Struktur Matahari

Matahari adalah satu bintang yang bersaiz biasa. Ia mengandungi kira-kira 99% jisim keseluruhan sistem suria. Matahari adalah sfera hampir sempurna, dengan satu kebuntalan dianggarkan pada kira-kira 9 juta, yang bermaksud bahawa garis pusat kutubnya berbeza dari garis pusat khatulistiwanya oleh hanya 10 kilometer (6 mi). Adapun Matahari wujud dalam keadaan plasmatik dan tidak padat, ia menjalani pusingan yang berbeza di mana ia berputar pada paksinya (contohnya, ia berputar lebih cepat di khatulistiwa daripada di kutub-kutub).

Tempoh putaran sebenar ini merupakan lebih kurang 25 hari di khatulistiwa dan 35 hari di kutub-kutub. Bagaimanapun, disebabkan oleh titik kelebihan yang sentiasa berubah-ubah kita dari Bumi sebagai orbit Matahari, putaran jelas Matahari di khatulistiwanya adalah dalam 28 hari. Kesan emparan putaran perlahan ini adalah 18 juta kali lebih lemah daripada permukaan graviti di khatulistiwa Matahari. Juga, kesan pasang surut daripada planet-planet tidak nyata sekali menjejaskan bentuk Matahari.

Matahari tidak mempunyai sempadan yang pasti sepertimana planet-planet yang berbatu batan; dalam bahagian-bahagiannya yang luar ketumpatan gasnya jatuh kira-kira kepesatan dengan jarak penambahan daripada pusat Matahari. Bagaimanapun, Matahari mempunyai sebuah struktur dalaman yang jelas, diterangkan di bawah. Jejari Matahari adalah diukur daripada pusatnya ke tepi photosphere. Ini adalah hanya lapisan di atas yang mana gas adalah terlalu sejuk atau terlalu nipis untuk menyinarkan sejumlah cahaya yang penting; photosphere adalah permukaan paling mudah dilihat dengan mata telanjang/kasar. Teras solar mengandungi 10 peratus isi keseluruhannya, tetapi 40 peratus jisim keseluruhannya.

Teras

Teras Matahari adalah dianggap merentang dari pusat ke kira-kira 0.2 solar radii. Ia mempunyai satu ketumpatan sehingga 150,000 kilogram / sistem m³ (150 kali ketumpatan air di Bumi) dan satu suhu yang hampir pada 13,600,000 kelvins (berbeza dengan, permukaan Matahari adalah rapat pada 5,785 kelvins (1/2350 teras). Analisis mutakhir data misi SOHO persetujuan satu kadar pusingan yang lebih cepat dalam teras daripada yang lain pada zon radiasi. Melalui kebanyakan kehidupan Matahari, tenaga dihasilkan oleh pelakuran/pergabungan nuklear melalui satu siri langkah-langkah bernama rantaian p-p (proton-proton) , proses ini menukarkan Hidrogen kepada Helium.

Teras adalah satu-satunya lokasi dalam Matahari yang mengeluarkan satu kepanasan yang ketara melalui pelakuran: bintang lain dipanaskan oleh tenaga yang dipindahkan ke luar dari teras. Semua tenaga yang dihasilkan oleh pelakuran dalam teras mesti berjalan melalui banyak lapisan yang berterusan ke photosphere solar sebelum ia melarikan diri ke angkasa sebagai cahaya matahari atau tenaga kinetik zarah-zarah.

Kira-kira 3.4×10³⁸ protons (hidrogen nuclei) adalah ditukarkan kepada helium nuclei setiap saat (kira-kira ~8.9×10⁵⁶ jumlah keseluruhan proton bebas dalam Matahari), melepaskan tenaga di tenaga jisim dengan kadar pertukaran 4.26 juta tan per saat, 383 yottawatts (383×10²⁴ W) atau 9.15×10¹⁰ megatons TNT per saat.

Ini sebenarnya memberi respon kepada satu kadar yang rendah yang mengejutkan pengeluaran tenaga dalam teras Matahari - kira-kira 0.3 µW/cm³ (mikro watts setiap sentimeter padu), Atau kira-kira 6 µW/kg jisim. Untuk perbandingan, satu cahaya lilin (secara kasar satu batang lilin) mengeluarkan haba pada kadar 1 W/cm³, dan badan manusia kira-kira kadar 1.2 W/kg - beratus kali lebih pengeluaran haba.

Penggunaan plasma dengan parameter serupa untuk pengeluaran tenaga di Bumi akan menjadi sama sekali tidak praktikal, juga 1 GW loji kuasa pelakuran sederhana akan memerlukan kira-kira 170 bilion tan plasma menduduki hampir sebatu padu. Oleh itu, reaktor pelakuran daratan menggunakan suhu plasma yang jauh lebih tinggi daripada yang dalam pedalaman Matahari.

