Aurinko on aurinkokunnan keskus ja kaiken elämän ja energian lähde täällä maan päällä. Sen osuus aurinkokunnan massasta on yli 99,86 % ja sen painovoima hallitsee kaikkia sitä kiertäviä planeettoja ja esineitä. Ihminen on historian alusta lähtien ymmärtänyt Auringon merkityksen maailmallemme, sen vuodenaikoja, vuorokausikiertoa ja kasvien elinkaarta.
Tämän vuoksi aurinko on ollut monien muinaisen kulttuurin mytologioiden ja palvontajärjestelmien keskipisteessä. Atsteekeista, mayoista ja inkoista muinaisiin sumereihin, egyptiläisiin, kreikkalaisiin, roomalaisiin ja druideihin, aurinko oli keskeinen jumaluus, koska sitä pidettiin kaiken valon ja elämän tuojana. Ajan myötä käsityksemme Auringosta on muuttunut ja tullut yhä empiirisemmiksi. Mutta se ei ole mitenkään vähentänyt sen merkitystä.
Nimi:
Nimi 'aurinko' on englannin oikea substantiivi, joka on kehittynyt vanhasta englannistaterve,joka saattaa liittyä sanaan etelä. Muut nimen germaaniset muodot - alkaentervejaAurinkovanhaksi friisiksisunnavanhassa yläsaksassa ja muinaisnorjassasunnogootissa. Kaikki germaaniset aurinkotermit ovat peräisin protogermaanisesta sanasta 'sunnon', joka puolestaan on johdettusaueltaisauolproto-indoeurooppalaisesta.
Englanninkielinen nimisunnuntaijuontuu vanhasta englannistasunnuntai(kirjaimellisesti 'aurinkopäivä'), joka oli käytössä ennen vuotta 700 jKr. Tämä nimi johtui germaanisesta latinan tulkinnastakuolee solisti, joka on itse kreikan käännöshemera helliou. Auringon latinalainen nimi,Aurinko, on laajalti tunnettu, mutta ei yleisesti käytössä. Kuitenkin adjektiivimuotoaurinko-käytetään laajalti viittaamaan aurinkoon liittyviin ilmiöihin tai ominaisuuksiin.
Ominaisuudet:
Aurinko on a G-tyypin pääsarjan tähti joka muodostaa noin 99,86 % aurinkokunnan massasta. Auringon absoluuttinen magnitudi on +4,83, jonka arvioidaan olevan kirkkaampi kuin noin 85 % tähdistä Linnunrata – joista suurin osa on punaiset kääpiöt . Halkaisija 696 342 ± 65 km ja massa noin 1,988 × 1030kg (1,9 biljoonaa kvadriljoonaa tonnia), Aurinko on 109 kertaa niin suuri kuin Maa ja 333 000 kertaa niin massiivinen.
Koska aurinko on tähti, sen tiheys vaihtelee huomattavasti sen ulkokerrosten ja ytimen välillä. Sen keskimääräinen tiheys on 1,408 g/cm3, mikä on suunnilleen neljäsosa maapallosta. Auringon mallien mukaan sen tiheys on kuitenkin 162,2 g/cm3lähempänä ydintä, joka on 12,4 kertaa Maan ydin.
Vaikka aurinkomme näyttää keltaiselta, se on todellisuudessa valkoinen. Se näyttää vain keltaiselta ilmakehän vaikutuksesta. Aurinkomme on kirkkaampi kuin useimmat muut galaksin tähdet (jotka ovat myös punaisia kääpiöitä) ja vain noin 5 % Linnunradan tähdistä on suurempia kuin Aurinko. Aurinko on jäsen Väestö I tähtiryhmä, joka kuvaa kirkkaita, kuumia ja nuoria tähtiä, joita tyypillisesti esiintyy galaksien kierrehaaroissa.
Myös arviot Auringon lämpötilasta vaihtelevat, mitä lähemmäs sen ydintä ollaan. Keskustassa lämpötilan arvioidaan olevan jopa 15,7 miljoonaa K (15 699 726,85 miljoonaa °C/28 259 540,33 miljoonaa °F), kun taas Coronan lämpötilat ovat noin 5 miljoonaa K (4 999 726,85 °C) ja näkyvät 8 999 540 °C. pinta (fotosfääri) saavuttaa tehokkaan lämpötilan 5778 K (5504,85 °C/9940,73 °F).
Koska aurinko on valmistettu plasmasta, se on myös erittäin magneettinen. Sillä on pohjois- ja etelämagneettiset navat, kuten maapallolla, ja magneettikenttäviivat luovat pinnalla näkemämme toiminnan. Tummemmat auringonpilkut – viileämpiä alueita, jotka kestävät muutaman kuukauden ja vaihtelevat kooltaan suuresti – syntyvät, kun magneettikenttäviivat tunkeutuvat Auringon fotosfäärin läpi. Auringonpilkkuja ilmaantuu jaksoittain, ja joskus niitä ei näy ollenkaan.
