Son: Verskil tussen weergawes

Wysig skakels
in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Blaai deur geskiedenis
← Ouer wysigingNuwer wysiging →
Content deleted Content added
VisueelWikiteks
Besig
Besig
Lyn 82: Lyn 82:
Die chemiese samestelling van die fotosfeer word gewoonlik beskou as verteenwoordigend van die samestelling van die oersonnestelsel.<ref name="aller1968">{{Cite journal |last=Aller |first=L.H. |title=The chemical composition of the Sun and the solar system |journal=Proceedings of the Astronomical Society of Australia |volume=1 |issue=4 |page=133 |date=1968 |bibcode=1968PASA....1..133A|doi=10.1017/S1323358000011048|s2cid=119759834 |doi-access=free }}</ref> Die hoeveelheid swaarder elemente wat hier bo beskryf is, word gewoonlik gemeet deur beide [[spektroskopie]] van die Son se fotosfeer en die meet van hoeveelhede in [[meteoriet]]e wat nog nie tot smeltpunt verhit is nie. Dié meteoriete het vermoedelik die samestelling van die protostellêre Son behou en word dus nie geraak deur die huidige hoeveelhede swaarder elemente in die Son nie. Die twee metodes werk gewoonlik goed saam.<ref name="basu2008" />
Die chemiese samestelling van die fotosfeer word gewoonlik beskou as verteenwoordigend van die samestelling van die oersonnestelsel.<ref name="aller1968">{{Cite journal |last=Aller |first=L.H. |title=The chemical composition of the Sun and the solar system |journal=Proceedings of the Astronomical Society of Australia |volume=1 |issue=4 |page=133 |date=1968 |bibcode=1968PASA....1..133A|doi=10.1017/S1323358000011048|s2cid=119759834 |doi-access=free }}</ref> Die hoeveelheid swaarder elemente wat hier bo beskryf is, word gewoonlik gemeet deur beide [[spektroskopie]] van die Son se fotosfeer en die meet van hoeveelhede in [[meteoriet]]e wat nog nie tot smeltpunt verhit is nie. Dié meteoriete het vermoedelik die samestelling van die protostellêre Son behou en word dus nie geraak deur die huidige hoeveelhede swaarder elemente in die Son nie. Die twee metodes werk gewoonlik goed saam.<ref name="basu2008" />


==Struktuur en fusie==
[[Beeld:Sun poster.svg|thumb|250px|'n Illustrasie van die Son se struktuur (in vals kleure ter wille van kontras).]]

===Kern===
Die Son se kern strek van sy middel tot omtrent 20-25% van die sonradius.<ref name="Garcia2007">{{Cite journal |last=García |first=R. |date=2007 |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core |journal=Science |volume=316 |issue=5831 |pages=1591–1593 |bibcode=2007Sci...316.1591G |doi=10.1126/science.1140598 |pmid=17478682 |s2cid=35285705|display-authors=etal }}</ref> Dit het 'n [[digtheid]] van tot {{val|150|u=g/cm3}}<ref name="Basu">{{Cite journal |last1=Basu |first1=S. |display-authors=etal |year=2009 |title=Fresh insights on the structure of the solar core |journal=The Astrophysical Journal |volume=699 |issue=2 |pages=1403–1417 |arxiv=0905.0651 |bibcode=2009ApJ...699.1403B |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403|s2cid=11044272 }}</ref><ref name="NASA1">{{Cite web |date=18 January 2007 |title=NASA/Marshall Solar Physics |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |archive-date=29 March 2019 |access-date=11 July 2009 |publisher=Marshall Space Flight Center}}</ref> (sowat 150 keer die digtheid van water) en 'n [[temperatuur]] van naby 15,7&nbsp;miljoen [[kelvin]] (K).<ref name="NASA1" /> In vergelyking hiermee is die Son se oppervlaktemperatuur sowat 5&nbsp;800&nbsp;K. Volgens onlangse ontledings van die Solar and Heliospheric Observatory- (SOHO)-sending is die rotasietempo in die kern vinniger as in die [[Radioaktiwiteit|radioaktiewe]] sone daarbo.<ref name="Garcia2007" />

Deur die grootste deel van die Son se bestaan word energie in die kernstreek opgewek deur [[kernfusie]] deur middel van die proton–proton-ketting; dié proses skakel waterstof in helium om.<ref>{{Cite conference |last=Broggini |first=C. |date=2003 |title=Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy |url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626 |conference=XXIII Physics in Collisions Conference |location=Zeuthen, Germany |page=21 |arxiv=astro-ph/0308537 |bibcode=2003phco.conf...21B |archive-url=https://web.archive.org/web/20170421113407/http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626/ |archive-date=21 April 2017 |access-date=12 August 2013 |url-status=live}}</ref> Tans kom net sowat 0,8% van die energie wat opgewek word van 'n ander reeks fusiereaksies wat die [[CNO-siklus]] (koolstof-stikstof-suurstof-siklus) genoem word, hoewel dié deel na verwagting sal toeneem namate die Son ouer en helderder word.<ref name="jpcs271_1_012031">{{Cite journal |last1=Goupil |first1=M.J. |last2=Lebreton |first2=Y. |last3=Marques |first3=J.P. |last4=Samadi |first4=R. |last5=Baudin |first5=F. |date=2011 |title=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns |journal=Journal of Physics: Conference Series |volume=271 |issue=1 |page=012031 |arxiv=1102.0247 |bibcode=2011JPhCS.271a2031G |doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031|s2cid=4776237 }}</ref><ref>{{Cite journal |last=The Borexino Collaboration |date=2020 |title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun |url=https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0 |journal=Nature |volume=587 |issue=? |pages=577–582 |arxiv=2006.15115 |bibcode=2020Natur.587..577B |doi=10.1038/s41586-020-2934-0 |pmid=33239797 |s2cid=227174644 |access-date=26 November 2020 |archive-date=27 November 2020 |archive-url=https://web.archive.org/web/20201127093809/https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0 |url-status=live }}</ref>

