일이 행성의 계절, 기후와 해류에 상승을 제공, 태양계의 중심은 빛과 열의 형태로 에너지를 제공하는에 지구에 가장 가까운을 구성하는 별이다. 요컨대, 삶에 필요한 기본 조건을 제공합니다.
태양은 생명체에게 가장 중요한 천체입니다. 그것은 약 50 억년 전에 거대한 항성 물질 구름 인 가스와 먼지에서 유래했다고 믿어집니다. 이 물질들은 중력 덕분에 서로 달라 붙기 시작했습니다.
태양은 지구에 에너지와 열을 제공하여 생명체가 그곳에서 발전 할 수 있도록합니다. 출처 : Pexels
아마도 일부 초신성의 유골이 거기에서 세어 졌을 것입니다. 거대한 대격변에 의해 파괴 된 별들은 원시성 (proto-star)이라는 구조를 낳았습니다.
중력은 점점 더 많은 물질을 축적하게했고, 그로 인해 원형 별의 온도도 섭씨 약 1 백만도의 임계점까지 상승했습니다. 새로운 안정된 별을 낳은 원자로 인 태양이 점화 된 곳은 바로 그곳입니다.
매우 일반적인 용어로 태양은 별들 사이에서 "평균"으로 간주 될 수있는 것 이외의 질량, 반지름 및 기타 속성을 가지고 있지만 상당히 전형적인별로 간주 될 수 있습니다. 나중에 우리는 태양이 우리가 알고있는 별들 중 어느 범주에 속하는지 알게 될 것입니다.
인류는 항상 태양에 매료되어 왔으며 그것을 연구하는 다양한 방법을 만들어 왔습니다. 기본적으로 관측은 오랫동안 지구에 있었고 지금은 위성에도있는 망원경을 통해 이루어집니다.
빛을 통해 태양의 수많은 속성을 알 수 있습니다. 예를 들어 분광법을 사용하면 각 요소가 독특한 흔적을 남기기 때문에 그 구성을 알 수 있습니다. 운석은 원 성운의 원래 구성을 유지하기 때문에 또 다른 훌륭한 정보원입니다.
일반적 특성
다음은 지구에서 관찰 된 태양의 주요 특성 중 일부입니다.
-그 모양은 실질적으로 구형이며, 회전으로 인해 극에서 약간 평평 해지며 지구에서는 원반으로 보이므로 때때로 태양 원반이라고도합니다.
-가장 풍부한 원소는 수소와 헬륨입니다.
-지구에서 측정 한 태양의 각 크기는 약 ½ 도입니다.
-태양의 반경은 약 70 만 km이며 각 크기로 추정됩니다. 따라서 직경은 약 1,400,000km로, 지구의 약 109 배입니다.
-태양과 지구 사이의 평균 거리는 천문학적 거리 단위입니다.
-질량은 지구가 태양과 태양 반경을 중심으로 움직일 때 획득하는 가속도에서 얻습니다. 지구보다 약 330,000 배 또는 약 2 x 10 30 kg입니다.
-태양 자기와 관련된 경험주기 또는 큰 활동 기간. 그런 다음 흑점, 플레어 또는 플레어 및 관상 덩어리의 분출이 나타납니다.
-태양의 밀도는 기체 개체이기 때문에 지구의 밀도보다 훨씬 낮습니다.
-전력-단위 시간당 방사되는 에너지의 양으로 정의되는 광도 측면에서 4 x 10 33 ergs / s 또는 10 23 킬로와트 이상에 해당합니다. 비교를 위해 백열 전구는 0.1kW 미만을 방출합니다.
-태양의 유효 온도는 6000ºC입니다. 그것은 평균 기온입니다. 나중에 우리는 코어와 코로나가 그것보다 훨씬 더 뜨거운 지역임을 알게 될 것입니다.
태양의 분류
태양은 노란색 왜성으로 간주됩니다. 이 범주에는 질량이 태양 질량의 0.8 ~ 1.2 배인 별이 있습니다.
광도, 질량 및 온도에 따라 별은 특정 스펙트럼 특성을 가지고 있습니다. Hertzsprung-Russell 다이어그램으로 알려진 온도 대 광도 그래프에 별을 배치하여 다이어그램을 만들 수 있습니다.
Hertzsprung-Russell 다이어그램의 별 분류. 태양은 주된 순서에 있습니다. 출처 : Wikimedia Commons.
이 다이어그램에는 알려진 별의 대부분이 위치한 영역이 있습니다 : 주 계열입니다.
거기에서 별들은 거의 평생을 보내고 언급 된 특성에 따라 대문자로 표시된 스펙트럼 유형이 지정됩니다. 우리 태양은 별 유형 G2의 범주에 있습니다.
별을 분류하는 또 다른 상당히 일반적인 방법은 3 개의 큰 별 집단으로 나눈 것입니다.
예를 들어, 인구 III 별은 빅뱅 직후 우주의 시작 부분에 형성된 가장 오래된 별 중 하나입니다. 헬륨과 수소가 우세합니다.
