O sol, nossa estrela

O Sol é uma estrela, ou seja, uma grande bola de gás incandescente. Está localizada em 2 / 3 do centro de nossa galáxia, a bordo de uma distância de cerca de 25 000 anos luz do centro.
O Sol está se movendo a uma velocidade de 217 km / s em torno do centro galáctico durante a revolução realizada em 226 milhões de anos, desde o seu nascimento, ele fez 18 vezes ao redor da Via Láctea.
Os planetas orbitam o sistema solar, assim como asteróides, cometas e poeira residual.
Nossa central termonuclear deriva a sua energia a partir de reacções de fusão nuclear que transformam no núcleo, a uma temperatura de 15 milhões de graus, o hidrogênio em hélio, de 4,57 bilhões de anos. Consumo ou seja, a perda da massa do Sol é de 4 milhões de toneladas de hidrogénio por segundo.
No centro desta central termonuclear, substâncias radioactivas, trítio íons e berílio 7, circular livremente.
Felizmente 700 000 km de material, (raio do Sol), isoladas de espaço interplanetário.
Camadas surgem um vento forte que se espalha no espaço. Sem prejuízo destas rajadas, cometas adornados com uma cauda indicando a direção do vento solar.
A Terra não é completamente protegida por sua tela magnética, o vento se infiltra através de fissuras polares para nos mostrar estas belas luzes da aurora, branca, verde, vermelho.
No sistema solar, o Sol conquistou 99,86% do total da massa de poeira e gás a partir da nebulosa original. Júpiter, o maior planeta do sistema, conquistou 71% do restante. Os outros planetas têm partilhado o resíduo dessa gravidade.
O Sol é composto de hidrogénio (74% da massa ou o volume de 92,1%) e hélio (24%, em massa, ou 7,8% do volume).
Soleil
Diamètre moyen 1 392 000 km
Surface 6,09×1012 km2
Inclinaison de l’axe 7,25°
Masse 1,9891×1030 kg
Volume 1,41 x 1018 km3
Vitesse de rotation 7008,17 km/h
Masse volumique au centre 150 000 kg/m3
Vitesse autour de la galaxie 230 km/s
Température de surface 5 800 K
Température au centre 15,1 millions de K
Période de rotation moyenne 27,28 jours
Magnitude 26,8
Gravité à la surface 273,95 m s-2
Distancia Terra Sol
astronoo
Devido à ellipticity da órbita da Terra, a Terra – o Sol varia de 3,3%. A percepção da mudança no diâmetro aparente do Sol entre periélio e afélio não observação a olho nu.
É, muitas vezes, acreditavam que era durante o inverno no hemisfério norte, o sol está mais distante da Terra. Na realidade, a Terra está mais próximo do Sol (periélio: 147 095 271 km), 4 de Janeiro e abaixo (afélio: 152 091 174 km), em 4 de Julho.
Seasonal temperaturas são influenciadas principalmente pela altura do Sol no céu. As estações do ano são, de facto, devido à inclinação do eixo de rotação da Terra, e não para alterar a sua distância a partir do domingo
Durante o inverno do hemisfério norte, a inclinação do eixo de rotação da Terra que o sol nunca se sobe muito alto.
O semi-eixo maior da órbita da Terra em torno do Sol é 149 597 km 870 é a definição original da unidade astronómica (UA).
Leva 8 minutos e vinte segundos para o sol atinge a Terra.
A velocidade de movimento do Sol (217 km / s), ele pode passar por uma luz ano 1400 todos os anos e uma unidade astronómica cada 8 dias.
Essa imagem permite que você compare a dimensão relativa do Sol quando ele está mais próximo à Terra em Janeiro (esquerda) do que quando está presente em mais tarde, em julho (à direita).
O tamanho angular do Sol é significativamente menor em julho, quando ele é baixo.
Se a órbita do nosso planeta em torno do sol estava perfeitamente circular, a nossa estrela parece ter sempre o mesmo tamanho.
Estas duas imagens do Sol foram tomadas a partir de Espanha, em 2006.* Em 4 de Janeiro, o sol (à esquerda) está no periélio, 147 095 271 km acima da Terra.
Em 4 de Julho, o Sol (à direita) está no afélio 152 091 174 km acima da Terra.
fonte imagem Superspace

