Soare - Lexicon de astronomie

Lexicon de astronomie: Soare

Soarele este corpul cu cea mai mare masă din sistemul solar și astfel domină mișcările tuturor corpurilor din sistemul solar. Soarele este, de asemenea, cel care dă viață, deoarece radiația sa electromagnetică oferă pământului căldură. Prin urmare, ei sunt numiți și ai noștri Stea centrală.

Gravitatea soarelui

Strict vorbind, soarele nu se află exact în centrul sistemului solar, deoarece masele se învârt în jurul centrului lor de greutate comun. Centrul de greutate al sistemului solar este foarte aproape de soare (chiar și în interiorul suprafeței sale), deoarece este atât de masiv.
Câmpul gravitațional dominant al soarelui influențează semnificativ mișcările planetelor, asteroizilor, cometelor și a altor corpuri cerești mult mai mici. Gravitonul soarelui poate fi de obicei bine descris cu teoria gravitației lui Newton - doar planeta cea mai interioară Mercur prezintă abateri (Periheliu), care necesită relativitate generală. Ca să spunem relativist, ar trebui atunci să vorbim despre spațiu-timp solar, curbat.

Ești vedeta mea

Dar soarele este, de asemenea, unul foarte special printre toate corpurile din sistemul solar: Soarele este o stea, adică o colecție de gaz fierbinte, ionizat, care este considerabilă prin procese de fuziune termonucleară. Energii radiante eliberează. Restul corpurilor din sistemul solar emit, de asemenea, în principal radiații de căldură, dar soarele este singurul corp care primește energia radiației din fuziunea nucleilor atomici de lumină. Astfel este de departe cel mai luminos corp ceresc.
Jupiter, de exemplu, este al doilea cel mai greu corp din sistemul solar (0,001 mase solare), dar emite mai multă radiație termică (pe care o câștigă din comprimarea gazelor) decât primește de la soare.

Soarele este cea mai apropiată stea de pământ: distanța sa față de pământ este în medie de aproximativ 150 de milioane de kilometri, o distanță care a primit un nume în astronomie: Unitate astronomică (German AE, prescurtat internat. AU). Această scală este tipică pentru lungimile din sistemele planetare și este utilizată și pentru planetele extrasolare.

Faze, Mofi și Sofi

Radiația soarelui provoacă diferite efecte de iluminare în sistemul solar: aceasta creează efecte caracteristice Etape a planetelor interioare (Mercur și Venus), în funcție de poziția curentă, relativă dintre soare, pământ și planeta interioară. Luna pământească prezintă, de asemenea, aceste faze din același motiv, pe care îl cunoaștem ca luna nouă, faza de depilare, luna plină și faza de declin.
Există, de asemenea, fenomene de iluminare foarte speciale, cum ar fi eclipsa de soare și eclipsa de lună. Astronomic, acestea sunt umbre banale aruncate între obiectele cerești, care, văzute în anumite locații, fac ca corpurile cerești să „dispară”: Eclipsă de soare Dacă luna nouă se află între linia care leagă soarele și pământul, umbra lunii lovește pământul și una în zona umbrei (care măsoară aproximativ 200 km la suprafața pământului) total Eclipsă de soare, una în penumbră parțial Eclipsă de soare. În eclipsa de lună pe de altă parte, luna se află în prezent în umbra pământului și apare roșie din cauza razelor solare împrăștiate pe pământ.

Fizica solară

Din punctul de vedere al astronomului, soarele este, desigur, o lovitură de noroc, nu numai pentru că i-a făcut viața posibilă în primul rând, ci și pentru că este cea mai apropiată stea de pământ și, astfel, un obiect ideal de studiu Fizica stelară este. Subiectele de cercetare din fizica solară sunt proprietățile fizice ale soarelui, precum și originea și dezvoltarea soarelui. Steaua noastră centrală oferă posibilitatea de a explora un membru destul de discret al genului stelar. În cursul fizicii stelare, când tot mai multe stele din vecinătatea soarelui ar putea fi descrise și cu parametri fizici, a devenit clar că soarele nu este nici deosebit de mare și greu, nici deosebit de fierbinte sau luminos.

