هيكل والغلاف الجوي للشمس. الرياح المشمسة

وزن: 1.99×10 30 كجم؛

القطر: 1,392,000 كم؛

الحجم: 1.41×10 18 كيلومتر مكعب؛
مساحة السطح: 6.08×10 12 كيلومتر مربع؛

متوسط ​​الكثافة: 1409 كجم/م3؛
الفئة الطيفية: G2V؛
درجة حرارة السطح: 5778 كلفن؛
درجة الحرارة الأساسية: 13,500,000 كلفن؛

اللمعان: 3.88×1026 دبليو؛
السنة المجرية:230-250 مليون سنة؛

عمر: حوالي 5 مليارات سنة.

المسافة من الأرض: 149.6 مليون كم.

طوال تاريخ الحضارة الإنسانية، كانت الشمس موضوعًا للعبادة في العديد من الثقافات. عبادة الشمس كانت موجودة في مصر القديمةحيث كان إله الشمس رع. كان لدى اليونانيين القدماء إله الشمس هيليوس، الذي، وفقًا للأسطورة، كان يسافر عبر السماء كل يوم في عربته. اعتقد اليونانيون أن هيليوس يعيش في الشرق في قصر جميل، وتحيط به الفصول - الصيف والشتاء والربيع والخريف. عندما يغادر هيليوس قصره في الصباح، تنطفئ النجوم، ويحل الليل محل النهار. تظهر النجوم من جديد في السماء عندما يختفي هيليوس في الغرب، حيث ينتقل من عربته إلى قارب جميل ويبحر عبر البحر إلى مكان شروق الشمس. في البانتيون الوثني الروسي القديم كان هناك إلهان شمسيان - خورس (الشمس المُجسدة فعليًا) ودزدبوغ. حتى إلى الإنسان الحديث، على المرء فقط أن ينظر إلى الشمس، ويبدأ في فهم مدى اعتماده عليها. بعد كل شيء، إذا لم يكن هناك نجم عالمي، فإن الحرارة اللازمة لذلك التطور البيولوجيو الحياة. وسوف تتحول أرضنا إلى كوكب جليدي متجمد لعدة قرون، وهو وضع مماثل في نصفي الكرة الجنوبي والشمالي سيكون موجودا في جميع أنحاء العالم.

شمسناهي كرة غازية ضخمة ومضيئة، تحدث فيها عمليات معقدة، ونتيجة لذلك، يتم إطلاق الطاقة بشكل مستمر. يمكن تقسيم الحجم الداخلي للشمس إلى عدة مناطق. وتختلف المادة الموجودة فيها في خصائصها، وتنتشر الطاقة من خلال آليات فيزيائية مختلفة. في الجزء المركزي شمسهناك مصدر لطاقته، أو، باللغة المجازية، ذلك "الموقد" الذي يسخنه ولا يسمح له بالبرودة. وتسمى هذه المنطقة الأساسية. تحت وطأة ثقل الطبقات الخارجية، تنضغط المادة الموجودة داخل الشمس، وكلما كانت أعمق كانت أقوى. وتزداد كثافته باتجاه المركز مع زيادة الضغط ودرجة الحرارة. وفي القلب، حيث تصل درجة الحرارة إلى 15 مليون كلفن، يتم إطلاق الطاقة. تنطلق هذه الطاقة نتيجة اندماج ذرات العناصر الكيميائية الخفيفة في ذرات العناصر الأثقل. وفي أعماق الشمس تتشكل ذرة هيليوم واحدة من أربع ذرات هيدروجين. هذه هي الطاقة الرهيبة التي تعلم الناس إطلاقها أثناء الانفجار. قنبلة هيدروجينية. هناك أمل في أن يتمكن الناس في المستقبل القريب من تعلم كيفية استخدامه للأغراض السلمية. جوهر لديه دائرة نصف قطرها تقريبا 150-175 ألف كم(25% من نصف قطر الشمس). يتركز نصف كتلة الشمس في حجمها ويتم إطلاق كل الطاقة التي تدعم وهج الشمس تقريبًا. لكل ثانية في مركز الشمس حوالي 4.26 مليون طن من المادة. هذه طاقة هائلة لدرجة أنه عندما يتم استخدام كل الوقود (يتم تحويل الهيدروجين بالكامل إلى هيليوم)، سيكون كافيًا لدعم الحياة لملايين السنين القادمة.

مع ثلاثية الشمس. في مركز الشمس يوجد قلب الشمس.

الغلاف الضوئي هو السطح المرئي للشمس

وهو المصدر الرئيسي للإشعاع. شمس

محاطة بالإكليل الشمسي الذي يتميز بدرجة حرارة عالية جدًا،

ومع ذلك، فهو نادر للغاية، لذا فهو مرئي لغير المسلحين

بالعين فقط خلال فترات الكسوف الكلي للشمس.

التوزيع التقريبي لدرجة الحرارة في الطاقة الشمسية
الجو وصولاً إلى القلب

طاقة الشمس

لماذا تشرق الشمس ولا تبرد لمليارات السنين؟ ما هو "الوقود" الذي يمنحها الطاقة؟ لقد ظل العلماء يبحثون عن إجابات لهذه الأسئلة لعدة قرون، وفقط في بداية القرن العشرين. تم العثور على الحل الصحيح. ومن المعروف الآن أن الشمس، كغيرها من النجوم، تشرق بسبب التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في أعماقها.المادة الرئيسية التي تشكل الشمس هي الهيدروجين، وهو ما يمثل حوالي 71٪ من الكتلة الإجمالية للنجم. ما يقرب من 27٪ ينتمي إلى الهيليوم، والباقي 2٪ يأتي من عناصر أثقل مثل الكربون والنيتروجين والأكسجين والمعادن. "الوقود" الرئيسي في الشمس هو الهيدروجين. من أربع ذرات هيدروجين، نتيجة لسلسلة من التحولات، يتم تشكيل ذرة هيليوم واحدة. ومن كل جرام من الهيدروجين المشارك في التفاعل، 6.×10 11 ي الطاقة! وعلى الأرض فإن هذه الكمية من الطاقة تكفي لتسخين 1000 م3 من الماء من درجة حرارة 0 درجة مئوية إلى درجة الغليان. في النواة، تندمج نواة ذرات عناصر الهيدروجين الخفيفة في نواة ذرة الهيدروجين الأثقل (وتسمى هذه النواة الديوتيريوم). كتلة النواة الجديدة أقل بكثير من الكتلة الكلية للنواة التي تكونت منها. ويتم تحويل ما تبقى من الكتلة إلى طاقة، والتي يتم حملها بعيدًا بواسطة الجزيئات المنطلقة أثناء التفاعل. يتم تحويل هذه الطاقة بالكامل تقريبًا إلى حرارة.نتيجة سلاسل التحول هذه هي ظهور نواة جديدة تتكون من بروتونين ونيوترونين - نواة الهيليوم.يُطلق على هذا التفاعل النووي الحراري لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم اسم بروتون-بروتون، لأنه يبدأ بالاقتراب الوثيق لنواتين من ذرات الهيدروجين-بروتونات.

إن تفاعل تحول الهيدروجين إلى هيليوم هو المسؤول عن وجود هيليوم داخل الشمس أكثر بكثير من الموجود على سطحها. وبطبيعة الحال، يطرح السؤال: ماذا سيحدث للشمس عندما يحترق كل الهيدروجين الموجود في قلبها ويتحول إلى هيليوم، ومتى سيحدث هذا؟ اتضح أنه بعد حوالي 5 مليارات سنة، سينخفض ​​محتوى الهيدروجين في قلب الشمس كثيرًا بحيث يبدأ "احتراقه" في الطبقة المحيطة بالقلب. سيؤدي هذا إلى "انتفاخ" الجو الشمسي، زيادة في حجم الشمس، وانخفاض في درجة حرارة السطح وزيادة في جوهرها. وتدريجيا ستتحول الشمس إلى عملاق أحمر - نجم بارد نسبيا ذو حجم هائل يتجاوز حدود مداره. حياة الشمسلن ينتهي الأمر عند هذا الحد، بل سيخضع للعديد من التغييرات حتى يصبح في النهاية كرة غاز باردة وكثيفة، لم يعد يوجد بداخلها. التفاعلات النووية الحرارية.

هذا هو الشكل الذي ستبدو عليه الشمس تقريبًا من سطح الأرض

5 مليارات سنة، عندما يُستهلك الهيدروجين الموجود في النواة بالكامل. شمس

سوف يتحول إلى عملاق أحمر، والذي سيتم ضغط جوهره بشكل كبير،

والطبقات الخارجية في حالة تفريغ إلى حد ما.

نجمنا ضخم جدا. أنه يمكن أن تعقد حول

1,300,000 مجلد أرضي. محيط الشمس عند خط الاستواء

هو 4.37 مليون كيلومتر (على سبيل المثال، الأرض 40000 كيلومتر)

كيف تكونت الشمس

مثل كل النجوم، نشأت شمسنا نتيجة التعرض لفترات طويلة للمادة بين النجوم (الغاز والغبار). في البداية، كان النجم عبارة عن كتلة كروية تتكون أساسًا من الهيدروجين. بعد ذلك، بسبب قوى الجاذبية، بدأت ذرات الهيدروجين في الضغط على بعضها البعض، وزادت الكثافة، ونتيجة لذلك، تم تشكيل نواة مضغوطة إلى حد ما. في اللحظة التي يشتعل فيها التفاعل النووي الحراري الأول، يبدأ الميلاد الرسمي للنجم.

نجم ضخم مثل الشمس، يجب أن تكون موجودة لمدة إجمالية تبلغ حوالي 10 مليارات سنة. وهكذا، فإن الشمس الآن تقريبًا في منتصف دورة حياتها (في الوقت الحالي تبلغ عودتها حوالي 5 مليارات سنة). وفي غضون 4-5 مليار سنة سيتحول إلى نجم عملاق أحمر. ومع احتراق وقود الهيدروجين الموجود في القلب، ستتمدد قشرته الخارجية وسيتقلص القلب ويسخن. في حوالي 7.8 مليار سنةعندما تصل درجة الحرارة في القلب إلى ما يقرب من 100 مليون كسيبدأ فيه تفاعل نووي حراري لتخليق الكربون والأكسجين من الهيليوم. في هذه المرحلة من التطور، ستؤدي عدم استقرار درجة الحرارة داخل الشمس إلى حقيقة أنها ستبدأ في فقدان الكتلة والتخلص من قشرتها. ومن الواضح أن الطبقات الخارجية المتوسعة للشمس ستصل إلى المدار الحديث للأرض في هذا الوقت. وفي الوقت نفسه، تشير الدراسات إلى أنه حتى قبل هذه اللحظة، فإن فقدان الشمس لكتلتها سيؤدي إلى انتقالها إلى مدار أبعد عن الشمس، وبالتالي تجنب امتصاص الطبقات الخارجية للبلازما الشمسية.

ورغم ذلك فإن كل الماء الموجود على الأرض سيتحول إلى حالة غازية، وسيتبدد معظمه إلى الفضاء الخارجي. الزيادة في درجة حرارة الشمس خلال هذه الفترة تكون مماثلة خلال الفترة التالية 500-700 مليون سنةسيكون سطح الأرض ساخنًا جدًا بحيث لا يدعم الحياة كما نعرفها اليوم.

بعد شمسسوف تمر بمرحلة العملاق الأحمرستؤدي النبضات الحرارية إلى تمزق غلافه الخارجي وسيتشكل منه سديم كوكبي. وفي وسط هذا السديم سيبقى نجم قزم أبيض يتكون من قلب الشمس شديد الحرارة، والذي سيبرد تدريجيا ويتلاشى على مدى مليارات السنين.

تظهر الشمس طوال دورة حياتها تقريبًا
مثل النجم اللون الأصفر، مع اللمعان الذي اعتدنا عليه

تضيء الشمس كوكبنا وتدفئه، وبدون هذه الحياة سيكون من المستحيل ليس فقط للبشر، ولكن أيضا للكائنات الحية الدقيقة. نجمنا هو المحرك الرئيسي (وإن لم يكن الوحيد) للعمليات التي تحدث على الأرض. لكن الأرض لا تتلقى فقط الحرارة والضوء من الشمس. أنواع مختلفة من الإشعاع الشمسي وتدفقات الجسيمات لها تأثير مستمر على حياتها. ترسل الشمس موجات كهرومغناطيسية إلى الأرض من جميع مناطق الطيف - من موجات الراديو متعددة الكيلومترات إلى أشعة جاما. تصل أيضًا إلى الغلاف الجوي للكوكب جزيئات مشحونة ذات طاقات مختلفة - عالية (الأشعة الكونية الشمسية، ومنخفضة ومتوسطة (تدفقات الرياح الشمسية، والانبعاثات الناتجة عن التوهجات). ومع ذلك، يدخل جزء صغير جدًا من الجزيئات المشحونة من الفضاء بين الكواكب ( أما الباقي فيحرف أو يؤخر المجال المغنطيسي الأرضي) لكن طاقتهم كافية لإحداث الشفق القطبي والإزعاج حقل مغناطيسيمن كوكبنا.