Soleil de janvier et de juillet

Protubérancias
astronoo
As proeminências solares caracterizar a atividade do Sol.
Esta atividade parece variar dentro de um ciclo solar durante o qual a actividade do Sol varia de um máximo para o outro.
Em termos absolutos, a atividade solar é regido por um ciclo de uma média de 11,2 anos, mas a duração pode variar entre 8 e 15 anos.
Eruptive proeminências do sol são enormes solar geysers assunto que tem lugar na cromosfera e escalando a centenas de milhares de quilômetros no espaço.
O  satélite Soho detectou que circulam gás complexos na superfície solar, mas também de ondas e choque permanente explosões na atmosfera solar.
Com este êxito, a missão 1996, por um período inicial de 2 anos, foi prorrogada até 2007 para permitir que o observatório para estudar todo um ciclo solar.
Desde 30 de Janeiro de 2009, as mais belas imagens de proeminências solares, são provenientes da Rússa sonda Koronas-Photon e seus Tesis telescópio.
proeminências solares

protubérance du Soleil

Atividade solar
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O observatório TESIS foi criado pelo Laboratório de astronomia de raios X do Sol do Instituto Lebedev.
Ele é projetado para estudar a atividade solar e do clima espacial, o aquecimento da corona, o mecanismo de erupções e do ciclo solar.
TESIS deve levar um milhão de imagens do dom A sonda Koronas-Photon pesando 1 920 kg (600 kg de carga útil) foi lançado 30 de janeiro de 2009 do russo de Baikonur Plesetsk na região de Arkhangelsk.
Este é o terceiro tipo de sonda Korona (sigla russa para perto da Terra observações espaço orbital da atividade solar).
Duas missões, Solar Orbiter, da Agência Espacial Europeia, e Solar Probe Plus, a agência espacial dos EUA deve ser mais perto do Sol, respectivamente, cerca de 35 e 7000 mil quilômetros até 2015 a 2017.
Podemos ver muito mais de perto, filamentos e ejeções de massa coronal (CME), chamado, proeminências solares.
Entre 2015 e 2017 a atividade solar corresponde ao meio do ciclo solar 24.Nota: Os filamentos são nuvens de gás alongada solares de material resfriado e suspensa acima da superfície solar por forças magnéticas.

* Uma ferida filamento muito longo na corona solar tem finalmente explodiu, 06 de dezembro de 2010.
SDO (Solar Dynamics Observatory) da NASA filmou a explosão da luz ultravioleta hélio. Este filamento medidos quase um milhão de milhas de comprimento ou cerca de metade do raio um solar. SDO teve tempo para filmar este evento antes da rotação do sol se esconde a vista.
crédito: NASA’s GSFC, SDO AIA Team