Structura soarelui

Miezul solar

Interiorul soarelui constă dintr-un fierbinte, nucleu radiativ, în care au loc procesele de fuziune. Aici sunt generați fotonii, care durează relativ mult timp să călătorească prin interiorul soarelui, deoarece sunt împrăștiați și reemisori (transportul radiațiilor). Apoi așa-numitul se închide și în interior Zona de convecție a hidrogenului la. Grosimea lor este de aproximativ 1/10 din raza soarelui. Aici circulația maselor de gaze este un mecanism eficient de transport al energiei: bulele de gaz fierbinte cresc la viteze de câțiva kilometri pe secundă, în timp ce masele de gaz răcite se scufundă (analog convecției din atmosfera terestră).

Fotosferă

Acest proces creează caracteristica granulare suprafața soarelui, un bob în celulele de convecție (Granule) cu un diametru tipic de aproximativ 1400 km, care au o durată medie de viață de numai până la 10 minute. Diferența de temperatură între granule și zonele intergranulare este de aproximativ 300 K. Granulația este asemănătoare cu cea a Super granulare pe scări de lungime mult mai mari de aproximativ 30.000 km: acestea au o durată de viață mai mare în intervalul de aproximativ 30 de ore.
Granulația poate fi observată la suprafața soarelui, o zonă cunoscută sub numele de fotosferă. Este de fapt un strat cu o grosime de doar 100 până la 200 km. Își datorează numele faptului că fotonii pe care îi observăm provin din această coajă. Acesta este doar discul solar vizibil.

Cromosfera

Deasupra ei se află cromosfera cu o grosime de aproximativ 10.000 km. În eclipsele solare apare roșu (de unde și numele său: grch. cromos înseamnă culoare). Această regiune neomogenă este asemănătoare unei flăcări Spicule dungat. În așa-numitul Flash Spectra se poate spectroscopic pe scurt cromosfera înainte și după eclipsa totală de soare (al 2-lea și al 3-lea contact). În acest scop, cercetătorii solari selectează linii adecvate de emisie de hidrogen și calciu.

corona

Coroana este stratul cel mai exterior al soarelui și apare în eclipsele totale de soare ca celebrul halou, de unde și numele său (dt. „Coroana”). Coroana are o densitate a particulelor extrem de redusă (10 8 particule pe centimetru cub); lucrul uimitor despre coroană este că vine cu 2 până la 5 milioane de grade este de multe ori mai fierbinte decât suprafața soarelui (doar aproximativ 6000 K)! Acest timp a rămas un mister Încălzirea coroanei poate explica magnetohidrodinamica (MHD): undele MHD pătrund în zona coronară din plasma solară. Acolo câmpurile magnetice de polaritate opusă sunt anihilate (Reconectare). Ce se întâmplă cu energia care a fost stocată în câmpul magnetic? Ei bine, este transformat în energie cinetică, și anume energia termică a particulelor din coroană. Temperaturile ridicate sunt explicate prin efecte magnetice.

K-corona prezintă un continuum (prin urmare K), care este cauzată de împrăștierea fotonilor fotosferei pe electronii coronali fierbinți.
F-corona arată faimosul Liniile Fraunhofer (prin urmare F.), Liniile de absorbție care au dus la descoperirea unui nou element: heliu (grch. helios: Soare), care a fost detectat abia mai târziu pe pământ. Liniile rămân ascuțite, deoarece împrăștierea în coroana F are loc pe particule de praf lent.
L-corona reprezintă doar 1% din radiația coronară totală și constă din câteva linii de emisie, în special cele de fier și calciu. Aceasta este „amprenta” reală a radiației coroanei sau a materiei coroanei.

