Aurinko

KAK – Litium (Li) ja beryllium (Be) ovat mielenkiintoisia alkuaineita, sillä niitä on syntynyt maailmankaikkeuteen alkuräjähdyksen yhteydessä lyhyen aikaa. Alkuräjähdyksen jälkeen litium ja beryllium joutuivat avaruuden kaasupilviin, josta syntyivät tähdet. Molempia alkuaineita oli edelleen jäljellä siinä vaiheessa, kun Aurinko alkoi tiivistyä kaasu- ja pölypilvessä noin 4,7 miljardia vuotta sitten. Samassa pilvessä oli jo aikaisempien tähtisukupolvien tuottamia raskaampia alkuaineita, jotka myös päätyivät Aurinkokuntaamme. Näistä raskaimmista alkuaineista muodostuivat ainakin osaksi planeetat, kääpiöplaneetat, kuut ja kaikki muut pienkappaleet. Litiumia ja berylliumia (+ raskaampia alkuaineita) on myös Auringossa, vaikkakin vety ja helium ovat siellä hallitsevassa asemassa. Litiumia (ja berylliumia) on myös maapallolla ja se on nykypäivänä aikaisempaa tärkeämpi luonnonvara elektroniikassa ja monessa muussa teollisuuden alalla. Meille tavallisille kuluttajille litium on tutuin ehkä ...

KAK – Auringon ytimessä tapahtuvat fuusioreaktiot synnyttävät valtavan määrän neutriinoja, jotka ovat todennäköisesti alkeishiukkasmaailman vaikeimmin havaittavia. Käytännössä niiden suora havaitseminen lienee mahdotonta ja sen vuoksi joudutaan käyttämään epäsuoraa havaitsemista niistä ilmiöistä, joita neutriinojen vuorovaikutus muun aineen välillä tuottaa tai jopa joudutaan tyytymään päättelyyn niiden olemassaolosta. Erityisesti Auringossa syntyvät neutriinot kuljettavat suoraa informaatiota tähtemme ytimestä, jota tietoa ei muutoin ole mahdollista saada. Tämän vuoksi neutriinot ovat olleet keskeisessä asemassa niin astro- ja aurinko- kuin hiukkasfysiikankin kehityksessä. Mikä neutriino on? Neutriinot ovat sähkövarauksettomia, lähes massattomia ja vain heikosti vuorovaikuttavia fermioneja. Nimien samankaltaisuudesta johtuen, neutriinoa ei pidä yhdistää neutroniin, joka on baryoneihin kuuluva hiukkanen. Yhteistä niille on vain sähkövarauksettomuus mutta kaikki muut hiukkasominai...

KAK – Aurinko saa energiansa ytimestä tapahtuvista ydinfuusioista . Ydin on vain 1,5 % Auringon koko tilavuudesta ja noin 20 % säteestä. Vedyn muuttuminen heliumiksi tuottaa 3,86 x 10 26 J/s. Ydinreaktiot ovat mahdollisia ytimen 15 miljoonan Kelvin asteen lämpötilassa ja 2,50 x 10 17 pascalin paineessa (1 bar = 100 000 Pa). Ydinfuusiossa neljästä vety-ytimestä (protonista) syntyy yksi helium-ydin. Yhdestä kilosta vetyä fuusiossa muuttuu energiaksi vain 0,007 kg (7 g). Yhtälön E=mc 2 mukaan tätä massamäärää vastaava energiamäärä on 6 x 10 14 J. Vaikka luku saattaa tuntua suurelta, tarvittavaan energian tuotantoon kuluu massaa 5 miljoonaa tonnia sekunnissa. Energiantuotanto tapahtuu suurimmaksi osaksi kahdella eri reaktiolla. Ensimmäinen reaktio tuottaa noin 90 % energian koko tuotannosta. Reaktio tapahtuu seuraavasti:   1 H + 1 H → 2 D + e + + ν 2 D + 1 H → 3 He + γ 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H jossa 1 H on vety 2 D on deuterium 3 He on helium-3 ...

Tomi Hyvönen Aurinko ja suuri osa yötaivaalla loistavista tähdistä viettävät parhaillaan aikaansa vakaassa ja pitkäkestoisessa tilassa, pääsarjassa. Ne fuusioivat rauhalliseen tahtiin vetyä heliumiksi energiaa tuottaen. Pääsarjatähdissä kaasun paineen ja gravitaation välinen hydrostaattinen tasapaino pitää tähden vakaana. Hydrostaattisen tasapainon avulla voidaan mallintaa Auringon fysikaalisia ominaisuuksia. Vaikka näin saadut tähtimallit ovat yksinkertaisia, antavat ne kuitenkin pienin ponnistuksin hyvän kuvan Auringon fysikaalisista ominaisuuksista. Kuva © Kari A. Kuure. Hydrostaattinen tasapaino Tähden tiivistyessä tähtienvälisestä pöly- ja kaasupilvestä prototähden ydin kuumenee. Ytimen kuumentuessa riittävästi tähden ydinfuusio käynnistyy ja tähti asettuu massansa mukaiseen paikkaan pääsarjassa. Pääsarjavaiheessa tähti tuottaa energiaa fuusioimalla ytimessään vetyä heliumiksi. Se on tähden kehityskaaren ylivoimaisesti pisin ajanjakso. Auringolla pääsarjavaihe kestää noin 10 mi...