شمستقع من على مسافة 149.6 مليون كم. وهذه الكمية في علم الفلك هي التي تسمى عادة بالوحدة الفلكية (أ). إذا انطفأ نجمنا فجأة في هذه اللحظة، فلن نعرف ذلك لمدة تصل إلى 8.5 دقيقة - وهذا هو بالضبط الوقت الذي يستغرقه ضوء الشمس للانتقال من الشمس إلى الأرض بسرعة 300000 كم/ثانية. موقعنا هو الأكثر ملاءمة للحفاظ على المناخ اللازم لولادة الحياة البيولوجية. ولو كانت الأرض أقرب قليلاً إلى الشمس مما هي عليه الآن، لكان كوكبنا قد احترق من الحرارة، ولتعطلت دورة المياه في الطبيعة، ولتوقفت جميع الكائنات الحية عن الوجود. في ذلك الوقت، سيتميز بعد الكوكب عن الشمس بانخفاض لا يصدق في درجة الحرارة، وتجمد الماء، وظهور كوكب جديد. العصر الجليدى. الأمر الذي سيؤدي في النهاية إلى الانقراض الكامل لجميع الكائنات الحية على هذا الكوكب.

>مما تتكون الشمس؟

اكتشف، مما تتكون الشمس: وصف هيكل وتكوين النجم، قائمة العناصر الكيميائية، عدد وخصائص الطبقات مع الصور، الرسم التخطيطي.

ومن الأرض تظهر الشمس على شكل كرة ملساء من النار، وقبل اكتشاف مركبة غاليليو الفضائية للبقع الشمسية، كان العديد من علماء الفلك يعتقدون أن شكلها مثالي وخالي من العيوب. الآن نحن نعرف ذلك تتكون الشمسمن عدة طبقات، مثل الأرض، تؤدي كل منها وظيفتها الخاصة. هذا الهيكل الضخم الذي يشبه فرن الشمس هو المورد لكل الطاقة اللازمة للحياة الأرضية على الأرض.

ما هي العناصر التي تتكون منها الشمس؟

إذا تمكنت من تفكيك النجم ومقارنة العناصر المكونة له، فسوف تدرك أن التركيبة تتكون من 74% هيدروجين و24% هيليوم. كما أن الشمس تتكون من 1% أكسجين، والـ1% المتبقية كذلك العناصر الكيميائيةالجداول الدورية، مثل الكروم، والكالسيوم، والنيون، والكربون، والمغنيسيوم، والكبريت، والسيليكون، والنيكل، والحديد. يعتقد علماء الفلك أن العنصر الأثقل من الهيليوم هو معدن.

كيف نشأت كل هذه العناصر المكونة للشمس؟ أنتج الانفجار الكبير الهيدروجين والهيليوم. في بداية تكوين الكون، ظهر العنصر الأول وهو الهيدروجين الجسيمات الأولية. وبسبب ارتفاع درجة الحرارة والضغط، كانت الظروف في الكون مشابهة لتلك الموجودة في قلب النجم. وفي وقت لاحق، تم دمج الهيدروجين وتكوين الهيليوم بينما كان للكون درجة الحرارة العالية المطلوبة لحدوث تفاعل الاندماج. إن النسب الموجودة للهيدروجين والهيليوم الموجودة في الكون تطورت الآن بعد الانفجار الكبير ولم تتغير.

يتم إنشاء العناصر المتبقية من الشمس في نجوم أخرى. في قلب النجوم، تحدث عملية تخليق الهيدروجين إلى الهيليوم باستمرار. وبعد إنتاج كل الأكسجين الموجود في القلب، يتحولون إلى الاندماج النووي للعناصر الأثقل مثل الليثيوم والأكسجين والهيليوم. العديد من المعادن الثقيلة الموجودة في الشمس تكونت في نجوم أخرى في نهاية حياتهم.

أثقل العناصر، الذهب واليورانيوم، تشكلت عندما انفجرت نجوم أكبر بعدة مرات من شمسنا. وفي جزء من الثانية من تشكل الثقب الأسود، اصطدمت العناصر بسرعة عالية وتشكلت العناصر الأثقل. أدى الانفجار إلى انتشار هذه العناصر في جميع أنحاء الكون، حيث ساعدت في تكوين نجوم جديدة.

جمعت شمسنا العناصر التي نتجت عن الانفجار الكبير، وعناصر من النجوم المحتضرة، والجسيمات التي نشأت نتيجة انفجارات النجوم الجديدة.

ما هي الطبقات التي تتكون منها الشمس؟

للوهلة الأولى تبدو الشمس مجرد كرة مكونة من الهيليوم والهيدروجين، لكن عند دراسة أعمق يتبين أنها تتكون من طبقات مختلفة. عند التحرك نحو القلب، تزداد درجة الحرارة والضغط، ونتيجة لذلك يتم إنشاء الطبقات، لأنه في ظل ظروف مختلفة، يكون للهيدروجين والهيليوم خصائص مختلفة.

النواة الشمسية

لنبدأ حركتنا عبر الطبقات من قلب الشمس إلى الطبقة الخارجية. في الطبقة الداخلية للشمس - قلب الشمس، تكون درجة الحرارة والضغط مرتفعين جدًا، مما يؤدي إلى الاندماج النووي. تنتج الشمس ذرات الهيليوم من الهيدروجين، ونتيجة لهذا التفاعل يتشكل الضوء والحرارة، اللذان يصلان. ومن المتعارف عليه أن درجة حرارة الشمس تبلغ حوالي 13.600.000 درجة كلفن، وأن كثافة نواة الشمس أعلى بـ 150 مرة من كثافة الماء.

ويعتقد العلماء والفلكيون أن نواة الشمس تصل إلى حوالي 20% من طول نصف قطر الشمس. وداخل النواة، يؤدي ارتفاع درجة الحرارة والضغط إلى تفكك ذرات الهيدروجين إلى بروتونات ونيوترونات وإلكترونات. وتحولها الشمس إلى ذرات الهيليوم، على الرغم من حالتها الطافية.

ويسمى هذا التفاعل الطارد للحرارة. عندما يحدث هذا التفاعل، فإنه يطلق عدد كبير منحرارة تساوي 389 × 10 31 ج. في الثانية.

منطقة إشعاع الشمس

تنشأ هذه المنطقة عند الحدود الأساسية (20% من نصف قطر الشمس)، ويصل طولها إلى 70% من نصف قطر الشمس. يوجد داخل هذه المنطقة مادة شمسية، وهي في تكوينها كثيفة وساخنة للغاية، لذلك يمر الإشعاع الحراري من خلالها دون فقدان الحرارة.

يحدث تفاعل الاندماج النووي داخل قلب الشمس - مما يؤدي إلى تكوين ذرات الهيليوم نتيجة اندماج البروتونات. ينتج عن هذا التفاعل كمية كبيرة من إشعاع جاما. وفي هذه العملية تنبعث فوتونات من الطاقة، ثم تمتص في منطقة الإشعاع وتنبعث مرة أخرى بواسطة الجسيمات المختلفة.

يُطلق على مسار الفوتون عادةً اسم "المشي العشوائي". وبدلا من التحرك في مسار مستقيم إلى سطح الشمس، يتحرك الفوتون في نمط متعرج. ونتيجة لذلك، يستغرق كل فوتون ما يقرب من 200000 سنة للتغلب على منطقة إشعاع الشمس. عند الانتقال من جسيم إلى جسيم آخر، يفقد الفوتون الطاقة. وهذا أمر جيد للأرض، لأننا لا نستطيع أن نستقبل سوى إشعاع غاما القادم من الشمس. يحتاج الفوتون الذي يدخل الفضاء إلى 8 دقائق للوصول إلى الأرض.

يحتوي عدد كبير من النجوم على مناطق إشعاع، وتعتمد أحجامها بشكل مباشر على حجم النجم. كلما كان النجم أصغر، كلما كانت المناطق أصغر، والتي ستشغل منطقة الحمل الحراري معظمها. أصغر النجوم قد تفتقر إلى مناطق الإشعاع، وسوف تصل منطقة الحمل الحراري إلى المسافة إلى القلب. على الأكثر النجوم الكباروالوضع هو العكس، حيث تمتد منطقة الإشعاع إلى السطح.

منطقة الحمل الحراري

تقع منطقة الحمل الحراري خارج المنطقة الإشعاعية، حيث تتدفق حرارة الشمس الداخلية عبر أعمدة من الغاز الساخن.

تقريبا كل النجوم لديها مثل هذه المنطقة. بالنسبة لشمسنا، فهي تمتد من 70% من نصف قطر الشمس إلى السطح (الغلاف الضوئي). يسخن الغاز الموجود في أعماق النجم، بالقرب من القلب، ويصعد إلى السطح، مثل فقاعات الشمع في المصباح. عند الوصول إلى سطح النجم، يحدث فقدان للحرارة، وعندما يبرد، يهبط الغاز مرة أخرى نحو المركز، ويستعيد الطاقة الحرارية. على سبيل المثال، يمكنك إحضار وعاء من الماء المغلي على النار.

سطح الشمس يشبه التربة الرخوة. وهذه المخالفات عبارة عن أعمدة من الغاز الساخن الذي يحمل الحرارة إلى سطح الشمس. يصل عرضها إلى 1000 كيلومتر، ويصل زمن التشتت إلى 8-20 دقيقة.

ويعتقد علماء الفلك أن النجوم ذات الكتلة المنخفضة، مثل الأقزام الحمراء، ليس لديها سوى منطقة الحمل الحراري التي تمتد إلى القلب. ليس لديهم منطقة إشعاعية لا يمكن قولها عن الشمس.

الفوتوسفير

الطبقة الوحيدة من الشمس التي يمكن رؤيتها من الأرض هي . وتحت هذه الطبقة، تصبح الشمس معتمة، ويستخدم علماء الفلك طرقًا أخرى لدراسة الجزء الداخلي من نجمنا. تصل درجات حرارة السطح إلى 6000 كلفن ويتوهج باللون الأصفر والأبيض، ويمكن رؤيته من الأرض.

يقع الغلاف الجوي للشمس خلف الغلاف الضوئي. يسمى الجزء من الشمس الذي يمكن رؤيته أثناء كسوف الشمس.

هيكل الشمس في الرسم التخطيطي

ناسا وضعت خصيصا ل الاحتياجات التعليميةتمثيل تخطيطي لبنية وتكوين الشمس، مع الإشارة إلى درجة الحرارة لكل طبقة:

• (الأشعة المرئية والأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية) – وهي الإشعاعات المرئية والأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية. الإشعاع المرئي هو الضوء الذي نراه قادمًا من الشمس. الأشعة تحت الحمراء هي الحرارة التي نشعر بها. الأشعة فوق البنفسجية هي الإشعاع الذي يمنحنا السمرة. وتنتج الشمس هذه الإشعاعات في وقت واحد.
• (الغلاف الضوئي 6000 كلفن) – الغلاف الضوئي هو الطبقة العليا من الشمس، أي سطحها. درجة الحرارة 6000 كلفن تعادل 5700 درجة مئوية.
• الانبعاثات الراديوية (الانبعاثات الراديوية العابرة) - بالإضافة إلى الإشعاع المرئي، الأشعة تحت الحمراءوالأشعة فوق البنفسجية، ترسل الشمس انبعاثات راديوية اكتشفها علماء الفلك باستخدام التلسكوب الراديوي. وبحسب عدد البقع الشمسية، فإن هذا الانبعاث يتزايد ويتناقص.
• الثقب الإكليلي - هذه هي الأماكن الموجودة على الشمس حيث تكون كثافة البلازما منخفضة في الإكليل، ونتيجة لذلك يكون أغمق وأبرد.
• 2100000 كلفن (2100000 كلفن) - منطقة إشعاع الشمس لديها درجة الحرارة هذه.
• منطقة الحمل الحراري/الحمل المضطرب (عبر منطقة الحمل الحراري/الحمل المضطرب) - هذه هي الأماكن الموجودة على الشمس حيث يتم نقل الطاقة الحرارية للنواة عن طريق الحمل الحراري. تصل أعمدة البلازما إلى السطح، وتتخلى عن حرارتها، وتندفع مرة أخرى إلى الأسفل لتسخن مرة أخرى.
• الحلقات الإكليلية (الحلقات الإكليلية) هي حلقات تتكون من البلازما الموجودة في الغلاف الجوي الشمسي، وتتحرك على طول الخطوط المغناطيسية. وهي تبدو وكأنها أقواس ضخمة تمتد من السطح لعشرات الآلاف من الكيلومترات.
• اللب (القلب) هو قلب الشمس الذي يحدث فيه الاندماج النووي باستخدام درجة الحرارة والضغط العاليين. كل الطاقة الشمسية تأتي من القلب.
• 14,500,000 كلفن (لكل 14,500,000 كلفن) – درجة حرارة قلب الشمس.
• المنطقة الإشعاعية (منطقة الإشعاع العابرة) - طبقة من الشمس تنتقل فيها الطاقة باستخدام الإشعاع. يتغلب الفوتون على منطقة الإشعاع التي تتجاوز 200000 ويذهب إلى الفضاء الخارجي.
• النيوترينوات (النيوترينوات العابرة للحدود) هي جسيمات صغيرة تكاد لا تذكر تنبعث من الشمس نتيجة لتفاعل الاندماج النووي. تمر مئات الآلاف من النيوترينوات عبر جسم الإنسان كل ثانية، لكنها لا تسبب لنا أي ضرر، ولا نشعر بها.
• التوهج الكروموسفيري (يُترجم على أنه التوهج الكروموسفيري) - يمكن للمجال المغناطيسي لنجمنا أن يلتوي ثم ينكسر فجأة إلى أشكال مختلفة. ونتيجة لانقطاع المجالات المغناطيسية، تظهر توهجات قوية من الأشعة السينية من سطح الشمس.
• حلقة المجال المغناطيسي - يقع المجال المغناطيسي للشمس فوق الغلاف الضوئي ويمكن رؤيته عندما تتحرك البلازما الساخنة على طول الخطوط المغناطيسية في الغلاف الجوي للشمس.
• البقعة – البقع الشمسية (البقع الشمسية العابرة) – هي أماكن على سطح الشمس تمر فيها المجالات المغناطيسية عبر سطح الشمس، وتكون درجة الحرارة أقل، وغالبًا ما تكون على شكل حلقة.
• الجسيمات النشطة (الجسيمات النشطة العابرة) - تأتي من سطح الشمس، مما يؤدي إلى خلق الرياح الشمسية. وفي العواصف الشمسية تصل سرعتها إلى سرعة الضوء.
• الأشعة السينية (تترجم إلى الأشعة السينية) هي أشعة غير مرئية للعين البشرية والتي تتشكل أثناء التوهجات الشمسية.
• البقع المضيئة والمناطق المغناطيسية قصيرة العمر (البقع المضيئة والمناطق المغناطيسية قصيرة العمر) - بسبب اختلاف درجات الحرارة تظهر بقع لامعة ومعتمة على سطح الشمس.