proeminências solares Koronas-fóton* Esta foto mostra a protuberância enorme tomada por TESIS, imagine o tamanho do bojo em comparação com o tamanho da Terra representada pelo pequeno ponto azul no canto superior direito da imagem.
O ciclo do Sol
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A simples observação de manchas solares pode ser visto não só que a rotação do sol em si, no equador, é de 27 dias, mas que a atividade de zonas quentes e frias do Sol seguem um ciclo. O ciclo solar é o período durante o qual a actividade do Sol varia de um máximo para o outro.
Em termos absolutos, a atividade solar é regido por um ciclo de uma média de 11,2 anos, mas a duração pode variar entre 8 e 15 anos.
O ciclo de 11 anos foi determinada pela primeira vez pelo astrônomo alemão Heinrich Schwabe para 1843. Em 1849 o astrônomo suíço Johann Rudolf Wolf (1816-1893), estabelece um método para o cálculo da atividade solar, com base no número de manchas. Schwabe ciclos são numerados a partir do máximo de 1761.
Em 2003, o ciclo n º 23 está em declínio, o ciclo n. º 24 vai começar em 2012.
As variações na atividade solar sobre a Terra é refletida pelas flutuações na propagação de ondas de rádio. A faixa de freqüência abrange mais afectados ondas chamado IC que se propagam ondas curtas ou longas distâncias.
Durante as tempestades magnéticas, a alta de ionização as camadas superiores da atmosfera pode perturbar comunicações satélites com as consequências que você pode imaginar para telecomunicações.
As manchas solares aparecem em grupos na fotosfera quente (5800 K), como uma área escura, refrigerador (4500 K), circundado por um isqueiro região (4500 K a 5800 K) e são devidos a um aumento local do campo magnético. Estas manchas podem atingir dimensões de dezenas de milhares de quilômetros.
No início do ciclo solar, manchas aparecem na preferência a altas latitudes, em ambos os hemisférios (norte e sul). Ao longo do ciclo, as manchas chegará mais perto do equador até ao início do próximo ciclo.
A nave espacial Ulysses moscas durante o primeiro turno das regiões Sul Point (1994) e North (1995) do Sol visível da Terra.
Seu objetivo era o de sair do plano da eclíptica (plano em que os planetas giram em torno do sol), utilizando-se o enorme campo gravitacional de Júpiter, para observar os pólos do domingo
Um dos mistérios por resolver da primeira polares passagem em 1994 e 1995, relativo a temperatura dos pólos do domingo Quando se passa sobre o Pólo Sul e, em seguida, sobre o Pólo Norte, em um período mínimo de energia solar, a sonda tinha medido temperaturas polares dos grandes buracos. Surpreendentemente, a temperatura do polo norte do buraco foi de cerca de 7 para 8 por cento menor do que o buraco polar sul (fonte: Solar Wind Ion Composition Spectrometer).
sonde Ulysse* A sonda Ulysses, lançado em 6 de Outubro de 1990 pelo vaivém Discovery. A missão foi preso em 1 de Julho de 2008 na sequência da degradação da fonte de energia da sonda.
Este navio foi o primeiro e único a sobrevoar os pólos do Sol para o estudo da heliosfera, a grande bolha em torno de nossa estrela. Concebido para um período de 5 anos, a longevidade foi excepcional, um recorde que operam 6.822 dias (18 anos 246 dias).
* Face a isto, as medidas tomadas pela sonda Ulisses, a temperatura dos pólos norte e sul do Sol mil kelvin.
A extensão da missão será decidida por causa do pico de atividade do Sol, os pólos sobrevoados sendo novamente em 2000 e 2001, o período de atividade máxima.
As últimas sobrevoos ocorreram entre novembro de 2006 e Abril de 2007 (Pólo Sul) e entre Novembro de 2007 e Março de 2008 (Pólo Sul).
 températures du Soleil
Vida de uma estrela
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“O mundo precisa de locais mais densa do que as galáxias, para aceder à sua complexidade, ele inventou as estrelas” Trinh Xuan Thuan.Impulsionada pela gravidade, pequenas nuvens de hidrogênio e hélio dos jovens galáxia, colapso ea densidade aumenta gradualmente até atingir uma massa enorme.
Gasoso brilho bolas, o nascimento de estrelas como o Sol.
A energia nuclear gerada no seu tigelas, pára o colapso gravitacional e equilibrar-se entre radiação e pressão da gravidade.
As grandes estrelas viver de alguns milhões de anos, a média de estrelas como o nosso Sol, faça a sua reserva de hidrogénio depois de 9 bilhões de anos e as pequenas estrelas queimar seu combustível, 20 mil milhões de anos.
Quando o hidrogénio é consumido, a pressão da gravidade assume, a densidade e aumenta a temperatura atinge 100 milhões de graus.
Os núcleos de hélio-4, produzido pela combustão de hidrogénio, são agrupados para formar núcleos de carbono 12.
Radiação pressão tem lugar, a contração pára, a estrela incha excessivamente, esfria e se torna uma gigante vermelha.
300 milhões de anos mais tarde, o hélio queima for concluída, o coração do gigante vermelha contratos novamente, a ausência de radiação suficiente. A temperatura atinge 500 milhões de graus, e é a vez de carbono consumidos para produzir outros elementos mais complexos, tais como néon, oxigênio, sódio, magnésio, alumínio, silício, fósforo, enxofre.
Estas seqüências será repetido muitas vezes e acelerando para o final de sua vida, o coração da estrela contém ferro, cobalto e níquel, resultante da combustão do silício.
Nas Estrelas, a verdade cósmica fornos serão fabricados, os elementos químicos mais pesados para andar em frente na complexidade.
Estrelas em forma aglomerados estelares.
Star formação na periferia de algumas galáxias é muito grande (vários milhares).