Kadar pelakuran nuklear bergantung dengan kuat pada ketumpatan dan suhu, maka kadar lakuran dalam teras berada dalam satu keseimbangan yang membetulkan-diri sendiri: kadar lakuran yang lebih tinggi akan menyebabkan teras menjadi hangat lebih lagi dan mengembangkan sedikit pada berat lapisan-lapisan luar, mengurang kadar lakuran dan membetulkan kerisauan; dan kadar yang rendah sedikit akan menyebabkan teras untuk menjadi sejuk dan mengecut sedikit, menambahkan kadar lakuran dan sekali lagi kembali semula ke paras semasa.

Zon Radiasi

Daripada kira-kira 0.2 ke kira-kira 0.7 radii solar, jisim solar adalah cukup panas dan tebal yang mana sinaran terma adalah memadai untuk memindahkan kepanasan teras ke luar. Dalam zon ini tidak terdapat perolakan termal; yang mana bahan ,menjadi lebih sejuk apabila altitud bertambah, kecerunan suhu ini adalah lebih lambat daripada kadar lelap adiabatik dan oleh itu tidak boleh membawa kepada perolakan.

Haba dipindahkan oleh radiasi, ion-ion hidrogen dan helium mengeluarkan foton, yang berjalan pada satu jarak yang ringkas sebelum diserapkan semula oleh ion-ion lain. Dalam cara ini, tenaga membuat caranya amat perlahan (lihat di atas) ke luar.

Zon Perolakan

Dalam lapisan luar Matahari (ke bawah untuk kira-kira hampir 70% jejari solar), plasma solar tidak cukup tebal atau panas untuk memindahkan tenaga haba pedalaman luar melalui radiasi. Hasilnya, perolakan terma berlaku apabila kolum-kolum termal membawa bahan panas ke permukaan (photosphere) Matahari.

Sekali bahan menjadi dingin di permukaan, ia terjunam kembali menurun ke dasar zon perolakan, untuk menerima lebih haba dari atas zon radiasi. Perolakan terlajak adalah difikirkan berlaku di pengkalan zon perolakan, membawa gelora arus ke dalam lapisan-lapisan luar zon radiasi.

Kolum-kolum termal dalam zon perolakan membentuk satu kesan atas permukaan Matahari, dalam bentuk penggranulan dan supergranulation solar. Perolakan bergelora bahagian luar pedalaman suria memberi peningkatan ke satu "skala kecil" penjana arus elektrik yang mengeluarkan magnetik kutub utara dan selatan di seluruh permukaan Matahari.

Photosphere

Permukaan nyata Matahari, photosphere, adalah lapisan di bawah yang mana Matahari menjadi legap kepada cahaya yang boleh dilihat. Di atas cahaya matahari dapat dilihat photosphere adalah bebas menyebar luaskan ke angkasa, dan tenaganya melepaskan diri dari Matahari seluruhnya. Perubahan dalam kelegapan adalah disebabkan oleh pengurangan jumlah H- ion-ion, yang menyerap cahaya yang kelihatan dengan mudah. Sebaliknya, cahaya kelihatan yang kita lihat adalah dihasilkan seperti elektron bertindak balas dengan atom hidrogen untuk mengeluarkan H- ion-ion.

Photosphere adalah sebenarnya puluhan ke ratusan tebal kilometer, ada sedikit kurang legap daripada udara di Bumi. Kerana bahagian atas photosphere adalah lebih sejuk daripada bahagian bawah, satu imej Matahari muncul lebih cerah di tengah daripada di pinggir atau anggota cakera solar, dalam satu fenomena terkenal sebagai anggota badan penggelapan. Cahaya matahari mempunyai kira-kira satu spektrum jasad hitam yang menunjukkan suhunya kira-kira 6,000 K, dari semasa ke semasa dengan garisan-garisan penyerapan atom daripada lapisan-lapisan halus di atas photosphere.

Photosphere mempunyai ketumpatan zarah kira-kira 10²³ m⁻³ (ini kira-kira 1% ketumpatan zarah atmosfera Bumi di paras laut). Sepanjang kajian awal tentang spektrum optikal photosphere, beberapa garisan penyerapan telah ditemui yang tidak secocok untuk mana-mana unsur kimia yang diketahui di Bumi. Dalam tahun 1868, Norman Lockyer telah membuat hipotesis yang garisan-garisan penyerapan ini adalah disebabkan oleh satu elemen baru yang dia gelarkan "helium", selepas nama tuhan orang Yunani, 'Helios'. Ia bukan sehingga 25 tahun kemudian helium menjadi terasing di Bumi.