شمس
النجم الذي تدور حوله الأرض والكواكب الأخرى في النظام الشمسي. تلعب الشمس دورًا استثنائيًا للإنسانية باعتبارها المصدر الأساسي لمعظم أنواع الطاقة. الحياة كما نعرفها لن تكون ممكنة إذا أشرقت الشمس قليلاً أو أضعف قليلاً. الشمس عبارة عن نجم صغير نموذجي، هناك المليارات منها. ولكن نظرًا لقربها منا، فهي فقط تسمح لعلماء الفلك بدراسة البنية الفيزيائية للنجم والعمليات التي تحدث على سطحه بالتفصيل، وهو أمر لا يمكن تحقيقه عمليًا بالنسبة للنجوم الأخرى حتى باستخدام أقوى التلسكوبات. مثل النجوم الأخرى، الشمس عبارة عن كرة غازية ساخنة، معظمها يتكون من الهيدروجين، مضغوطة بواسطة جاذبيتها. تولد الطاقة المنبعثة من الشمس في أعماقها أثناء التفاعلات النووية الحرارية التي تحول الهيدروجين إلى هيليوم. تتسرب هذه الطاقة إلى الفضاء من الغلاف الضوئي - وهي طبقة رقيقة من السطح الشمسي. يوجد فوق الغلاف الضوئي الغلاف الجوي الخارجي للشمس - الإكليل، الذي يمتد على العديد من أنصاف أقطار الشمس ويندمج مع الوسط بين الكواكب. ولأن الغاز الموجود في الإكليل نادر جدًا، فإن توهجه ضعيف للغاية. عادةً ما يكون الإكليل غير مرئي على خلفية سماء النهار الساطعة، ويصبح مرئيًا فقط أثناء الكسوف الكلي للشمس. تتناقص كثافة الغاز بشكل رتيب من مركز الشمس إلى محيطها، وتصل درجة الحرارة إلى 16 مليون كلفن في المركز، وتنخفض إلى 5800 كلفن في الغلاف الضوئي، ولكنها ترتفع مرة أخرى إلى 2 مليون كلفن في الإكليل. تُسمى الطبقة الانتقالية بين الغلاف الضوئي والهالة، والتي تُلاحظ على شكل حافة حمراء ساطعة أثناء الكسوف الكلي للشمس، بالكروموسفير. الشمس لديها دورة نشاط مدتها 11 عاما. خلال هذه الفترة، عدد البقع الشمسية (المناطق المظلمة في الغلاف الضوئي)، والتوهجات (سطوع غير متوقع في الكروموسفير) والبروز (السحب الكثيفة والباردة من الهيدروجين المتكثف في الإكليل) يزداد ويتناقص مرة أخرى. وفي هذا المقال سنتحدث عن المناطق والظواهر المذكورة أعلاه على الشمس. بعد وصف مختصرالشمس كنجم سنناقش تركيبها الداخلي، ثم الغلاف الضوئي، والكروموسفير، والتوهجات، والشروق، والإكليل.
الشمس مثل النجم.وتقع الشمس في أحد الأذرع الحلزونية للمجرة على مسافة تزيد عن نصف نصف قطر المجرة من مركزها. تدور الشمس مع النجوم المجاورة حول مركز المجرة في فترة زمنية تقريبية. 240 مليون سنة. الشمس هي قزم أصفر من الفئة الطيفية G2 V، تنتمي إلى التسلسل الرئيسي على مخطط هيرتزسبرونج-راسل. وترد الخصائص الرئيسية للشمس في الجدول. 1. لاحظ أنه على الرغم من أن الشمس غازية حتى المركز، إلا أن متوسط ​​كثافتها (1.4 جم/سم3) يفوق كثافة الماء، وفي مركز الشمس أعلى بكثير حتى من كثافة الذهب أو البلاتين، والتي لديها كثافة تقريبا. 20 جم/سم3. سطح الشمس عند درجة حرارة 5800 كلفن يصدر 6.5 كيلووات/سم2. تدور الشمس حول محور في اتجاه الدوران العام للكواكب. ولكن بما أن الشمس ليست كذلك صلبتدور مناطق مختلفة من غلافها الضوئي بسرعات مختلفة: فترة الدوران عند خط الاستواء هي 25 يومًا، وعند خط عرض 75 درجة - 31 يومًا.

الجدول 1.
خصائص الشمس

الهيكل الداخلي للشمس
وبما أننا لا نستطيع مراقبة الجزء الداخلي من الشمس بشكل مباشر، فإن معرفتنا ببنيتها تعتمد على الحسابات النظرية. معرفة كتلة الشمس ونصف قطرها ولمعانها من خلال الملاحظات، لحساب بنيتها، من الضروري وضع افتراضات حول عمليات توليد الطاقة، وآليات نقلها من القلب إلى السطح و التركيب الكيميائيمواد. تشير الأدلة الجيولوجية إلى أن لمعان الشمس لم يتغير بشكل ملحوظ خلال مليارات السنين القليلة الماضية. ما هو مصدر الطاقة الذي يمكن أن يحافظ عليه لفترة طويلة؟ عمليات الاحتراق الكيميائي التقليدية ليست مناسبة لهذا الغرض. حتى ضغط الجاذبية، وفقًا لحسابات كلفن وهيلمهولتز، يمكنه الحفاظ على وهج الشمس لمدة تقريبية فقط. 100 مليون سنة. تم حل هذه المشكلة في عام 1939 بواسطة G. Bethe: مصدر الطاقة الشمسية هو التحول النووي الحراري للهيدروجين إلى الهيليوم. نظرًا لأن كفاءة العملية النووية الحرارية عالية جدًا، وتتكون الشمس بالكامل تقريبًا من الهيدروجين، فقد أدى ذلك إلى حل المشكلة تمامًا. اثنين العملية النوويةتوفير لمعان الشمس: تفاعل البروتون والبروتون ودورة الكربون والنيتروجين (انظر أيضًا النجوم). يؤدي تفاعل بروتون-بروتون إلى تكوين نواة الهيليوم من أربع نوى هيدروجين (بروتونات) مع إطلاق 4.3×10-5 إرج من الطاقة على شكل أشعة غاما واثنين من البوزيترونات واثنين من النيوترينوات لكل نواة هيليوم. يوفر هذا التفاعل 90% من سطوع الشمس. ويستغرق الأمر 1010 سنوات حتى يتحول كل الهيدروجين الموجود في قلب الشمس إلى هيليوم. في عام 1968، بدأ ر. ديفيس وزملاؤه في قياس تدفق النيوترينوات الناتجة أثناء التفاعلات النووية الحرارية في قلب الشمس. وكان هذا أول اختبار تجريبي لنظرية مصدر الطاقة الشمسية. تتفاعل النيوترينوات بشكل ضعيف جدًا مع المادة، لذا فهي تغادر أعماق الشمس بحرية وتصل إلى الأرض. ولكن لنفس السبب، من الصعب للغاية التسجيل بالأدوات. وعلى الرغم من تحسن المعدات وتحسين النموذج الشمسي، إلا أن تدفق النيوترينو المرصود لا يزال أقل بثلاث مرات من المتوقع. هناك عدة تفسيرات محتملة: إما أن التركيب الكيميائي لنواة الشمس ليس هو نفس التركيب الكيميائي لسطحها؛ أو أن النماذج الرياضية للعمليات التي تحدث في القلب ليست دقيقة تمامًا؛ أو في الطريق من الشمس إلى الأرض، يغير النيوترينو خصائصه. نحتاج الي المزيد من الأبحاث في هذا النطاق.
أنظر أيضاعلم الفلك النيوتريني. في نقل الطاقة من باطن الشمس إلى السطح، يلعب الإشعاع الدور الرئيسي، والحمل الحراري له أهمية ثانوية، والتوصيل الحراري ليس مهما على الإطلاق. عند درجات الحرارة المرتفعة في باطن الشمس، يتم تمثيل الإشعاع بشكل رئيسي بواسطة الأشعة السينية ذات الطول الموجي 2-10. يلعب الحمل الحراري دورًا مهمًا في المنطقة الوسطى من القلب وفي الطبقة الخارجية الواقعة مباشرة أسفل الغلاف الضوئي. في عام 1962، اكتشف الفيزيائي الأمريكي ر. لايتون أن أجزاء من سطح الشمس تهتز عموديًا بفترة زمنية تقريبية. 5 دقائق. أظهرت حسابات R. Ulrich و K. Wolf أن الموجات الصوتية المثارة بهذه الطريقة يمكن أن تظهر نفسها الحركات المضطربةالغاز في منطقة الحمل الحراري الموجودة أسفل الغلاف الضوئي. فيه، كما هو الحال في أنبوب الأرغن، يتم تضخيم الأصوات التي يتناسب طولها الموجي تمامًا مع سمك المنطقة. في عام 1974، أكد العالم الألماني ف. ديبنر بشكل تجريبي حسابات أولريش وولف. منذ ذلك الحين، أصبحت مراقبة التذبذبات لمدة 5 دقائق وسيلة قوية لدراسة البنية الداخلية للشمس. وبتحليلها أمكن معرفة ما يلي: 1) سمك منطقة الحمل الحراري تقريبًا. 27% من نصف قطر الشمس؛ 2) ربما يدور قلب الشمس بشكل أسرع من سطحها؛ 3) محتوى الهيليوم داخل الشمس تقريبًا. 40% بالوزن. كما تم الإبلاغ عن ملاحظات التذبذبات بفترات تتراوح بين 5 و 160 دقيقة. يمكن لهذه الموجات الصوتية الأطول أن تخترق أعمق داخل الشمس، مما سيساعد على فهم بنية باطن الشمس وربما حل مشكلة نقص النيوترينو الشمسي.
جو الشمس
الفوتوسفير.وهي طبقة شفافة تبلغ سماكتها عدة مئات من الكيلومترات، وتمثل السطح "المرئي" للشمس. نظرًا لأن الغلاف الجوي أعلاه شفاف عمليًا، فإن الإشعاع، الذي يصل إلى الغلاف الضوئي من الأسفل، يتركه بحرية ويذهب إلى الفضاء. وبدون القدرة على امتصاص الطاقة، يجب أن تكون الطبقات العليا من الغلاف الضوئي أكثر برودة من الطبقات السفلية. يمكن رؤية الدليل على ذلك في صور الشمس: في مركز القرص، حيث يكون سمك الغلاف الضوئي على طول خط الرؤية في حده الأدنى، يكون أكثر سطوعًا وزرقة مما هو عليه عند الحافة (على "الطرف") من الشمس. القرص. في عام 1902، أكدت الحسابات التي أجراها إيه شوستر، وبعد ذلك إي. ميلن وإدنجتون، أن اختلاف درجة الحرارة في الغلاف الضوئي يضمن انتقال الإشعاع عبر الغاز الشفاف من الطبقات السفلية إلى الطبقات العليا . المادة الرئيسية التي تمتص الضوء وتعيد بعثه في الغلاف الضوئي هي أيونات الهيدروجين السالبة (ذرات الهيدروجين المرتبطة بإلكترون إضافي).
طيف فراونهوفر.يمتلك ضوء الشمس طيفًا مستمرًا مع خطوط امتصاص اكتشفها جي فراونهوفر عام 1814؛ وتشير إلى أنه بالإضافة إلى الهيدروجين، توجد العديد من العناصر الكيميائية الأخرى في الغلاف الجوي الشمسي. تتشكل خطوط الامتصاص في الطيف لأن الذرات الموجودة في الطبقات العليا الباردة من الغلاف الضوئي تمتص الضوء القادم من الأسفل عند أطوال موجية معينة، ولا تبعثه بكثافة مثل الطبقات السفلية الساخنة. يعتمد توزيع السطوع داخل خط فراونهوفر على عدد وحالة الذرات المنتجة له، أي. على التركيب الكيميائي والكثافة ودرجة حرارة الغاز. ولذلك، فإن التحليل التفصيلي لطيف فراونهوفر يجعل من الممكن تحديد الظروف في الغلاف الضوئي وتركيبه الكيميائي (الجدول 2). الجدول 2.
التركيب الكيميائي للغلاف الضوئي للشمس
عنصر لوغاريتم العدد النسبي للذرات

