Μετάβαση στο περιεχόμενο

Ήλιος

Επεξεργασία συνδέσμων
Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
(Ανακατεύθυνση από Θερμοκρασία Ηλίου)
Για άλλες χρήσεις, δείτε: Ήλιος (αποσαφήνιση).
 Το λήμμα δεν περιέχει πηγές ή αυτές που περιέχει δεν επαρκούν. Μπορείτε να βοηθήσετε προσθέτοντας την κατάλληλη τεκμηρίωση. Υλικό που είναι ατεκμηρίωτο μπορεί να αμφισβητηθεί και να αφαιρεθεί.
Η σήμανση τοποθετήθηκε στις 16/07/2011.
Ήλιος ☉
Χαρακτηριστικά παρατήρησης
Μέση απόσταση από τη Γη 149,6×109 m
(92,95×109 mi)
Φαινόμενο μέγεθος (V) −26,8m [1]
Απόλυτο μέγεθος 4,83m [1]
Τροχιακά χαρακτηριστικά
Μέση απόσταση από το
κέντρο του Γαλαξία μας 		~2,5×1017 km
(26.000 έτη φωτός)
Γαλαξιακή περίοδος ~2,26×108 a
Ταχύτητα ~217 km/s
Φυσικά Χαρακτηριστικά
Διάμετρος 1.392×103 km [1]
(109 γήινες διαμέτρους)
Πλάτυνση ~9×10−6
Επιφάνεια 6.09 × 1012 km² [2]
(11.900 γηίνες επιφάνειες)
Όγκος 1.41 × 1018 km³ [2]
(1.300.000 γηίνους όγκους)
Μάζα 1,9891 × 1030 kg[1]

(332.950 γήινες μάζες)

Πυκνότητα (μέση) 1.408 gr/cm3 [1][2][3]
Επιφανειακή έλξη 273,95 m s−2 [1]

(27,9 g)

Ταχύτητα διαφυγής 617,54 km/s [2]
Επιφανειακή θερμοκρασία 5780 K
Θερμοκρασία του στέμματος 5 MK
θερμοκρασία πυρήνα 13,6×106 K [1]
Φωτεινότητα (LS) 3,827×1026 J s−1
Χαρακτηριστικά Περιστροφής
Κλίση του άξονα 7,25º [1]
(ως προς την εκλειπτική)
Ορθή αναφορά
του βόρειου πόλου [4] 		286,03º
(19 h 4 min 31,2 s)
Απόκλιση
του βόρειου πόλου 		63,87º
Περίοδος περιστροφής  
Στον ισημερινό: 27 d 6 h 36 min
Σε πλάτος 30°: 28 d 4 h 48 min
Σε πλάτος 60°: 30 d 19 h 12 min
Σε πλάτος 75°: 31 d 19 h 12 min
Ταχύτητα Περιστροφής 7008,17 km/h
(στον ισημερινό)
Σύνθεση Φωτόσφαιρας (% μάζας)
Υδρογόνο 73,46 % [5]
Ήλιο 24,85 %
Οξυγόνο 0,77 %
Άνθρακας 0,29 %
Σίδηρος 0,16 %
Νέον 0,12 %
Άζωτο 0,09 %
Πυρίτιο 0,07 %
Μαγνήσιο 0,05 %
Θείο 0,04 %


Ο Ήλιος είναι ο αστέρας του ηλιακού μας συστήματος και το λαμπρότερο ουράνιο σώμα στον ουρανό τόσο της Γης όσο και ολόκληρου του ηλιακού συστήματος. Είναι μια σχεδόν τέλεια σφαίρα με διάμετρο 1,4 εκατομμύρια χιλιόμετρα (109 φορές μεγαλύτερη από της Γης), και η μάζα του (2×1030 κιλά) αποτελεί το 99,86% της μάζας του ηλιακού συστήματος.

Ιδιότητες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η φωτεινότητά του είναι τέτοια, ώστε κατά τη διάρκεια της ημέρας να μην επιτρέπει, λόγω της έντονης διάχυσης του φωτός, σε άλλα ουράνια σώματα να εμφανίζονται (με εξαίρεση τη Σελήνη και σπανιότερα την Αφροδίτη). Ο Ήλιος είναι, με διαφορά, το κοντινότερο στη Γη άστρο, σε απόσταση 149,6 εκατομμυρίων χιλιομέτρων, δηλαδή 1 Αστρονομική Μονάδα (ΑΜ). Ο Ήλιος είναι ένας κοινότατος κίτρινος νάνος αστέρας που βρίσκεται στην κύρια ακολουθία, με φασματικό τύπο G2V. Η επιφανειακή του θερμοκρασία, ή πιο σωστά η ενεργός θερμοκρασία του Ηλίου είναι 5.800 βαθμοί Κέλβιν η οποία προσδιορίζει και τον φασματικό τύπο G2. Η ισχύς του ή το απόλυτο μέγεθός του, σε συνδυασμό με τη θερμοκρασία του, τον ταξινομεί στους νάνους αστέρες της κύριας ακολουθίας. Ο Ήλιος ακολουθεί μία τροχιά μέσα στον Γαλαξία μας σε απόσταση 25.000 με 28.000 έτη φωτός από το κέντρο του, ολοκληρώνοντας μία περιφορά σε περίπου 226 εκατομμύρια έτη (κοσμικό έτος).

Η σημασία του Ήλιου στην εξέλιξη και τη διατήρηση της ζωής στη Γη είναι καίρια, καθώς δίνει όλη την ενέργεια στη Γη, ακόμη και για τη δημιουργία του πετρελαίου και των ανθράκων, με εξαίρεση την πυρηνική. Με τη θεμελιώδη διαδικασία της φωτοσύνθεσης προσφέρει την απαραίτητη ενέργεια για την ανάπτυξη των φυτών και από αυτά των ζωντανών οργανισμών, και διατηρεί την επιφανειακή θερμοκρασία της Γης σε ανεκτά για τη ζωή επίπεδα. Ο ήλιος με την ενέργειά του προκαλεί και τα μετεωρολογικά φαινόμενα. Η σημασία του ήταν γνωστή από τα προϊστορικά χρόνια, με αποτέλεσμα ο Ήλιος να λατρεύεται ως θεότητα. Σύμφωνα με την αρχαία ελληνική μυθολογία, κατά τον Όμηρο και τον Ησίοδο, ήταν γιος του Τιτάνα Υπερίωνα. Φοίβος, φωτοβόλος δηλαδή, ήταν η προσωνυμία του Ηλίου, η ίδια με του θεού Απόλλωνα. Κατά την εξέλιξη του αρχαίου ελληνικού πολιτισμού, οι ηλιακές ιδιότητες αποδόθηκαν στον θεό Απόλλωνα.

Χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ο Ήλιος φωτογραφημένος σε υπεριώδη φωτισμό, όπου φαίνονται οι στρόβιλοι στην επιφάνειά του.

Ο Ήλιος είναι αστέρας της κύριας ακολουθίας με φασματικό τύπο G2 V, έχει δηλαδή μεγαλύτερη μάζα και θερμοκρασία απ΄ ό,τι ένα μέσο αστέρι, αλλά σημαντικά μικρότερη από έναν κυανό γίγαντα. Ο χρόνος ζωής ενός αστέρα G2 της κύριας ακολουθίας είναι περί τα 10 δισεκατομμύρια έτη· η σημερινή ηλικία του Ηλίου εκτιμάται στα 5 δισεκατομμύρια έτη.