date fizice ale soarelui

Masă: Msol = 1.989 × 10 30 kg. Această cantitate definește o scară de masă fundamentală în astrofizică, Masa solară.
Raza solară: Rsol = 6,96 × 10 5 km
Suprafața solară: 6,09 × 10 18 m 2
Volumul solar: 1,41 × 10 27 m 3
Constanta solara (densitatea fluxului de radiatii solare, integrata pe toate frecventele): S = 1,37 kW m -2
Luminozitatea (produsul constantei solare și al suprafeței solare; dar rezultă și din raza solară și temperatura efectivă): Lsol = 3.853 × 10 26 W = 3.853 × 10 33 erg/s
Luminozitatea razelor X: 4,7 × 10 27 erg/s (maxim), 2,7 × 10 26 erg/s (minim)
densitatea medie a gazului (coeficientul masei solare și al volumului solar): 1.408 g cm -3
Temperatura efectivă (soare ca radiator Planck, legea T 4): Teff = 5780 K
Tipul spectral (derivat din temperatura suprafeței): G2V, A pitic galben
luminozitate vizuală aparentă: mV = -26,7 mag
luminozitate vizuală absolută: MV = 4,87 mag
Accelerația gravitațională la suprafață: Gsol = 274,0 m/s 2 = 27,93 G (G: accelerația medie datorată gravitației)
foarte variabilă în termeni de timp și spațiu Camp magnetic cu 10 -4 T rezistență medie și 1 T puternic, vârfuri locale!
viteza medie de evacuare la suprafață: vesc = 617,7 km s -1
timp de rotație sidereală la latitudini medii: 2,1928 × 10 6 s = 23,38 d (rotație diferențială)
Înclinarea planului ecuatorial solar împotriva eclipticii: 7 grade 15 minute
Distanța medie de la soare la pământ: 149.597870 × 10 6 km = 1 UA. Unitatea astronomică AU este o unitate fundamentală de lungime pentru scalele de dimensiuni din sistemul solar.
Metalicitate (frecvența metalelor în raport cu nemetalele): 2%

(Surse de date: Băieți studenți astronomie, Statutul 1989 și calculat; LX oprit Peres și colab. ApJ 528, 537, 2000)

Evoluția stelară a soarelui

Dintr-o perspectivă stelară-evolutivă, soarele se află în faza sa actuală pe secvența principală, pe care va rămâne câteva miliarde de ani. Apoi urmează etapa gigantului roșu. Procesul central de fuziune termonucleară este lanțul pp, în timp ce ciclul CNO joacă doar un rol marginal (pondere de 3% în producția de heliu). În aproximativ cinci miliarde de ani, când hidrogenul pentru procesele de fuziune din interior este epuizat, soarele își va respinge cochiliile exterioare și se va uni ca o configurație finală stabilă Pitic alb aproximativ o jumătate de masă solară stânga, care este încorporată într-o nebuloasă planetară colorată. Până atunci, cel târziu, zilele însorite din sistemul nostru solar sunt numărate.

Modele de soare

Vânt solar și lumini polare

De asemenea, emisia violentă de soare a particulelor Vânt solar, este cauzată de unde magnetohidrodinamice (tren de undă torsional Alfv? n, TAWT), care se deplasează afară din suprafața soarelui și, prin urmare, duc departe plasma solară. Acest lucru creează structuri tipice, arcuite (bucle), care în cele din urmă izbucnesc și eliberează plasma în mediul interplanetar. Dar particulele coronare mai puțin puternic legate se difuzează și în spațiul interplanetar. Dacă energia cinetică a particulelor este suficient de mare, ele pot ajunge chiar și pe pământ. Ele sunt apoi capturate de magnetosfera pământească și le numesc pe cele colorate Auroră boreală a apărut. Acest lucru se face de preferință la polii magnetici (nu geografici!) Ai Pământului, deoarece acolo câmpul magnetic asemănător dipolului sub formă de pâlnie nu poate bloca particulele încărcate.

Soarele ca emițător de raze X

Măsurat Emisia de raze X de la soare se datorează emisiei termice a coroanei și a erupțiilor, precum și a bremsstrahlung, care este generată de particule de plasmă frânate (de exemplu într-un câmp magnetic solar).

particule exotice de la soare?

Soarele poate emite o formă exotică de particule foarte ușoare: axiunile ipotetice. Unii fizicieni presupun că pot fi creați din fotoni prin oscilații (Efect Primakoff) și sunt detectabile în helioscoape axiale pământești. Pentru non-fizicieni, următoarele sună cu siguranță rău: Axiunile sunt bosoni pseudoscalari Nambu-Goldstone care rup simetria chirală Peccei-Quinn (aria cromodinamicii cuantice). Ar fi de o mare importanță pentru fizica particulelor și cosmologie să știe dacă acest efect Primakoff are loc de fapt în natură.

S-ar putea să vă intereseze și: Spektrum - Die Woche: 48/2020