Tietoja Aurinko
Aurinko – meidän keski-tähden
Aurinko on tähti, jotka ovat meitä lähimpänä. Se on valtava, valovoimainen kaasupallo kuten muutkin universumin tähdet.
Se koostuu useista osista.,
on pääsy viimeisimmät solar kuvia (alkaen maanpäälliset teleskoopit ja SOHO), kautta omistettu verkkosivu osoitteessa Observatoire de Paris.,
Corona
Kuva Auringon korona, joka on saatu aikana auringonpimennys 11. elokuuta 1999 (Philippe Duhoux – ESO)
corona (joka tarkoittaa ”kruunu”) on ulkokuori Auringon ilmakehässä. Se on erittäin kuuma vyöhyke, jossa lämpötila saavuttaa jopa noin 2 miljoonaa astetta; tämä johtuu liikenteen energian kerrosten alla avulla magneettikenttiä.
koronaa näkee vain suoraan täydellisen auringonpimennyksen aikana., Vaikka yhtä kirkas kuin täysikuu, corona on yleensä ”hukkui” auringonvaloa, joka on hajallaan Maan ilmakehään – päivällä taivas lähellä Aurinko on liian kirkas nähdä ympäröivä korona.
Aikana yhteensä auringonpimennys, Kuun lohkot valo auringon fotosfääristä sieltä lähtevillä, ja taivas on tarpeeksi tumma corona tulla näkyväksi.
Ammatillinen tähtitieteilijät ovat kehittäneet erityinen teleskooppi, ns coronograph, jonka avulla on mahdollista nähdä ja kuvata corona, myös ulkona auringon pimennykset.,
Kromosfäärin
Kuva Auringon kromosfäärin.
kromosfäärin (joka tarkoittaa ”värillinen pallo”) on läpinäkyvä kerros, yläpuolella photosphere. Se ulottuu muutaman sadan kilometrin yläpuolella photosphere ja ulospäin korkeus on noin 2000 km, jossa se sulautuu corona.
tällä etäisyydellä kromosfäärin lämpötila nousee 4300 asteesta yli 400 000 asteeseen. Se on enemmän tai vähemmän jatkuva kerros.,
Heti ennen ja jälkeen yhteensä auringonpimennys, kromosfäärin on näkyvissä puolikuun tai timanttisormus, punertava väri. Pimennysten ulkopuolella se näkyy vetyatomien monokromaattisessa valossa (h-alfa-spektriviiva).
Photosphere
Kuva Auringon fotosfäärissä
photosphere on näkyvän ”pinnan” Auringon. Nimi tarkoittaa ”valon palloa”. Tämä ohut kerros, joka on vain noin 300 km syvä – suurin osa Auringon energiaa vapautuu muodossa näkyvä ja infrapuna säteilyä., Se näkyy erityisen hyvin valkoisessa valossa tai ionisoituneen kalsiumin (spektrinen k-viiva) valossa.
lämpötila photosphere vähenee tasaisesti noin 6400 astetta tyvestä noin 4400 astetta yläosassa, jossa se sulautuu kromosfäärin yläpuolella.
fotosfäärissä on ”rakeinen” rakenne, jonka yksittäisten solujen läpimitta on noin 1000 km. Niitä kutsutaan granulaatioksi ja ne muuttuvat muutaman minuutin välein. Ne johtuvat kuumakaasun nousevista (konvektiivisista) soluista.,
Muut photospheric ominaisuuksia ovat auringonpilkkujen , faculae ja säie rakenteet, kaikki liittyy voimakkaita magneettikenttiä. Lähes kaikki ominaisuudet Auringon näkyvän valon spektrin peräisin photosphere, mukaan lukien tumma Fraunhoferin viivat (nimetty saksalainen fyysikko, joka ensimmäisenä kuvaili niitä alussa 19th century).
Auringonpilkkujen
lähikuva ryhmä auringonpilkkujen.
auringonpilkut ovat auringon fotosfäärissä tummia alueita, jotka ovat ympäristöään viileämpiä., Ne esiintyvät yleensä pareina tai ryhminä, ja niihin liittyy hyvin voimakkaita magneettikenttiä.