Γύρω από τον Ήλιο έχουν τις τροχιές του οι οκτώ πλανήτες με τους δορυφόρους τους, καθώς και άλλα σώματα όπως αστεροειδείς και κομήτες: όλα τα σώματα συναποτελούν το Ηλιακό Σύστημα. Ο Ήλιος αποτελεί το 99,8632% της συνολικής μάζας του ηλιακού συστήματος.

Ο Ήλιος είναι σχεδόν σφαιρικός με πεπλάτυνση στον Ισημερινό του μόλις 10 χιλιομέτρων. Η πλήρης σφαιρικότητα του Ήλιου εξηγείται από τη βραδεία του περιστροφή. Ο χρόνος όμως αυτός δεν είναι σταθερός σε όλα τα σημεία της επιφάνειάς του. Καθώς ο ήλιος αποτελείται από πλάσμα και δεν είναι στερεός, περιστρέφεται γρηγορότερα στον ισημερινό του από ό, τι στους πόλους του. Αυτή η συμπεριφορά είναι γνωστή ως διαφορική περιστροφή, και προκαλείται με συναγωγή στον ήλιο και την κίνηση μάζας, που οφείλεται στις απότομες διαβαθμίσεις της θερμοκρασίας από μέσα προς τα έξω από τον πυρήνα. Αυτή η μάζα μεταφέρει ένα μέρος της αριστερόστροφης στροφορμής του Ήλιου, όπως φαίνεται από τον βόρειο πόλο της εκλειπτικής, με αποτέλεσμα την ανακατανομή της γωνιακής ταχύτητας. Από την οπτική και τη φασματοσκοπική εξέταση προκύπτει ότι η ηλιακή σφαίρα περιστρέφεται στον άξονά της από δυτικά προς ανατολικά και η περίοδος αυτής της πραγματικής περιστροφής είναι περίπου 25,6 ημέρες στον ισημερινό και 33,5 ημέρες στους πόλους[Σημ. 1]. Ωστόσο, λόγω του συνεχούς μεταβαλλόμενου σημείου θέασης από τη Γη καθώς περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο, η φαινομενική περιστροφή του αστέρα στον ισημερινό του είναι περίπου 28 ημέρες. Η φυγόκεντρος επίδραση αυτής της αργής περιστροφής είναι 18 εκατομμύρια φορές πιο αδύναμη από την επιφάνεια βαρύτητα στον ισημερινό του Ήλιου. Η παλιρροιακή επίδραση των πλανητών είναι ακόμη πιο αδύναμη, και δεν επηρεάζει σημαντικά το σχήμα του Ήλιου.

Ο Ήλιος είναι αστέρας που ανήκει στον Πληθυσμό Ι ή πλούσιος σε βαριά στοιχεία. Η διαμόρφωση του Ήλιου μπορεί να έχει προκληθεί από κρουστικά κύματα από έναν ή περισσότερους κοντινούς υπερκαινοφανείς αστέρες. Αυτό προτείνεται από μια μεγάλη αφθονία των βαρέων στοιχείων στο ηλιακό σύστημα, όπως ο χρυσός και το ουράνιο, σε σχέση με την αφθονία των στοιχείων αυτών στο λεγόμενο Πληθυσμό ΙΙ (φτωχά σε βαριά στοιχεία) αστέρια. Τα στοιχεία αυτά θα μπορούσαν πλέον εύλογα να έχουν παραχθεί από ενδοεργονικές πυρηνικές αντιδράσεις κατά τη διάρκεια ενός υπερκαινοφανή, ή από μεταστοιχείωση με απορρόφηση νετρονίων μέσα σε ένα τεράστιο δεύτερης γενιάς αστέρα.

Μέγεθος και απόσταση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στην αντίληψη του μεγέθους του Ήλιου συχνά γίνεται λόγος του όρου «φαινόμενη διάμετρος του Ήλιου». Φαινόμενη διάμετρος του Ήλιου η οποία είναι η γωνία ΑΓΒ με την οποία παρατηρείται ο Ήλιος από τη Γη όταν Α και Β είναι αντιδιαμετρικά σημεία της περιφέρειας του δίσκου του Ήλιου και Γ το σημείο της Γης (του παρατηρητή). Η διχοτόμος της γωνίας ΑΓΒ εκφράζει την απόσταση Γης-Ήλιου. Η φαινόμενη διάμετρος του Ήλιου μεταβάλλεται κατά τη διάρκεια του έτους: Στις 3 Ιανουαρίου λαμβάνει τη μεγαλύτερη τιμή, ίση προς 32΄ 36΄΄,2 ενώ στις 4 Ιουλίου περιορίζεται στην ελάχιστη τιμή των 31΄ 32΄΄. Συνεπώς η μέση τιμή της φαινόμενης διαμέτρου είναι 32΄ 4΄΄,1.

Αυτή η μεταβολή της φαινόμενης διαμέτρου αποδεικνύει ότι η Γη δεν περιφέρεται γύρω τον Ήλιο σε κυκλική τροχιά, αλλά σε ελλειπτική, σε τρόπο ώστε την 1η Ιανουαρίου η απόσταση Γης - Ήλιου να λαμβάνει την ελάχιστη τιμή των 147.100.000 χλμ. και στις 2 Ιουλίου τη μέγιστη τιμή των 152.100.000 χλμ. Έτσι η μέση τιμή της απόστασης είναι προσεγγιστικά η αστρονομική μονάδα 149.504.312 χλμ.

Λαμπρότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μετρήσεις λαμπρότητας του Ήλιου έδειξαν ότι αυτός είναι 12 Χ 1010 φορές λαμπρότερος από αστέρα α΄ μεγέθους και κατά 23 Χ 107 φορές λαμπρότερος του φωτός όλων των αστέρων μαζί. Γι΄ αυτό άλλωστε κατά την ημέρα τους αποκρύπτει. Τέλος σε σχέση με την πανσέληνο είναι κατά 56 Χ 104 φορές λαμπρότερος εκείνης. Το φαινόμενο μέγεθος του Ήλιου είναι −26,74 (για να γίνει αντιληπτό το μέγεθος της φωτεινότητας, η Πανσέληνος έχει φαινόμενο μέγεθος −12,74).

Ο Ήλιος φαίνεται τόσο λαμπρός ακριβώς λόγω της μικρής σχετικά απόστασής του από τη Γη, σε σχέση πάντα με τους άλλους αστέρες. Αν όμως βρισκόταν σε απόσταση 10 παρσέκ τότε θα φαινόταν ως ένας αμυδρός αστέρας, σχεδόν 5-ου μεγέθους. Το απόλυτο μέγεθος του Ήλιου είναι 4,8.

Όταν παρατηρούμε τον Ήλιο με τηλεσκόπιο δεν φαίνεται ομοιόμορφα φωτεινός σε όλη την έκταση του δίσκου του, αλλά λαμπρότερος στο κέντρο του και αμυδρότερος στην περιφέρεια του δίσκου του (όπως και στην παρακείμενη εικόνα του, στον ενδεικτικό πίνακα). Αυτό μαρτυρεί ότι η ηλιακή σφαίρα περιβάλλεται από ατμόσφαιρα που απορροφά το φως του.