الهيدروجين _________12.00
هيليوم ___________11.20
الكربون __________8.56
النيتروجين _____________7.98
الأكسجين _________9.00
الصوديوم ___________6.30
المغنيسيوم ___________7.28
الألومنيوم _________6.21
السيليكون __________7.60
الكبريت _____________7.17
الكالسيوم __________6.38
كروم _____________6.00
الحديد____________6.76

العنصر الأكثر وفرة بعد الهيدروجين هو الهيليوم، الذي ينتج خطًا واحدًا فقط في الطيف البصري. لذلك، لا يتم قياس محتوى الهيليوم في الغلاف الضوئي بدقة شديدة، ويتم الحكم عليه من خلال أطياف الغلاف اللوني. لم يتم ملاحظة أي اختلافات في التركيب الكيميائي في الغلاف الجوي الشمسي.
أنظر أيضايتراوح .
تحبيب.تُظهر صور الغلاف الضوئي الملتقطة بالضوء الأبيض في ظل ظروف مراقبة جيدة جدًا نقاطًا مضيئة صغيرة - "حبيبات"، مفصولة بمساحات داكنة. أقطار الحبيبات تقريبا. 1500 كم. تظهر وتختفي باستمرار، وتستمر لمدة 5-10 دقائق. لقد اشتبه علماء الفلك منذ فترة طويلة في أن تحبيب الغلاف الضوئي يرتبط بحركات الحمل الحراري للغاز المسخن من الأسفل. أثبتت القياسات الطيفية التي أجراها جي بيكرز أنه في مركز الحبيبة، يطفو الغاز الساخن إلى الأعلى بسرعة. نعم. 0.5 كم/ثانية؛ ثم ينتشر على الجانبين ويبرد ويسقط ببطء على طول الحدود المظلمة للحبيبات.
التحبيب الفائق.اكتشف R. Leighton أن الغلاف الضوئي مقسم أيضًا إلى خلايا أكبر بكثير يبلغ قطرها تقريبًا. 30.000 كم - "حبيبات فائقة". يعكس التحبيب الفائق حركة المادة في منطقة الحمل الحراري تحت الغلاف الضوئي. وفي وسط الخلية، يرتفع الغاز إلى السطح، وينتشر على الجوانب بسرعة حوالي 0.5 كم/ث، ويهبط عند أطرافه؛ تعيش كل خلية لمدة يوم تقريبًا. إن حركة الغاز في الحبيبات الفائقة تغير باستمرار بنية المجال المغناطيسي في الغلاف الضوئي والكروموسفير. يعتبر الغاز الضوئي موصلاً جيداً للكهرباء (نظراً لأن بعض ذراته تتأين)، فتبدو خطوط المجال المغناطيسي متجمدة فيه وتنقلها حركة الغاز إلى حدود الحبيبات الفائقة حيث تتركز ويتشكل المجال. تزداد القوة.
بقع الشمس.في عام 1908، اكتشف جيه هيل مجالًا مغناطيسيًا قويًا في البقع الشمسية، ينبثق من الداخل إلى السطح. إن تحريضه المغناطيسي كبير جدًا (يصل إلى عدة آلاف من غاوس) لدرجة أن الغاز المتأين نفسه يضطر إلى إخضاع حركته لتكوين المجال؛ وفي البقع يمنع الحقل اختلاط الحمل الحراري للغاز مما يسبب تبريده. ولذلك، فإن الغاز الموجود في البقعة الشمسية أكثر برودة من غاز الغلاف الضوئي المحيط به ويبدو أغمق. عادةً ما يكون للبقع قلب داكن - "ظل" - ويحيط به "ظل ناقص" أفتح. عادة، تكون درجة حرارتها أقل بمقدار 1500 و400 كلفن، على التوالي، مما هي عليه في الغلاف الضوئي المحيط بها.

تبدأ البقعة نموها من "مسام" صغير داكن يبلغ قطره 1500 كيلومتر. وتختفي معظم المسام خلال يوم واحد، لكن البقع التي تنمو منها تستمر لأسابيع ويصل قطرها إلى 30 ألف كيلومتر. تفاصيل نمو البقع الشمسية واضمحلالها ليست مفهومة بشكل كامل. على سبيل المثال، ليس من الواضح ما إذا كانت الأنابيب المغناطيسية للبقعة مضغوطة بفعل الحركة الأفقية للغاز أو ما إذا كانت جاهزة “للخروج” من تحت السطح. اكتشف R. Howard وJ. Harvey في عام 1970 أن البقع تتحرك في اتجاه الدوران العام للشمس بشكل أسرع من الغلاف الضوئي المحيط بها (حوالي 140 م/ث). يشير هذا إلى أن البقع مرتبطة بطبقات تحت الغلاف الضوئي التي تدور بشكل أسرع من السطح المرئي للشمس. عادة، يتم دمج من 2 إلى 50 نقطة في مجموعة، وغالبا ما يكون لها هيكل ثنائي القطب: في أحد طرفي المجموعة توجد بقع ذات قطبية مغناطيسية واحدة، وفي الطرف الآخر - العكس. ولكن هناك أيضًا مجموعات متعددة الأقطاب. يتغير عدد البقع الشمسية على القرص الشمسي بانتظام خلال فترة تقارب . 11 سنة. وفي بداية كل دورة، تظهر بقع جديدة عند خطوط العرض الشمسية العالية (± 50 درجة). ومع تطور الدورة وازدياد عدد البقع الشمسية، فإنها تظهر عند خطوط عرض أقل فأدنى. تتميز نهاية الدورة بولادة واضمحلال العديد من البقع الشمسية بالقرب من خط الاستواء (± 10°). خلال الدورة، تتمتع معظم البقع "الرائدة" (الغربية) في المجموعات ثنائية القطب بنفس القطبية المغناطيسية، والتي تختلف في نصفي الكرة الشمالي والجنوبي للشمس. وفي الدورة التالية، يتم عكس قطبية النقاط الرائدة. ولهذا السبب يتحدثون غالبًا عن دورة كاملة مدتها 22 عامًا النشاط الشمسي. ولا يزال هناك الكثير من الغموض في طبيعة هذه الظاهرة.
المجالات المغناطيسية.في الغلاف الضوئي، يُلاحظ وجود مجال مغناطيسي بتحريض يزيد عن 50 جيجا فقط في البقع الشمسية، وفي المناطق النشطة المحيطة بالبقع، وأيضًا عند حدود الحبيبات الفائقة. لكن L. Stenflo و J. Harvey وجدوا مؤشرات غير مباشرة على أن المجال المغناطيسي للغلاف الضوئي يتركز فعليًا في أنابيب رفيعة يبلغ قطرها 100-200 كيلومتر، حيث يتراوح تحريضها من 1000 إلى 2000 غاوس. تختلف المناطق النشطة مغناطيسيًا عن المناطق الهادئة فقط في عدد الأنابيب المغناطيسية لكل وحدة سطحية. ومن المحتمل أن يتولد المجال المغناطيسي الشمسي في أعماق منطقة الحمل الحراري، حيث يقوم الغاز المغلي بتحريف المجال الأولي الضعيف إلى حبال مغناطيسية قوية. يقوم الدوران التفاضلي للمادة بترتيب هذه الحزم على طول خطوط متوازية، وعندما يصبح المجال فيها قويًا بدرجة كافية، فإنها تطفو إلى أعلى في الغلاف الضوئي، وتتكسر لأعلى في أقواس منفصلة. ربما هذه هي الطريقة التي تولد بها البقع، على الرغم من أنه لا يزال هناك الكثير من عدم اليقين بشأن هذا الأمر. تمت دراسة عملية تسوس البقع بشكل كامل. تلتقط الحبيبات الفائقة العائمة عند حواف المنطقة النشطة الأنابيب المغناطيسية وتفصلها عن بعضها البعض. تدريجيا يضعف المجال العام. يؤدي الاتصال العرضي للأنابيب ذات القطبية المعاكسة إلى تدميرها المتبادل.
كروموسفير. بين الغلاف الضوئي البارد والكثيف نسبيًا والإكليل الحار المتخلخل يوجد الغلاف اللوني. عادةً ما يكون الضوء الخافت للكروموسفير غير مرئي على خلفية الغلاف الضوئي الساطع. ويمكن رؤيته على شكل شريط ضيق فوق طرف الشمس عندما يكون الغلاف الضوئي مغلقا طبيعيا (وقت الكسوف الكلي للشمس) أو صناعيا (في تلسكوب خاص - كوروناغراف). يمكن أيضًا دراسة الكروموسفير على كامل القرص الشمسي إذا تم إجراء عمليات الرصد في نطاق طيفي ضيق (حوالي 0.5) بالقرب من مركز خط امتصاص قوي. تعتمد هذه الطريقة على حقيقة أنه كلما زاد الامتصاص، كلما كان العمق الذي تخترق فيه نظرتنا الغلاف الجوي الشمسي أقل عمقًا. لمثل هذه الملاحظات، يتم استخدام مخطط طيفي لتصميم خاص - جهاز قياس الطيف الضوئي. تُظهِر المخططات الطيفية الشمسية أن الغلاف اللوني غير متجانس: فهو أكثر سطوعًا فوق البقع الشمسية وعلى طول حدود الحبيبات الفائقة. نظرًا لأنه في هذه المناطق يتم تقوية المجال المغناطيسي، فمن الواضح أنه بمساعدته يتم نقل الطاقة من الغلاف الضوئي إلى الغلاف اللوني. ومن المحتمل أن يكون محمولاً بواسطة موجات صوتية تثيرها الحركة المضطربة للغاز في الحبيبات. لكن آليات تسخين الكروموسفير ليست مفهومة بالتفصيل بعد. ينبعث الكروموسفير بقوة في نطاق الأشعة فوق البنفسجية الصلبة (500-2000)، والذي لا يمكن الوصول إليه للمراقبة من سطح الأرض. منذ أوائل الستينيات، تم إجراء العديد من القياسات المهمة للأشعة فوق البنفسجية من الغلاف الجوي العلوي للشمس باستخدام الصواريخ والأقمار الصناعية على ارتفاعات عالية. تم العثور في طيفه على أكثر من 1000 خط انبعاث لعناصر مختلفة، بما في ذلك خطوط الكربون المتأين المتعدد والنيتروجين والأكسجين، بالإضافة إلى السلسلة الرئيسية من أيون الهيدروجين والهيليوم والهيليوم. وأظهرت دراسة هذه الأطياف أن الانتقال من الكروموسفير إلى الإكليل يحدث على مدى 100 كيلومتر فقط، حيث ترتفع درجة الحرارة من 50.000 إلى 2.000.000 كلفن. وتبين أن تسخين الكروموسفير يحدث بشكل كبير من الإكليل بالحرارة التوصيل. بالقرب من مجموعات البقع الشمسية في الغلاف الشمسي، يتم ملاحظة هياكل ليفية مشرقة ومظلمة، وغالبًا ما تكون ممدودة في اتجاه المجال المغناطيسي. فوق 4000 كيلومتر، تظهر تكوينات غير مستوية وخشنة، وتتطور بسرعة كبيرة. عند مراقبة الطرف الموجود في مركز خط بالمر الأول للهيدروجين (Ha)، يمتلئ الغلاف اللوني عند هذه الارتفاعات بالعديد من الشويكات - وهي سحب رفيعة وطويلة من الغاز الساخن. لا يُعرف سوى القليل عنهم. قطر الشويكة الفردية أقل من 1000 كم؛ تعيش بشكل جيد. 10 دقائق. بسرعة تقريبية. وترتفع الشويكات بسرعة 30 كم/ثانية إلى ارتفاع يتراوح بين 10.000 و15.000 كم، وبعد ذلك إما تتحلل أو تهبط. إذا حكمنا من خلال الطيف، فإن درجة حرارة الشويكات تتراوح بين 10000-20000 كلفن، على الرغم من أن الهالة المحيطة عند هذه الارتفاعات يتم تسخينها إلى 600000 كلفن على الأقل. يبدو أن الشويكات هي مناطق من الغلاف اللوني البارد والكثيف نسبيًا والتي ترتفع مؤقتًا إلى الهالة الحارة المتخلخلة. يُظهر العد داخل حدود الحبيبات الفائقة أن عدد الشويكات على مستوى الغلاف الضوئي يتوافق مع عدد الحبيبات؛ من المحتمل أن يكون هناك اتصال جسدي بينهما.
ومضات.يمكن للكروموسفير فوق مجموعة من البقع الشمسية أن يصبح فجأة أكثر سطوعًا ويطلق دفعة من الغاز. هذه الظاهرة، التي تسمى "التوهج"، هي واحدة من أصعب الظاهرة في التفسير. تنبعث التوهجات بقوة عبر النطاق الكامل للموجات الكهرومغناطيسية - من الراديو إلى الأشعة السينية، وغالبًا ما تنبعث منها حزم من الإلكترونات والبروتونات بسرعات نسبية (أي قريبة من سرعة الضوء). إنها تثير موجات صادمة في الوسط بين الكواكب التي تصل إلى الأرض. تحدث التوهجات في كثير من الأحيان بالقرب من مجموعات من البقع ذات البنية المغناطيسية المعقدة، خاصة عندما تبدأ بقعة جديدة في النمو بسرعة في المجموعة؛ تنتج هذه المجموعات عدة فاشيات في اليوم. تحدث الفاشيات الضعيفة في كثير من الأحيان أكثر من الفاشيات القوية. أقوى التوهجات تشغل 0.1% من قرص الشمس وتستمر لعدة ساعات. إجمالي الطاقةيبلغ حجم التوهج 1023-1025 J. وقد أتاحت أطياف التوهجات بالأشعة السينية التي حصل عليها القمر الصناعي SMM (المهمة القصوى للطاقة الشمسية) فهم طبيعة التوهجات بشكل أفضل. يمكن تمييز بداية التوهج بانفجار أشعة سينية بطول موجة فوتون أقل من 0.05، ناجم، كما يظهر طيفه، عن تدفق الإلكترونات النسبية. وفي ثوان معدودة، تقوم هذه الإلكترونات بتسخين الغاز المحيط إلى 20 مليون كلفن، ويصبح مصدرًا لإشعاع الأشعة السينية في نطاق 1-20، وهو أكبر بمئات المرات من التدفق في هذا النطاق من الشمس الهادئة. عند درجة الحرارة هذه، تفقد ذرات الحديد 24 إلكترونًا من أصل 26 إلكترونًا. ثم يبرد الغاز، لكنه يستمر في إصدار الأشعة السينية. يصدر الفلاش أيضًا موجات الراديو. درس P. Wild من أستراليا وأ. وتبين أن تردد الإشعاع خلال الثواني القليلة الأولى من التوهج ينخفض ​​من 600 إلى 100 ميجا هرتز، مما يشير إلى أن الاضطراب ينتشر عبر الإكليل بسرعة 1/3 سرعة الضوء. في عام 1982، استخدم علماء الفلك الراديوي الأمريكيون مقياس التداخل الراديوي VLA في أجهزة الكمبيوتر. لقد نجحت نيو مكسيكو والبيانات الواردة من القمر الصناعي SMM في حل الميزات الدقيقة في الغلاف اللوني والإكليل أثناء التوهج. وليس من المستغرب أن تكون هذه حلقات، ربما ذات طبيعة مغناطيسية، تنطلق فيها الطاقة التي تعمل على تسخين الغاز أثناء التوهج. خلال المرحلة الأخيرة من التوهج، تستمر الإلكترونات النسبية المحاصرة في المجال المغناطيسي في إصدار موجات راديو عالية الاستقطاب، وتتحرك بشكل حلزوني حول خطوط المجال المغناطيسي فوق المنطقة النشطة. يمكن أن يستمر هذا الإشعاع لعدة ساعات بعد تفشي المرض. وعلى الرغم من أن الغاز ينطلق دائمًا من منطقة التوهج، إلا أن سرعته عادة لا تتجاوز سرعة الإفلات من سطح الشمس (616 كم/ث). ومع ذلك، غالبًا ما تنبعث من التوهجات تيارات من الإلكترونات والبروتونات التي تصل إلى الأرض خلال 1-3 أيام وتسبب الشفق القطبي واضطرابات المجال المغناطيسي عليها. وتشكل هذه الجسيمات، التي تصل طاقتها إلى مليارات الإلكترون فولت، خطورة كبيرة على رواد الفضاء في المدار. ولذلك يحاول علماء الفلك التنبؤ بالتوهجات الشمسية من خلال دراسة تكوين المجال المغناطيسي في طبقة الكروموسفير. يشير الهيكل المعقد للميدان بخطوط ملتوية من القوة، جاهزة لإعادة الاتصال، إلى احتمال حدوث توهج.
البروز.الشواظ الشمسي عبارة عن كتل غازية باردة نسبيًا تظهر وتختفي في الهالة الساخنة. عند ملاحظتها باستخدام الإكليل في خط Ha، فإنها تكون مرئية على الطرف الشمسي كسحب لامعة على خلفية سماء داكنة. ولكن عند ملاحظتها باستخدام مخطط الطيف الضوئي أو مرشحات تداخل Lyot، فإنها تظهر كخيوط داكنة على خلفية كروموسفير ساطع.

