Sun (Svenska)

solen är en vanlig stjärna, en av cirka 100 miljarder i vår galax, Vintergatan. Solen har extremt viktiga influenser på vår planet: det driver väder, havsströmmar, årstider och klimat och gör växtlivet möjligt genom fotosyntes. Utan solens värme och ljus skulle livet på jorden inte existera.
omkring 4,5 miljarder år sedan började solen ta form från ett molekylärt moln som huvudsakligen bestod av väte och helium., En närliggande supernova emitterade en shockwave, som kom i kontakt med molekylmolnet och energiserade det. Det molekylära molnet började komprimera, och vissa gasregioner kollapsade under sin egen gravitationskraft. När en av dessa regioner kollapsade började den också rotera och värma upp från ökat tryck. Mycket av väte och helium kvar i mitten av denna heta, roterande massa. Så småningom, gaserna värms upp tillräckligt för att börja kärnfusion, och blev solen i vårt solsystem.,
andra delar av molekylmolnet kyldes ner i en skiva runt den helt nya solen och blev planeter, asteroider, kometer och andra kroppar i vårt solsystem.
solen är cirka 150 miljoner kilometer (93 miljoner miles) från jorden. Detta avstånd, som kallas en astronomisk enhet (AU), är ett standardmått av avstånd för astronomer och astrofysiker.
En AU kan mätas med ljushastighet, eller den tid det tar för en foton av ljus att resa från solen till jorden. Det tar ljus på solen ca åtta minuter och 19 sekunder för att nå jorden.,
solens radie, eller avståndet från centrum till yttre gränser, är cirka 700 000 kilometer (432 000 miles). Det avståndet är ungefär 109 gånger storleken på jordens radie. Solen har inte bara en mycket större radie än jorden—det är också mycket mer massivt. Solens massa är mer än 333 000 gånger jordens, och innehåller cirka 99,8 procent av all massa i hela solsystemet!
sammansättning
solen består av en flammande kombination av gaser. Dessa gaser är faktiskt i form av plasma., Plasma är ett tillstånd av materia som liknar gas, men med de flesta partiklarna joniserade. Detta innebär att partiklarna har ett ökat eller minskat antal elektroner.
cirka tre fjärdedelar av solen är väte, som ständigt smälter samman och skapar helium genom en process som kallas kärnfusion. Helium utgör nästan hela återstående kvartalet. En mycket liten andel (1,69 procent) av solens massa består av andra gaser och metaller: järn, nickel, syre, kisel, svavel, magnesium, kol, neon, kalcium och krom denna 1.,69 procent kan tyckas obetydlig, men dess massa är fortfarande 5,628 gånger jordens massa.
solen är inte en fast massa. Det har inte lätt identifierbara gränser som steniga planeter som jorden. I stället består solen av lager som består nästan helt av väte och helium. Dessa gaser utför olika funktioner i varje lager, och solens lager mäts av deras procentandel av solens totala radie.
solen genomsyras och något styrs av ett magnetfält., Magnetfältet definieras av en kombination av tre komplexa mekanismer: en cirkulär elektrisk ström som löper genom solen, solens lager som roterar med olika hastigheter och solens förmåga att leda elektricitet. Nära Solens ekvator gör magnetfältlinjer små slingor nära ytan. Magnetfältlinjer som strömmar genom polerna sträcker sig mycket längre, tusentals kilometer, innan de återvänder till motsatt Pol.
solen roterar runt sin egen axel, precis som jorden. Solen roterar moturs, och tar mellan 25 och 35 dagar för att slutföra en enda rotation.,
solen går medurs runt Vintergatans mitt. Dess bana är mellan 24 000 och 26 000 ljusår bort från galactic center. Solen tar cirka 225 miljoner till 250 miljoner år att bana en gång runt galactic center.
elektromagnetisk strålning
solens energi färdas till jorden med ljusets hastighet i form av elektromagnetisk strålning (EMR).
det elektromagnetiska spektrumet finns som vågor av olika frekvenser och våglängder.
frekvensen av en våg representerar hur många gånger vågen upprepar sig i en viss tidsenhet., Vågor med mycket korta våglängder upprepar sig flera gånger i en given tidsenhet, så de är högfrekventa. Däremot har lågfrekventa vågor mycket längre våglängder.
