Aurinko numeroina

Aurinko numeroina

Aurinko numeroina

SuureArvoHuomautus
Keskimääräinen etäisyys Maasta149 597 870,7 km (1 AU)Vaihtelee perihelin ja aphelin välillä
Säde (keskiarvo)696 340 km
– Napasäde695 700 km
– Päiväntasaajasäde696 940 km
Tilavuus1,41 × 10²⁷ m³Noin 1,3 miljoonaa kertaa Maan tilavuus
Massa1,9885 × 10³⁰ kgNoin 333 000 kertaa Maan massa
Tiheys (keskimääräinen)1 408 kg/m³Alle Maan tiheyden
Gravitaation kiihtyvyys pinnalla274 m/s²28 × Maan gravitaatio
Pakonopeus pinnalta617,5 km/s
Pyörähdysaika (ekvaattorilla)24,47 vrkSideerinen
– Napa-alueilla~35 vrkDifferentiaalinen pyöriminen
Keskilämpötila~5 778 KEfektiivinen lämpötila
– Ydinosan lämpötilan. 15,7 miljoonaa K
– Kromosfäärin lämpötila~4 500 – 25 000 KVaihtelee korkeuden mukaan
– Koronan lämpötila~1 – 3 miljoonaa KPaljon kuumempi kuin alemmat kerrokset
Kokonaisteho (luminositeetti)3,828 × 10²⁶ WNoin 384 yottawattia
Säteilyteho Maan radalla (irradianssi)1 361 W/m²Aurinkovakio, vaihtelu ±2‰
Absoluuttinen magnitudi+4,83
Näennäinen magnitudi–26,74Maasta katsottuna
SpektrityyppiG2 VKeskikokoinen pääsarjan tähti
Koostumus (massaosuus)73,5 % vety, 24,9 % helium, 1,6 % metallit"Metallit" = kaikki raskaammat alkuaineet
Fuusioreaktioita/s~9,2 × 10³⁷Protoniprotoniketju
Neutriinotuotto~2 × 10³⁸/sMaahan osuu miljardeja neutriinoja / cm² / s
Aktiivisuusjakson pituusn. 11 vuottaMagneettinen sykli ~22 vuotta
– Viimeisin minimiJoulukuu 2019Siirtymä sykliin 25
– Nykyinen sykli (25)Alkanut n. 2019 – 2020Maksimi lokakuussa 2024 (vahvistamaton tieto)
Pilkkujen koko~1 000 – 100 000 kmMaan kokoluokkaa tai suurempia
Pilkkujen lämpötilan. 3 000 – 4 500 KViileämpiä kuin ympäristö
Pilkkujen magneettivuon tiheys0,1 – 0,4 T
Keskimääräinen magneettivuon tiheys~0,0001 TTaustakenttä pinnalla
Koronan silmukatTuhansia km – satoja tuhansia kmMagneettikenttään sidottuja
Kesto pääsarjallan. 10 miljardia vuottaNykyisin noin 4,6 mrd vuotta kulunut
Havaittu kulmaläpimitta~31,6 – 32,7 kaariminuuttiaVaihtelee vuoden aikana

Kommentit

Lähetä kommentti

Kaikki kommentit tarkastetaan ja toimituksen harkinnan mukaan päätetään niiden julkaisusta. Aiheeseen sopimattomia tai muutoin kelvottomia tekstejä ei julkaista.

Tämän blogin suosituimmat tekstit

Ilmiö Auringossa: CME

Kuva
KAK — Koronan massapurkaus CME (Coronal Mass Ejection), on yksi Auringon näyttävimmistä ja merkityksellisimmistä purkausilmiöistä. Siinä Auringon koronan rakenteesta irtoaa miljoonia tonneja plasmaa, joka sinkoutuu avaruuteen magneettikentän omaavana pilvenä. CME:t ovat tärkeä osa avaruussään dynamiikkaa ja revontulien esiintymisen keskeinen moottori. Jokainen CME on erilainen riippuen sen syntypaikasta, energiasta ja tapahtuman nopeudesta. Tässä yksi näyttävistä CME:stä. Sen koko voi verrata kuvaan liitettyyn maapalloon, jonka halkaisija on 12 756 km. Kuva SOHO European Site .   CME:n perusfaktat CME saa alkunsa Auringon alemmista koronan kerroksista, tyypillisesti aktiivisten alueiden magneettikenttien uudelleen järjestyessä niin sanotun magneettisen uudelleenkytkennän (rekonnektio) seurauksena. Suuri määrä plasmaa (protoneja, elektroneja ja ioneja) sinkoutuu pilvenä avaruuteen, ja ne kuljettavat mukanaan magneettikenttiä. CME:t nopeudet avaruudessa vaihtelevat riippuen ...
Read more »

Onko Auringon aktiivisuus maksimi saavutettu?

Kuva
KAK – Auringonpilkkujaksojen aktiivisuushuiput saavutetaan Auringon eri pallonpuoliskoilla hieman eri aikaan. Tämä on tunnettu ilmiö ainakin yli 70 vuoden ajan, ehkä vielä pitempäänkin. Huippujen eriaikaisuus ja niiden väli on tunnettu Gnevyshev-aukkona (Gnevyshev gap) ja maksihuiput Gnevyshev-piikkeinä (huippuina). Jos olet kiinnostunut ilmiön fysikaalisesta taustasta, voit lukea Karak, B. B., Mandal, S., & Banerjee , D. 2018, ApJ, in press: arXiv:1808.03922 tutkimuksen, joka on vapaasti luettavissa ja ladattavissa PDF-tiedostona. Tarkastellaanpa auringonpilkkumaksimeita 1950-luvulta lähtien. Solar Influences Data Analysis Center julkaisee SILSO (Sunspot Index and Long-term Solar Observations) kokoamia tietoja verkkosivullaan. SILSON julkaisema kaavio on seuraavaksi SILSOn julkaisema kaavio auringonpilkkujaksoista vuodesta 1950 lähtien. Kuva SILSO. Kaaviosta nähdään auringonpilkkujaksojen voimakkuus ja pallonpuoliskojen aktiivisuuden ero. Vihreällä on merkitty pohjoin...
Read more »

Ilmiö Auringossa: Gleissbergin syklin ja auringonpilkkujakson yhteys

Kuva
KAK – Tässä artikkelissa tarkastelen Gleissbergin sykliä ja sen vaikutusta tunnetumpaan, lyhyempään auringonpilkkujaksoon . Ymmärtämällä näiden jaksojen toimintaa saamme paremman käsityksen siitä, miten Auringon aktiivisuus vaikuttaa maapallon ilmakehään ja avaruuden säteilyyn. [1] Auringonpilkkujaksojen ja Gleissbergin syklin vertailu 1700-luvun alusta nykypäivään. Kuva  AGU: Space Weather -julkaisussa https://doi.org/10.1029/2024SW004238 . Gleissbergin sykli on pitkäaikainen jakso, joka kestää noin 90 – 100 vuotta. Se on nimetty havaitsijansa, saksalaisen tähtitieteilijän Wolfgang Gleissbergin (1903 – 1986) mukaan. Hänen tutkimuskohteena oli Auringon pitkäaikaiset vaihtelut. Gleissbergin sykli on yhdistettävissä Auringon monivuotisiin muutoksiin: välillä Aurinko on erityisen aktiivinen, ja välillä aktiivisuus on vähäisempää. Tämä vaikuttaa Auringon säteilyyn, kuten kovaan ultraviolettivaloon (EUV), ja se vaikuttaa maapallon ympärillä oleviin Van Alleni vyöhykkeisiin [2] . ...
Read more »