 

étoiles dans RCW108

O ciclo próton-próton
astronoo
No solar do tipo de estrelas, uma série de reações chamada de próton-próton cadeia opera em várias etapas.
2 primeiros prótons fundem-se num núcleo de deutério (hidrogênio ou isótopos pesados de hidrogênio, formado por um protão e um neutrão), com a emissão de um pósitron (ou anti) neutrinos e transportando 2% o total de energia.
Deutério mechas com um próton a um núcleo de hélio 3 (2 protões e um neutrão 1) e um fóton com dois destes núcleos instáveis fusível em conjunto para levar a muito instável berílio 6, que desintegra imediatamente para finalmente dar o núcleo estável de «hélio 4, com formação de 2 prótons.
6 prótons são necessárias para um núcleo estável de hélio podem ser formadas, com o regresso de 2 prótons e o balanço é de 4 prótons para um núcleo HE4.
O protão-protão cadeias exigem temperaturas superiores a 10 milhões de graus.
Uma pequena quantidade de hélio-3 forma berílio 7, que, em reacção outros canais, o que levou a 7 ou 8 dando lítio boro berílio 8 (com intensa liberação neutrino): todos eles, muito instável, mutação rápida em hélio 4.
* O ciclo próton-próton, em primeiro lugar fusão de dois prótons em um núcleo de deutério para criar um núcleo de hélio, a parcela dos fótons são liberados.
Os átomos de hidrogênio lançados uns contra os outros pela enorme pressão, será transformada em átomos de hélio, este processo gera a fusão de átomos com uma massa ligeiramente menor e esta diferença é liberada como energia.
© astronoo.com