대조적으로 개체군 I과 II는 더 젊고 더 무거운 원소를 포함하고 있기 때문에 다른 별의 초신성 폭발에 의해 남은 물질로 형성되었다고 믿어집니다.
이 중 인구 II는 나이가 더 많고 더 차갑고 덜 빛나는 별들로 이루어져 있습니다. 우리 태양은 비교적 젊은 별인 인구 I로 분류되었습니다.
구조
태양의 계층 구조 출처 : Wikimedia Commons.
연구를 용이하게하기 위해 태양의 구조는 내부에서 시작하여 잘 구분 된 영역에 분포 된 6 개의 층으로 나뉩니다.
-태양 코어
-방사 영역
-대류 구역
-광구
-채층
핵심
그 크기는 태양 반경의 약 1/5입니다. 그곳에서 태양은 고온 (섭씨 1,500 만도)과 압도적 인 압력 덕분에 방출되는 에너지를 생산하며, 이는 핵융합로를 만듭니다.
중력은 다양한 화학 원소가 생성되는 반응이 일어나는이 반응기에서 안정제 역할을합니다. 가장 기본적인 수소 핵 (양성자)은 헬륨 핵 (알파 입자)이되며 핵 내부에서 우세한 조건에서 안정적입니다.
그런 다음 탄소와 산소와 같은 더 무거운 원소가 생성됩니다. 이러한 모든 반응은 태양 내부를 통해 이동하는 에너지를 방출하여 지구를 포함한 태양계 전체에 퍼집니다. 1 초마다 태양은 5 백만 톤의 질량을 순수한 에너지로 변환하는 것으로 추정됩니다.
방사 영역
모닥불의 불이 주변을 가열 하듯이 핵으로부터의 에너지는 복사 메커니즘을 통해 바깥쪽으로 이동합니다.
이 영역에서 물질은 핵처럼 높지 않은 온도에서 플라즈마 상태에 있지만 약 5 백만 켈빈에 이릅니다. 광자 형태의 에너지 (빛의 패킷 또는 "양자")는 플라즈마를 구성하는 입자에 의해 여러 번 전달되고 재 흡수됩니다.
이 과정은 느리지 만 핵의 광자가 표면에 도달하는 데 평균적으로 약 한 달이 걸리지 만 때로는 빛의 형태로 볼 수 있도록 외부 영역으로 계속 이동하는 데 최대 백만 년이 걸릴 수 있습니다.
대류 영역
복사 영역에서 광자의 도착이 지연되기 때문에이 층의 온도는 2 백만 켈빈으로 빠르게 떨어집니다. 여기의 물질은 그렇게 이온화되지 않았기 때문에 에너지의 전달은 대류에 의한 것입니다.
대류에 의한 에너지 전달은 서로 다른 온도에서 가스 소용돌이의 움직임에 의해 생성됩니다. 따라서 가열 된 원자는 태양의 가장 바깥 쪽 층을 향해 상승하여이 에너지를 전달하지만 균일하지 않은 방식으로 전달됩니다.
광구
이 "빛의 구체"는 우리 별의 겉보기 표면이며, 우리가 볼 수있는 것입니다 (태양을 직접 보려면 항상 특수 필터를 사용해야합니다). 태양은 고체가 아니라 플라즈마 (매우 뜨겁고 이온화 된 가스)로 만들어져 실제 표면이 없기 때문에 분명합니다.
광구는 필터가 장착 된 망원경을 통해 볼 수 있습니다. 약간 어두운 배경에 반짝이는 과립처럼 보이며 밝기는 가장자리쪽으로 약간 감소합니다. 과립은 앞에서 언급 한 대류로 인한 것입니다.
광구는 어느 정도 투명하지만 재료가 너무 조밀 해져서 볼 수 없습니다.
채층
이것은 대기와 동등하고 붉은 빛을 띠는 광구의 가장 바깥 쪽 층으로, 8,000에서 13,000 사이의 가변 두께와 5,000에서 15,000 ºC 사이의 온도를 가지고 있습니다. 그것은 일식 중에 볼 수 있으며 높이가 수천 킬로미터에 이르는 거대한 백열 가스 폭풍을 일으 킵니다.
왕관
불규칙한 모양의 층으로 여러 태양 반경에 걸쳐 있으며 육안으로 볼 수 있습니다. 이 층의 밀도는 나머지 층보다 낮지 만 최대 2 백만 켈빈의 온도에 도달 할 수 있습니다.
이 층의 온도가 왜 그렇게 높은지는 아직 명확하지 않지만 어떤면에서는 태양이 생성하는 강렬한 자기장과 관련이 있습니다.
코로나 외부에는 태양의 적도면에 많은 양의 먼지가 집중되어 광구에서 빛을 확산시켜 일몰 후 육안으로 볼 수있는 희미한 빛의 띠인 소위 황도광을 생성합니다. 황도가 나타나는 수평선의 지점 근처의 태양.