Ενδεικτικά μεγέθη (λαμπρότητες) ουράνιων σωμάτων
Ουράνιο σώμα Μέγεθος
Ήλιος -26,7
Σελήνη (Πανσέληνος) -12,9
Πλανήτης Αφροδίτη -4,14
Πλανήτης Δίας -2,2
Σείριος -1,47
Vega 0,03
Αντάρης 1,05
Πολικός Αστέρας 1,98
Πλανήτης Ουρανός 5,68
Πλανήτης Ποσειδώνας 7,78

Θερμοκρασία του Ήλιου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Για να γίνει περισσότερο αντιληπτός ο τρόπος υπολογισμού της ενεργού θερμοκρασίας του Ήλιου θα πρέπει να φανταστεί κανείς μία σφαίρα της οποίας κέντρο να κατέχει ο ήλιος και η ακτίνα της να είναι ίση με την απόσταση Γης - Ήλιου. Πράγματι σε μια τέτοια σφαίρα η συνολική της επιφάνεια θα είναι ίση προς 2,826 Χ 1027 cm2. Επειδή όμως η συνολική επιφάνεια του Ήλιου ισούται με 6093 Χ 1019 cm2 βρίσκουμε ότι αυτή είναι μικρότερη της επιφανείας της υποθετικής κατά 46.381 φορές.

Επομένως κάθε cm2 της ηλιακής επιφάνειας προβάλλεται σε 46.381 cm2 στην απόσταση της γήινης.

Εξ αυτού προκύπτει ότι η αντιστοιχούσα ενέργεια σε κάθε cm2 της ηλιακής επιφάνειας είναι ίση προς 1,94 Χ 46.381 = 89.979 θερμίδες.

  • Συνεπώς από κάθε cm2 ηλιακής επιφάνειας ακτινοβολούνται 90.000 θερμίδες περίπου.

Με βάση τα παραπάνω δεδομένα και με τη σύγκριση της ισχύος που φτάνει στην απόσταση της Γης από τον Ήλιο με την ισχύ που εκπέμπει ένα σώμα με τις διαστάσεις του Ήλιου και θεωρώντας ότι ο Ήλιος είναι ένα μέλαν σώμα υπολογίζεται ότι η ενεργός θερμοκρασία στην επιφάνεια του Ήλιου είναι 5.780 °Κ.

Το εσωτερικό της ηλιακής σφαίρας είναι ακόμα θερμότερο, με τη θερμοκρασία να αυξάνεται συνεχώς, και στο κέντρο υπολογίζεται περίπου 14 εκατομμύρια βαθμοί Κέλβιν.

Δομή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Ηλιακές στοιβάδες
Μία απεικόνιση του Ήλιου:
1.πυρήνας
2.Ζώνη ακτινοβολίας
3.Ζώνη μεταφοράς
4.Φωτόσφαιρα
5.Χρωμόσφαιρα
6.Στέμμα
7.Ηλιακή κηλίδα
8.Κοκκίδωση
9.Έκλαμψη.

Ο πυρήνας του Ήλιου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο πυρήνας βρίσκεται στο κέντρο της ηλιακής σφαίρας και έχει διάμετρο περίπου 175.000 χλμ. (0,25 ηλιακές ακτίνες). Υπολογίζεται ότι στην περιοχή του κέντρου του η πυκνότητα της ηλιακής ύλης είναι 70 με 150 φορές μεγαλύτερη του ύδατος ενώ η πίεση φθάνει τις 2 Χ 1011 ατμόσφαιρες (atm). Κάτω από τέτοιες συνθήκες και με θερμοκρασία 13,6 Χ 106 βαθμούς, τα άτομα των στοιχείων βρίσκονται σε ιονισμένη κατάσταση και τόσο συμπιεσμένα, ώστε η ύλη του ηλιακού πυρήνα αν και αεριώδης είναι περισσότερο συνεκτική και από τα στερεά. Φυσικό επόμενο λοιπόν και η ακτινοβολία των εσωτερικών στρωμάτων του πυρήνα να προκαλεί πίεση στα υπερκείμενα στρώματα.

Οι πρόσφατες αναλύσεις των δεδομένων της αποστολής SOHO ευνοούν ταχύτερους ρυθμούς περιστροφής του πυρήνα σε σχέση με το υπόλοιπο της ζώνης ακτινοβολίας. Κατά τη διάρκεια του μεγαλύτερου μέρους της ζωής του Ήλιου, η ενέργεια παράγεται από την πυρηνική σύντηξη μέσω μιας σειράς βημάτων που ονομάζεται p-p αλυσίδα (πρωτονίων-πρωτονίων). Αυτή η διαδικασία μετατρέπει το υδρογόνο σε ήλιο. Λιγότερο από το 2% του ηλίου που δημιουργείται στον ήλιο προέρχεται από τον κύκλο CNO.

Ο πυρήνας είναι η μόνη περιοχή στον ήλιο που παράγει σημαντική ποσότητα της θερμικής ενέργειας μέσω της σύντηξης: μέσα στο 24% της ακτίνας του Ήλιου, παράγεται το 99% της ισχύος, και στο 30% της ακτίνας η σύντηξη έχει σταματήσει σχεδόν πλήρως. Το υπόλοιπο του άστρου θερμαίνεται από την ενέργεια που μεταφέρεται προς τα έξω από τον πυρήνα και τα στρώματα λίγο έξω. Η ενέργεια που παράγεται από τη σύντηξη του πυρήνα πρέπει στη συνέχεια να ταξιδεύσει μέσω πολλών διαδοχικών στρωμάτων στην ηλιακή φωτόσφαιρα πριν διαφύγει στο διάστημα, όπως το φως του ήλιου ή η κινητική ενέργεια των σωματιδίων.

Η αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου συμβαίνει γύρω στις 9,2 × 1037 φορές κάθε δευτερόλεπτο μέσα στον πυρήνα του Ήλιου. Δεδομένου ότι αυτή η αντίδραση χρησιμοποιεί τέσσερα ελεύθερα πρωτόνια (πυρήνες υδρογόνου), μετατρέπει σε περίπου 3,7 × 1038 πρωτόνια σε σωματίδια άλφα (πυρήνες ηλίου) κάθε δευτερόλεπτο (επί συνόλου του ~ 8,9 × 1056 ελεύθερων πρωτονίων στον Ήλιο), ή περίπου 6,2 × 1011 kg ανά δευτερόλεπτο. Αφού η σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο απελευθερώνει περίπου 0,7% της μάζας σε ενέργεια, ο Ήλιος απελευθερώνει ενέργεια που έχει τιμή μετατροπής μάζας-ενέργειας 4,26 εκατομμύρια μετρικούς τόνους ανά δευτερόλεπτο, 384,6 yottawatts (3.846 × 1026 W), ή 9.192 × 1010 μεγατόνους TNT ανά δευτερόλεπτο. Αυτή η μάζα δεν καταστρέφεται για να δημιουργήσει την ενέργεια, αλλά, η μάζα είναι που μεταφέρεται ως ακτινοβολούμενη ενέργεια, όπως περιγράφεται από την ισοδυναμία της μάζας-ενέργειας.