أشكال البروز متنوعة للغاية، ولكن يمكن التمييز بين عدة أنواع رئيسية. تشبه البقع الشمسية الستائر التي يصل طولها إلى 100000 كيلومتر وارتفاعها 30000 كيلومتر وسمكها 5000 كيلومتر. بعض البروز لها بنية متفرعة. البروز النادرة والجميلة على شكل حلقة لها شكل دائري يبلغ قطرها تقريبًا. 50000 كم. تُظهِر جميع الشواظات تقريبًا بنية دقيقة من الخيوط الغازية، وربما تكرر بنية المجال المغناطيسي؛ الطبيعة الحقيقية لهذه الظاهرة ليست واضحة. يتحرك الغاز الموجود في الشواظات عادةً نحو الأسفل في تيارات بسرعة تتراوح من 1 إلى 20 كم/ثانية. الاستثناء هو "الشروقات" - الشواظات التي تطير إلى أعلى من السطح بسرعة 100-200 كم/ثانية، ثم تتراجع بشكل أبطأ. تولد الشواظات عند حواف مجموعات البقع الشمسية ويمكن أن تستمر لعدة دورات للشمس (أي عدة أشهر أرضية). أطياف البروز تشبه تلك الخاصة بالكروموسفير: خطوط مشرقة من الهيدروجين والهيليوم والمعادن على خلفية إشعاع مستمر ضعيف. عادة، تكون خطوط انبعاث البروز الهادئ أرق من خطوط الغلاف اللوني؛ ربما يرجع هذا إلى قلة عدد الذرات الموجودة على طول خط البصر في البروز. ويشير تحليل الأطياف إلى أن درجة حرارة البروز الهادئ هي 10,000-20,000 كلفن، وأن كثافته تبلغ حوالي 1010 سم/سم3. تُظهر البروزات النشطة خطوطًا من الهيليوم المتأين، مما يشير إلى ارتفاع درجة الحرارة بشكل ملحوظ. التدرج الحراري في البروزات كبير جداً، إذ أنها محاطة بهالة تبلغ درجة حرارتها 2,000,000 كلفن. ويتبع عدد البروزات وتوزيعها على طول خطوط العرض خلال دورة 11 سنة توزيع البقع الشمسية. ومع ذلك، عند خطوط العرض العليا يوجد حزام ثانٍ من الشواظات، والذي ينحرف نحو القطب خلال الفترة القصوى للدورة. لماذا تتشكل البروزات وما الذي يدعمها في الإكليل المخلخل ليس واضحا تماما.
تاج.الجزء الخارجي من الشمس - الإكليل - يضيء بشكل ضعيف ولا يمكن رؤيته بالعين المجردة إلا أثناء الكسوف الكلي للشمس أو باستخدام الكوروناغراف. ولكنه أكثر سطوعًا في الأشعة السينية وفي نطاق الراديو.
أنظر أيضاعلم الفلك خارج الغلاف الجوي. تتألق الإكليل في نطاق الأشعة السينية لأن درجة حرارتها تتراوح من 1 إلى 5 مليون كلفن، وتصل أثناء التوهجات إلى 10 ملايين كلفن. بدأ الحصول على أطياف الأشعة السينية للإكليل مؤخرًا من الأقمار الصناعية، وتمت دراسة الأطياف الضوئية لسنوات عديدة أثناء الكسوف الكلي. تحتوي هذه الأطياف على خطوط من الذرات المتأينة المتعددة من الأرجون والكالسيوم والحديد والسيليكون والكبريت، والتي تتشكل فقط عند درجات حرارة أعلى من 1,000,000 كلفن.

يتشكل الضوء الأبيض للإكليل، والذي يمكن رؤيته أثناء الكسوف على مسافة تصل إلى 4 أنصاف أقطار شمسية، نتيجة لتشتت إشعاع الغلاف الضوئي بواسطة إلكترونات الإكليل الحرة. وبالتالي فإن التغير في سطوع الإكليل مع الارتفاع يشير إلى توزيع الإلكترونات، وبما أن العنصر الرئيسي هو الهيدروجين المتأين بالكامل، فإن توزيع كثافة الغاز كذلك. تنقسم الهياكل الإكليلية بوضوح إلى مفتوحة (أشعة وفرش قطبية) ومغلقة (حلقات وأقواس)؛ يكرر الغاز المتأين تمامًا بنية المجال المغناطيسي في الإكليل، لأنه لا يمكن التحرك عبر خطوط القوة. لأن المجال ينبثق من الغلاف الضوئي ويرتبط بدورة البقع الشمسية التي تدوم 11 عامًا، مظهريتغير التاج خلال هذه الدورة. خلال فترة الحد الأدنى، تكون الإكليل كثيفة ومشرقة فقط في الحزام الاستوائي، ولكن مع تقدم الدورة تظهر الأشعة الإكليلية عند خطوط العرض الأعلى، وعند الحد الأقصى يمكن رؤيتها عند جميع خطوط العرض. وفي الفترة من مايو 1973 إلى يناير 1974، تمت ملاحظة الإكليل بشكل مستمر من قبل 3 أطقم من رواد الفضاء من محطة سكايلاب المدارية. وأظهرت بياناتهم أن "الثقوب" الإكليلية المظلمة، حيث تنخفض درجة حرارة وكثافة الغاز بشكل كبير، هي مناطق ينطلق منها الغاز إلى الفضاء بين الكواكب بسرعة عالية، مما يخلق تدفقات قوية في الرياح الشمسية الهادئة. المجالات المغناطيسية في الثقوب الإكليلية "مفتوحة"، أي. امتدت بعيدًا في الفضاء، مما سمح للغاز بالهروب من الهالة. هذه التكوينات الميدانية مستقرة تمامًا ويمكن أن تستمر خلال فترات الحد الأدنى من النشاط الشمسي لمدة تصل إلى عامين. يدور الثقب الإكليلي والتيار المرتبط به مع سطح الشمس لمدة 27 يومًا، وإذا ضرب التيار الأرض، فإنه يسبب في كل مرة عواصف مغنطيسية أرضية. توازن الطاقة في الغلاف الجوي الخارجي للشمس. لماذا تمتلك الشمس مثل هذه الهالة الساخنة؟ نحن لا نعرف ذلك بعد. ولكن هناك فرضية معقولة إلى حد ما مفادها أن الطاقة تنتقل إلى الغلاف الجوي الخارجي عن طريق الموجات الصوتية والمغناطيسية الهيدروديناميكية (MHD)، والتي تتولد عن الحركات المضطربة للغاز تحت الغلاف الضوئي. عند الدخول إلى الطبقات العليا المتخلخلة، تصبح هذه الموجات موجات صدمية، وتتبدد طاقتها، مما يؤدي إلى تسخين الغاز. تعمل الموجات الصوتية على تسخين طبقة الكروموسفير السفلية، وتنتشر موجات MHD على طول خطوط المجال المغناطيسي داخل الإكليل وتسخنه. جزء من الحرارة المنبعثة من الإكليل، بسبب التوصيل الحراري، يذهب إلى الغلاف اللوني ويشع في الفضاء هناك. تحافظ الحرارة المتبقية على الإشعاع الإكليلي في حلقات مغلقة وتسرع تدفق الرياح الشمسية في الثقوب الإكليلية.
أنظر أيضا

درجة الحرارة في باطن الشمس

كان تحديد خصائص سطح الشمس إنجازا كبيرا - للوهلة الأولى بدا مستحيلا. إذن، كما تقول، ما مدى صعوبة دراسة باطن الشمس!