cycle protons protons

As camadas do Sol
astronoo
O núcleo:
O núcleo é a área onde existe a reacções nucleares (fusão de átomos de hidrogênio).A radiação zona:
A radiação zona é uma região densa gás ionizado g bombardeado por raios de prótons a partir da fusão do núcleo. Estes raios g bounce off do gás são absorvidos e reemitted sob a forma de raios-X e radiação UVA zona de convecção:
A zona de convecção transporta a energia do coração para a superfície por convecção. A energia faz com que o gás para a superfície do Sol e retorna para a base depois de perder a sua energia.A fotosfera:
A fotosfera a 160 km de espessura é apenas responsável pela emissão de energia que banha os planetas, é manchado grânulos.
A cromosfera:
A cromosfera é uma camada semi-transparente visível durante eclipses. Isto é onde são formadas as protuberâncias. As espículas são estes longos jactos de matéria projetada.A coroa:
A coroa é a atmosfera do sol. É undulates e mudanças formas quando as emissões de gás jactos. É a parte visível do sol.
coupe du Soleil
Qual é o tamanho de uma estrela?
astronoo
É através da lei de Stefan-Boltzmann, que os astrônomos podem facilmente calcular os raios das estrelas (ver nota abaixo contra). Em 1879, o físico austríaco Josef Stefan, que se interessa pela radiação dos corpos quentes, descobre que o total da energia emitida por um objeto é proporcional à potência de 4 de sua temperatura absoluta.
As maiores estrelas descobertas são sagitarii quilovátios, V354 Cephei e KY Cygni, são cerca de 1 500 vezes maior do que o nosso Sol.
Nosso Sol tem um diâmetro de 1 392 000 km.
Antares super gigante vermelha próximo de nós tem um diâmetro de cerca de ~ 700 vezes a do Sol, ou cerca de 1 mil quilômetros.
Betelgeuse é uma super gigante vermelha, uma das maiores estrelas conhecidas. Se Betelgeuse estiveram no centro do nosso sistema solar, o seu raio, ~ 650 vezes a do Sol, deverá estender entre a órbita de Marte e Júpiter.
Aldebaran é uma gigante vermelha de magnitude 0,86 e tipo espectral K5 III, o que significa que é laranja e tem grande parte esquerda da seqüência principal depois de utilizar todo o seu hidrogênio. Queima principalmente por hélio e atingiu um diâmetro de ~ 45 vezes a do Sol.
Rigel é um super gigante azul, 55 000 vezes mais brilhante que o sol. Com um diâmetro de cerca de 116 000 000 km, ~ 35 vezes a do sol, Rigel deverá estender até a órbita de Vénus em nosso sistema solar.
Arcturus é 20 vezes maior do que o sol, a sua magnitude é -0,04 ea sua distância ao sol é ~ 37 anos-luz.
Pollux é ~ 8 vezes maior do que o sol, a sua magnitude é 1,09 ea sua distância ao sol é ~ 33,7 anos-luz.* Tamanhos comparados com alguns gigantes super estrelas como Antares, Betelgeuse, Rigel, Aldebaran e algumas anãs brancas como Arcturus, Pollux, Sirius e ao Sol.
© astronoo.comnota : Graças à lei de Stefan-Boltzmann constante, os astrônomos podem calcular os raios das estrelas.
O brilho de uma estrela é L: L = 4πσR2T4 
L é a luminosidade, σ é a constante de Stefan-Boltzmann constante, R o raio da estrela e T sua temperatura.
tailles des étoiles par rapport au Soleil
A morte de uma estrela
astronoo
A morte de uma estrela pode ser leve ou grave, dependendo da sua massa.
Abaixo de 1,4 vezes a massa do Sol, a estrela morreu em paz, ele irá aumentar o tamanho de uma gigante vermelha (cerca de 50 milhões de quilómetros de raio) do que a Terra (cerca de 6 000 km de raio).
A estrela se torna uma anã branca.
Entre 1,4 e 5 vezes a massa do Sol, a sua agonia é muito mais violento. O seu raio de 10 km encolhe A densidade final é enorme, os núcleos não resiste e o coração da estrela se torna uma gigante núcleo de nêutrons. O colapso provoca uma explosão terrível, que o projecto camadas superiores da estrela no espaço e vai brilhar no céu, uma supernova.
Mais de 5 vezes a massa do Sol, a queda é muito violento.
Ela não pode ser parado. O coração da estrela torna-se um buraco negro. A violência do colapso produz uma enorme explosão projectos que as camadas superiores da estrela no espaço.
Como no caso anterior uma supernova cobrirá centenas de milhares de milhões de km, o meio interestelar semeadura de elementos pesados produzidos durante a vida da estrela durante a explosão. Estes elementos pesados são constituintes dos planetas terrestres como a nossa Terra.* A violência do colapso de uma estrela, produz uma enorme explosão que projectos as camadas superiores da estrela no espaço, a jogar um papel fundamental na história de vida.
Durante a sua explosão de estrela supernova liberta os elementos químicos que tem sintetizado em sua existência e na explosão em si. Estes produtos químicos no meio interestelar viajar para espalhar para o espaço.
la mort d'une étoile casiopée
 Vou enserir aqui um video em português que o leitor HILTON me enviou. Muito lindo, Obrigado!

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