Η παραγωγή ενέργειας από σύντηξη στον πυρήνα ποικίλλει ανάλογα με την απόσταση από το ηλιακό κέντρο. Στο κέντρο του Ήλιου, θεωρητικά μοντέλα εκτιμούν ότι είναι περίπου 276,5 watts/m3, πυκνότητα παραγωγής ηλεκτρικής ενέργειας που προσεγγίζει περισσότερο το μεταβολισμό ερπετού παρά μια θερμοπυρηνική βόμβα. Η κορυφή παραγωγής ενέργειας στον Ήλιο έχει συγκριθεί με την ογκομετρική θερμότητα που παράγεται σε μια ενεργή σωρό κομπόστ. Η τεράστια ισχύς του Ήλιου δεν οφείλεται στην υψηλή ισχύ της κατ' όγκον, αλλά, αντίθετα, λόγω του μεγάλου μεγέθους του.

Το ποσοστό σύντηξης στον πυρήνα βρίσκεται σε μια αυτο-διορθούμενη ισορροπία: ένα ελαφρώς υψηλότερο ποσοστό της σύντηξης θα μπορούσε να προκαλέσει τον πυρήνα να θερμανθεί περισσότερο και να διευρυνθεί ελαφρώς κατά το βάρος των εξωτερικών στρωμάτων, μειώνοντας το ποσοστό της σύντηξης και διορθώνοντας τη διαταραχή. Και ελαφρώς χαμηλότερο ποσοστό θα μπορούσε να προκαλέσει τον πυρήνα να κρυώσει και να συρρικνωθεί ελαφρώς, προκαλώντας την αύξηση του ποσοστού της σύντηξης και πάλι να καταλήξουν στο τρέχον επίπεδο.

Οι ακτίνες γάμμα (υψηλής ενέργειας φωτόνια) που απελευθερώνονται στις αντιδράσεις σύντηξης απορροφώνται σε μόλις λίγα χιλιοστά του ηλιακού πλάσματος και στη συνέχεια εκ νέου εκπέμπονται και πάλι σε τυχαία κατεύθυνση και σε ελαφρώς χαμηλότερη ενέργεια. Ως εκ τούτου, χρειάζεται πολύς χρόνος για την ακτινοβολία να φτάσει την επιφάνεια του Ήλιου. Οι εκτιμήσεις της διάρκειας του ταξιδιού του φωτονίου κυμαίνονται μεταξύ 10.000 και 170.000 ετών. Δεδομένου ότι η μεταφορά της ενέργειας στον Ήλιο είναι μια διαδικασία η οποία περιλαμβάνει τα φωτόνια σε θερμοδυναμική ισορροπία με την ύλη, η κλίμακα του χρόνου μεταφοράς ενέργειας από τον Ήλιο είναι μεγαλύτερη, της τάξης των 30.000.000 χρόνια. Αυτή είναι η χρονική περίοδος που θα χρειαζόταν ο Ήλιος να επιστρέψει σε ένα σταθερό καθεστώς, εάν το ποσοστό παραγωγής ενέργειας στον πυρήνα του ξαφνικά αλλάξει.

Μετά από ένα τελικό ταξίδι μέσω του εξωτερικού στρώματος συναγωγής για τη διαφανή επιφάνεια της φωτόσφαιρας, τα φωτόνια διαφεύγουν ως ορατό φως. Κάθε ακτίνα γάμμα στον πυρήνα του Ήλιου μετατρέπεται σε αρκετά εκατομμύρια φωτόνια του ορατού φωτός πριν δραπετεύσει στο διάστημα. Τα νετρίνα, που επίσης απελευθερώνονται από τις αντιδράσεις σύντηξης στον πυρήνα, αλλά σε αντίθεση με τα φωτόνια, σπάνια αλληλεπιδρούν με την ύλη, και γι' αυτό το λόγο σχεδόν όλα είναι σε θέση να δραπετεύσουν από τον Ήλιο αμέσως. Για πολλά χρόνια μετρήσεις του αριθμού των νετρίνων που παράγονται στον Ήλιο ήταν χαμηλότερες απ' ότι οι θεωρίες προβλέπουν κατά έναν παράγοντα 3. Η διαφορά αυτή επιλύθηκε το 2001 με την ανακάλυψη των επιπτώσεων της ταλάντωσης των νετρίνων: Ο ήλιος εκπέμπει τον αριθμό των νετρίνων που προβλέπεται από τη θεωρία, αλλά από τους ανιχνευτές νετρίνων έλειπαν δύο τρίτα από αυτά, επειδή τα νετρίνα είχαν αλλάξει «γεύση» από τη στιγμή που εντοπίστηκαν.

Ζώνη ακτινοβολίας

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Από περίπου 0,25 σε περίπου 0,7 ηλιακές ακτίνες, το ηλιακό υλικό είναι καυτό και πυκνό αρκετά ώστε η θερμική ακτινοβολία να είναι επαρκής για να μεταφέρει την έντονη θερμότητα του πυρήνα προς τα έξω. Η ζώνη αυτή είναι χωρίς θερμική συναγωγή. Ενώ το υλικό γίνεται ψυχρότερο από τους 7 σε περίπου 2 εκατομμύρια βαθμούς Κέλβιν με την αύξηση του υψομέτρου, αυτή η διαβάθμιση θερμοκρασίας είναι μικρότερη από την αξία της αδιαβατικής θερμοβαθμίδας και ως εκ τούτου δεν μπορεί να οδηγήσει σε συναγωγή. Η ενέργεια μεταφέρεται από την ακτινοβολία: τα ιόντα υδρογόνου και ηλίου εκπέμπουν φωτόνια, τα οποία φτάνουν μόνο σε μικρή απόσταση πριν απορροφηθούν από άλλα ιόντα. Η πυκνότητα πέφτει εκατό φορές (από 20 g/cm3 σε μόνο 0,2 g/cm3) από τη βάση προς την κορυφή της ζώνης της ακτινοβολίας.

Η ζώνη ακτινοβολίας και τη συναγωγή σχηματίζουν ένα στρώμα-μετάβαση, το tachocline (από τις λέξεις ταχύτητα και κλίση). Αυτό είναι μια περιοχή όπου η απότομη αλλαγή καθεστώτος μεταξύ της ακτινοβολούσας ζώνης με ενιαία περιστροφή και η της ζώνης συναγωγής θερμότητας με διαφορική περιστροφή καταλήγει σε ένα μεγάλο ψαλίδι-μια κατάσταση όπου διαδοχικά οριζόντια στρώματα περνούν το ένα το άλλο. Οι κινήσεις του υγρού που βρέθηκαν στη ζώνη συναγωγής παραπάνω, σιγά-σιγά εξαφανίζονται από την κορυφή του αυτού του στρώματος προς τα κάτω, ταιριάζοντας με τα ήρεμα χαρακτηριστικά της ακτινοβολούσας ζώνης στο κάτω μέρος. Προς το παρόν, αυτό είναι η υπόθεση ότι ένα μαγνητικό δυναμό σε αυτό το στρώμα δημιουργεί το μαγνητικό πεδίο του ήλιου.