Die kern is die enigste streek van die Son waar 'n aansienlike hoeveelheid [[Termiese straling|termiese energie]] deur fusie opgewek word; 99% van die krag word binne die eerste 24% van die sonradius opgewek, en by 30% van die radius hou fusie feitlik heeltemal op. Die res van die Son word deur dié energie verhit terwyl dit deur baie opeenvolgende lae na buite en eindelik na die fotosfeer beweeg, van waar dit in die ruimte ontsnap deur straling ([[foton]]e) of adveksie (massiewe deeltjies).<ref name="Phillips1995-47">{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |title=Guide to the Sun |date=1995 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-39788-9 |pages=47–53}}</ref><ref name=Zirker2002-15>{{Cite book |last=Zirker |first=J.B. |date=2002 |title=Journey from the Center of the Sun |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 15–34] |publisher=Princeton University Press |isbn=978-0-691-05781-1 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 }}</ref>

'''Dié deel sal later uitval'''
== Opsomming ==
== Opsomming ==
As die grootste en mees belangrike liggaam in die [[sonnestelsel]], is talle metodes van verwyderde waarneming reeds geskep om die verskillende aspekte van die Son te meet. Buiten die fisieke kenmerke van hierdie ster, word ook die chemie onderliggend aan die oordrag van hitte- en lig-energie in die teks hieronder verken en verklaar, asook 'n ruwe skatting van hoeveel jare die Son nog oor het voordat dit soos alle ander verouderde sterre uitsterf.
As die grootste en mees belangrike liggaam in die [[sonnestelsel]], is talle metodes van verwyderde waarneming reeds geskep om die verskillende aspekte van die Son te meet. Buiten die fisieke kenmerke van hierdie ster, word ook die chemie onderliggend aan die oordrag van hitte- en lig-energie in die teks hieronder verken en verklaar, asook 'n ruwe skatting van hoeveel jare die Son nog oor het voordat dit soos alle ander verouderde sterre uitsterf.

Wysiging soos op 06:59, 7 November 2023

Son ☉
Die son, met donker sonvlekke.
Die son, met donker sonvlekke.
Spektraaltipe G2V
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming 286,13°
(vanaf die Noordpool)
Deklinasie +63,87°
(vanaf die Noordpool)
63° 52' Noord
Skynmagnitude (m) −26,74[1]
Absolute magnitude (M) 4,83[1]
Besonderhede
Massa (M☉) 1 sonmassa
1,9891×1030 kg[1]
333 000 × Aarde[1]
Radius (R☉) 6,96342×105 km[2]
109 × Aarde[3]
Ouderdom (jaar) 4,57 miljard jaar[4]
Temperatuur (K) Sentrum (geskoei): ~1,57×107[1]
Fotosfeer (effektief): 5 778[1]
Korona: ~5×106
Afstand (ligjaar) ~2,5×1017 km
26 000 ligjaar van die Melkweg se sentrum
Eienskappe
Veelvoudigheid Sonnestelsel
Planete 8
Ander name
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

Die Son is die ster in die middel van die Sonnestelsel. Dit is 'n swaar, warm bol plasma, wat opgeblaas en verhit word deur energie wat deur kernfusiereaksies in sy kern opgewek word. 'n Deel van dié interne energie word van die fotosfeer af uitgestraal as lig, ultraviolet- en infrarooibestraling, en dit verskaf die meeste energie vir lewe op Aarde.

Die Son beweeg om die galaktiese sentrum van die Melkweg, op 'n afstand van 26 660 ligjare. Die Son se afstand van die Aarde af is gemiddeld 1 AE (1,496×108 km) of sowat 8 ligminute. Sy deursnee is sowat 1 391 400 km, 109 keer soveel as die Aarde s'n of vier keer die afstand tussen die Aarde en die Maan. Sy massa is sowat 330 000 keer dié van die Aarde, wat sowat 99,86% van die totale massa van die Sonnestelsel is.[5]

Rofweg 'n driekwart van die Son se massa bestaan uit waterstof (~73%); die res is hoofsaaklik helium (~25%), met klein persentasies swaarder elemente, insluitende suurstof, koolstof, neon en yster.[6]

Die Son is 'n hoofreeksster van klas G (G2V), wat informeel 'n "geeldwerg" genoem word, hoewel sy lig eintlik wit is. Dit is sowat 4,6 miljard jaar (109) gelede gevorm.[4][7] vanweë die swaartekraginstorting van materie in 'n groot molekulêre wolk. Die meeste van die materie het in die middel versamel, terwyl die res in 'n plat skyf gedruk is, en daaruit het die res van die Sonnestelsel gevorm. Die massa in sy middel het so dig geword dat kernfusie eindelik in die kern ontstaan het. Alle sterre vorm vermoedelik deur middel van dié proses.