de allra flesta elektromagnetiska vågor som kommer från solen är osynliga för oss. De mest högfrekventa vågorna som avges av solen är gammastrålar, röntgenstrålar och ultraviolett strålning (UV-strålar). De mest skadliga UV-strålarna absorberas nästan helt av jordens atmosfär. Mindre potenta UV-strålar färdas genom atmosfären, och kan orsaka solbränna.,
solen avger också infraröd strålning—vars vågor är mycket lägre frekvens. De flesta värme från solen kommer som infraröd energi.
inklämt mellan infraröd och UV är det synliga spektrumet, som innehåller alla färger vi, som människor, kan se. Den röda färgen har de längsta våglängderna (närmast infraröd) och violett (närmast UV) den kortaste.
solen själv är vit, vilket innebär att den innehåller alla färger i det synliga spektrumet., Solen verkar orangish-gul eftersom det blå ljuset det avger har en kortare våglängd, och är utspridda i atmosfären—samma process som gör himlen verkar blå.
astronomer kallar dock solen en” gul dvärg ” stjärna eftersom dess färger faller inom den gulgröna delen av det elektromagnetiska spektrumet.
solens utveckling
solen, även om den har upprätthållit allt liv på vår planet, kommer inte att lysa för alltid. Solen har redan funnits i cirka 4,5 miljarder år.,
processen med kärnfusion, som skapar värme och ljus som gör livet på vår planet möjligt, är också den process som långsamt förändrar solens sammansättning. Genom kärnfusion använder solen hela tiden vätet i sin kärna: varje sekund smälter solen omkring 620 miljoner ton väte i helium.
i detta skede i solens liv är kärnan ca 74% väte. Under de kommande fem miljarder åren kommer solen att brinna genom det mesta av dess väte, och helium kommer att bli dess huvudsakliga bränslekälla.,
under dessa fem miljarder år kommer solen att gå från ”gul dvärg” till ”röd jätte.”När nästan allt väte i solens kärna har förbrukats, kommer kärnan att minska och värma upp, vilket ökar mängden kärnfusion som äger rum. Solens yttre lager kommer att expandera från denna extra energi.
solen kommer att expandera till cirka 200 gånger sin nuvarande radie, svälja kvicksilver och Venus.
astrofysiker debatterar om jordens omloppsbana skulle expandera bortom solens räckvidd, eller om vår planet skulle uppslukas av solen också.,
när solen expanderar kommer den att sprida sin energi över en större yta, vilket har en övergripande kylningseffekt på stjärnan. Denna kylning kommer att flytta solens synliga ljus till en rödaktig färg-en röd jätte.
så småningom når solens kärna en temperatur på cirka 100 miljoner på Kelvinskalan (nästan 100 miljoner grader Celsius eller 180 miljoner grader Farenheit), den gemensamma vetenskapliga skalan för mätning av temperatur. När den når denna temperatur börjar helium smälta för att skapa kol, ett mycket tyngre element., Detta kommer att orsaka intensiv solvind och annan solaktivitet, som så småningom kommer att kasta bort hela solens yttre lager. Den röda jättefasen är över. Endast solens kolkärna kommer att lämnas, och som en” vit dvärg ” kommer den inte att skapa eller avge energi.
solens struktur
solen består av sex lager: kärna, radiativ zon, konvektiv zon, fotosfär, kromosfär och korona.
kärna
solens kärna, mer än tusen gånger jordens storlek och mer än 10 gånger tätare än bly, är en stor ugn. Temperaturen i kärnan överstiger 15,7 miljoner kelvin (även 15.,7 miljoner grader Celsius, eller 28 miljoner grader Fahrenheit). Kärnan sträcker sig till cirka 25% av solens radie.
kärnan är den enda plats där kärnfusionsreaktioner kan inträffa. Solens andra skikt värms upp från den kärnenergi som skapas där. Protoner av väteatomer kolliderar våldsamt och säkrar, eller förenar sig, för att skapa en heliumatom.
denna process, känd som en PP (proton-proton) kedjereaktion, avger en enorm mängd energi., Den energi som frigörs under en sekund av solfusion är mycket större än den som frigörs i explosionen av hundratusentals vätebomber.