ومع ذلك، من السهل جدًا استخلاص بعض الاستنتاجات حول الجزء الداخلي من الشمس. على سبيل المثال، نعلم أن سطح الشمس يشع باستمرار كمية هائلة من الحرارة إلى الفضاء، ومع ذلك لا تتغير درجة حرارته، ومن الواضح أن هذه الحرارة يجب أن تأتي من الداخل بنفس السرعة التي تشع بها إلى الفضاء. ويترتب على ذلك أن باطن الشمس يجب أن يكون أكثر حرارة من سطحها.

لأن سطح الشمس ساخن جدًا بالفعل. أن أي مادة معروفة تتحول إلى بخار، وبما أن المناطق الداخلية للشمس أكثر سخونة، فإن الاستنتاج يشير إلى أن الشمس بأكملها غازية، وأنها مجرد كرة من الغاز فائق السخونة. إذا كان الأمر كذلك، فيمكننا اعتبار أن علماء الفلك محظوظون للغاية، لأن تحديد خصائص الغازات أسهل من تحديد خصائص السوائل والمواد الصلبة.

في العشرينات من القرن العشرين. سؤال عن الهيكل الداخليقام بدراسة الشمس عالم الفلك الإنجليزي آرثر ستانلي إدينجتون (1882-1944)، الذي انطلق من افتراض أن النجوم هي كرات من الغاز.

اعتقد إدينجتون أن الشمس مجرد كرة من الغاز، فإذا أثرت عليها قوة جاذبيتها، فسوف تتقلص بسرعة. وبما أن هذا لا يحدث، فهذا يعني أن قوة الجاذبية متوازنة مع قوة أخرى، يتم توجيه عملها من الداخل إلى الخارج. يمكن أن تنشأ مثل هذه القوة الخارجية من ميل الغازات إلى التمدد تحت تأثير درجة الحرارة المرتفعة.

بناءً على كتلة الشمس وقوة جاذبيتها، قام إدينجتون في عام 1926 بحساب درجات الحرارة اللازمة لموازنة قوة الجاذبية على أعماق مختلفة تحت سطح الشمس. لقد حصل على أرقام مذهلة. يجب أن تصل درجة الحرارة في مركز الشمس إلى قيمة هائلة تبلغ 15.000.000 درجة مئوية (وفقًا للحسابات الحديثة، فهي أعلى من ذلك: 21.000.000 درجة مئوية!)

وعلى الرغم من الطبيعة المذهلة لهذه النتائج، إلا أن معظم علماء الفلك اتفقوا معها، أولا، كانت درجات الحرارة هذه ضرورية لحدوث اندماج ذرات الهيدروجين، وعلى الرغم من أن سطح الشمس أكثر برودة بكثير مما هو مطلوب لهذا التفاعل، إلا أن المناطق الداخلية، وفقا لـ تبين أن حسابات إدينجتون كانت بالتأكيد مثيرة بما يكفي بالنسبة لها

ثانيًا، ساعد منطق إدينجتون في تفسير بعض الظواهر الأخرى. كانت الشمس في حالة توازن دقيق بين قوة الجاذبية الداخلية وتأثير درجة الحرارة الخارجية. ماذا لو لم تكن حالة التوازن هذه مميزة لجميع النجوم؟

لنفترض أن بعض النجوم ليست ساخنة بما يكفي لمقاومة الضغط تحت تأثير الجاذبية. مثل هذا النجم سوف يتقلص، وفي الوقت نفسه تتحول طاقة الجاذبية (كما أشار هيلمهولتز) إلى طاقة حرارية. سترتفع درجة الحرارة الداخلية، وستزداد قوى التمدد، وفي نهاية المطاف ستتوازن الضغوط الناتجة عن الجاذبية. ومع ذلك، فإن النجم، بسبب القصور الذاتي، سيستمر في الانكماش أكثر - ولكن ببطء أكثر فأكثر. بحلول الوقت الذي يتوقف فيه الانكماش أخيرًا، ستكون درجة الحرارة أعلى بكثير من تلك المطلوبة لموازنة قوة الجاذبية، وسيبدأ النجم في التوسع. ومع توسعه، تنخفض درجة الحرارة وسرعان ما تصل إلى نقطة التوازن مرة أخرى، ولكن بسبب القصور الذاتي، فإن عملية التوسع لن تتوقف عند هذه النقطة، بل ستتباطأ تدريجياً، ثم تتوقف، ويبدأ النجم بالانكماش مرة أخرى. سوف تتكرر هذه الدورة مرارا وتكرارا - إلى ما لا نهاية.

مثل هذا النجم سوف ينبض حول موضع توازن ما، مثل البندول المتأرجح أو الزنبرك المرتد. ومن الطبيعي أن يتغير سطوع مثل هذا النجم بانتظام، وسوف تتطابق طبيعة تغيراته (بالنظر إلى حجمه ودرجة حرارته) تمامًا مع سلوك النجوم. القيفاويات

وبعد أن اتفق جميع علماء الفلك على درجة الحرارة والضغط في المناطق الداخلية للشمس، بقي معرفة العمليات التي سمحت للهيدروجين في هذه الظروف بالتحول إلى هيليوم بمعدل سيكون كافيا لتفسير الكمية الإجمالية للإشعاع الشمسي . في عام 1939، تمكن الفيزيائي الأمريكي الألماني المولد هانز ألبرخت بيث (من مواليد 1906) من تطوير دورة تفاعل نووي مناسبة. سرعة حدوثها في الظروف السائدة داخل الشمس (وفقا للحسابات النظرية والبيانات التجريبية التي تم الحصول عليها في المختبرات الأرضية) تلبي هذه المتطلبات بالكامل

وهكذا، فإن مسألة مصدر الطاقة الشمسية، التي طرحها هيلمهولتز في الأربعينيات من القرن التاسع عشر، تم حلها أخيرا من قبل بيته بعد ما يقرب من 100 عام.

وفي الوقت نفسه، تم تحديد العمر المحتمل للشمس أيضًا بـ 100 مليار سنة.

ومع ذلك، فإن البحث عن البيانات التي تؤكد وجود درجات حرارة عالية جدًا داخل الشمس كان له تأثير جانبي غير متوقع: تم دحض فرضية الكواكب الصغيرة حول أصل النظام الشمسي.

أرز. 22. فرضية فايتسكر

وكان من الممكن الاعتقاد بأن جزءاً من مادتها انفصل عن الشمس، ثم تكثفت بعد ذلك إلى كواكب، طالما قدرت درجة حرارة المادة الشمسية بعدة آلاف من الدرجات. لكن درجة الحرارة التي تصل إلى عدة ملايين من الدرجات أمر مختلف تمامًا!

في عام 1939، أثبت عالم الفلك الأمريكي ليمان سبيتزر جونيور (المولود عام 1914) بشكل مقنع أن مثل هذه المادة فائقة السخونة لا يمكن أن تتكثف في الكواكب، بل على العكس من ذلك، ستتوسع بسرعة في السديم الغازي المحيط بالشمس وستظل سديمًا. .

ولذلك، كان على علماء الفلك العودة مرة أخرى إلى حل مشكلة تكوين الكواكب من مادة باردة نسبيا. كان عليهم مرة أخرى أن يفكروا في السدم المنكمشة من نوع لابلاس القديم. ومع ذلك، في القرن العشرين، كان الكثير معروفًا بالفعل عن كيفية تصرف هذا السديم، وعن الكهرباء والكهرباء. القوى المغناطيسيةوالتي سوف تتعرض لها مع تأثيرات الجاذبية.

وفي عام 1943، اقترح عالم الفلك الألماني كارل فريدريش فايتسكر (مواليد 1912) أن السديم الذي نشأ منه النظام الشمسي، لم تدور كوحدة واحدة. على العكس من ذلك، في طبقاتها الخارجية، في رأيه، كان من المفترض أن تتشكل حركات الدوامة مع دوامات أصغر داخل دوامات أكبر. حيث تلتقي الدوامات المتجاورة، تتصادم الجسيمات، وتندمج لتشكل جزيئات أكبر فأكبر، ومن ثم تتشكل الكواكب هناك. بهذه الطريقة، حاول فايتسكر الإجابة على الأسئلة التي حاول لابلاس الإجابة عليها، علاوة على ذلك، شرح النمط الموجود في الترتيب. مدارات الكواكب، توزيع الزخم الزاوي، الخ.

تم الترحيب بنظرية فايتسكر بحماس، لكن تفاصيلها تسببت في جدل كبير. وهي لا تزال مستمرة، وقد طرح العديد من علماء الفلك نسخهم الخاصة، ولكن لم يحظ أي منها بعد باعتراف عالمي، إلا أن الفلكي الإنجليزي فريد هويل (ولد عام 1915) اقترح مؤخرًا آلية لتكوين الكواكب المرتبطة بالمغناطيسية. مجال الشمس، وهذه النظرية اكتسبت شعبية كبيرة.

ومهما كان الأمر، فإن علماء الفلك يتفقون بالإجماع على أن النظام الشمسي بأكمله - الشمس والكواكب - قد تشكل نتيجة لعملية واحدة مشتركة. وبعبارة أخرى، إذا كانت الأرض في شكلها الحالي موجودة منذ 4.7 مليار سنة، إذن يمكننا أن نأخذ في الاعتبار أن النظام الشمسي بأكمله (بما في ذلك الشمس) في شكله الحالي موجود منذ 4.7 مليار سنة.

إن النجم اللامع الذي يدين له كوكبنا ومحيطه الحيوي والحضارة الإنسانية بوجوده هو أمر مبتذل تمامًا من وجهة نظر علماء الفلك.

هذا نجم أصفر عادي من فئة G2 الشائعة جدًا. يحدث كل 225-250 مليون سنة بدوره الكاملفي مدار شبه دائري يبلغ نصف قطره 26000 سنة ضوئية حول مركز مجرة ​​حلزونية كبيرة نموذجية ذات قلب سلبي لا ينبعث منها تيارات قوية من الطاقة. ومع ذلك، في هذا الوضع الطبيعي بالتحديد تكمن سعادتنا. النجوم الأكثر برودة وسخونة (وخاصة تلك القريبة من مراكز المجرات النشطة) هي أقل ملاءمة لدور مهد الحياة، على الأقل النجوم المعتمدة على الكربون

أليكسي ليفين

وفقا للتقديرات المقبولة عموما، نشأت الشمس قبل 4.59 مليار سنة. صحيح أن بعض علماء الفلك بدأوا مؤخرًا يتحدثون عن حقيقة أن عمره يتراوح بين 6 و 7 مليارات سنة، لكن هذه لا تزال مجرد فرضيات. وبطبيعة الحال، لم يولد ضوء النهار لدينا من العدم. كانت أمه عبارة عن سحابة عملاقة من الغاز والغبار، تتكون أساسًا من الهيدروجين الجزيئي، والذي، تحت تأثير جاذبيته، انضغط ببطء وتشوه حتى تحول إلى قرص مسطح. من الممكن أن يكون هناك أيضًا أب على شكل حدث كوني، مما أدى إلى زيادة عدم استقرار جاذبية السحابة وحفز انهيارها (قد يكون هذا لقاءً مع نجم ضخم أو انفجار سوبر نوفا). وفي وسط القرص، ظهرت كرة من البلازما المضيئة تبلغ درجة حرارة سطحها عدة آلاف من الدرجات، وتحول جزءًا من طاقة جاذبيتها إلى حرارة.

استمر النجم الوليد في الانكماش، وتسخين أعماقه أكثر فأكثر. وبعد عدة ملايين من السنين، وصلت درجة حرارتها إلى 10 ملايين درجة مئوية، وبدأت هناك تفاعلات اندماج نووي حراري ذاتية الاستدامة. تحول النجم الأولي الشاب إلى نجم تسلسل رئيسي عادي. تتكثف مسألة المحيط القريب والبعيد للقرص في الأجسام الباردة - الكواكب والكواكب.