Die Son skakel elke sekonde sowat 600 miljoen ton waterstof in helium om deur kernfusie, en verander in die proses 4 miljoen ton materie in energie. Dié energie, wat tussen 10 000 en 170 000 jaar kan neem om uit die kern te ontsnap, is die bron van die Son se lig en hitte. Ver in die toekoms, wanneer die kernfusie van waterstof in die Son se kern sal afneem tot op 'n punt waar die Son nie meer in hidrostatiese ewewig is nie, sal sy kern aansienlik digter en warmer word; dit sal sy buitenste lae laat uitsit en die Son eindelik in 'n rooireus verander. Dié proses sal die Son sowat 5 miljard jaar van nou af so groot maak dat die Aarde onbewoonbaar sal wees. Hierna sal die Son se kern sy buitenste lae wegstoot en 'n digte soort afkoelende sterkern word bekend as 'n witdwerg. Dit sal nie meer kernfusie ondergaan nie, maar sal steeds gloei en hitte afgee vanweë sy voormalige fusieprosesse.

Die enorme uitwerking van die Son op die Aarde is sedert prehistoriese tye besef en baie kulture het dit as 'n godheid beskou. Die sinodiese rotasie van die Aarde en sy wentelbaan om die Son is die basis van sommige sonkalenders. Die kalender wat vandag die meeste gebruik word, is die Gregoriaanse kalender, wat gebaseer is op die 16de-eeuse vertolking van die Son se waargenome beweging as werklike beweging.[8]

Etimologie

Die woord "son" kom in verskeie Germaanse tale voor – Engels: sun, Duits: Sonne, Oudengels: sunne, Nederlands: zon en vele meer. Al dié woorde kom van die Proto-Germaanse *sunnōn.[9][10] Dit hou ook verband met die woord vir "son" in ander takke van die Indo-Europese taalfamilie, hoewel 'n nominatiewe stam met 'n "l" in die meeste gevalle aangetref word, in plaas van die genitiewe stam met 'n "n", soos in Latyn: sōl, antieke Grieks: ἥλιος, hēlios) en Wallies: haul. Die "l" is soms wel ook in Proto-Germaans aangetref, en word gebruik in tale soos Sweeds en Deens (solen).[10]

Die woord "son" word meestal in Afrikaanse verbindings gebruik, soos in sonlig en sonjaar. Die Griekse helios word soms gebruik, soos in die term heliosfeer, of die Engelse term solar word as "solêr" vertaal, soos in ekstrasolêre planeet.

Die sewende dag van die week is na die son genoem. Dit kom van die Nederlandse zondag, wat 'n leenvertaling van die Latynse dies solis, "dag van die son", is; dié dag is in die heidense outyd aan die son gewy.[11]

Die sterrekundige simbool vir die son is 'n sirkel met 'n punt in: ☉. Dit word gebruik in eenhede soos M☉ (sonmassa), R☉ (sonradius) en L☉ (sonligsterkte).

Algemene kenmerke

Die Son is 'n G-tipe hoofreeksster wat sowat 99,86% van die Sonnestelsel se massa beslaan. Dit het 'n absolute magnitude van 4,83, wat na raming helderder is as sowat 85% van die sterre in die Melkweg, waarvan die meeste rooidwerge is.[12][13]

Die Son is 'n populasie I-ster, of een met baie swaar elemente.[14] Sy vorming is dalk veroorsaak deur skokgolwe van 'n supernova naby aan hom.[15] Dit word vermoed vanweë 'n hoë voorkoms van swaar elemente in die Sonnestelsel, soos goud en uraan, relatief tot die voorkoms van dié elemente in sogenaamde populasie II-sterre, met minder swaar elemente.

Die Son is verreweg die helderste natuurlike voorwerp in die lugruim van die Aarde af gesien: Dit het 'n skynbare magnitude van -26,74.[16][17] Dit is omtrent 13 miljard keer so helder as die tweede helderste voorwerp, die ster Sirius, met 'n skynbare magnitude van -1,46 (hoe laer die magnitude, hoe helderder die ster).

Die gemiddelde afstand tussen die Aarde en die Son se middelpunte word geneem as 1 AE (astronomiese eenheid), hoewel dié afstand wissel met sowat 2,5 miljoen km namate die Aarde tussen sy perihelium (naaste afstand) op omstreeks 3 Januarie en sy afelium (verste afstand) op omstreeks 4 Julie beweeg.[18][19]

Op die gemiddelde afstand beweeg lig in sowat 8 minute 20 sekondes van die Son na die Aarde.[20] Die energie van dié sonlig onderhou feitlik alle lewe op Aarde deur middel van fotosintese,[21] en is die dryfkrag agter ons klimaat en weer.