under kärnfusion i kärnan släpps två typer av energi: fotoner och neutriner. Dessa partiklar bär och avger solens ljus, värme och energi. Fotoner är den minsta partikeln av ljus och andra former av elektromagnetisk strålning. Neutriner är svårare att upptäcka, och står bara för cirka två procent av solens totala energi. Solen avger både fotoner och neutriner i alla riktningar, hela tiden.,
Strålningszon
solens strålningszon börjar vid cirka 25 procent av radien och sträcker sig till cirka 70 procent av radien. I denna breda zon kyler värmen från kärnan dramatiskt, från mellan sju miljoner K till två miljoner K.
i strålningszonen överförs energi genom en process som kallas termisk strålning. Under denna process absorberas fotoner som släpptes i kärnan en kort sträcka, av en närliggande Jon, släppt av den Jonen och absorberas igen av en annan. En foton kan fortsätta denna process i nästan 200 000 år!,
övergångszon: Tachocline
mellan den radiativa zonen och nästa lager, den konvektiva zonen, det finns en övergångszon som kallas tachocline. Denna region skapas som ett resultat av solens differentialrotation.
differentiell rotation händer när olika delar av ett objekt roterar med olika hastigheter. Solen består av gaser som genomgår olika processer vid olika lager och olika breddgrader. Solens ekvator roterar mycket snabbare än dess poler, till exempel.
rotationshastigheten för solen förändras snabbt i tachoklinen.,
konvektiv zon
vid cirka 70% av solens radie börjar den konvektiva zonen. I denna zon är solens temperatur inte tillräckligt varm för att överföra energi genom termisk strålning. Istället överför den värme genom termisk konvektion genom termiska kolonner.
i likhet med vatten som kokar i en kruka eller varmt vax i en lavalampa värms gaser djupt i solens konvektiva zon och ”kokar” utåt, bort från solens kärna, genom termiska kolonner. När gaserna når de yttre gränserna för den konvektiva zonen kyler de ner och dyker tillbaka till basen av den konvektiva zonen, som ska värmas upp igen.,
Photosphere
photosphere är den ljusa gula, synliga ”ytan” av solen. Fotosfären är ca 400 kilometer (250 miles) tjock, och temperaturer där når ca 6,000 k (5,700° C, 10,300° f).
värmekolumnerna i konvektionszonen är synliga i fotosfären, bubblande som kokande havregryn. Genom kraftfulla teleskop visas kolumnernas toppar som granulat trångt över solen. Varje granulat har ett ljust centrum, vilket är den heta gasen som stiger genom en termisk kolonn., Granulernas mörka kanter är den svala gasen som sänker sig nerför kolonnen till botten av konvektionszonen.
även om toppen av de termiska kolumnerna ser ut som små granuler, är de vanligtvis mer än 1000 kilometer (621 miles) över. De flesta termiska kolonner finns i ca åtta till 20 minuter innan de löser upp och bildar nya kolumner. Det finns också ”supergranules” som kan vara upp till 30.000 kilometer (18.641 miles) över, och varar i upp till 24 timmar.,
solfläckar, solfläckar och solprominenser bildas i fotosfären, även om de är resultatet av processer och störningar i andra lager av solen.
Photosphere: Sunspots
en sunspot är precis vad det låter som—en mörk fläck på solen. En solfläck bildas när intensiv magnetisk aktivitet i den konvektiva zonen bryter en termisk kolonn. På toppen av den brutna kolonnen (synlig i fotosfären) sänks temperaturen tillfälligt eftersom heta gaser inte når den.,
Photosphere: Solar Flares
processen att skapa solfläckar öppnar en koppling mellan Korona (det mycket yttre lagret av solen) och solens inre. Solar Materia stiger ut ur denna öppning i formationer som kallas solar flares. Dessa explosioner är massiva: under några minuter släpper solar flares motsvarande cirka 160 miljarder megatoner TNT, eller ungefär en sjättedel av den totala energin som solen släpper ut på en sekund.
moln av joner, atomer och elektroner utbrott från solfläckar, och nå jorden i ungefär två dagar., Solar flares och solar prominences bidrar till rymdväder, vilket kan orsaka störningar i jordens atmosfär och magnetfält, samt störa satellit-och telekommunikationssystem.
fotosfär: Coronal Mass Ejections
Coronal mass ejections (CMEs) är en annan typ av solaktivitet orsakad av konstant rörelse och störningar inom solens magnetfält. CMEs bildar vanligtvis nära de aktiva regionerna av solfläckar, korrelationen mellan de två har inte bevisats., Orsaken till CMEs studeras fortfarande, och det antas att störningar i antingen fotosfären eller corona leder till dessa våldsamma solexplosioner.