Koronaaliset massapoistot ja auringon soihdut tapahtuu, kun nämä magneettikenttäviivat napsahtavat ja määrittävät uudelleen. Auringon aktiivisuus nousee ja laskee 11 vuoden jakson aikana. Alimmillaan ns auringon minimi , auringonpilkkuja on vähän, jos ollenkaan. Ja sitten syklin huipulla, aurinko maksimi , siellä on eniten auringonpilkkuja ja eniten auringon aktiivisuutta.
Aurinko on ylivoimaisesti kirkkain kohde taivaalla, sen näennäinen magnitudi on -26,74, mikä on noin 13 miljardia kertaa kirkkaampi kuin seuraavaksi kirkkain tähti (Sirius, jonka näennäinen magnitudi on -1,46). Auringon keskimääräinen etäisyys Maahan on noin 1 tähtitieteellinen yksikkö tai AU (150 000 000 km / 93 000 000 mailia), vaikka tämä muuttuu Maan kiertoradan vaihteluiden vuoksi.
Tällä keskimääräisellä etäisyydellä valo etenee Auringosta Maahan noin 8 minuutissa ja 19 sekunnissa. Tämän auringonvalon energia tukee lähes kaikkea maapallon elämää fotosynteesin avulla ja ohjaa maapallon ilmastoa ja säätä.
Koostumus ja rakenne:
Aurinko koostuu pääasiassa kemiallisista alkuaineista vedystä ja heliumista, jotka muodostavat 74,9 % ja 23,8 % auringon massasta fotosfäärissä. Kaikki raskaammat alkuaineet muodostavat alle 2 % Auringon massasta, ja happi (noin 1 % Auringon massasta), hiili (0,3 %), neon (0,2 %) ja rauta (0,2 %) ovat runsaimmat.
Auringon sisäosa erotetaan useiden kerrosten välillä, joihin kuuluu ydin, säteilyvyöhyke, konvektiivinen vyöhyke, valokuvapallo ja tunnelmaa. Ydin on Auringon tihein ja kuumin alue (150 g/cm³/15,7 miljoonaa K) ja sen osuus on noin 20–25 % Auringon kokonaissäteestä.
Auringon pyöriminen akselinsa ympäri kestää noin kuukauden; Tämä on kuitenkin karkea arvio, koska aurinko on plasmapallo. Tuore analyysi on osoittanut, että ytimen pyörimisnopeus on nopeampi kuin Auringon ulompien kerrosten. Ulkokerroksissa, lähellä päiväntasaajaa, se pyörii noin kerran 25,4 päivässä; kun taas lähempänä napoja, yhden kierroksen suorittaminen kestää jopa 36 päivää.
Se on myös ytimessä, jossa suurin osa Auringon energiasta tuotetaan ydinfuusion kautta, joka muuttaa vedyn heliumiksi. Lähes 99 % Auringon luomasta lämpöenergiasta tapahtuu tällä alueella – mikä muodostaa 24 % Auringon sisätilasta. 30 prosentilla säteestä fuusioprosessit ovat melkein pysähtyneet. Loput Auringosta lämmitetään tällä energialla, joka siirtyy ulospäin auringon fotosfääriin ennen kuin se pakenee avaruuteen auringonvalona tai korkeaenergisinä hiukkasina.
Auringon sisäinen rakenne. Luotto: Wikipedia Commons/kelvinsong
Säteilyvyöhykkeellä, joka ulottuu 0,25:stä noin 0,7:ään auringon säteeseen, lämpösäteily on ensisijainen energiansiirtokeino. Tässä kerroksessa lämpötila laskee etäisyyden kasvaessa ytimestä, noin 7 miljoonasta K sisäpuolella 2 miljoonaan K ulkoreunassa. Myös tiheys putoaa satakertaisesti – 20 g/cm³:sta vain 0,2 g/cm³:iin.
Säteilyvyöhykkeen ja konvektiivisen vyöhykkeen välissä on siirtymäkerros, joka tunnetaan nimellä takokliini. Tämän alueen määrittelee jyrkkä muutos säteilyvyöhykkeen tasaisessa pyörimisessä ja konvektiovyöhykkeen differentiaalisessa kiertoliikkeessä, mikä johtaa suureen leikkausvoimaan. Tällä hetkellä on teoriassa, että tässä kerroksessa oleva magneettinen dynamo on vastuussa Auringon magneettikentän synnyttämisestä.
Konvektiivisella vyöhykkeellä, joka ulottuu pinnasta noin 200 000 km pinnan alle (0,7 auringon sädettä), plasman lämpötila ja tiheys ovat alhaisemmat. Tämä mahdollistaa lämpökonvektion kehittymisen, kun alla lämmitetty materiaali laajenee ja nousee, joka sitten jäähtyy ja supistuu saavuttuaan fotosfääriin, jolloin se uppoaa uudelleen ja konvektiivinen kierto jatkuu.
Auringon näkyvä pinta, joka tunnetaan myös nimellä fotosfääri, on kerros, jonka alapuolella Aurinko tulee läpinäkymättömäksi näkyvälle valolle. Fotosfäärin yläpuolella näkyvä auringonvalo pääsee leviämään vapaasti avaruuteen, ja sen energia pakenee kokonaan Auringosta. Fotosfääri on kymmenien tai satojen kilometrien paksuinen, ja se on hieman vähemmän läpinäkymätön kuin maapallon ilma.