Ζώνη μεταφοράς

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στο εξωτερικό στρώμα του Ήλιου, από την επιφάνειά του μέχρι περίπου 200.000 χλμ. (ή το 70% της ηλιακής ακτίνας), το ηλιακό πλάσμα δεν είναι αρκετά πυκνό ή αρκετά θερμό ώστε να μεταφερθεί η θερμική ενέργεια από το εσωτερικό προς τα έξω με την ακτινοβολία. Με άλλα λόγια, είναι αρκετά αδιαφανές. Ως αποτέλεσμα, η θερμική συναγωγή λαμβάνει χώρα με θερμικές στήλες που μεταφέρουν καυτό υλικό στην επιφάνεια (φωτόσφαιρα), του Ήλιου. Μόλις το υλικό ψυχθεί στην επιφάνεια, βουτάει προς τα κάτω στη βάση της ζώνης συναγωγής, για να λάβει περισσότερη θερμότητα από την κορυφή της ζώνης ακτινοβολίας. Κατά την ορατή επιφάνεια του ήλιου, η θερμοκρασία έχει πέσει σε 5.700 Κ και η πυκνότητα σε μόλις 0,2 g/m3 (περίπου το 1 / 6,000th της πυκνότητας του αέρα στο επίπεδο της θάλασσας).

Οι θερμικές στήλες στη ζώνη συναγωγής θερμότητας δημιουργούν ένα αποτύπωμα στην επιφάνεια του Ήλιου, ως ηλιακή κοκκίδωση και υπερκοκκίδωση. Η πολυτάραχη συναγωγή αυτού του εξωτερικού τμήματος του ηλιακού εσωτερικού προκαλεί ένα «μικρής κλίμακας» δυναμό που παράγει βόρειους και νότιους μαγνητικούς πόλους σε όλη την επιφάνεια του Ήλιου. Οι θερμικές στήλες του ήλιου είναι κύτταρα Μπερνάρντ και συνεπώς τείνουν να είναι εξαγωνικά πρίσματα.

Φωτόσφαιρα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πάνω ακριβώς από τον ηλιακό πυρήνα υπάρχει στοιβάδα πάχους 400 χλμ. η οποία και φθάνει μέχρι την επιφάνεια. Η στοιβάδα αυτή της Ηλιακής σφαίρας από την οποία και προέρχεται όλη η ακτινοβολούμενη ηλιακή ενέργεια, δηλαδή η θερμότητα και το φως ονομάσθηκαν φωτόσφαιρα. Συνεπώς ο παρατηρούμενος κάθε φορά δίσκος του Ήλιου, δηλαδή η ορατή επιφάνεια του Ήλιου, αντιστοιχεί στη φωτόσφαιρα. Κάτω από το στρώμα αυτό ο Ήλιος γίνεται αδιαφανής στο ορατό φως.

Πάνω από τη φωτόσφαιρα το ορατό φως του ήλιου είναι ελεύθερο να διαδοθεί στο διάστημα, και η ενέργεια του ξεφεύγει εντελώς από τον Ήλιο. Η αλλαγή της αδιαφάνειας οφείλεται στη μείωση του ποσού των ιόντων υδρογόνου, τα οποία απορροφούν το ορατό φως εύκολα. Αντίστροφα, το ορατό φως που βλέπουμε παράγεται ως ηλεκτρόνια που αντιδρούν με άτομα του υδρογόνου για την παραγωγή H-ιόντων. Η φωτόσφαιρα είναι δεκάδες έως εκατοντάδες χιλιόμετρα παχιά, είναι ελαφρώς λιγότερο αδιαφανής από τον αέρα πάνω στη Γη. Επειδή το πάνω μέρος της φωτόσφαιρα είναι πιο δροσερό από το κάτω μέρος, μια εικόνα του Ήλιου φαίνεται πιο φωτεινή στο κέντρο από ό,τι στην άκρη και στα άκρα του ηλιακού δίσκου, σε ένα φαινόμενο γνωστό ως συσκότιση άκρου. Το φως του ήλιου έχει περίπου φάσμα μέλανος σώματος, το οποίο δείχνει ότι θερμοκρασία του είναι περίπου 6.000 Κ, που διανθίζεται με ατομικές γραμμές απορρόφησης από τα αδύναμα στρώματα πάνω από τη φωτόσφαιρα. Η φωτόσφαιρα έχει μια πυκνότητα σωματιδίων ~ 10 ^23/ m^3 (αυτό είναι περίπου το 0,37% του αριθμού των σωματιδίων ανά μονάδα όγκου της ατμόσφαιρας της Γης στην επιφάνεια της θάλασσας. Ωστόσο, τα σωματίδια στη φωτόσφαιρα είναι τα ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια, έτσι ώστε ο μέσος όρος των σωματιδίων στον αέρα είναι 58 φορές βαρύτερα).

Κατά τη διάρκεια των πρώτων μελετών του οπτικού φάσματος της φωτόσφαιρα, μερικές γραμμές απορρόφησης βρέθηκαν ότι δεν ανταποκρίνονται σε κανένα χημικό στοιχείο γνωστό στη Γη. Το 1868, ο Τζόζεφ Λόκυερ υπέθεσε ότι αυτές οι γραμμές απορρόφησης ήταν εξαιτίας ενός νέου στοιχείου το οποίο ονόμασε Ήλιο, από το όνομα του ελληνικού θεού Ήλιου. Μόλις 25 χρόνια αργότερα, οι επιστήμονες μπόρεσαν να ανιχνεύσουν και να ταυτοποιήσουν το στοιχείο Ήλιο και στη Γη.

Χρωμόσφαιρα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Είναι το στρώμα που βρίσκεται πάνω από τη φωτόσφαιρα, με θερμοκρασία που κυμαίνεται από 4.000 βαθμοί Κελσίου στην περιοχή κοντά στη φωτόσφαιρα έως 20.000 βαθμοί Κελσίου στην πιο απομακρυσμένη. Μπορούμε να την παρατηρήσουμε στις εκλείψεις σαν «ρόδαλο δακτύλιο» που περιβάλλει τη φωτόσφαιρα.

Ατμόσφαιρα Ήλιου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πάνω από τη φωτόσφαιρα εξακριβώνεται ότι υπάρχει ηλιακή ύλη και μάλιστα σε στρώμα μεγάλου πάχους. Αυτό ονομάζεται ηλιακή ατμόσφαιρα ή ατμόσφαιρα του Ήλιου. Η Ατμόσφαιρα του Ήλιου δεν είναι ορατή, διότι η θερμοκρασία της και κατ΄ επέκταση η λαμπρότητά της είναι μικρότερη από της φωτόσφαιρας, και τόσο που να αποκρύπτεται από το έντονο διάχυτο φως της ημέρας, όπως ακριβώς αποκρύπτονται και οι αστέρες. Γίνεται όμως ορατή στις ολικές εκλείψεις του Ηλίου ως λαμπρός φωτοστέφανος που περιβάλλει τον δίσκο του Ήλιου.
Η Ηλιακή ατμόσφαιρα διακρίνεται σε δύο επιμέρους στοιβάδες. Η πρώτη εξ αυτών που βρίσκεται αμέσως πάνω από τη φωτόσφαιρα καλείται χρωμόσφαιρα. Το ύψος της φθάνει περί τα 15.000 χλμ., η δε θερμοκρασία της ανέρχεται στους 100.000° Κ. Παρουσιάζει έντονο ρόδινο χρώμα, εξ ου και έλαβε το όνομα χρωμόσφαιρα. Πάνω από τη χρωμόσφαιρα βρίσκεται το στέμμα ή Ηλιακό στέμμα ή στέμμα Ήλιου του οποίου τα όρια φθάνουν σε απόσταση πέντε ηλιακών ακτίνων. Η θερμοκρασία του στέμματος ανέρχεται περίπου στους 1,5 Χ 106 βαθμούς.