Die Son het nie 'n definitiewe grens nie, maar sy digtheid neem eksponensieel af met 'n toename in afstand van die fotosfeer af.[22] Vir die doel van meting: Die Son se radius word beskou as die afstand van sy middel af tot by die rand van die fotosfeer, wat sy skynbare sigbare oppervlak is.[23] Met dié meting is die Son 'n byna perfekte sfeer met 'n platting van sowat 9 miljoenstes;[24][25] dit beteken sy pooldeursnee verskil van sy ewenaardeursnee met net 10 km.[26] Die gety-invloed van die planete is swak en het nie 'n groot invloed op die vorm van die Son nie.[27]

Die Son roteer vinniger by sy ewenaar as by sy pole. Dit word veroorsaak deur konveksiebeweging vanweë hittevervoer en die Corioliskrag as gevolg van die Son se rotasie. In 'n verwysingsraamwerk wat deur die sterre gedefinieer word, is die Son se rotasieperiode sowat 25,6 dae by sy ewenaar en 33,5 dae by sy pole. Van die Aarde af gesien terwyl dit om die Son wentel, is die Son se skynbare rotasieperiode by sy ewenaar sowat 28 dae.[28]

Samestelling

Die Son bestaan hoofsaaklik uit die elemente waterstof en helium. In dié stadium van die Son se bestaan is dit respektiewelik 74,9% en 23,8% van die massa van die Son in die fotosfeer.[29][30] Alle swaarder elemente, wat in sterrekunde "metale" genoem word, maak minder as 2% van die massa uit: Die volopstes is suurstof (sowat 1%), koolstof (0,3%), neon (0,2%) en yster (0,2%).[31]

Die Son se oorspronklike chemiese samestelling sou oorgeërf gewees het van die interstellêre medium waaruit dit gevorm het. Dit sou aanvanklik sowat 71,1% waterstof, 27,4% helium en 1,5% swaarder elemente bevat het.[29] Die waterstof en die meeste helium in die Son sou geskep gewees het deur Oerknal-nukleosintese in die eerste 20 minute van die heelal, en die swaarder elemente is geskep deur sterre van vorige generasies voor die Son gevorm is, en sou in die interstellêre medium versprei het gedurende die finale stadiums van sterlewe en deur verskynsels soos supernovas.[32]

Sedert die ontstaan van die Son is die belangrikste fusieproses die omskepping van waterstof in helium. Oor die afgelope 4,6 miljard jaar het die hoeveelheid helium en die ligging daarvan in die Son geleidelik verander. In die kern het die proporsie van helium van sowat 24% tot sowat 60% toegeneem vanweë fusie, en van die helium en swaarder elemente het van die fotosfeer na die middel van die Son beweeg as gevolg van swaartekrag. Die proporsies van die swaarder elemente het onveranderd gebly.

Hitte word deur straling van die Son se kern af versprei eerder as deur konveksie; die fusieprodukte word dus nie deur hitte na buite vervoer nie, maar bly in die kern.[33] Tans het 'n binnekern van helium begin vorm wat nie versmelt (gefuseer) kan word nie omdat die kern nog nie warm genoeg is om helium te versmelt nie. In die toekoms sal helium in die kern bly versamel, en oor sowat 5 miljard jaar sal dié opbou van helium veroorsaak dat die Son die hoofreeks verlaat en 'n rooireus word.[34]

Die chemiese samestelling van die fotosfeer word gewoonlik beskou as verteenwoordigend van die samestelling van die oersonnestelsel.[35] Die hoeveelheid swaarder elemente wat hier bo beskryf is, word gewoonlik gemeet deur beide spektroskopie van die Son se fotosfeer en die meet van hoeveelhede in meteoriete wat nog nie tot smeltpunt verhit is nie. Dié meteoriete het vermoedelik die samestelling van die protostellêre Son behou en word dus nie geraak deur die huidige hoeveelhede swaarder elemente in die Son nie. Die twee metodes werk gewoonlik goed saam.[6]

Struktuur en fusie

'n Illustrasie van die Son se struktuur (in vals kleure ter wille van kontras).

Kern

Die Son se kern strek van sy middel tot omtrent 20-25% van die sonradius.[36] Dit het 'n digtheid van tot 150 g/cm3[37][38] (sowat 150 keer die digtheid van water) en 'n temperatuur van naby 15,7 miljoen kelvin (K).[38] In vergelyking hiermee is die Son se oppervlaktemperatuur sowat 5 800 K. Volgens onlangse ontledings van die Solar and Heliospheric Observatory- (SOHO)-sending is die rotasietempo in die kern vinniger as in die radioaktiewe sone daarbo.[36]

Deur die grootste deel van die Son se bestaan word energie in die kernstreek opgewek deur kernfusie deur middel van die proton–proton-ketting; dié proses skakel waterstof in helium om.[39] Tans kom net sowat 0,8% van die energie wat opgewek word van 'n ander reeks fusiereaksies wat die CNO-siklus (koolstof-stikstof-suurstof-siklus) genoem word, hoewel dié deel na verwagting sal toeneem namate die Son ouer en helderder word.[40][41]