Koska fotosfäärin yläosa on kylmempää kuin alaosa, Auringon kuva näyttää keskeltä kirkkaammalta kuin reunalla tairaajaaurinkolevystä. Fotosfäärissä lämpötila ja tiheys saavuttavat alimmansa - noin 5700 K ja tiheys 0,2 g/m3(noin 1/6 000:s ilman tiheydestä merenpinnalla).
Lopuksi on Auringon ilmakehä, joka koostuu kolmesta erillisestä kerroksesta - the kromosfääri , siirtymäalue , ja kruunu . Kromosfääri (kirjaimellisesti 'väripallo') on noin 2000 kilometriä syvä ja sen tiheys on erittäin alhainen (10-4kertaa fotosfääriin verrattuna ja 10-8kertaa Maan ilmakehään verrattuna). Tämä yhdessä fotosfäärin kirkkauden kanssa tekee kromosfääristä normaalisti näkymätön. Kuitenkin täydellisen pimennyksen aikana sen punertava väri voidaan nähdä.
Kromosfäärin yläpuolella on ohut siirtymäalue (200 km paksu), jossa lämpötilat nousevat nopeasti ylemmän kerroksen 20 000 K:sta lähelle 1 000 000 K koronassa. Tätä helpottaa heliumin täydellinen ionisaatio siirtymäalueella, mikä vähentää merkittävästi plasman säteilyjäähdytystä. Tämä kerros ei ole tarkasti määritelty, vaan muodostaa eräänlaisen nimbuksen kromosfäärin piirteiden ympärille ja on jatkuvassa, kaoottisessa liikkeessä. Siirtymäalue ei ole helposti nähtävissä Maan pinnalta, mutta se näkyy ultraviolettispektrissä.
Viimeisenä on korona. Alemmalla alueella hiukkastiheys on erittäin alhainen ja keskilämpötila on noin 1–2 miljoonaa K – kuumimmilla alueilla 8–20 miljoonaa K. Tämän uskotaan johtuvan Auringon magneettikentästä, joka aiheuttaa hiukkaskiihtyvyyttä. joka puolestaan tuottaa kineettistä (ja lämpöä) energiaa.
Taiteilijan näkemys Auringon heliosfääristä, joka näyttää Voyager 1- ja 2-avaruusalusten tutkimuksen laajuuden. Kiitos: NASA/Feimer
Korona on Auringon laajennettu ilmakehä ja plasman virtaus ulospäin Auringosta planeettojen väliseen avaruuteen (alias ' aurinkotuuli ') muodostaa auringon magneettikentän spiraalin muotoiseksi. Tämä tunnetaan nimellä heliosfääri , magneettipallo, joka ulottuu sen ulkopuolelle heliopaussi (yli 50 AU Auringosta) ja suojaa aurinkokuntaa varautuneilta hiukkasilta, jotka tulevat tähtienvälinen väliaine (alias 'tähtienvälinen tuuli').
Evoluutio ja tulevaisuus:
Nykyinen tieteellinen konsensus on, että Aurinko muodostui noin 4,57 miljardia vuotta sitten osan romahtamisesta jättiläismolekyylipilvestä, joka koostui enimmäkseen vedystä ja heliumista ja synnytti luultavasti monia muita tähtiä. Kun yksi pilven fragmentti romahti, se alkoi myös pyöriä (kulmamomentin säilymisen vuoksi) ja lämpenee paineen noustessa.
Suuri osa massasta keskittyi keskelle, kun taas loput litistyivät kiekoksi, joka lopulta kertyisi muodostaen planeettoja ja muita aurinkokunnan kappaleita. Painovoima ja paine pilven ytimessä synnyttivät paljon lämpöä, kun se kerää enemmän ainetta ympäröivältä levyltä, mikä lopulta laukaisi ydinfuusion. Tästä suuresta räjähdyksestä syntyi aurinko.
Aurinko on tällä hetkellä pääsekvenssivaiheessaan, jolle on ominaista jatkuva lämpöenergian tuotanto ydinfuusion kautta. Tällä hetkellä yli neljä miljoonaa tonnia ainetta muuttuu energiaksi ytimessä, mikä tuottaa neutriinoja ja auringon säteilyä. Tällä nopeudella Aurinko on muuttanut 200 kertaa maapallomme massan energiaksi (noin 0,03 % sen kokonaismassasta).
Aurinko kuumenee, koska sen ytimessä olevat heliumatomit vievät vähitellen vähemmän tilaa kuin kaikki fuusioitunut vety. Sen vuoksi ydin kutistuu, mikä mahdollistaa auringon ulompien kerrosten siirtymisen lähemmäs keskustaa ja kokea voimakkaamman gravitaatiovoiman. Tämä voimakkaampi voima lisää ytimeen kohdistuvaa painetta, mikä puolestaan tekee sydämestä tiheämmän.