Μαγνητικό πεδίο

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
απεικόνιση του ηλιακού μαγνητικού πεδίου. Η σπειροειδής μορφή οφείλεται στη διαφορική περιστροφή του Ήλιου.

Ο Ήλιος είναι ένα μαγνητικά ενεργό αστέρι. Διαθέτει ένα ισχυρό, εναλλασσόμενο μαγνητικό πεδίο το οποίο αλλάζει από έτος σε έτος και αντιστρέφει την πολικότητα του περίπου κάθε έντεκα χρόνια, γύρω από το ηλιακό μέγιστο. Το μαγνητικό πεδίο του ήλιου επηρεάζει πολλά φαινόμενα που συνολικά ονομάζονται ηλιακή δραστηριότητα, όπως οι ηλιακές κηλίδες στην επιφάνεια του Ήλιου, οι ηλιακές εκλάμψεις, και ο ηλιακός άνεμος που μεταφέρει ύλη μέσα στο Ηλιακό Σύστημα. Οι επιπτώσεις της ηλιακής δραστηριότητας στη Γη περιλαμβάνουν το σέλας σε μέτρια έως υψηλά γεωγραφικά πλάτη, και η διακοπή των ραδιοφωνικών επικοινωνιών και ηλεκτρικής ενέργειας. Η ηλιακή δραστηριότητα θεωρείται ότι έπαιξε σημαντικό ρόλο στη διαμόρφωση και εξέλιξη του Ηλιακού Συστήματος. Η ηλιακή δραστηριότητα αλλάζει τη δομή της εξωτερικής ατμόσφαιρας της Γης.

Όλη η ύλη του Ήλιου είναι με τη μορφή αερίου και πλάσματος, λόγω των υψηλών θερμοκρασιών του. Αυτό καθιστά δυνατό ο Ήλιος να περιστρέφεται γρηγορότερα στον ισημερινό του (περίπου 25 ημέρες) από ό,τι σε υψηλότερα γεωγραφικά πλάτη (περίπου 35 ημέρες κοντά στους πόλους). Η περιστροφή του σε διάφορα γεωγραφικά πλάτη του ήλιου ωθεί τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου να πλέκονται μεταξύ τους με τον καιρό, προκαλώντας στο μαγνητικό πεδίο βρόχους και εκρήξεις στην επιφάνεια του. Αυτό δημιουργεί τις ηλιακές κηλίδες και τις ηλιακές εκλάμψεις. Η ενέργεια συστροφής δημιουργεί το ηλιακό δυναμό και ένα 11-ετή ηλιακό κύκλο μαγνητικής δραστηριότητας, καθώς το μαγνητικό πεδίο του ήλιου αντιστρέφεται περίπου κάθε 11 χρόνια.[6]

Το ηλιακό μαγνητικό πεδίο εκτείνεται πολύ πέρα από τον ίδιο τον Ήλιο. Ο μαγνητισμένος άνεμος ηλιακού πλάσματος παρασύρει το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου στο χώρο που σχηματίζουν το λεγόμενο διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο. Δεδομένου ότι το πλάσμα μπορεί να κινηθεί μόνο κατά μήκος των γραμμών του μαγνητικού πεδίου, το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο εκτείνεται ακτινωτά μακριά από τον Ήλιο. Επειδή τα πεδία πάνω και κάτω από τον ηλιακό ισημερινό έχουν διαφορετικές πολικότητες με κατεύθυνση προς και μακριά από τον Ήλιο, υπάρχει ένα λεπτό στρώμα ρεύματος στο ηλιακό ισημερινό επίπεδο, το οποίο ονομάζεται ηλιοσφαιρικό φύλλο ρεύματος. Στις μεγάλες αποστάσεις η περιστροφή του Ήλιου συστρέφει το μαγνητικό πεδίο και το φύλλο ρεύματος σε μία μορφή που μοιάζει με σπείρα του Αρχιμήδη και ονομάζεται σπείρα του Πάρκερ. Το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο είναι πολύ ισχυρότερο από ό,τι η δίπολη συνιστώσα του ηλιακού μαγνητικού πεδίου. Το μαγνητικό δίπολο πεδίο του Ήλιου με 50-400 μΤ (στη φωτόσφαιρα) μειώνει με τον κύβο της απόστασης σε περίπου 0,1 nT στην απόσταση της Γης. Ωστόσο, σύμφωνα με τις παρατηρήσεις διαστημόπλοιων στο διαπλανητικό πεδίο στη θέση της Γης είναι περίπου 100 φορές μεγαλύτερο στα περίπου 5 nT.

Η τεράστια μαγνητικότητά του δημιουργεί διαχωρισμούς στα ενεργειακά επίπεδα των σωματιδίων του που είναι άτομα, ιόντα και μόρια. Στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα επομένως παρατηρούνται περισσότερες από μία εκπομπές και τα επίπεδα αυτά είναι ανάλογα της ισχύος του μαγνητικού πεδίου. Η αύξηση αυτή ονομάζεται φαινόμενο Zeeman και είναι δυνατό έτσι να υπολογισθεί ο αριθμός των γραμμών στο φάσμα λόγω της ύπαρξής του.[6] Άρα είναι δυνατό να υπολογίσουμε την ποσότητα των μαγνητικών πεδίων καθώς και της ισχύ του καθενός.

Η παρατήρηση του ηλιακού δίσκου με τηλεσκόπιο δείχνει την ύπαρξη ηλιακών κηλίδων που συνδέονται άμεσα με το ισχυρότατο μαγνητικό του πεδίο.

Το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου διαθέτει μια πολικότητα με κυκλική δραστηριότητα η οποία επιστρέφει στην αρχική της κατάσταση κάθε 22 έτη, δύο φορές εκείνης των ηλιακών κηλίδων ή αλλιώς κάθε δυο ηλιακούς κύκλους. Η ηλιακή δραστηριότητα εξαρτάται από αυτήν την περίοδο των 22 ετών και τα υπόλοιπα φαινόμενα που ακολουθούν τον ηλιακό κύκλο θεωρούνται εκδηλώσεις αυτού του μαγνητικού κύκλου. Με εξειδικευμένα ηλιακά τηλεσκόπια μπορεί να μελετηθεί η πολικότητά του, όπως με το Michelson Doppler Imager στο SOHO. Εξετάζοντας κατ'αυτόν τον τρόπο στο εσωτερικό μαγνητικό πεδίο του ήλιου, η αρνητική εμφανίζεται μαύρη ενώ η θετική άσπρη. Η εμφάνιση μιας διπολικής μαγνητικής περιοχής βρίσκεται στην κορυφή του συνόλου των δραστηριοτήτων στον Ήλιο, όπου μαζί με την υπόλοιπη δραστηριότητα συνθέτεται και η φύση της κορόνας του. Δημιουργείται εξαιτίας των υδροστατικών και μαγνητικών πιέσεων στις μαγνητικές γραμμές που βρίσκονται κάτω από την επιφάνειά του. Ο κύκλος του μαγνητικού πεδίου έχει απόλυτα καθοριστικό ρόλο στην ενεργητικότητά του.