Photosphere: Solar Prominence
Solar prominences är ljusa loopar av solmaterial. De kan brista långt in i solens koronala lager och expandera hundratals kilometer per sekund. Dessa böjda och vridna funktioner kan nå hundratusentals kilometer i höjd och bredd, och varar allt från några dagar till några månader.
Solar prominences är svalare än corona, och de verkar som mörkare strängar mot solen., Av denna anledning är de också kända som filament.
Photosphere: solar Cycle
solen avger inte ständigt solfläckar och solar ejecta; Det går igenom en cykel på cirka 11 år. Under denna solcykel ändras frekvensen av solfläckar. Under Sol maximum kan det finnas flera facklor per dag. Under solminimum kan det finnas färre än en i veckan.
solcykeln definieras av solens magnetfält, som slingrar runt solen och ansluter vid de två polerna. Var 11: e år vänder magnetfälten, vilket orsakar en störning som leder till solaktivitet och solfläckar.,
solcykeln kan ha effekter på jordens klimat. Till exempel delar solens ultravioletta ljus syre i stratosfären och stärker jordens skyddande ozonskikt. Under solens minimum finns det låga mängder UV-strålar, vilket innebär att jordens ozonskikt tillfälligt förtunnas. Detta gör det möjligt för mer UV-strålar att komma in och värma jordens atmosfär.
solar atmosfär
solens atmosfär är den hetaste regionen i solen. Den består av kromosfären, corona och en övergångszon som kallas solar transition region som förbinder de två.,
solatmosfären skyms av det ljusa ljuset som avges av fotosfären, och det kan sällan ses utan speciella instrument. Endast under solförmörkelser, när månen rör sig mellan jorden och solen och döljer fotosfären, kan dessa lager ses med blotta ögat.
kromosfären
Den rosa-röda kromosfären är ca 2,000 kilometer (1,250 miles) tjock och full av strålar av het gas.
i botten av kromosfären, där den möter fotosfären, är solen på sin coolaste, vid ca 4 400 k (4 100° C, 7.500° F)., Denna låga temperatur ger kromosfären sin rosa färg. Temperaturen i kromosfären ökar med höjd och når 25 000 k (25 000° C, 45 000° F) vid den yttre kanten av regionen.
kromosfären avger strålar av brinnande gaser som kallas spicules, liknande solfläckar. Dessa eldiga wisps av gas når ut från kromosfären som långa, flammande fingrar; de är vanligtvis cirka 500 kilometer (310 miles) i diameter. Spicules varar bara i ca 15 minuter, men kan nå tusentals kilometer i höjd innan de kollapsar och löses upp.,
Solar Transition Region
solar transition region (STR) separerar kromosfären från Korona.
under STR styrs solens lager och förblir separata på grund av gravitation, gastryck och de olika processerna för utbyte av energi. Ovanför STR är skiktets rörelse och form mycket mer dynamiska. De domineras av magnetiska krafter. Dessa magnetiska krafter kan sätta i handling solhändelser som koronala slingor och solvinden.
tillståndet för helium i dessa två regioner har också skillnader. Under STR är helium delvis joniserat., Det betyder att den har förlorat en elektron, men har fortfarande en kvar. Runt STR absorberar helium lite mer värme och förlorar sin sista elektron. Temperaturen stiger till nästan en miljon k (en miljon °C, 1,8 miljoner °F).