On arvioitu, että Aurinko on kirkastunut 30 % viimeisen 4,5 miljardin vuoden aikana, ja sen kirkkaus kasvaa noin 1 % 100 miljoonan vuoden välein. Pääsekvenssivaiheensa lopussa aurinko ei mene supernovaksi, koska sillä ei ole tarpeeksi massaa.
Sen sijaan, kun ytimen vety on loppunut 5,4 miljardissa vuodessa, Aurinko alkaa laajentua ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi. Oletetaan, että se kasvaa tarpeeksi suureksi kattamaan Merkuriuksen, Venuksen, ja ehkä jopa Maan .
Kun se saavuttaa Punainen jättiläinen-oksa (RGB) -vaiheessa Auringolla on aktiivista elämää jäljellä noin 120 miljoonaa vuotta. Mutta paljon tapahtuu tässä ajassa. Ensinnäkin ydin (täynnä rappeutunutta heliumia) syttyy kiivaasti heliumleimauksessa – jossa noin 6 % ytimestä ja 40 % Auringon massasta muuttuu hiileksi muutamassa minuutissa.
Aurinko kutistuu sitten noin 10-kertaiseksi nykyiseen kokoonsa ja 50-kertaiseksi valoisuudekseen, ja lämpötila on hieman nykyistä alhaisempi. Seuraavat 100 miljoonaa vuotta se jatkaa heliumin polttamista ytimeessään, kunnes se loppuu. Tässä vaiheessa se on sen sisällä Asymptoottinen jättiläinen haara (AGB) -vaihe, jossa se laajenee jälleen (paljon nopeammin tällä kertaa) ja tulee kirkkaammaksi.
Seuraavien 20 miljoonan vuoden aikana Aurinko muuttuu epävakaaksi ja alkaa menettää massaa lämpöpulssien sarjan kautta. Näitä esiintyy noin 100 000 vuoden välein, kasvaen joka kerta ja lisäämällä Auringon kirkkautta 5000-kertaiseksi sen nykyiseen kirkkauteen ja säteen yli 1 AU:ksi.
Tässä vaiheessa Auringon laajeneminen joko kattaa Maan tai jättää sen kokonaan elämälle mahdottomaksi. Ulkoisen aurinkokunnan planeetat muuttuvat todennäköisesti dramaattisesti, kun auringosta imeytyy enemmän energiaa, mikä saa niiden vesijäät sublimoitumaan - mahdollisesti muodostaen tiheän ilmakehän ja pintavaltamerien. Noin 500 000 vuoden kuluttua vain puolet Auringon nykyisestä massasta on jäljellä ja sen ulkovaippa alkaa muodostaa planetaarista sumua.
AGB:n jälkeinen evoluutio on vieläkin nopeampaa, kun sinkoutuva massa ionisoituu muodostaen planetaarisen sumun ja paljastettu ydin saavuttaa 30 000 K. Lopullinen paljaan ytimen lämpötila on yli 100 000 K, jonka jälkeen jäännös jäähtyy kohti valkoinen kääpiö . Planetaarinen sumu hajoaa noin 10 000 vuodessa, mutta valkoinen kääpiö selviää biljoonia vuosia ennen kuin haalistuu mustaksi.
Taiteilijan vaikutelma punaisesta jättiläistähdestä. Luotto: ESO
Sijainti Linnunradassa:
Aurinko on lähellä Linnunradan sisäreunaa Orion Arm , sisällä Paikallinen tähtienvälinen pilvi (tai Gould Belt). Tämä sijoittaa sen 7,5–8,5 tuhannen parsekin (25 000–28 000 valovuoden) etäisyydelle Galaktinen keskus . Aurinko on sisällä Paikallinen kupla , ontelo tähtienvälisessä väliaineessa, joka sisältää harvinaisen kuumaa kaasua.
Aurinko ja siten aurinkokunta löytyy siitä, mitä tiedemiehet kutsuvat galaktinen asuttava vyöhyke , vyöhyke, joka sisältää useita elämää tukevia ominaisuuksia. Näitä ovat oikea sekoitus elementtejä, kiertorata, joka pitää sen poissa vaarallisista kierrehaaroista, ja riittävän etäisyyden päässä galaktisen keskustasta, jotta sen gravitaatiovoimat tai liiallinen säteily ei häiritse sitä.
Auringon galaktisen liikkeen yleinen suunta on kohti tähteä Vega tähdistössä Lyra , noin 60 taivasasteen kulmassa Galaktisen keskuksen suuntaan. 50 lähimmästä tähtijärjestelmästä 17 valovuoden säteellä Maasta (lähin on punainen kääpiö Proxima Centauri noin 4,2 valovuoden kohdalla), Aurinko on massaltaan neljännellä sijalla.
Auringon kiertoradan Linnunradan ympärillä uskotaan olevan elliptinen, ja siihen on lisätty galaktisten spiraalivarsien ja epäyhtenäisten massajakaumien aiheuttamia häiriöitä. Lisäksi Aurinko värähtelee ylös ja alas galaksin tasoon nähden noin 2,7 kertaa kiertoradalla. Aurinkokunnasta kestää noin 225–250 miljoonaa vuotta yhden kiertoradan suorittamiseen Linnunradan läpi.galaktinen vuosi), joten sen uskotaan suorittaneen 20–25 kiertorataa Auringon elinaikana.