또한 광구에서 코로나로 이동하는 루프가 있으며 나머지보다 훨씬 더 차가운 가스로 형성됩니다. 일식 중에 볼 수있는 태양의 돌출부입니다.
헬리오 스피어
태양풍이 생성되고 태양의 자기장이 나타나는 명왕성 너머로 확장되는 확산층.
구성
주기율표에서 우리가 알고있는 거의 모든 원소는 태양에서 발견됩니다. 헬륨과 수소는 가장 풍부한 원소입니다.
태양 스펙트럼을 분석 한 결과, 크로 모 스피어는 수소, 헬륨, 칼슘으로 구성되어 있고 철, 니켈, 칼슘, 아르곤은 코로나에서 이온화 된 상태로 발견되는 것으로 알려져 있습니다.
물론, 태양은 시간이 지남에 따라 구성을 변경했으며 수소와 헬륨의 공급을 모두 사용하기 때문에 계속 그렇게 할 것입니다.
태양 활동
우리의 관점에서 보면 태양은 아주 차분해 보입니다. 그러나 실제로는 상상할 수없는 규모로 현상이 발생하는 활동으로 가득 찬 곳입니다. 태양에서 지속적으로 발생하는 모든 교란을 태양 활동이라고합니다.
자기는이 활동에서 매우 중요한 역할을합니다. 태양에서 일어나는 주요 현상은 다음과 같습니다.
태양의 탁월함
돌출부, 범프 또는 필라멘트가 크라운에서 형성되고 고온 가스 구조로 구성되어 높은 높이에 이릅니다.
그들은 태양의 자기장에 의해 지속적으로 수정되는, 서로 맞 물리는 길쭉한 구조의 형태로 태양 디스크의 가장자리에서 볼 수 있습니다.
코로나 질량 방출
이름에서 알 수 있듯이 많은 양의 물질이 약 1000km / s의 속도로 태양에 의해 고속으로 분출됩니다. 자기장 선이 서로 얽혀 있고 태양의 돌출부 주변에서 물질이 빠져 나가기 때문입니다.
일반적으로 자기장 선이 분리 될 때까지 몇 시간 동안 지속됩니다. 코로나 질량 방출은 며칠 내에 지구에 도달하는 대량의 입자 흐름을 생성합니다.
이 입자의 흐름은 지구의 자기장과 상호 작용하여 무엇보다도 오로라와 남방 광으로 나타납니다.
흑점
그들은 자기장이 매우 강렬한 광구 영역입니다. 그들은 태양 디스크의 어두운 점처럼 보이고 나머지보다 낮은 온도에 있습니다. 그들은 일반적으로 주기성이 11 년인 매우 가변적 인 그룹으로 나타납니다 : 유명한 태양 순환.
지점 그룹은 태양의 회전 운동에 따라 매우 역동적이며, 더 큰 지점은 앞으로 가고 다른 지점은 그룹을 닫습니다. 과학자들은 상대적으로 성공을 거두면서 각주기의 지점 수를 예측하려고했습니다.
화염
태양이 색층과 코로나에서 물질을 방출 할 때 발생합니다. 그들은 태양의 일부 영역을 더 밝게 보이게하는 빛의 섬광으로 보입니다.
죽음
다른 별과 마찬가지로 태양은 언젠가 사라질 것이지만 가까운 장래에 사라지지는 않을 것입니다. 출처 : Pxhere.
핵연료가 지속되는 한 태양은 계속 존재할 것입니다. 우리 별은 거대한 초신성 유형의 재앙으로 죽을 조건을 거의 충족시키지 못합니다. 왜냐하면 별은 훨씬 더 큰 질량을 필요로하기 때문입니다.
따라서 매장량이 고갈되면 태양이 부풀어 붉은 거성으로 변하여 지구의 바다를 증발시킬 가능성이 있습니다.
태양의 층이 그 주위로 퍼져서 행성을 휩쓸고 매우 밝은 가스로 구성된 성운을 형성합니다.
성운 내부에 남아있을 고대 태양의 잔재는 지구 크기의 매우 작은 백색 왜성이지만 훨씬 밀도가 높습니다. 매우 천천히 식을 것입니다.이 단계에서는 흑 왜성이 될 때까지 약 10 억 년이 더 걸릴 수 있습니다.
그러나 현재로서는 걱정할 이유가 없습니다. 현재 태양은 수명이 절반도 안되는 것으로 추정되며 적색 거성 단계가 시작되기까지 5 억에서 7 억년 사이가 될 것입니다.
참고 문헌
- 우주에 관한 모든 것. 2016 년 우주 여행. 출판을 상상해보십시오.
- 작동 원리. 2016. 우주의 책. 출판을 상상해보십시오.
- Oster, L. 1984. 현대 천문학. 편집 복귀.
- Wikipedia. Hertzsprung-Russell 다이어그램. 출처 : es.wikipedia.org.
- Wikipedia. 스텔라 인구. 출처 : es.wikipedia.org.