Die kern is die enigste streek van die Son waar 'n aansienlike hoeveelheid termiese energie deur fusie opgewek word; 99% van die krag word binne die eerste 24% van die sonradius opgewek, en by 30% van die radius hou fusie feitlik heeltemal op. Die res van die Son word deur dié energie verhit terwyl dit deur baie opeenvolgende lae na buite en eindelik na die fotosfeer beweeg, van waar dit in die ruimte ontsnap deur straling (fotone) of adveksie (massiewe deeltjies).[42][43]

Dié deel sal later uitval

Opsomming

As die grootste en mees belangrike liggaam in die sonnestelsel, is talle metodes van verwyderde waarneming reeds geskep om die verskillende aspekte van die Son te meet. Buiten die fisieke kenmerke van hierdie ster, word ook die chemie onderliggend aan die oordrag van hitte- en lig-energie in die teks hieronder verken en verklaar, asook 'n ruwe skatting van hoeveel jare die Son nog oor het voordat dit soos alle ander verouderde sterre uitsterf.

Die son is die grootste kenmerk in die sonnestelsel, al is dit maar net 'n ster soos alle ander sterre in die Melkweg. Die ooglopende verskil in grootte en intensiteit is maar bloot weens die nabyheid aan die Son: die Son is slegs agt ligminute weg van die Aarde af, terwyl ander sterre minstens 'n paar ligjare van die Aarde af is.

Fisieke struktuur

Die Son se massiewe struktuur word bepaal deur drie vername sones: die kern, die stralingsone en die konvektiewe sone. Die funksies en kenmerke van elk word hieronder bespreek.

Kern

Die temperatuur en druk in hierdie deel van die Son se volume is, soos verwag kan word, intens: Die kern het na raming 'n temperatuur van 15 000 000 °C en 'n druk van 340 miljard keer die lugdruk by die Aarde se seevlak. Dié druk is as gevolg van die Son se swaartekrag, wat die enorme massa van die res van die Son binnewaarts trek. Dit skep die perfekte omstandighede vir kernfusie-reaksies om plaas te vind, en dit is hierdie reaksies wat die Son se energie skep. (Sien die inligtingkassie: “Die fisika van sonlig”.)

Die energie wat geskep word (sonuitstraling), is verantwoordelik vir die lewe op die Aarde. Die Aarde se atmosfeer verdedig dit teen die meeste van die bestraling wat as te sterk vir die mens behoeftes gereken word.

Stralingsone

Hierdie gedeelte van die Son se binnekant strek tot 55 % vanaf die kern met die radius langs. Die hooffunksie van hierdie sone is om energie vanaf die kern oor te dra na die oppervlak deur middel van uitstraling. Dit word bereik deur middel van fotone – kwantums of klein pakkette, bestaande uit lig of magnetiese energie – op die volgende wyse: Fotone word binne-in die Son se liggaam geskep, maar word deur gasmolekules geabsorbeer voordat hulle verder as 'n miljoenste van 'n meter kan beweeg.

Deur 'n foton te absorbeer, verkry die gasmolekule energie (en daarom hitte), en voltooi die siklus deur 'n ander foton met dieselfde golflengte uit te straal. Hierdie nuwe foton ondergaan dieselfde proses en die siklus duur miljarde kere voort voordat die laaste foton uiteindelik by die Son ‘uitskiet’. Daar is beraam dat daar omtrent 1025 (dit is “10” gevolg deur 24 nulle) absorpsies en heruitstralings plaasvind voordat die laaste foton uitgestraal word. In werklikheid beteken dit dat dit tussen 100 000 en 200 000 jaar vir 'n foton neem om die Son se oppervlak te bereik. In hierdie sone daal die temperatuur van 7 000 000 °C tot omtrent 2 000 000 °C.

Tussen hierdie en die volgende sone word 'n raakvlaksone bekend as die tagokline aangetref. Al het hierdie laag slegs die afgelope aantal jare die onderwerp van wetenskaplike studies geword, het dit duidelik geword dat hierdie dun laag groot veranderings in fisiese karakter ondergaan. Daar is ook reeds voorgestel dat hierdie laag die oorsprong van die Son se magneetveld is.

Konvektiewe sone

In die laaste sone van die Son se binnekant is die temperatuur ‘koel’ genoeg om die swaarder ione toe te laat om hul elektrone te behou. Aangesien dit uitstraling baie moeilik maak, help konveksiestrome die oordrag van energie (beweging van fotone) aan deur die fotone na die oppervlak aan te dryf. Hierdie sone beslaan die laaste 30 % van die Son se radius en kan geag word as die streek waar die fotone hul laaste aandrywing na die oppervlak ontvang. Wanneer die laaste foton uiteindelik uit die Son se oppervlak ontsnap, word dit as lig- en hitte-energie vrygestel.