Atmosfera

Bahagian-bahagian Matahari di atas photosphere adalah dirujuk secara terkumpulnya sebagai atmosfera matahari. Mereka boleh dilihat dengan teleskop-teleskop beroperasi merentasi spektrum elektromagnet, daripada radio ke cahaya nampak ke sinar gamma, dan terdiri dari lima zon utama: minima suhu, chromosphere, rantau peralihan, korona, dan heliosphere. Heliosphere, yang boleh dianggap atmosfera luar yang halus Matahari, melanjutkan ke luar melepasi orbit Pluto ke heliopause, di mana ia membentuk satu kejutan tajam di depan sempadan dengan interstellar sederhana. Chromosphere, rantau peralihan, dan korona adalah lebih panas daripada permukaan Matahari; mengapa sebabnya adalah belum dikenalpasti.

Lapisan paling sejuk Matahari adalah daerah paling minimum suhu kira-kira 500 kilometer (300 mi) di atas photosphere, dengan satu suhu kira-kira 4,000 K Bahagian Matahari ini adalah cukup sejuk menyokong molekul-molekul ringkas seperti karbon monoksida dan air, yang boleh dikesan oleh spektrum penyerapan mereka.

Di atas lapisan minima suhu adalah satu lapisan nipis kira-kira 2,000 kilometer (1,000 mi) tebal, didominasi oleh satu spektrum pemancaran dan garisan-garisan penyerapan. Ia dipanggil chromosphere daripada kata dasar bahasa Yunani iaitu 'chroma', yang bermakna 'warna', kerana chromosphere adalah dapat dilihat serupa satu kilat berwarna di permulaan dan hujung daripada gerhana Matahari penuh. Suhu dalam chromosphere bertambah beransur-ansur dengan altitud, menganjur sehingga lingkungan 100,000 K dekat bahagian atas.

Di atas chromosphere adalah satu rantau peralihan di mana suhu naik dengan pantas daripada sekitar 100,000 K ke suhu korona lebih rapat kepada satu juta K Peningkatan adalah disebabkan oleh suatu transisi fasa yang mana Helium dalam lingkungan rantau menjadi ter ion penuh pada suhu tinggi. Rantau peralihan tidak terdapat di satu altitud yang jelas.

Ia membentuk sejenis nimbus sekitar chromospheric berciri-ciri seperti spicules dan filamen, dan berada dalam keadaan berterusan, dengan pergerakan kelam-kabut. Rantau peralihan bukan dapat dilihat dengan mudah daripada permukaan Bumi, tetapi adalah mudah dapat dilihat daripada angkasalepas dengan alat-alat peka kepada sebahagian ultraungu yang jauh spektrum itu.

<- Semasa gerhana matahari penuh, korona solar boleh dilihat dengan mata kasar.











Korona adalah atmosfera luar dari Matahari, yang mana lebih besar lagi isipadu daripada Matahari sendiri. Korona menggabungkan dengan lancar dengan angin solar yang mengisi sistem solar dan heliosphere. Korona rendah, yang sangat dekat dengan permukaan Matahari, mempunyai satu ketumpatan zarah 10¹⁴ m⁻³–10¹⁶ m⁻³.

(Atmosfera Bumi dekat paras laut mempunyai satu ketumpatan zarah kira-kira 2×10²⁵ m⁻³.) Suhu korona adalah beberapa juta Kelvin. Manakala tiada teori yang lengkap wujud untuk menjelaskan suhu korona, sekurang-kurangnya beberapa habanya adalah diketahui terjadi daripada penyambungan semula magnetik.

Heliosphere diperpanjangkan dari kira-kira 20 solar radii (0.1 AU) ke luar pinggir-pinggir sistem solar. Sempadan dalamannya adalah ditakrifkan seperti lapisan di mana aliran angin solar menjadi superalfvénic yang adalah, di mana aliran menjadi lebih cepat daripada kelajuan gelombang Alfvén. Pergolakan dan tindakan dinamis di luar sempadan ini tidak boleh mempengaruhi bentuk korona solar dalaman, kerana maklumat hanya boleh berjalan pada kelajuan gelombang Alfvén.

Pengembaraan angin solar ke luar berterusan melalui heliosphere, membentuk medan magnet solar ke dalam satu bentuk lingkaran, sehingga ia memberi kesan kepada heliopause lebih daripada 50 AU daripada Matahari. Pada Disember 2004, Voyager 1 menyiasat merentasi satu kejutan hadapan yang adalah difikirkan menjadi sebahagian dari heliopause. Kedua-dua siasatan Voyager telah mencatatkan tahap-tahap lebih tinggi zarah-zarah bertenaga ketika mereka menghampiri sempadan.