Havaintohistoria:
Aurinko on ollut kunnioituksen kohde läpi esihistorian ja muinaisen ihmiskunnan historian. Useimmat kulttuurit uskoivat sen olevan luonteeltaan yliluonnollinen tai jumaluus, jonka läsnäolo oli kiinteästi sidottu aikaan, vuodenaikoihin ja elämän kiertokulkuun. Auringon palvonta oli keskeistä muinaisten egyptiläisten, sumerilaisten, inkojen, atsteekkien ja mayojen sivilisaatioissa sekä lukuisissa kulttuureissa Euroopassa, Länsi-Aasiassa ja Afrikassa.
Varhaisimmat tunnetut esimerkit auringonpalvonnasta löytyvät proto-indoeurooppalaisesta mytologiasta, jossa auringon kuvataan kulkevan taivaalla vaunuissa (alias 'aurinkovaunussa'. Germaanisessa mytologiassa aurinkovaunut on kuvattu muodossaAurinko; vedalaisissa (ja myöhemmin hindulaisissa) kulttuureissa kutenAurinko; ja norjalaisessa mytologiassa asAurinkoauto.
Trundholmin kullattu puoli, pohjoismaiset aurinkovaunut. Luotto: Public Domain
Mesapotamiassa Utu oli auringon jumaluus – oikeudenjumala ja Nannarin (Kuun jumala) jälkeläinen. Babylonialaisille ja assyrialaisille Shamas (tai Samas) oli vastine, ja samanlaisia jumalia palvottiin Akkadin ja Heprean panteoneissa – ja koko Arabian niemimaalla – eri nimillä.
Muinaisille egyptiläisille aurinko yhdistettiin Raan, jumalaan, joka hallitsi taivasta, maata ja alamaailmaa. Itse aurinko nimettiin Ateniksi, joka oli joko Ra:n ruumis tai silmä. 2400-luvulta eaa. lähtien Ra:n palvonnasta tuli laajalle levinnyttä kaikkialla Egyptissä, ja monia hänen kuvauksiaan kuljetettiin taivaalla aurinkoaluksessa pienempien jumalien seurassa.
Uuden maailman sivilisaatioiden tapauksessa inkat, mayat ja atsteekit uskoivat, että ihmisuhreja oli tarpeen rauhoitella aurinkojumalaa ja ylläpitää elämän kiertokulkua. Atsteekeille Huitzilopochtli – sodan, auringon, ihmisuhrien jumala ja Tenochtitlanin suojelija – oli vastuussa kaikista heidän voitoistaan ja tappioistaan taistelussa, ja häntä voitiin rauhoittaa vain vertauhrilla.
Kreikkalaiset Auringonjumala tunnettiin nimellä Helios, Titan Hyperionin ja Titaness Theian poika. Samoin kuin egyptiläiset esittivät Raa, Helios kuvattiin yleisesti tulisten hevosten vetämien vaunujen kantamana. Toisin kuin muinaiset esi-isänsä, kreikkalaiset pitivät aurinkoa yhtenä seitsemästä planeettasta, koska se kierteli kerran vuodessa ekliptikaa pitkin horoskoopin läpi.
Rooman keisarin Konstantinus I:n kolikko, jossa on Sol Invictus/Apollo ja legenda SOLI INVICTO COMITI (noin 315 jKr.). Luotto: cngcoins.com
Rooman valtakunta otti Heliosin omaan mytologiaan nimellä Sol. OtsikkoSol Invictus('voittamaton aurinko') käytettiin useisiin aurinkojumaluuksiin, ja se kuvattiin useissa roomalaisissa kolikoissa 3. ja 4. vuosisadalla jKr. 'Voittamattoman Auringon' syntymää juhlittiin suunnilleen samaan aikaan, 25. joulukuuta, pian talvipäivänseisauksen jälkeen lyhentävien päivien päätyttyä.
Kiinalaisessa mytologiassa auringon jumaluus tunnettiin nimelläRi Gong Tai Yang Xing kesäkuu(taiTai Yang Gong,'Isoisä aurinko' - alias. Auringonpalatsin tähtiherra, auringon herra.Tai Yang Xing kesäkuuon yleensä kuvattu Kuun palatsin tähtiherran ja kuun herran kanssa,Yue Gong Tai Yin Xing kesäkuu(Tai Yin Niang Niang/Lady Tai Yin).
Useita kuuluisia temppeleitä ja monumentteja rakennettiin muinaisina aikoina aurinkoa tai aurinkoilmiöitä ajatellen. Esimerkiksi kesä- tai talvipäivänseisausta merkitseviä kivimegaliitteja on havaittu Egyptissä, Maltalla, Englannissa (Stonehenge), Irlannissa ja muinaisessa Chichen Itzan kaupungissa Etelä-Meksikossa.
