículas, este. Este tipo de viento solar se llama "viento solar perturbador". El viento solar perturbado tiene un gran impacto en la Tierra. Cuando llega a la Tierra, a menudo provoca grandes tormentas magnéticas, fuertes auroras y perturbaciones ionosféricas. La existencia del viento solar nos brinda comodidad para estudiar el sol y su relación con la tierra.
Luz solar
La energía del Sol y de algunas otras estrellas es la fuente total de toda la energía en la Tierra, excepto la energía atómica, los volcanes, los terremotos y las mareas. La energía radiante solar que alcanza el límite superior de la atmósfera terrestre se llama radiación solar astronómica. Cuando la Tierra está ubicada a la distancia promedio entre el Sol y la Tierra, la energía total del espectro completo de radiación solar por unidad de área de la atmósfera terrestre perpendicular a los rayos del Sol por unidad de tiempo se llama constante solar. La unidad común para la constante solar es vatio/metro 2. El valor de la constante solar varía según los métodos y técnicas de observación. La Organización Meteorológica Mundial (OMM) predijo que se producirían tormentas solares en 1981 y 2012, y Estados Unidos estaba en problemas
El valor constante solar anunciado es de 1368 vatios/metro2. Si multiplicamos la constante solar por la distancia promedio entre el Sol y la Tierra como el radio del área esférica, esto nos da la cantidad total de energía emitida por el Sol por minuto, que es aproximadamente 2,273 x 10^28 julios por minuto. (Sol por segundo. El calor irradiado por el reloj al espacio equivale al calor total generado por la combustión completa de 100 millones de toneladas de carbón, lo que equivale a la potencia de un motor con una potencia de 52.000 billones de caballos). Cada metro cuadrado de la superficie del sol equivale a una central eléctrica de 85.000 caballos de fuerza). La Tierra recibe sólo una 2,2 mil millonésima parte de esta energía. El sol suministra a la Tierra el equivalente a 1 billón de kilovatios de electricidad cada año. Se puede decir que la energía solar es inagotable, libre de contaminación y una fuente de energía ideal. El espectro de radiación solar por encima del límite superior de la atmósfera terrestre 99 tiene longitudes de onda entre 0,15 y 4,0 micrones. Aproximadamente el 50% de la energía de la radiación solar se encuentra en la región del espectro visible (longitud de onda 0,4~0,76 micrones), el 70% se encuentra en la región del espectro ultravioleta (longitud de onda lt; 0,4 micrones), el 43% se encuentra en la región del espectro infrarrojo (longitud de onda gt; 0,76 micrones), y la energía máxima se encuentra en una longitud de onda de 0,475 micrones a. Dado que la longitud de onda de la radiación solar es mucho más pequeña que la longitud de onda de la radiación terrestre y atmosférica (alrededor de 3 a 120 micrones), la radiación solar generalmente se llama radiación de onda corta, y la radiación terrestre y atmosférica se llama radiación de onda larga. Los cambios en la actividad solar y la distancia entre el Sol y la Tierra provocan cambios en la energía de la radiación solar en el límite superior de la atmósfera terrestre.
El sol transmite luz y calor a la tierra todo el tiempo. Con la luz solar, las plantas de la tierra pueden realizar la fotosíntesis. La mayoría de las hojas de las plantas son verdes porque contienen clorofila. La clorofila puede sintetizar diversos compuestos orgánicos únicamente utilizando la energía de la luz. Este proceso se llama fotosíntesis. Según las estadísticas, las plantas verdes de todo el mundo pueden producir alrededor de 400 millones de toneladas de proteínas, carbohidratos y grasas cada día, y también liberan casi 500 millones de toneladas de oxígeno al aire, proporcionando suficiente alimento y oxígeno para humanos y animales.