Η διαφορική περιστροφή του Ήλιου προκαλεί επιπλοκές στις μαγνητικές γραμμές με συνέπεια την αύξηση του μαγνητικού πεδίου σε μεγάλα πλάτη. Όταν αλληλεπιδρά με ρεύματα ιονισμένης ύλης δημιουργούνται τα γνωστά φαινόμενα δράσης του.[6] Οι ηλιακές κηλίδες εμφανίζονται αρχικά σε μεγάλα πλάτη επειδή η πίεση των μαγνητικών πεδίων στα σημεία αυτά αναγκάζει τις μαγνητικές γραμμές να αναδυθούν στην επιφάνεια και να δημιουργηθούν οι διπολικές μαγνητικές περιοχές. Η πίεση που είναι ίση με το τετράγωνο της έντασης των πεδίων αναγκάζει επίσης και το πλάσμα να βγει έξω. Με αυτή τη διαδικασία το μαγνητικό πεδίο αυξάνει την έντασή του όλο και σε πιο γειτονικές περιοχές, μέχρι που φτάνει και στον ισημερινό, με αποτέλεσμα νέες κηλίδες.

Στις περιοχές εκείνες οι συγκεντρώσεις ισχυρού μαγνητικού πεδίου παρουσιάζονται ψυχρότερες και σκοτεινότερες από τις τριγύρω. Τα μαγνητικά πεδία με ισχύ 3.000 Gauss εμποδίζουν την ανοδική κίνηση των ρευμάτων αερίου θερμότητας στη φωτόσφαιρα, τη ζώνη μεταφοράς φορτισμένων σωματιδίων από το εσωτερικό στην κορόνα, επειδή η ύλη αυτή είναι εξαιρετικά ιονισμένη. Η κίνηση των ιόντων που είναι κάθετη στα μαγνητικά πεδία παρεμποδίζεται από αυτά και η θερμοκρασία εκεί είναι πάντοτε χαμηλότερη. Αυτός ο παράγοντας ξεχωρίζει τα πλάτη και κατά συνέπεια τις περιοχές των ηλιακών κηλίδων.

Φαινόμενα όπως οι τρύπες της κορόνας αναγκάζουν το μαγνητικό του πεδίο να ανοίξει απελευθερώνοντας αέρια που συνθέτουν τον ηλιακό άνεμο.[7]

Σύσταση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Ήλιος αποτελείται κατά 74% από υδρογόνο, κατά 25% από ήλιο και 1% από άλλα στοιχεία. Το υδρογόνο αποτελεί το κύριο καύσιμο για τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που παράγουν την ενέργεια που ακτινοβολεί, ενώ το ήλιο προέρχεται κυρίως από τα προϊόντα της πυρηνικής σύντηξης του υδρογόνου.

Ο Ήλιος δεν έχει σαφή επιφάνεια όπως έχουν οι γήινοι πλανήτες. Η πυκνότητα των αερίων μειώνεται σε συνάρτηση με την ακτίνα του Ήλιου με ένα νόμο αντιστρόφου τετραγώνου. Η ακτίνα του Ήλιου μετριέται από το κέντρο του άστρου έως τη φωτόσφαιρα, έξω από την οποία δεν λαμβάνει χώρα η πυρηνική σύντηξη.

Στο κέντρο του Ήλιου η θερμοκρασία φθάνει τους 14 εκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Σε τέτοια θερμοκρασία τα άτομα έχουν χάσει τα ηλεκτρόνιά τους, βρίσκονται δηλαδή ιονισμένα και η κατάσταση της ύλης καλείται πλάσμα, γνωστό και ως «τέταρτη κατάσταση της ύλης». Αυτό έχει ως συνέπεια τα άτομα υπερθερμασμένα να κινούνται με μεγάλες ταχύτητες, να συγκρούονται μεταξύ τους σφοδρά έτσι ώστε δύο άτομα υδρογόνου να ενώνονται κατά τη σύγκρουση. Αν ακολουθήσουν άλλες δύο συγκρούσεις τότε προστίθενται άλλα δύο άτομα υδρογόνου στο σύνολο φτιάχνοντας έτσι ένα σταθερό άτομο ηλίου. Τα τέσσερα μεμονωμένα άτομα υδρογόνου ζυγίζουν περισσότερο, πριν τη συγχώνευση, από ένα άτομο ηλίου που δημιουργήθηκε με τη συγχώνευση. Η υπόλοιπη μάζα μετατράπηκε σε ενέργεια, σύμφωνα με την εξίσωση μετατροπής του Άλμπερτ Αϊνστάιν: Ε=mc2.

Η ενέργεια του Ήλιου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Οι πλανήτες του Ηλιακού συστήματος κατά σειρά από τον Ήλιο.

Ο Ήλιος είναι μία τεράστια σφαίρα από διάφορα αέρια κυρίαρχα των οποίων είναι το υδρογόνο και το ήλιο. Η θερμοκρασία που επικρατεί στον Ήλιο είναι τόσο μεγάλη ώστε να εξαερώνονται ακόμη και τα μέταλλα. Η ποσότητα ενέργειας που παράγεται είναι απίστευτη. Έχει προσδιοριστεί πως σε κάθε δευτερόλεπτο ο Ήλιος εκπέμπει τόση ενέργεια όση θα έδινε μια έκρηξη 4 δισεκατομμυρίων βομβών υδρογόνου των 100 μεγατόνων η κάθε μία. Και όλα αυτά για ένα μόνο δευτερόλεπτο, ενώ ο Ήλιος εκπέμπει εδώ και 5 δισεκατομμύρια χρόνια και θα συνεχίσει τουλάχιστον για άλλα τόσα.

Όπως αναφέρθηκε παραπάνω, κάθε δευτερόλεπτο περίπου 655 εκατομμύρια τόνοι υδρογόνου από τη μάζα του ήλιου μετατρέπονται σε 650 εκατομμύρια τόνους ηλίου που συνεχίζουν να αποτελούν μάζα του Ήλιου. Από τη διαφορά αυτή, τα 4,6 εκατομμύρια τόνοι μετατρέπονται σε ενέργεια. Η ύλη δηλαδή στην καρδιά των άστρων αποτελείται από μίγμα ελεύθερων πυρήνων και ελεύθερων ηλεκτρονίων. Επειδή το υδρογόνο είναι κύριο συστατικό των άστρων, αυτό σημαίνει πως το αστρικό πλάσμα αποτελείται κυρίως από ελεύθερα πρωτόνια που θα πρέπει να συνδεθούν μεταξύ τους για να σχηματίσουν το στοιχείο ήλιο.

Υπό αυτές τις συνθήκες ο Ήλιος είναι ένας τεράστιος θερμοπυρηνικός αντιδραστήρας που μετατρέπει το υδρογόνο σε ήλιο. Και μάλιστα στη διάρκεια αυτή της διαδικασίας σε κάθε δευτερόλεπτο μετατρέπει σε ενέργεια 4,6 εκατομμύρια τόνους από τη μάζα του. Παρόλο όμως που χάνει τόση μάζα, είναι τόσο πολύ τεράστιος που και δισεκατομμύρια χρόνια να περάσουν θα χάσει μόλις το ένα εκατοστό της μάζας του. Όλα τα άστρα στον ουρανό ακτινοβολούν ενέργεια με τον ίδιο τρόπο έστω και αν είναι μικρότερα ή μεγαλύτερα ή θερμότερα.