Corona
corona är det strippiga yttersta lagret av solens atmosfär, och kan förlänga miljontals kilometer i rymden. Gaser i Korona brinner vid ungefär en miljon k (en miljon° C, 1,8 miljoner° f) och rör sig om 145 kilometer (90 miles) per sekund.
några av partiklarna når en flykthastighet på 400 kilometer per sekund (249 miles per sekund)., De flyr solens gravitation dra och bli solvinden. Solvinden spränger från solen till solsystemets kant.
andra partiklar bildar koronala slingor. Coronal loopar är skurar av partiklar som kurvor tillbaka runt till en närliggande solfläck.
nära Solens poler är koronala hål. Dessa områden är kallare och mörkare än andra regioner i solen, och tillåter några av de snabbast rörliga delarna av solvinden att passera genom.
solvind
solvinden är en ström av extremt heta, laddade partiklar som kastas ut från solens övre atmosfär., Det betyder att varje 150 miljoner år förlorar solen en massa som är lika med jordens. Men även vid denna förlusthastighet har solen bara förlorat cirka 0,01% av sin totala massa från solvinden.
solvinden blåser i alla riktningar. Det fortsätter att röra sig med den hastigheten i ca 10 miljarder kilometer (sex miljarder miles).
några av partiklarna i solvinden glider genom jordens magnetfält och in i dess övre atmosfär nära polerna., När de kolliderar med vår planet atmosfär, dessa laddade partiklar ställa atmosfären glöd med färg, skapa norrsken, färgglada ljusskärmar som kallas norra och Södra ljus. Solvindar kan också orsaka solstormar. Dessa stormar kan störa satelliter och slå ut kraftnät på jorden.
solvinden fyller heliosfären, den massiva bubblan av laddade partiklar som omfattar solsystemet.
solvinden saktar så småningom ner nära heliosfärens gräns, vid en teoretisk gräns som kallas heliopausen., Denna gräns skiljer Materia och energi i vårt solsystem från materia i närliggande stjärnsystem och det interstellära mediet.
det interstellära mediet är utrymmet mellan stjärnsystem. Solvinden, som har rest miljarder kilometer, kan inte sträcka sig bortom det interstellära mediet.
studera solen
solen har inte alltid varit föremål för vetenskaplig upptäckt och utredning. I tusentals år var solen känd i kulturer över hela världen som en gud, en gudinna och en symbol för livet.,
till de gamla aztekerna var solen en kraftfull gudom känd som Tonatiuh, som krävde mänskliga offer för att resa över himlen. I baltisk mytologi var solen en gudinna som heter Saule, som förde fertilitet och hälsa. Kinesisk mytologi höll att solen är den enda kvarvarande av 10 solgudar.
i 150 e.Kr. skapade den grekiska forskaren Claudius Ptolemy en geocentrisk modell av solsystemet där månen, planeterna och solen kretsade runt jorden., Det var inte förrän på 1500-talet som den polska astronomen Nicolaus Copernicus använde matematiska och vetenskapliga resonemang för att bevisa att planeter roterade runt solen. Denna heliocentriska modell är den vi använder idag.
på 1700-talet fick teleskopet människor att undersöka solen i detalj. Solen är alldeles för ljus för att vi ska kunna studera den med våra ögon oskyddade.Med ett teleskop var det möjligt för första gången att projicera en tydlig bild av solen på en skärm för undersökning.,
engelska forskare Sir Isaac Newton använde ett teleskop och prisma för att sprida solens ljus, och visade att solljus faktiskt gjordes av ett spektrum av färger.
år 1800 upptäcktes infrarött och ultraviolett ljus att existera strax utanför det synliga spektrumet. Ett optiskt instrument som kallas ett spektroskop gjorde det möjligt att separera synligt ljus och annan elektromagnetisk strålning i sina olika våglängder. Spektroskopi hjälpte också forskare att identifiera gaser i solens atmosfär—varje element har sitt eget våglängdsmönster.,
den metod genom vilken solen genererade sin energi förblev dock ett mysterium. Många forskare hypoteser att solen kontraherade och avger värme från den processen.