Editorial Científicos descubren el "sol negro" más cercano a la Tierra
Recientemente los científicos observaron un "sol negro", una estrella enana marrón que actualmente ostenta dos récords: -La más cercana y la más fría a la Tierra . Los científicos descubren el nuevo "sol negro" más cercano a la Tierra
Según informes, los científicos observaron recientemente una estrella débil a sólo 9,6 años luz de la Tierra. Puede ser la enana marrón más cercana a la Tierra hasta ahora. Al mismo tiempo, esta estrella es mucho más "fría" que su vecina y parece un "sol negro". Este descubrimiento muestra que las enanas marrones son muy comunes y están mucho más cerca de la Tierra. La masa de las enanas marrones es muy pequeña, por lo que no pueden alcanzar un cierto nivel de calor, por lo que no pueden ocurrir reacciones de fusión nuclear similares a las del Sol. Pero aún pueden emitir luz, generando calor durante la formación que hace que brillen, luego se enfríen gradualmente y pierdan su brillo. Philip Lucas de la Universidad de Hertfordshire y sus colegas descubrieron esta enana marrón, denominada "UGPS 0722-05", que emite radiación infrarroja. Está a sólo 9,6 años luz de distancia, el doble de la distancia entre la Tierra y la constelación Centauri, la estrella más cercana a la Tierra después del Sol. Actualmente, la enana marrón "UGPS 0722-05" es la séptima estrella o sistema estelar más cercano al Sol. "Este descubrimiento es genial y apasionante", dijo Todd Henry, un investigador estelar de la Universidad Estatal de Georgia. Lucas y sus colegas insinuaron que la distancia a la enana marrón es sólo una estimación preliminar. Esta evaluación se basa en el "método de paralaje", y nuevas observaciones de paralaje en las próximas semanas determinarán aún más la distancia entre la enana marrón y la Tierra. Si la distancia actual es correcta, UGPS 0722-05 sería la enana marrón más cercana a la Tierra hasta la fecha, siendo el anterior récord un par de enanas marrones situadas cerca de la estrella Epsilon Indi, a 11,8 años luz de distancia. Además, esta enana descolorida tiene otro récord: es la enana marrón más fría descubierta hasta ahora, con una temperatura de sólo 130-230 grados centígrados. Es muy débil y el calor emitido es de sólo 0,000026 de la energía del sol. La liberación se produce principalmente en la banda infrarroja, no en la banda de luz visible. Esto significa que 3,8 millones de estas enanas marrones equivalen a un solo Sol, que es aproximadamente del tamaño de Júpiter pero entre 5 y 30 veces más masivo. Las propiedades de luz tenue de UGPS 0722-05 pueden explicar por qué no se ha detectado hasta ahora, a pesar de su proximidad a la Tierra. Este estudio sugiere que puede haber más enanas marrones sin descubrir acechando alrededor de la Tierra.
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Para los humanos, el sol es sin duda el cuerpo celeste más importante del universo. Todas las cosas dependen del sol para crecer. Sin el sol, no habría fenómenos de vida coloridos en la tierra. Por supuesto, no nacerían criaturas inteligentes como los humanos. El sol da luz y calor a las personas, provoca el ciclo del día y la noche y las cuatro estaciones, determina los cambios en la temperatura y el calor de la tierra y proporciona diversas formas de energía. para la vida en la tierra En la historia de la humanidad, el sol siempre ha sido objeto de adoración. Los antepasados de la nación china consideraban a su antepasado Yan como el dios del sol. En la mitología griega antigua, el dios del sol era el hijo de Zeus. el rey de los dioses). p>
Mitología griega del sol
El dios sol Apolo era hijo del dios Zeus y la diosa Hera, la reina de los dioses, tenía celos de él. El amor entre Zeus y Leto y persiguió cruelmente a Leto, haciéndola deambular. Más tarde, una isla flotante, Dros, finalmente acogió a Leto, y ella dio a luz al Dios Sol y al Dios Luna con dificultad en la isla. envió a la pitón Pito a matar a Leto y su hijo. Sin éxito.
Más tarde, Leto y su hijo tuvieron buena suerte, Hera ya no era su enemiga y regresaron a las filas de los dioses. Para vengar a su madre, Apolo usó su flecha perfecta para matar a la pitón gigante Pito, que había traído innumerables desastres a la humanidad y eliminado el daño a la gente. Apolo estaba tan orgulloso de matar a la pitón que cuando conoció a Eros, el dios del amor, se rió de su pequeña flecha por su falta de poder, por lo que Eros le disparó a Apolo con una flecha ardiendo con la llama del amor, y con una flecha que pudo dispersar la chispa del amor. La flecha alcanzó al hada Dafne, causándole un gran dolor. Para deshacerse de la persecución de Apolo, Dafne le pidió a su padre que se convirtiera en un laurel. Inesperadamente, Apolo todavía estaba obsesionado con ella, lo que conmovió mucho a Dafne. A partir de entonces, Apolo utilizó el árbol de laurel como decoración, y la corona de laurel se convirtió en símbolo de victoria y honor. Todos los días, al amanecer, el dios del sol Apolo subía a bordo del carro dorado del sol, tiraba de las riendas, levantaba el látigo, patrullaba la tierra y enviaba luz y calor a la humanidad. Por eso, la gente considera el sol como un símbolo de luz y vida.
Mitología nórdica del Sol
El Dios Sol es el dios de la fertilidad, la prosperidad, el amor y la paz, y el rey del hermoso reino de las hadas de Alfheim. Se dice que él y Guang Touqiang son el mismo dios de la luz o del sol. Los elfos bajo su mando viajan por todo el mundo para enseñar y resolver dudas. A menudo cabalga sobre un jabalí de melena dorada. Todos disfrutan de la paz y la felicidad que él trae. Tiene una espada reluciente que puede volar a través de las nubes. También tiene un barco mágico de bolsillo que puede transportar a todos los dioses y sus armas si es necesario.
¿Qué significa "abierto"?
La respuesta es Kelvin, que es la escala termodinámica de temperatura absoluta (símbolo T, unidad K). La relación de conversión con la escala de temperatura Celsius diaria (símbolo t, unidad ℃) es: t=T 273,15, por ejemplo, 0 grados Celsius son 273,15 Kelvin.