Ajan myötä muinaiset tähtitieteilijät alkoivat kehittää tieteellistä ymmärrystä Auringosta sen liikkeiden jatkuvien havaintojen perusteella. Ensimmäisen vuosituhannen alussa eaa. babylonialaiset tähtitieteilijät panivat merkille, että Auringon liike ekliptikalla ei ollut tasaista. Tämän tiedetään myöhemmin olevan seurausta Maan elliptisestä kiertoradalta Auringon ympäri.
Portugalilaisen kosmografin ja kartografin Bartolomeu Velhon kuva Ptolemaioksen geosentrisestä järjestelmästä, 1568. Luotto: Bibliothèque Nationale, Paris
500-luvulla eaa. kreikkalainen filosofi Anaxagoras päätteli, että aurinko ei ollut 'Helioksen vaunut', vaan liekehtivä pallo, jonka valo heijastui Kuusta. 3. vuosisadalla eaa. Eratosthenes arvioi Maan ja Auringon väliseksi etäisyydeksi joko 4 080 000 stadionia (755 000 km) tai 804 000 000 stadiaa (148 - 153 miljoonaa km tai 0,99 - 1,02 AU), joista jälkimmäinen on oikea. muutaman prosentin.
Myös 3. vuosisadalla eaa. kreikkalainen tähtitieteilijä Aristarchus Samos ehdotti ajatusta, että aurinko oli maailmankaikkeuden keskellä ja planeetat pyörittivät sitä. Tämän näkemyksen omaksui myöhemmin Seleucus Seleucia (noin 190 eKr. – noin 150 eKr.), ja islamilaiset ja intialaiset tähtitieteilijät ilmaisivat sen edelleen keskiajalla, erityisesti Samarkandin observatorion kautta.
Arabien ja islamilaisten tutkijoiden panoksiin kuuluu Al-Battani (858 - 929 jKr.), joka havaitsi, että Auringon apogeen suunta (piste, jolloin aurinko näyttää liikkuvan hitain kiinteitä tähtiä vastaan) voi muuttua. Egyptiläinen tähtitieteilijä Ibn Yunus (950 - 1009) havainnoi yli 10 000 merkintää Auringon sijainnista useiden vuosien ajan käyttämällä suurta astrolabia.
Persialainen tähtitieteilijä ja monitieteilijä Ibn Sina (alias Avicenna, noin 980–1037) päätteli Venuksen kulkuhavainnon perusteella vuonna 1032, että Venus on lähempänä Maata kuin Aurinkoa. Ibn Rushd, 1100-luvun andalusialainen tähtitieteilijä, kuvasi myös auringonpilkkuja 1100-luvulla. Kiinalaiset tähtitieteilijät tallensivat auringonpilkkujen havaintoja aiemmin Han-dynastian aikana (206 eaa. – 220 jKr.), jotka säilyttivät kirjaa näistä havainnoista vuosisatojen ajan.
Auringonpilkkulevy Scheiner'siltäKolme kirjainta(1612). Luotto: galileo.rice.edu
Nikolaus Kopernikus ' matemaattinen malli a heliosentrinen järjestelmä mullisti tähtitieteen ja auttoi tuomaan nykyaikaista ymmärrystämme Auringon merkityksestä universumissamme. Sen lisäksi, että heliosentrinen malli selittää havaintojen eroja planeettojen liikkeissä, se asetti Auringon tehokkaasti tunnetun universumin keskipisteeseen.
Teleskoopin kehitys 1600-luvun alussa mahdollisti myös yksityiskohtaisen Auringon ja planeettojen havainnoinnin. Thomas Harriot, Galileo Galilei , Christoph Scheiner ja muut tähtitieteilijät pystyivät tekemään tarkkoja kuvia auringonpilkkujen sijainnista Auringon pinnalla. Vuonna 1672 Giovanni Cassini ja Jean Richer pystyivät määrittämään etäisyyden Marsiin ja pystyivät siten laskemaan etäisyyden Auringosta.
Vuonna 1666, Isaac Newton Hänestä tuli ensimmäinen tiedemies, joka tarkkaili auringon valoa prisman avulla ja osoitti, että se koostuu monivärisestä valosta. Vuonna 1800, William Herschel rakennettiin tähän löytämällä infrapunasäteilyä käyttämällä useita lämpömittareita ja prismaa. Huomioimalla lämpötilan muutokset aurinkospektrin punaisen osan ulkopuolella, hän auttoi käynnistämään sähkömagnetismin tutkimuksen määrittämällä, että tietyt energiamuodot ovat näkymättömiä.
Auringon valospektrin tutkimukset johtivat myös spektroskooppisten tutkimusten edistymiseen 1800-luvulla. Tämä huipentui Joseph von Fraunhoferin löytämiseen ja yli 600 absorptioviivan tallentamiseen spektriin, joista vahvimmat ryhmiteltiin yhteen ja nimettiin 'Fraunhoferin viivoiksi' perustajansa mukaan.