حاليًا، يمتلك الباحثون في مجال الطاقة الشمسية تقنية قوية للغاية لدراسة منطقة الحمل الحراري - وهي علم الزلازل الشمسية. يوضح ألكسندر كوسوفيتشيف، أحد كبار الباحثين في جامعة ستانفورد: "هذه طريقة لدراسة الشمس من خلال تحليل تذبذباتها، والتذبذبات العمودية لسطح الشمس، والتي تبلغ فتراتها النموذجية عدة دقائق". - تم افتتاحها في أوائل الستينيات. على وجه الخصوص، قام موظفو مرصد القرم للفيزياء الفلكية، بقيادة الأكاديمي سيفيرني، بالكثير في هذا المجال. يتم إثارة التذبذبات بواسطة الحمل الحراري المضطرب في الطبقات القريبة من سطح الشمس. خلال هذه العمليات، يتم إنشاء موجات صوتية تنتشر داخل الشمس. ومن خلال تحديد خصائص هذه الموجات، نحصل على معلومات تسمح لنا باستخلاص استنتاجات حول البنية الداخلية للشمس والآليات التي يتم من خلالها توليد المجالات المغناطيسية. لقد أتاح علم الهليوسيزميا بالفعل إمكانية تحديد عمق منطقة الحمل الحراري، وتوضيح طبيعة دوران الطبقات الشمسية، وتوضيح أفكارنا حول حدوث البقع الشمسية، وهي في الواقع كتل من المجال المغناطيسي. نحن نعلم الآن أن الدينامو الشمسي يختلف كثيرًا عن الدينامو الكوكبي لأنه يعمل في بيئة شديدة الاضطراب. إنه يولد حقل ثنائي القطب عالمي والعديد من المجالات المحلية. آليات التفاعل بين المجالات ذات المقاييس المختلفة ليست معروفة بعد، وما زال يتعين توضيحها. بشكل عام، هذا العلم له مستقبل عظيم”.

فيما يلي بعض تفاصيل جواز السفر الخاص بالشمس. العمر - 4.59 مليار سنة؛ الوزن - 1.989x1030 كجم؛ متوسط ​​نصف القطر - 696000 كم؛ متوسط ​​الكثافة - 1.409 جم/سم 3 (كثافة المادة الأرضية أعلى بأربع مرات)؛ درجة حرارة السطح الفعالة (محسوبة على افتراض أن الشمس تشع كجسم أسود تماما) - 5503 درجة مئوية (من حيث درجة الحرارة المطلقة- 5778 كلفن)؛ إجمالي قوة الإشعاع - 3.83x1023 كيلو واط.

يبدو سطح الشمس (الغلاف الضوئي)، حتى في حالة الهدوء، عند مراقبته من خلال التلسكوب (بشكل طبيعي، محمي بواسطة مرشح خاص)، وكأنه مجموعة من الحبوب أو قرص العسل. ويسمى هذا الهيكل التحبيب الشمسي. يتشكل بسبب الحمل الحراري، أي الدورة الحرارية لتدفقات الغاز - الغاز الساخن "يطفو" والغاز البارد يغرق عند حدود الحبيبات، والتي تظهر كمناطق مظلمة. الحجم النموذجي للحبيبات هو حوالي 1000 كم. في الشكل - صورة حاسوبية مقلوبة محسوبة باستخدام تأثير دوبلر - تظهر حركة تدفق الغاز من المراقب بألوان فاتحة باتجاه المراقب - بألوان داكنة. على اليسار صورة مركبة (من الأعلى وعكس اتجاه عقارب الساعة): الهيكل الداخلي للشمس مع النواة ومنطقة الحمل الحراري؛ الفوتوسفير مع بقعة داكنة. كروموسفير. التوهج الشمسي؛ في أعلى اليمين يوجد بروز.

وبما أن الشمس لا تدور حول محورها ككل، فليس لديها أيام محددة بدقة. يقوم سطح المنطقة الاستوائية بدورة كاملة خلال 27 يومًا من أيام الأرض، والمناطق القطبية - في 35 يومًا. يعتبر الدوران المحوري للداخل الشمسي أكثر تعقيدًا ولا يزال مجهولاً بكل تفاصيله.

يهيمن الهيدروجين (حوالي 72% من الكتلة) والهيليوم (26%) على التركيب الكيميائي للمادة الشمسية. أقل بقليل من بالمائة هو الأكسجين، و0.4٪ كربون، وحوالي 0.1٪ نيون. وإذا عبرنا عن هذه النسب بعدد الذرات، يتبين لنا أن في كل مليون ذرة هيدروجين 98 ألف ذرة هيليوم، و850 ذرة أكسجين، و360 ذرة كربون، و120 ذرة نيون، و110 ذرة نيتروجين، و40 ذرة حديد وسيليكون لكل منهما.

ميكانيكا الطاقة الشمسية

غالبًا ما تتم مقارنة البنية الطبقية للشمس بالبصل. هذا التشبيه ليس ناجحا للغاية، لأن الطبقات نفسها تتخللها تدفقات رأسية قوية للمادة والطاقة. ولكن بالنسبة للتقريب الأول فهو مقبول. تشرق الشمس بسبب الطاقة النووية الحرارية التي تتولد في قلبها. تصل درجة الحرارة هناك إلى 15 مليون درجة مئوية، والكثافة 160 جم/سم 3، والضغط 3.4x1011 ضغط جوي. في ظل هذه الظروف الجهنمية، تحدث عدة سلاسل من التفاعلات النووية الحرارية، لتشكل دورة البروتون-بروتون (دورة P-P). يعود اسمها إلى التفاعل الأولي حيث يصطدم بروتونان وينتجان نواة الديوتيريوم وبوزيترون ونيوترينو إلكتروني.

خلال هذه التحولات (وهناك الكثير منها) تولد حروق الهيدروجين ونظائر مختلفة من هذه العناصر الجدول الدوريمثل الهيليوم والبريليوم والليثيوم والبورون. وتدخل العناصر الثلاثة الأخيرة في تفاعلات نووية أو تتحلل، لكن الهيليوم يبقى - أو بالأحرى، يبقى نظيره الرئيسي، الهليوم -4. ونتيجة لذلك، اتضح أن أربعة بروتونات تؤدي إلى ظهور نواة هيليوم واحدة، واثنين من البوزيترونات، واثنين من النيوترينوات. تُبيد البوزيترونات على الفور بالإلكترونات، وتترك النيوترينوات الشمس، دون التفاعل عمليًا مع مادتها. يُطلق كل تفاعل في دورة p-p 26.73 ميجا إلكترون فولت في الشكل الطاقة الحركيةالجسيمات المولودة وأشعة جاما.

إذا كانت السحابة الشمسية الأولية تتألف حصريًا من عناصر تم إنشاؤها أثناء الانفجار الكبير (الهيدروجين والهيليوم 4 مع خليط صغير جدًا من الديوتيريوم والهيليوم 3 والليثيوم 7)، فإن هذه التفاعلات كانت ستنهي كل شيء. ومع ذلك، فإن تكوين المادة الأولية الشمسية كان أكثر ثراءً، والدليل الذي لا جدال فيه هو وجود الحديد في الغلاف الجوي الشمسي على الأقل. هذا العنصر، مثل أقرب جيرانه في الجدول الدوري، يولد فقط في أعماق النجوم الأكثر ضخامة، حيث تصل درجات الحرارة إلى مليارات الدرجات. والشمس ليست واحدة منهم. وإذا كان الحديد لا يزال موجودًا هناك، فذلك فقط لأن السحابة الأولية كانت ملوثة بالفعل بهذا المعدن والعديد من العناصر الأخرى. وقد تشكلت جميعها في الأفران النووية للنجوم العملاقة من الأجيال السابقة، والتي انفجرت على شكل مستعرات عظمى وتناثرت منتجات نشاطها الإبداعي في جميع أنحاء الفضاء الخارجي.

هذا الظرف لا يغير بشكل كبير المخطط المذكور أعلاه للاندماج النووي الحراري داخل المجموعة الشمسية، لكنه لا يزال يقدم بعض التعديلات عليه. والحقيقة هي أنه عند 15 مليون درجة، يمكن أن يتحول الهيدروجين إلى هيليوم في دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين (دورة CNO). في بدايته، يصطدم البروتون بنواة الكربون-12 ويولد نواة النيتروجين-13 وكم أشعة غاما. يتحلل النيتروجين إلى نواة الكربون 13، وبوزيترون ونيوترينو. تصطدم نواة الكربون الثقيلة مرة أخرى بالبروتون، وينتج منه النيتروجين 14 بالإضافة إلى أشعة جاما. يبتلع النيتروجين البروتون الثالث، ويطلق كمية جاما والأكسجين 15، الذي يتحول إلى نيتروجين 15 وبوزيترون ونيوترينو. تلتقط نواة النيتروجين البروتون الأخير والرابع وتنقسم إلى نواة الكربون 12 والهيليوم 4. التوازن الإجمالي هو نفسه كما في الدورة الأولى: أربعة بروتونات في البداية، وجسيم ألفا (المعروف أيضًا باسم نواة الهيليوم -4)، وزوج من البوزيترونات وزوج من النيوترينوات في النهاية. بالإضافة إلى ذلك، بالطبع، نفس إنتاج الطاقة، ما يقرب من 27 ميغا إلكترون فولت. أما الكربون 12 فلا يستهلك إطلاقا في هذه الدورة، بل يختفي في التفاعل الأول ويظهر مرة أخرى في التفاعل الأخير. هذا ليس وقودًا، بل محفزًا.

تدور الشمس حول محورها، ولكن ليس ككل واحد. يوضح الشكل نموذجًا حاسوبيًا يعتمد على قياسات دوبلر لسرعة دوران الأجزاء الفردية من الشمس التي جمعها المرصد الفضائي SOHO (المرصد الشمسي للغلاف الشمسي). يشير اللون إلى سرعة الدوران (بالترتيب التنازلي: الأحمر والأصفر والأخضر والأزرق). تشكل مناطق البلازما الساخنة التي تتحرك بسرعات مختلفة "أشرطة"، عند حدودها تنشأ اضطرابات في المجالات المغناطيسية المحلية، ونتيجة لذلك تظهر البقع الشمسية في أغلب الأحيان هنا.

إن تفاعلات دورة CNO داخل الشمس بطيئة إلى حد ما ولا توفر سوى واحد ونصف بالمائة من إجمالي إنتاج الطاقة. ومع ذلك، لا ينبغي نسيانها، وإلا لأنه سيتم التقليل من تقدير القوة المحسوبة لتدفق النيوترينو الشمسي. إن أسرار إشعاع النيوترينو الشمسي مثيرة للاهتمام للغاية، ولكن هذا أمر لا بأس به موضوع مستقل، وهو ما لا يدخل في نطاق هذه المقالة.

يتكون قلب الشمس الصغيرة جدًا من 72٪ هيدروجين. أظهرت الحسابات النموذجية أنها تمثل الآن 35٪ فقط من كتلة المنطقة المركزية للنواة و 65٪ من المنطقة المحيطية. لا يمكن فعل أي شيء، حتى الوقود النووي يحترق. ومع ذلك، فإنها ستستمر بالمليارات لمدة خمس سنوات أخرى. تتم في بعض الأحيان مقارنة العمليات في الفرن النووي الحراري للشمس بانفجار قنبلة هيدروجينية، لكن التشابه هنا مشروط للغاية. عشرات الكيلوغرامات من الحشوة القوية القنابل النوويةلديها قدرة ميغا طن وعشرات ميغا طن من مكافئ مادة تي إن تي. لكن قلب الشمس بكل كتلته الهائلة لا ينتج إلا حوالي مائة مليار ميجا طن في الثانية. من السهل حساب أن متوسط ​​\u200b\u200bإنتاج الطاقة يبلغ ستة ميكرووات لكل كيلوغرام - حيث ينتج جسم الإنسان حرارة أكثر نشاطًا بمقدار 200000 مرة. الاندماج النووي الحراري الشمسي لا "ينفجر" ، بل "يشتعل" ببطء - مما يؤدي إلى سعادتنا العظيمة.

نقل مشع

الحد الخارجي للنواة يبعد حوالي 150.000 كم عن مركز الشمس (نصف قطر 0.2). في هذه المنطقة تنخفض درجة الحرارة إلى 9 ملايين درجة. مع التبريد اللاحق، تتوقف تفاعلات دورة البروتون-بروتون - لا تمتلك البروتونات طاقة حركية كافية للتغلب على التنافر الكهروستاتيكي والاندماج في نواة الديوتيريوم. تفاعلات دورة CNO لا تحدث هناك أيضًا، نظرًا لأن عتبة درجة حرارتها أعلى من ذلك. لذلك، عند حدود النواة، يختفي الاندماج النووي الحراري الشمسي.

نموذج ثلاثي الأبعاد للبقع الشمسية، مبني على أساس البيانات التي تم الحصول عليها باستخدام إحدى أدوات (Michelson Doppler Imager) التابعة للمرصد الفضائي SOHO (المرصد الشمسي والغلاف الشمسي). المستوى العلوي هو سطح الشمس، والمستوى السفلي يمر على عمق 22 ألف كيلومتر. يمتد المستوى المقطعي العمودي إلى 24 ألف كيلومتر. تشير الألوان إلى مناطق ذات سرعات صوتية مختلفة (بترتيب تنازلي - من الأحمر إلى الأزرق إلى الأسود). البقع نفسها هي أماكن تدخل فيها المجالات المغناطيسية القوية إلى الغلاف الجوي الشمسي. وهي مرئية على شكل مناطق ذات درجات حرارة أكثر برودة على سطح الشمس، وعادةً ما تكون محاطة بمناطق نشطة أكثر سخونة تسمى faculae. يتغير عدد البقع الشمسية مع مرور 11 عامًا (كلما زاد عددها، زاد عدد البقع الشمسية). المزيد من النشاطشمس).