Daar word beraam dat 700 miljoen ton waterstof elke sekonde verbruik word – en na helium-as omgeskakel word – om 5 miljoen ton sonenergie te produseer. Dit bepaal die tempo waarin die Son homself ‘uitbrand’. Die Son is egter so enorm dat, ten spyte van die daaglikse brandstofverbruik, daar steeds genoeg brandstof is om die nog 10 miljard jaar lank te hou. Wanneer die Son uiteindelik al sy beskikbare brandstof uitbrand, sal die swaartekrag daartoe lei dat dit insak. As dit gebeur, sal die kern selfs groter druk ervaar en derhalwe verhit en hierdie hitte deur na die boonste lae uitstraal, wat ongetwyfeld sal uitsit. Met verdere uitsetting sal die Son uiteindelik 'n rooireus word – 'n baie groot, koel ster wat sy waterstofhulpbronne opgebruik het.

Die radiusuitsetting sal so groot wees dat die Son se buitegrens die Aarde se ligging sal verbysteek en sodoende die planeet insluk en in werklikheid laat verdamp. Die volgende stadium in hierdie ingesakte ster se leeftyd sal die totstandkoming van 'n witdwerg wees. Dit vind plaas nadat die rooireus se totale heliumvoorraad na koolstof omgeskakel is, en die kern uitsit en afkoel. Verdere afkoeling sal lei tot die totstandkoming van 'n swartdwerg, maar die proses vanaf ster tot swartdwerg neem miljarde jare.

Atmosfeer

Soortgelyk aan die Aarde het die Son ook 'n atmosfeer wat dit omring. Die Son se atmosfeer bestaan ook uit drie sones, naamlik die fotosfeer, die chromosfeer en die korona.

Fotosfeer

Net bokant die oppervlak is die fotosfeer, die enigste deel van die Son se atmosfeer wat vanaf die Aarde sigbaar is. Dit is 300–400 km diep en het 'n temperatuur wat soortgelyk is aan die oppervlak (± 5 500 °C). Beelde wat van die fotosfeer geneem is, dui aan dat dit 'n korrelrige of gestippelde voorkoms het as gevolg van die oppervlakkonveksie (huidige selle wat vanaf die konvektiewe sone na die oppervlak opwel).

Natuurlik verlaag die temperatuur namate die afstand vanaf die Son toeneem, so die gasse op die buitewyke van hierdie sone straal nie soveel ligenergie as dié nader aan die oppervlak uit nie. “Randverdonkering” is die naam wat gegee word aan die effek wat die visuele verdonkering van die buiterande van die fotosfeer beskryf: Aangesien hierdie rande donkerder voorkom, lyk dit vanaf die Aarde asof die Son 'n skerp rand reg rondom het. Hierdie grens dui die oorgang van hierdie sone na die volgende aan.

Chromosfeer

Hierdie sone van die Son se atmosfeer strek vanaf die fotosfeer se grens op tot ongeveer 2 000 km daarvandaan, en die temperatuurreeks by hierdie diepte is vanaf ± 4 200 °C tot ± 9 700 °C. Daar word aanvaar dat hierdie sone deur middel van konveksie verhit word deur die onderliggende fotosfeer. Meer spesifiek: Relatief klein vingers warm gas vanaf die fotosfeer bars deur die chromosfeer se grens en verhit die omliggende gasmolekules.

Hierdie vingers, wat as sonspykers bekend staan, duur net 'n paar sekondes, al kan hulle tot lengtes in die omgewing van 5 000 km bokant die fotosfeer uitstrek.

Korona

Die finale laag van die Son se atmosfeer is die grootste in terme van volume en strek miljoene kilometers weg vanaf die chromosfeer/korona-grens. Dit is die deel van die Son se atmosfeer wat gesien kan word tydens 'n sonsverduistering – die dynserige lig wat die Son se teenwoordigheid agter die Maan aandui.

Ten spyte van die temperatuurpatroon wat waargeneem word in die fotosfeer en chromosfeer (waar temperatuur verlaag as die afstand van die son af vermeerder),vertoon die korona 'n ongewoon hoë temperatuur – in die omgewing van 2 miljoen grade Celsius! Die rede hiervoor is steeds onduidelik, maar daar word vermoed dat dit iets te doen het met die Son se magneetveld. Koronagapings is kenmerkend van areas wat koeler as hul omliggende streke blyk te wees, en wat sonwind toelaat om vanuit die korona na dieper ruimte te ontsnap.

Kenmerke en karaktertrekke

Pare relatief koel en donker kolle verskyn nou en dan op die fotosfeer. Hierna word verwys as sonvlekke. Hierdie kenmerke is in werklikheid verskriklik sterk magneetvelde wat deur die fotosfeer dring. Hulle word altyd in pare opgemerk, aangesien die veldlyne deur een sonvlek binnegaan word en na die fotosfeer terugkeer deur die ander een.

Elke elf jaar bereik die sonsiklus 'n tydperk waartydens sonvlek-aktiwiteit dramaties toeneem. Die impetus agter hierdie sonsiklus is steeds onbekend, maar weer eens is die Son se magneetveld uitgesonder as 'n moontlike sleutelrolspeler. Deur die studie van sonvlekke kon wetenskaplikes die Son se rotasiefrekwensie vasstel: Die Son roteer een maal elke 27 dae om sy as.