Spot koot vaihtelevat ”pieni” niistä noin 15 000 km: n ympäri (joka on, noin koko Maa) valtavia ryhmiä ulottuu yli 150000 km. Suurin niistä on pimeä keski-alueella nimeltään ”umbra” (joka on noin 1600 astetta viileämpi kuin photosphere), jota ympäröi vähemmän tumma alue, jota kutsutaan ”penumbra” (noin 500 astetta viileämpi kuin photosphere).
auringonpilkkujen määrä vaihtelee noin 11 vuotta kestävässä kiertokulussa. Alussa aurinko on (lähes) vailla täpliä., Muutama täplä näkyy sitten korkealla pohjoisella ja matalalla eteläisellä aurinkoisella pallonpuoliskolla. Sitten ne katoavat ja uusia täpliä muodostuu asteittain ja lähempänä kohti auringon päiväntasaajaa.
Muita ilmiöitä auringon ilmakehässä
|
|
|
|
Soihdut (vasen kuva) solar tunnelma., Oikealla kuva, valtava painoarvo näkyy vasemmassa alakulmassa |
|
solar tunnelma on hyvin aktiivinen paikka. Suuria määriä kuumaa kaasua liikkuu ja muodot muuttuvat jatkuvasti. Soihdut ovat pinnalla olevia kirkasteita, jotka liittyvät magneettikentän uudelleenjärjestelyyn energiapurkauksella. Suuret pilvet ovat joskus nostetaan reilusti photosphere ja voi sitten nähdä protuberansseja .
molemmat ilmiöt näkyvät parhaiten erityisten optisten suodattimien kautta, jotka eristävät valon vedystä.,
Sisäasiainministeriö
sisustus Auringon
(HUOM! Nykyinen diagramme on paikkansapitäjä se vaihdetaan pian toisen, erityisesti suunniteltu tämän verkkosivun).
on yleistä jakaa auringon sisäosat kolmeen erilliseen vyöhykkeeseen:
- ylimpänä on konvektiivinen vyöhyke . Se ulottuu fotosfäärin pohjasta alaspäin noin 15 prosentin syvyyteen auringon säteestä. Tässä energia kuljetetaan pääasiassa ylöspäin (konvektiolla) kaasuvirroilla.,
- Radiatiivinen vyöhyke on konvektiovyöhykkeen alapuolella ja ulottuu alaspäin ytimeen. Täällä energia kuljetetaan ulospäin säteilyllä eikä konvektiolla. Ylhäältä tämän vyöhykkeen pohjaan, tiheys kasvaa 100 kertaa.
- ydin sijaitsee keskiosassa ja sen halkaisija on noin 15% Koko tähdestä. Täällä energia tuotetaan fuusioprosesseilla, joiden kautta vetyytimet fuusioituvat yhteen tuottamaan heliumytimiä. Lämpötila on noin 14 miljoonaa astetta.,
The Sunin fyysiset tiedot
alla oleva taulukko sisältää osan auringon fysikaalisista tiedoista.
| Omaisuutta | Aurinko |
| Massa | 2 x 10 30 kg = 335,000 maamassojen |
| Halkaisija | 1,4 miljoonaa km = 109 Maan halkaisijan |
| Tiheys | 1400 kg/m 3 (Vettä on 1000 kg/m 3 ) |
| Ikä | N., 4600 miljoonaa vuotta |
| Kirkkaus (energian tuotanto) |
4 x 10 23 kW |
| Pinnan lämpötila | Noin 5500 °C (5800 K) |
| Keski-lämpötila – | Noin 14 miljoonaa astetta |
| Koostumus (by atomic massa) |
74.5% vetyä, mikä on 23,5% heliumia ja 2% raskaammat alkuaineet, kuten happi, hiili ja typpi |
| Koostumus (numero atomien) |
94 % vetyä, 6% heliumia raskaampia alkuaineita. |