1868 studerade den engelske astronomen Joseph Norman Lockyer solens elektromagnetiska spektrum. Han observerade ljusa linjer i fotosfären som inte hade en våglängd av något känt element på jorden. Han gissade att det fanns ett element isolerat på solen och kallade det helium efter den grekiska solguden Helios.,
under de kommande 30 åren drog astronomer slutsatsen att solen hade en varm, trycksatt kärna som kunde producera stora mängder energi genom kärnfusion.
tekniken fortsatte att förbättra och tillät forskare att avslöja nya funktioner i solen. Infraröda teleskop uppfanns på 1960-talet, och forskare observerade energi utanför det synliga spektrumet. 1900-talets astronomer använde ballonger och raketer för att skicka specialiserade teleskop högt över jorden och undersökte solen utan störningar från jordens atmosfär.,
Solrad 1 var den första rymdfarkosten avsedd att studera solen, och lanserades av USA 1960. Det decenniet skickade NASA fem Pionjärsatelliter för att bana solen och samla in information om stjärnan.
1980, NASA lanserade ett uppdrag under solar maximum att samla in information om högfrekventa gammastrålar, UV-strålar och röntgenstrålar som avges under solfläckar.
Sol-och Heliospheric Observatory (SOHO) utvecklades i Europa och sattes i omloppsbana 1996 för att samla in information., SOHO har framgångsrikt samla in data och prognoser rymdväder i 12 år.
Voyager 1 och 2 är rymdfarkoster som reser till kanten av heliosfären för att upptäcka vad atmosfären är gjord av där solvinden möter det interstellära mediet. Voyager 1 korsade denna gräns i 2012 och Voyager 2 gjorde det i 2018.
En annan utveckling i studien av solen är helioseismologi, studien av solvågor. Turbulensen i den konvektiva zonen hypotes bidra till solvågor som kontinuerligt överför solmaterial till de yttre skikten av solen., Genom att studera dessa vågor förstår forskare mer om solens interiör och orsaken till solaktivitet.
energi från solen
fotosyntes
solljus ger nödvändigt ljus och energi till växter och andra producenter i matbanan. Dessa producenter absorberar solens strålning och omvandlar den till energi genom en process som kallas fotosyntes.
producenterna är mestadels växter (på land) och alger (i vattenlevande regioner). De är grunden för matbanan, och deras energi och näringsämnen överförs till alla andra levande organismer.,
fossila bränslen
fotosyntes är också ansvarig för alla fossila bränslen på jorden. Forskare uppskattar att för ungefär tre miljarder år sedan utvecklades de första producenterna i vattenmiljöer. Solljus får växtlivet att trivas och anpassa sig. Efter att växterna dog sönderdelades de och skiftade djupare in i jorden, ibland tusentals meter. Denna process fortsatte i miljontals år.
under intensivt tryck och höga temperaturer blev dessa kvarlevor vad vi vet som fossila bränslen. Dessa mikroorganismer blev petroleum, naturgas och kol.,
människor har utvecklat processer för att extrahera dessa fossila bränslen och använda dem för energi. Fossila bränslen är dock en icke-förnybar resurs. De tar miljontals år att bilda.
solenergiteknik
solenergiteknik utnyttjar solens strålning och omvandlar den till värme, ljus eller el.
solenergi är en förnybar resurs, och många tekniker kan skörda den direkt för användning i hem, företag, skolor och sjukhus., Vissa solenergitekniker inkluderar solvoltaiska celler och paneler, solfångare, solvärme el och solarkitektur.
Photovoltaics använder solens energi för att påskynda elektroner i solceller och generera el. Denna form av teknik har använts i stor utsträckning och kan ge el till landsbygdsområden, stora kraftverk, byggnader och mindre enheter som parkeringsmätare och papperskorgen.,
solens energi kan också utnyttjas med en metod som kallas ”koncentrerad solkraft”, där solens strålar reflekteras och förstoras av speglar och linser. Den intensifierade strålen av solljus värmer en vätska, vilket skapar ånga och driver en elektrisk generator.
solenergi kan också samlas in och distribueras utan maskiner eller elektronik. Tak kan till exempel täckas med vegetation eller målad vit för att minska mängden värme som absorberas i byggnaden, vilket minskar den mängd el som behövs för luftkonditionering. Detta är solceller.,
solljus är rikligt: på en timme får jordens atmosfär tillräckligt med solljus för att driva alla människors elbehov i ett år. Soltekniken är dock dyr och beror på soligt och molnlöst lokalt väder för att vara effektivt. Metoder för att utnyttja solens energi utvecklas och förbättras fortfarande.