Μια έκρηξη στην επιφάνεια του Ήλιου, όπως καταγράφηκε στις 28 Σεπτεμβρίου 2008 από τον τεχνητό δορυφόρο STEREO της NASA.

Το γενικό υπόβαθρο της εσωτερικής δομής των άστρων γενικά οφείλεται στον Άγγλο φυσικό αστρονόμο Άρθουρ Έντιγκτον (1882-1944) και πολύ πριν ανακαλυφθεί η πηγή ενέργειας των άστρων. Ο Έντιγκτον είχε περιγράψει την κατάσταση που επικρατεί στην καρδιά των άστρων ως εξής: «Μέσα σ΄ ένα κυβικό εκατοστό βρίσκονται συμπυκνωμένα ένα τρισεκατομμύριο τρισεκατομμυρίων άτομα, περίπου διπλάσια ελεύθερα ηλεκτρόνια και 20 δισεκατομμύρια τρισεκατομμυρίων ακτίνες Χ. Οι ακτίνες Χ κινούνται με τη ταχύτητα του φωτός και τα ηλεκτρόνια με ταχύτητα 16.000 χλμ. το δευτερόλεπτο. Τα περισσότερα άτομα είναι απλά πρωτόνια (δηλαδή πυρήνες υδρογόνου) που τρέχουν με ταχύτητα περίπου 500 km/sec. Όμως στο χώρο υπάρχουν βαρύτερα άτομα που κινούνται πιo αργά 60 km/sec. Με τις παραπάνω ταχύτητες μπορείτε κάλλιστα να φανταστείτε το μέγεθος των συγκρούσεων που επακολουθούν».

Η διαδικασία αυτή εξηγήθηκε όμως για πρώτη φορά από τον Γερμανοαμερικανό φυσικό Χανς Μπέτε το 1938 και αυτό του χάρισε το Βραβείο Νόμπελ Φυσικής το 1967.

Δύο είναι τα βασικά είδη των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων που συμβαίνουν στις μάζες των άστρων. Η μία ονομάζεται αλυσίδα πρωτονίου - πρωτονίου και η άλλη κύκλος του άνθρακα. Και στα δύο αυτά είδη αντιδράσεων 4 πυρήνες υδρογόνου (Η-1) συγχωνεύονται σε ένα πυρήνα ηλίου (He-4) εκπέμποντας συγχρόνως συνολική ενέργεια 26,2 εκατομμυρίων ηλεκτρονιοβόλτ (MeV). Στη διάρκεια της διαδικασίας αυτής όταν 1.000 γραμμάρια υδρογόνου συγχωνεύονται δημιουργούν 993 γραμμάρια ηλίου (He), γεγονός που σημαίνει ότι χάνονται συνολικά μόλις 7 γραμμάρια ύλης. Και είναι αυτή που μετατράπηκε σε τόση μεγάλη ενέργεια.

Η τελική κατάληξη του Ήλιου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Δείτε επίσης: Χρονολόγιο του μακρινού μέλλοντος

Η μάζα του Ήλιου δεν είναι τόσο μεγάλη ώστε να τον οδηγήσει σε κατάσταση καινοφανούς (νόβα) ή υπερκαινοφανούς (σουπερνόβα). Ωστόσο εκτιμάται πως σε 4 με 5 δισεκατομμύρια έτη, με την εξάντληση των αποθεμάτων υδρογόνου και τη μεταστοιχείωσή τους σε ήλιο και κατόπιν σε βαρύτερα στοιχεία, θα αρχίσει να διαστέλλεται, σχηματίζοντας έναν κόκκινο γίγαντα. Αυτό θα συμβεί διότι η πίεση από τη σύντηξη των βαρύτερων στοιχείων είναι μεγαλύτερη από την αντίστοιχη του υδρογόνου, έτσι για να εξισορροπηθεί με τη βαρύτητα θα μεγαλώσει ο όγκος του Ήλιου. Αν και είναι πιθανόν η έκταση του κόκκινου γίγαντα να φτάσει στην τροχιά της Γης και να την καταπιεί, προκαλώντας ολική καταστροφή, πρόσφατες έρευνες υποστηρίζουν πως η διαδικασία επέκτασης σε κόκκινο γίγαντα θα προωθήσει τη Γη σε απομακρυσμένη τροχιά, επειδή η πυκνότητα του Ηλίου (λόγω της τεράστιας διαστολής του) θα μειωθεί σημαντικά, αποτρέποντας την εξάχνωση του πλανήτη.

Καλλιτεχνική αναπαράσταση ενός μαύρου νάνου.

Μετά τη φάση του κόκκινου γίγαντα, ο Ήλιος θα αποβάλλει μεγάλο μέρος από τη μάζα του και θα γίνει ένας λευκός νάνος, που θα περιβάλλεται από ένα πλανητικό νεφέλωμα από την μάζα που απέβαλλε, ο οποίος θα ψύχεται για δεκάδες δισεκατομμύρια έτη, μέχρι να καταλήξει σε μια ψυχρή και σκοτεινή μάζα, που αναφέρεται με τον όρο μαύρος νάνος.

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σημειώσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Μια άλλη εκδοχή είναι ότι οι περίοδοι είναι η εξής: κατά μέσον όρο φθάνει τις 25 ημέρες και 23 λεπτά, στην περιοχή του ηλιακού ισημερινού περιορίζεται στις 24 ημέρες και 15 ώρες, ενώ σε απόσταση 45° από αυτόν τον ισημερινό φθάνει περίπου στις 28,5 ημέρες ενώ στους πόλους παρατηρείται ακόμη μεγαλύτερος.

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 Williams, D.R. (2004). «Sun Fact Sheet». NASA. Ανακτήθηκε στις 27 Σεπτεμβρίου 2010. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 «Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2 Ιανουαρίου 2008. 
  3. ↑ Elert, G. (επιμ.). «The Physics Factbook». 
  4. ↑ Seidelmann, P. K.· Abalakin, V.K.· Bursa, M.· Davies, M.E.· de Bergh, C.· Lieske, J.H.· Oberst, J.· Simon, J.L.· Standish, E.M.· Stooke, P.· Thomas, P.C. (2000). «Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000». Ανακτήθηκε στις 22 Μαρτίου 2006. 
  5. ↑ «The Sun's Vital Statistics». Stanford Solar Center. Ανακτήθηκε στις 29 Ιουλίου 2008. , με παραπομπή από Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. σελ. 37. NASA SP-402. 
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 «physics4u-Το μαγνητικό πεδίο του ήλιου». www.physics4u.gr. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Ιανουαρίου 2017. Ανακτήθηκε στις 11 Ιουνίου 2016. 
  7. ↑ «Spaceweather.com Time Machine». spaceweather.com. Ανακτήθηκε στις 11 Ιουνίου 2016. 

Περαιτέρω ανάγνωση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]


Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Ήλιος&oldid=10675796#Χαρακτηριστικά"