Hoër op, in die chromosfeer, is daar waargeneem dat gaswolke opstyg en rig op die magneetvelde wat deur die sonvlekke geskep word. Hierdie gaswolke, bekend as sonvuurtonge, kan tot drie maande duur en oor die 50 000 km van die Son se oppervlak af strek.

Sonfakkels is uitbarstings van energie wat lyk asof hulle in die omgewing van sonvlektrosse in die fotosfeer ontplof. Hierdie ontploffings stel gas, elektrone, sigbare en ultra-violet lig, en X-strale vry. Wanneer hierdie wisselende tipes uitstraling die Aarde se atmosfeer bereik, tree hulle in 'n wisselwerking met die poolatmosfere en skep die auroras – aurora borealis in die noorde en aurora australis in die suide.

Sonvlamme kan ook inmeng met kommunikasiestelsels, aangesien hulle verwante uitstralings die atmosfeer ioniseer, wat satellietkommunikasie (via radiogolwe) onmoontlik maak.

Chemiese samestelling van die Son

Een van die belangrikste tegnieke wat wetenskaplikes help om die chemiese samestelling van die son te ondersoek, word spektroskopie genoem. Dit behels die ondersoek van die lig wat deur 'n witgloeiende liggaam uitgestraal word. Dit word gedoen met behulp van 'n instrument, die spektroskoop, wat in staat is om wit lig in sy onderskeie golflengtes op te breek. Aangesien die son uit gasse by 'n baie hoë temperatuur bestaan, kan sy samestelling op hierdie manier ondersoek word.

As sonlig deur 'n nou spleet val, en daarna deur 'n prisma en 'n lenssisteem, word die wit lig in 'n reeks kleure, die sigbare spektrum, opgebreek. Hierdie kleure strek van rooi tot violet. In hierdie spektrum is daar ook 'n groot aantal donker lyne, wat as Fraunhofer-lyne bekend staan. Hierdie lyne, wat na hul ontdekker, Fraunhofer, genoem is, kom op ongereelde afstande in die spektrum voor, en het verskillende intensiteite. Aangesien elke chemiese element sy eie spesifieke reeks van verwante lyne voortbring, was dit moontlik om die verskillende elemente wat in die buitenste atmosfeer van die son aanwesig is, te identifiseer.

Element Simbool Persentasie volume
Waterstof H 92,1%
Helium He 7,8%
Suurstof O 0,061%
Koolstof C 0,030%
Stikstof N 0,0084%
Neon Ne 0,0076%
Yster Fe 0,0037%
Silikon Si 0,0031%
Magnesium Mg 0,0024%
Swawel S 0,0015%
Spoorelemente n.v.t. 0,0015%

Digtheid

Hoewel die son veel groter as die aarde is, is sy gemiddelde digtheid heelwat kleiner as die van die Aarde. Die digtheid van die son as geheel is 1,41 keer so groot soos dié van water, wat heelwat minder is as die digtheid van 5,52 van die aardbol. Elke kubieke meter van die son bevat dus gemiddeld net sowat 'n kwart soveel materie as 'n kubieke meter van die aarde, maar tog meer as 1 m3 water.

Ofskoon die son digter is as water, meen sterrekundiges tog dat die son as geheel vanweë sy hitte gasagtig is. Die vermoede is ook dat die son aan sy binnekant digter is as in die buitenste lae – in die omgewing van 100 keer digter as water. Dit beteken dat die massa van een kubieke meter van die binneste sonmassa sowat 100 000 kg is.

Beweging

Die oënskynlike beweging van die sonvlekke inligting verskaf oor die son se rotasie om sy eie as. Sterrekundiges het egter gevind dat, omdat die son 'n gasliggaam en nie 'n vaste liggaam soos die aarde is nie, verskillende dele daarvan met verskillende snelhede roteer. 'n Punt op die ewenaar van die son voltooi 'n omwenteling in minder as 26 dae; by breedtegraad 20 roteer dit in sowat 26 dae, en op 46° breedte in byna 28 dae. Nader aan die pole is dit uiters moeilik om die snelheid noukeurig te bepaal, maar dit lyk asof 'n omwenteling naby die pool in omtrent 34 dae voltooi word.

Oorblywende leeftyd

Volgens die tweede wet van termodinamika kan die son nie vir ewig brand nie. Na beraming het die son nog 7 tot 8 miljard jaar voor dit sal vergaan[44].