Aurinkoa tarkastellaan äärimmäisenä ultraviolettivalona (EUV) vertaamalla auringon minimiä (vasemmalla) ja maksimia (oikealla). Luotto: SOHO/NASA
Toinen tärkeä tutkimusalue 1800-luvulla, jolla olisi vaikutusta ymmärryksemme Auringosta, oli termodynamiikan kehitys. Merkittävä tekijä tällä alalla oli William Thomson (alias Lord Kelvin, 1824 – 1907), joka ehdotti, että aurinko on vähitellen jäähtyvä nestemäinen kappale, joka säteilee sisäistä lämpövarastoa.
Kelvin ja Hermann von Helmholtz ehdottivat myös, että gravitaatiosupistusmekanismi olisi vastuussa Auringon energiantuotannosta. He arvioivat myös Auringon iän 20 miljoonaksi vuodeksi - mikä oli jyrkästi ristiriidassa geologisten arvioiden kanssa, joiden mukaan maapallon ikä on vähintään 300 miljoonaa vuotta.
1900-luvulla vihdoin tarjottiin dokumentoitu ratkaisu Auringon energiantuotannolle. Ensimmäinen tuli Ernest Rutherfordilta (1871 - 1937), joka ehdotti, että Auringon tuottoa ylläpidetään sisäisellä lämmönlähteellä, ja ehdotti radioaktiivista hajoamista mahdollisuutena. Mutta se olisi Albert Einstein joka antaisi olennaisen vihjeen Auringon energiantuotannosta massa-energiaekvivalenssillaan (E = mc²).
Vuonna 1920 brittiläinen tähtitieteilijä ja fyysikko Sir Arthur Eddington ehdotti, että paineet ja lämpötilat Auringon ytimessä voisivat tuottaa ydinfuusion, jossa vetyatomit sulautuvat heliumytimiin, mikä johtaa energian tuotantoon massan nettomuutoksesta. Tämän vahvistavat myöhemmin lukuisat fyysikkojen tekemät tutkimukset, jotka johtaisivat myös siihen johtopäätökseen, että vedyn fuusio on vastuussa kaikkien maailmankaikkeuden tunnettujen alkuaineiden muodostumisesta.
Tutkimus:
Avaruusajan alkaessa 1900-luvun puolivälissä, mahdollisuus tarkkailla aurinkoa robottiavaruusluotainten avulla tuli mahdolliseksi ensimmäistä kertaa. Ensimmäiset Aurinkomatkat olivat NASAn Pioneer 5 , 6 , 7 , 8 ja 9 satelliitit, jotka laukaistiin vuosien 1959 ja 1968 välisenä aikana. Nämä luotaimet kiertävät Aurinkoa maapallon kaltaisella etäisyydellä ja tekivät ensimmäiset yksityiskohtaiset mittaukset aurinkotuulesta ja auringon magneettikentästä.
1970-luvulla Helios 1ja2 luotain – Yhdysvaltain ja Länsi-Saksan yhteistyö, jossa tutkittiin aurinkotuulia Merkuriuksen kiertoradan sisältä perihelionissa – tarjosivat tutkijoille merkittävää uutta tietoa aurinkotuulesta ja aurinkokoronasta. The Skylab Avaruusasema, jonka NASA laukaisi vuonna 1973, teki myös lukuisia löytöjä käyttämällä aurinkoobservatorioaan, joka tunnetaan nimellä Apollon teleskooppiteline . Näihin sisältyivät ensimmäiset havainnot koronaalisista massapoistoista ja koronaalisia reikiä , jonka nyt tiedetään liittyvän läheisesti aurinkotuuleen.
NASA käynnisti vuonna 1980 Aurinkoenergian suurin tehtävä , avaruusalus, joka on suunniteltu tarkkailemaan gammasäteitä, röntgensäteitä ja auringonpurkausten vapauttamaa UV-säteilyä. Valitettavasti sähkövika sai anturin siirtymään valmiustilaan, kunnes se saattoi noutaa ja korjata Avaruussukkula Challenger Vuonna 1984. Tehtävä hankki myöhemmin tuhansia kuvia aurinkokoronasta ennen kuin se palasi Maan ilmakehään kesäkuussa 1989.
Vuonna 1991 Japan Aerospace and Exploration Agency (JAXA) otti sen käyttöön Yohkoh (Auringonsäde) satelliitti, joka havaitsi auringonpurkausta röntgenaallonpituuksilla. Vuoteen 2001 asti, jolloin rengasmainen pimennys sai sen menettämään lukkonsa Auringossa, se tarkkaili koko auringon kiertokulkua ja totesi, että korona oli paljon aktiivisempi alueilla, jotka ovat kaukana huippuaktiivisuudesta kuin aiemmin uskottiin.
Vuonna 1995 perustettu yhteinen ESA-NASA Auringon ja heliosfäärin observatorio (SOHO) on tullut yhdeksi historian tärkeimmistä aurinkotehtävistä. Sijaitsee osoitteessa Lagrangin piste Maan ja Auringon välillä SOHO on tarjonnut jatkuvan näkymän Auringosta useilla aallonpituuksilla sen laukaisunsa jälkeen. Alun perin tarkoitus oli palvella kahden vuoden lähetystyötä, ja sen jatkaminen vuoteen 2012 saakka hyväksyttiin vuonna 2009, ja jatkotehtävä käynnistettiin vuonna 2010 – Solar Dynamics Observatory (SDO).
