Aurinko ja tähdet

paluu 

saat kuvat suuremmiksi napauttamalla niitä

 

 

 

Aurinko on spektriluokkaan G2 kuuluva tähti.

Tällaiset, Linnunradassa hyvin yleiset tähdet, ovat pitkäikäisiä.

Niille on tyypillistä kellertävä väri, joka johtuu niiden pintalämpötilasta (6000 K).

 

Auringon pinta

Auringon näkyvää pintaa sanotaan fotosfääriksi.

Fotosfääri on vain 400 km paksu.

Auringon sisäosia ei voi nähdä, koska aine Auringossa on suurimmaksi osaksi plasmaa.

 

Plasmafysiikkaa

Plasma1.jpg (12302 tavu(a))

Tavallinen aine on sähköisesti neutraalia

Lämpöliikkeen törmäykset irrottavat elektronit atomeista

Plasmassa atomit ovat menettäneet elektroninsa ja ne ovat sähköisesti varautuneita

Sähkö- ja magneettikentät vaikuttavat niiden liikkeisiin

 

Magnetohydrodynamiikkaa

plasma2.jpg (12837 tavu(a))

Varautuneet hiukkaset synnyttävät sähkökentän

Jos ne liikkuvat indusoituu yleensä myös magneettikenttä

Toisten hiukkasten kentät vaikuttavat niiden liikkeisiin

Lopputuloksena plasma virtaa mutkikkaalla tavalla

 

Valo ei etene plasmassa

 

Valo muodostuu valohiukkasista eli fotoneista

Fotonit ovat sähkömagneettisen vuorovaikutuksen välittäjähiukkasia

Ne reagoivat herkästi varattujen hiukkasten kanssa

Auringon pilkut

Plasmavirtauksista johtuvia ilmiöitä ovat Auringonpilkut

Pilkut ovat viileämpiä alueita Auringon pinnalla. Auringonpilkkujen lämpötila on n. 4000 K

Auringonpilkkujen esiintyminen vaihtelee 11 vuoden jaksoissa. Maksimissa niitä voi olla yli 100

Tyypillinen Auringonpilkun halkaisija on n. 10000 km.  Niiden elinikä on yleensä joitakin päiviä tai viikkoja.

Kromosfääri

Fotosfäärin yläpuolella on kromosfääri, n 10000 km paksu Auringon ilmakehä

Kromosfäärissä tapahtuvat flare-purkauset aiheuttavat plasman (pääasiassa protonien) virtauksen Auringosta ns. aurinkotuulena

Voimakkaat flaret aiheuttavat revontulet

Protuberanssit

protuber.jpg (13927 tavu(a))

Kromosfäärissä tapahtuvia kaasupurkauksia sanotaan protuberansseiksi

Niitä voi nähdä täydellisen auringonpimennyksen aikana tai erikoissuodattimilla

Korona

Korona on Auringon uloin valokehä eli halo

Se voidaan nähdä täydellisen auringonpimennyksen aikana

pimennys.jpg (4349 tavu(a))

Koronan tiheys on hyvin pieni. Hiukkasten nopeus pääsee kasvamaan ja koronan lämpötila onkin 106

Tähden tasapaino

Kaasumaisesta aineesta muodostuva tähti pyrkii vetovoiman vuoksi puristumaan kokoon.

tasapaino.jpg (10242 tavu(a))

Vetovoiman tasapainottaa tähden energiantuotannosta syntyvä säteilypaine.

Säilyttääkseen tasapainonsa Auringon on muutettava 0,6 miljoonaa tonnia vetyä heliumiksi joka sekunti.

Miksi tähdet loistavat

Hans Bethe esitti 1930 luvulla:

Auringon ikä 5 miljardia vuotta ja tasapainon ylläpitämiseen tarvittava energia osoittavat, että ainoa mahdollinen energiantuotantomalli on fuusioreaktio

Fuusiossa kevyet alkuaineet (vety) muuttuvat raskaammiksi (helium)

Auringon energiantuotanto

Auringossa vety H muuttuu fuusioreaktioketjussa heliumiksi He

Heliumydin on 0.71 % kevyempi kuin neljä protonia. Tämä massa muuttuu energiaksi

Säilyttääkseen tasapainonsa Auringon on muutettava 600 106 tonnia vetyä heliumiksi joka sekunti

Tällöin 4 106 tonnia materiaa muuttuu energiaksi sekunnissa

Auringon fuusioreaktioketjua sanotaan protoni-protoni ketjuksi.

Fuusio

Normaaliolosuhteissa alkuaineet eivät muutu toisiksi

Positiiviset ytimet karkottavat toisiaan

Jos lämpötila on noin 10 miljoonaa astetta lämpöliike saa protonit fuusioitumaan

Vahva vuorovaikutus pitää uuden ytimen koossa

Jos protonit saa tarpeeksi lähelle toisiaan voittaa vahva vuorovaikutus sähköisen poistovoiman

Tähtien synty

Tähdet syntyvät tiivistymällä Orionin sumun kaltaisissa tähtisumuissa

orionsumu.jpg (4693 tavu(a))

Vastasyntyneitä tähtiä sanotaan globuleiksi

Avoimet tähtijoukot

Tähdet tiivistyvät nopeasti ~10000 v

Tiivistyvä tähti kuumenee potentiaalienergian muuttuessa lämmöksi

Kun lämpötila nousee keskustassa 10 miljoonaan asteeseen alkavat fuusioreaktiot

seulaset.jpg (16789 tavu(a))

Avoimet tähtijoukot, kuten seulaset koostuvat vastasyntyneistä tähdistä

Tähtien kehitys

Pienen tähden kehitys

nuortk.jpg (10675 tavu(a))

Suuren tähden kehitys

Vanhtk.jpg (16113 tavu(a))