Sonstatistiek

Definisie Waarde
Massa 1 989 1030 kg
Massa relatief tot die Aarde 332,8 : 1
Gemiddelde afstand vanaf die Aarde ± 150 miljoen km
Radius 696 000 km
Radius relatief tot die Aarde ± 109 : 1
Oppervlaktemperatuur 5 800 K / 5 500 °C
Temperatuur by die kern 15 000 000 K / 15 000 000 °C
Gemiddelde digtheid 1,41 g·cm−3
Ouderdom 4,57 miljard jaar
Rotasietydperk Tussen 25 dae (by die ewenaar) en 36 dae (by die pole)
Liggewendheid (die totale hoeveelheid energie wat per sekonde vanuit 'n hemelliggaam gestraal word) 3,83 ´ 1026 W
Afstand vanaf die kern van die Melkweg 25 000 ligjare

Verwysings

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 Williams, D. R. (2004). "Sun Fact Sheet" (in Engels). NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 Mei 2020. Besoek op 27 September 2010.
  2. ↑ Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle F. (5 Maart 2012), "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits", arXiv, http://arxiv.org/abs/1203.4898, besoek op 28 Maart 2012 
  3. ↑ "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 November 2015.
  4. ↑ 4,0 4,1 Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  5. ↑ Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system" (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 11 Julie 2020. Besoek op 12 April 2020.
  6. ↑ 6,0 6,1 Basu, S.; Antia, H.M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. S2CID 119302796.
  7. ↑ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.
  8. ↑ Lattis, James M. (1994). Between Copernicus and Galileo: Christoph Clavius and the Collapse of Ptolemaic Cosmology. Chicago: The University of Chicago. pp. 3–4. ISBN 0-226-46929-8.
  9. ↑ Barnhart, R.K. (1995). The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins. p. 776. ISBN 978-0-06-270084-1.
  10. ↑ 10,0 10,1 Vladimir Orel (2003) A Handbook of Germanic Etymology, Brill
  11. ↑ "Sondag" in die Etimologiewoordeboek van Afrikaans (EWA) by viva-afrikaans.org (intekening nodig). Besoek op 5 November 2023.
  12. ↑ Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 Desember 2010. Besoek op 1 Augustus 2007.
  13. ↑ Lada, C.J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. S2CID 8400400.
  14. ↑ Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4de uitg.). Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
  15. ↑ Falk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0. S2CID 4240932.
  16. ↑ Burton, W.B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews. 43 (3–4): 244–250. doi:10.1007/BF00190626. S2CID 189796439.
  17. ↑ Bessell, M.S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B.
  18. ↑ "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020". US Naval Observatory. 31 Januarie 2008. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 13 Oktober 2007. Besoek op 17 Julie 2009.
  19. ↑ "Earth at Perihelion and Aphelion: 2001 to 2100". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Julie 2019. Besoek op 3 Junie 2021.
  20. ↑ Cain, Fraser (15 April 2013). "How long does it take sunlight to reach the Earth?". phys.org (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 Maart 2022. Besoek op 2 Maart 2022.
  21. ↑ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. pp. 25–27. ISBN 978-0-684-85618-6. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 17 April 2021. Besoek op 3 November 2020.
  22. ↑ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. Springer Science+Business Media. p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
  23. ↑ Phillips, K.J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
  24. ↑ Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 355: 365–374. Bibcode:2000A&A...355..365G. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 10 Mei 2011. Besoek op 22 Februarie 2006.
  25. ↑ "How Round is the Sun?". NASA. 2 Oktober 2008. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Maart 2019. Besoek op 7 Maart 2011.
  26. ↑ Jones, G. (16 Augustus 2012). "Sun is the most perfect sphere ever observed in nature". The Guardian. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 Maart 2014. Besoek op 19 Augustus 2013.
  27. ↑ Schutz, B.F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. pp. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.
  28. ↑ Phillips, K.J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9.
  29. ↑ 29,0 29,1 Lodders, Katharina (10 Julie 2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220–1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. CiteSeerX 10.1.1.666.9351. doi:10.1086/375492. S2CID 42498829. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 7 November 2015. Besoek op 1 September 2015.
  30. ↑ Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 13 Mei 2011. Besoek op 3 Augustus 2008.
  31. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd uitg.). Springer]]. pp. 19–20. ISBN 978-0-387-20089-7.
  32. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2de uitg.). Springer. pp. 77–78. ISBN 978-0-387-20089-7.
  33. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2de uitg.). Springer. § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7.
  34. ↑ Iben, I Jnr (1965) "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". (Astrophysical Journal, vol. 142, p. 1447)
  35. ↑ Aller, L.H. (1968). "The chemical composition of the Sun and the solar system". Proceedings of the Astronomical Society of Australia. 1 (4): 133. Bibcode:1968PASA....1..133A. doi:10.1017/S1323358000011048. S2CID 119759834.
  36. ↑ 36,0 36,1 García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. S2CID 35285705.
  37. ↑ Basu, S.; et al. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. 699 (2): 1403–1417. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. S2CID 11044272.
  38. ↑ 38,0 38,1 "NASA/Marshall Solar Physics". Marshall Space Flight Center. 18 Januarie 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Maart 2019. Besoek op 11 Julie 2009.
  39. ↑ Broggini, C. (2003). "Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy" in XXIII Physics in Collisions Conference.. 
  40. ↑ Goupil, M.J.; Lebreton, Y.; Marques, J.P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. S2CID 4776237.
  41. ↑ The Borexino Collaboration (2020). "Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun". Nature. 587 (?): 577–582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. PMID 33239797. S2CID 227174644. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 November 2020. Besoek op 26 November 2020.
  42. ↑ Phillips, K.J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  43. ↑ Zirker, J.B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1.
  44. ↑ When Will the Sun Die?

Eksterne skakels

Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Son&oldid=2627830"