Kaikki nämä satelliitit tarkkailivat Aurinkoa ekliptiikan tasolta, joten ovat havainneet vain sen päiväntasaajan alueita yksityiskohtaisesti. Ensimmäinen yritys tutkia aurinkoa napa-alueilta oli Odysseus luotain, ESA:n ja NASA:n yhteinen tehtävä, joka käynnistettiin vuonna 1990. Saavutettuaan suunnitellun kiertoradan luotain alkoi tarkkailla aurinkotuulta ja magneettikentän voimakkuutta korkeilla auringon leveysasteilla ja havaitsi, että korkealla leveysasteella aurinkotuuli liikkui odotettua hitaammin (750 km/s) ja että suurilta leveysasteilta nousi suuria magneettisia aaltoja, jotka hajottavat galaktisia kosmisia säteitä.
Vuonna 2006, Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) -tehtävä käynnistettiin, mikä koostui siitä, että kaksi identtistä avaruusalusta laukaistiin kiertoradalle, mikä sai ne vuorotellen vetäytymään pidemmälle Maan edellä ja jäämään vähitellen jälkeen. Tämä mahdollistaa stereoskooppisen kuvantamisen Auringosta ja aurinkoilmiöistä, kuten koronaalisten massapoistoista.
Tulevina vuosina ja vuosikymmeninä suunnitellaan monia muita aurinkotehtäviä. Näihin kuuluu Intian avaruustutkimusorganisaation (ISRO) suunniteltu tehtävä Aditya – 100 kg:n satelliitti, joka on tarkoitus laukaista vuosina 2017–2018. Sen pääinstrumentti on koronagrafi, jolla tutkitaan aurinkokoronan dynamiikkaa.
Vuonna 2017 ESA aikoo käynnistää Solar Orbiter , joka tutkii, kuinka aurinko luo ja hallitsee heliosfääriään. Tehtävä lentää jopa 0,28 AU:ta saadakseen mittaukset. Vuonna 2018 NASA aikoo käynnistää sen Solar Probe Plus , joka lähestyy Aurinkoa 8,5 auringon säteen etäisyydeltä mittaakseen suoria hiukkasia ja Auringon koronasta lähtevää energiaa.
Lopuksi on NASA: n Solar Sentinels -tehtävä, toistaiseksi suunnittelematon tehtävä, johon osallistuu kuuden avaruusaluksen ryhmä – neljä Venuksen ja Merkuriuksen kiertoradalla, yksi Auringon takana ja yksi Maata. Yhdessä he tutkivat aurinkoa aurinkomaksimin aikana, tutkivat energeettisiä hiukkasia, koronaalisia massapurkauksia ja planeettojen välisiä iskuja sisäisessä heliosfäärissä. Näitä tietoja käytetään avaruussää ennustamiseen tulevia ihmisen avaruuslentotehtäviä varten.
Aurinko tekee meille paljon enemmän kuin vain valoa ja lämpöä. Se tarjoaa myös kaiken energian, joka mahdollistaa kemialliset reaktiot ja aineenvaihduntareaktiot, mikä aloitti elämänkaaren täällä maan päällä. Sen meille antama jatkuva energia yhdistettynä ilmakehämme suojaavaan läsnäoloon varmistaa tämän elinkaaren jatkumisen.
Aurinko päästää myös ulos mahdollisesti haitallisia säteitä, aurinkotuulia ja materiaaleja, jotka tappaisivat meidät ilman Maan magneettikenttää. Aurinkotuulet kuitenkin kuljettavat tämän varautuneen materiaalin ulos aurinkokunnan reunalle, missä se muodostaa magneettikentän, joka puolestaan estää muun planeettojen välisen materiaalin pääsyn sisään. Ilman tätä estettä (heliopaussia) aurinkokunta kärsisi kosmisista vaikutuksista. säteet.
Tässä suhteessa Aurinko on loistava tarjoaja, ja maapallo sijaitsee ihanteellisella paikalla hyötyäkseen sen läsnäolosta. Emme ole liian lähellä emmekä liian kaukana ollaksemme liian kuuma (kuten Venus) tai liian kylmä (kuten Mars). Olemme myös varmoja tiedosta, että kun aurinko laajenee pisteeseen, jossa elämää ei voi enää olla maan päällä, olemme joko kauan poissa tai olemme kehittyneet pidemmälle kuin elämme vain yhdellä planeetalla.
Olemme kirjoittaneet monia mielenkiintoisia artikkeleita aiheesta aurinko täällä Universe Todayssa. Tässä Minkä värinen aurinko on? , Millainen tähti aurinko on? , Miten aurinko tuottaa energiaa? , ja Voisimmeko terraformoida auringon?
Astronomy Castilla on myös mielenkiintoisia jaksoja aiheesta. Katso ne- Jakso 30: Aurinko, täplät ja kaikki , Jakso 108: Auringon elämä , Jakso 238: Auringon aktiivisuus .