يحيط باللب طبقة كروية سميكة تنتهي عند علامة رأسية تبلغ 0.7 نصف قطر شمسي. هذه هي المنطقة الإشعاعية. وهي مملوءة ببلازما الهيدروجين والهيليوم، التي تقل كثافتها مائة مرة كلما انتقلت من الحدود الداخلية للمنطقة إلى الحدود الخارجية، من 20 إلى 0.2 جم/سم3. على الرغم من أن طبقات البلازما الخارجية أكثر برودة من الطبقات الداخلية، إلا أن التدرج الحراري هناك ليس كبيرًا لدرجة أنه تنشأ تدفقات رأسية للمادة تحمل الحرارة من الطبقات السفلية إلى الطبقات العليا (تسمى آلية نقل الحرارة هذه بالحمل الحراري). لا يوجد ولا يمكن أن يكون هناك أي حمل حراري في الطبقة فوق النووية. تمر الطاقة المنطلقة في النواة عبرها على شكل كميات من الإشعاع الكهرومغناطيسي.

كيف يحدث هذا؟ تتشتت كوانتا جاما المتولدة في مركز النواة في مادتها، وتفقد الطاقة تدريجيًا. تصل إلى حدود النواة في شكل أشعة سينية ناعمة (طول موجي في حدود نانومتر واحد وطاقة 400−1300 فولت). فالبلازما هناك شبه معتمة بالنسبة لهم، ولا يمكن للفوتونات أن تنتقل إلا لجزء من السنتيمتر داخلها. عند الاصطدام بأيونات الهيدروجين والهيليوم، تمنحها الكميات طاقتها، والتي يتم إنفاقها جزئيًا على الحفاظ على الطاقة الحركية للجزيئات عند نفس المستوى، ويتم إعادة إطلاقها جزئيًا في شكل كمات جديدة ذات طول أكبر. لذا تنتشر الفوتونات تدريجيًا عبر البلازما، وتموت وتولد من جديد. تنتقل الكمات المتجولة إلى أعلى (حيث تكون المادة أقل كثافة) بسهولة أكبر من انتقالها إلى الأسفل، وبالتالي تتدفق الطاقة الإشعاعية من أعماق المنطقة إلى حدودها الخارجية.

وبما أن المادة لا تتحرك في منطقة النقل الإشعاعي، فإنها تدور حول محور الشمس ككل واحد. ولكن فقط في الوقت الحاضر. عندما تنتقل الفوتونات نحو سطح الشمس، فإنها تقطع مسافات أطول بشكل متزايد بين الاصطدامات بالأيونات. وهذا يعني أن الفرق في الطاقة الحركية للجزيئات المنبعثة والممتصة يتزايد طوال الوقت، لأن المادة الشمسية في الأعماق الأكبر تكون أكثر سخونة منها في المستويات الضحلة. ونتيجة لذلك، يتم زعزعة استقرار البلازما وتنشأ فيها ظروف الحركة الفيزيائية للمادة. تتحول منطقة النقل الإشعاعي إلى منطقة الحمل الحراري.

صورة للهالة الشمسية تم التقاطها أثناء الكسوف الكلي للشمس في 26 فبراير 1998. الإكليل هو الجزء الخارجي من الغلاف الجوي الشمسي، ويتكون من هيدروجين مخلخل يتم تسخينه إلى درجة حرارة حوالي مليون درجة مئوية. الألوان في الصورة اصطناعية، وتشير إلى انخفاض سطوع الإكليل أثناء ابتعاده عن الشمس (البقعة الزرقاء والوردية في المنتصف هي القمر).

منطقة الحمل الحراري

يبدأ على عمق 0.3 نصف قطر ويمتد حتى سطح الشمس (أو بالأحرى غلافها الجوي). يتم تسخين نعله إلى 2 مليون درجة مئوية، في حين أن درجة الحرارة الحدود الخارجيةلا تصل حتى إلى 6000 درجة مئوية. يتم فصلها عن المنطقة الشعاعية بطبقة متوسطة رقيقة - خط السرعة. تحدث فيه الأشياء الأكثر إثارة للاهتمام، ولكن لم تتم دراستها جيدًا بعد. على أية حال، هناك سبب للاعتقاد بأن تدفقات البلازما التي تتحرك في خط السرعة تساهم بشكل رئيسي في تكوين المجال المغناطيسي الشمسي. من السهل حساب أن منطقة الحمل الحراري تشغل حوالي ثلثي حجم الشمس. ومع ذلك، فإن كتلتها صغيرة جدًا - فقط 2 بالمائة من كتلة الشمس. وهذا أمر طبيعي، لأن المادة الشمسية تتخلخل حتما عندما تبتعد عن المركز. وعند الحد الأدنى للمنطقة تبلغ كثافة البلازما 0.2 من كثافة الماء، وعند دخولها الغلاف الجوي تنخفض إلى 0.0001 من كثافة الهواء الأرضي فوق مستوى سطح البحر.

تتحرك المادة في منطقة الحمل بطريقة مربكة للغاية. ومن قاعدته تنبثق تيارات قوية ولكن بطيئة من البلازما الساخنة (قطرها مائة ألف كيلومتر)، لا تتجاوز سرعتها بضعة سنتيمترات في الثانية. لا تنزل نحوهم نفاثات قوية جدًا من البلازما الأقل تسخينًا، والتي يتم قياس سرعتها بالفعل بالأمتار في الثانية. وعلى عمق عدة آلاف من الكيلومترات، تنقسم البلازما المرتفعة الحرارة إلى خلايا عملاقة. أكبرها لها أبعاد خطية تبلغ حوالي 30-35 ألف كيلومتر - وتسمى بالحبيبات الفائقة. بالقرب من السطح، يتم تشكيل حبيبات متوسطة بحجم مميز يبلغ 5000 كيلومتر، وحتى أقرب - حبيبات أصغر بمقدار 3-4 مرات. تعيش الحبيبات الفائقة لمدة يوم تقريبًا، وعادةً لا تزيد عمر الحبيبات عن ربع ساعة. عندما تصل هذه المنتجات من حركة البلازما الجماعية إلى السطح الشمسي، يمكن رؤيتها بسهولة من خلال تلسكوب مزود بمرشح خاص.

أَجواء

انها معقدة للغاية. يذهب كل ضوء الشمس إلى الفضاء من مستواه الأدنى، وهو ما يسمى الفوتوسفير. المصدر الرئيسي للضوء هو الطبقة السفلى من الغلاف الضوئي، والتي يبلغ سمكها 150 كم. يبلغ سمك الغلاف الضوئي بأكمله حوالي 500 كيلومتر. على طول هذا العمود، تنخفض درجة حرارة البلازما من 6400 إلى 4400 كلفن.

تظهر باستمرار في الغلاف الضوئي مناطق ذات درجات حرارة منخفضة (تصل إلى 3700 كلفن)، والتي تتوهج بشكل أضعف ويتم اكتشافها على شكل بقع داكنة. ويختلف عدد البقع الشمسية بمدة 11 عاما، لكنها لا تغطي أبدا أكثر من 0.5% من القرص الشمسي.

وفوق الغلاف الضوئي توجد طبقة الكروموسفير، وأعلى من ذلك توجد طبقة الإكليل الشمسي. ووجود الإكليل معروف منذ زمن سحيق، حيث يكون مرئيا بوضوح أثناء الكسوف الكلي للشمس. تم اكتشاف الغلاف الجوي مؤخرًا نسبيًا، فقط في منتصف القرن التاسع عشر. في 18 يوليو 1851، تجمع مئات من علماء الفلك في الدول الاسكندنافية والدول المجاورة لمشاهدة القمر وهو يغطي قرص الشمس. وقبل ظهور الإكليل بثواني قليلة وقبل نهاية المرحلة الكلية للكسوف مباشرة، لاحظ العلماء هلالا أحمر متوهجا عند حافة القرص. خلال كسوف عام 1860، لم يكن من الممكن فحص هذه التوهجات بشكل أفضل فحسب، بل كان من الممكن أيضًا الحصول على مخططاتها الطيفية. وبعد تسع سنوات، أطلق عالم الفلك الإنجليزي نورمان لوكير على هذه المنطقة اسم الغلاف اللوني.

كثافة الكروموسفير منخفضة للغاية حتى بالمقارنة مع الغلاف الضوئي، فقط 10-100 مليار جسيم لكل 1 سم مكعب. ولكن يتم تسخينه بقوة أكبر - حتى 20000 درجة مئوية. في الكروموسفير، يتم ملاحظة الهياكل الممدودة الداكنة باستمرار - خيوط الكروموسفير (نوع منها هو البروز المعروف). وهي عبارة عن كتل من البلازما الأكثر كثافة وبرودة، والتي يتم رفعها من الغلاف الضوئي بواسطة حلقات المجال المغناطيسي. المناطق ذات السطوع المتزايد - الندفات - مرئية أيضًا. وأخيرًا، تظهر هياكل البلازما المطولة - الشويكات - باستمرار في الغلاف اللوني وتختفي بعد بضع دقائق. هذه هي نوع من الجسور التي تتدفق عبرها المادة من الغلاف الضوئي إلى الإكليل.

يعتمد المصير المستقبلي لنجمنا بشكل مباشر على العمليات التي تحدث في باطن الشمس. ومع انخفاض احتياطيات الهيدروجين، ينكمش قلب الشمس تدريجياً ويسخن، مما يزيد من لمعان الشمس. منذ أن أصبح نجم التسلسل الرئيسي، فقد نما بالفعل بنسبة 25-30% - وستستمر هذه العملية. وفي حوالي 5 مليارات سنة، ستصل درجة حرارة النواة إلى مئات الملايين من الدرجات، وبعد ذلك سوف يشتعل الهيليوم في مركزها (مع تكوين الكربون والأكسجين). في هذا الوقت، سيتم حرق الهيدروجين في المحيط، وسوف تتحرك منطقة الاحتراق الخاصة به قليلاً نحو السطح. ستفقد الشمس الاستقرار الهيدروستاتيكي، وسوف تنتفخ طبقاتها الخارجية بشكل كبير، وسوف تتحول إلى نجم عملاق، ولكن ليس مشرقًا بشكل خاص - عملاق أحمر. سيكون لمعان هذا العملاق أعلى بمرتين من سطوع الشمس الحالي، لكن عمره سيكون أقصر بكثير. في وسط جوهرها، ستتراكم بسرعة كمية كبيرة من الكربون والأكسجين، والتي لن تكون قادرة على الاشتعال - لن تكون هناك درجة حرارة كافية. ستستمر طبقة الهيليوم الخارجية في الاحتراق، وتتوسع تدريجيًا وبالتالي تبرد. يزداد معدل الاحتراق النووي الحراري للهيليوم بسرعة كبيرة مع زيادة درجة الحرارة وينخفض ​​مع انخفاض درجة الحرارة. ولذلك فإن دواخل العملاق الأحمر ستبدأ بالنبض بقوة، وفي النهاية قد يصل الأمر إلى درجة قذف غلافه الجوي في الفضاء المحيط بسرعة عشرات الكيلومترات في الثانية. أولاً، سوف تتوهج القشرة النجمية المتوسعة، تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية المؤينة من الطبقات النجمية الأساسية، بشكل مشرق بالضوء الأزرق والأخضر - في هذه المرحلة يطلق عليها سديم كوكبي. لكن بعد آلاف أو على الأكثر عشرات الآلاف من السنين، سيبرد السديم ويظلم ويتبدد في الفضاء. أما النواة فإن تحول العناصر سيتوقف تماما، ولن تتألق إلا بسبب الطاقة الحرارية المتراكمة، فتبرد وتتلاشى أكثر فأكثر. لن يكون قادرًا على الانهيار إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود، ولن تكون هناك كتلة كافية. تسمى بقايا النجوم الشمسية التي ماتت في بوز بالأقزام البيضاء.

الإكليل هو الجزء الأكثر سخونة في الغلاف الجوي، حيث تصل درجة حرارته إلى عدة ملايين من الدرجات. يمكن تفسير هذا التسخين باستخدام عدة نماذج تعتمد على مبادئ الديناميكا المائية المغناطيسية. لسوء الحظ، كل هذه العمليات معقدة للغاية ودرست بشكل سيء للغاية. التاج مليء أيضًا بهياكل مختلفة - الثقوب والحلقات واللافتات.

مشاكل الطاقة الشمسية

على الرغم من أن الشمس هي الجسم الأكبر والأكثر وضوحا في سماء الأرض، إلا أن هناك الكثير من المشاكل التي لم يتم حلها في فيزياء نجمنا. "نحن نعلم أن مغناطيسية الشمس لها تأثير قوي للغاية على ديناميكيات غلافها الجوي - على سبيل المثال، تؤدي إلى ظهور البقع الشمسية. لكن كيف ينشأ وكيف ينتشر في البلازما لم يتم توضيحه بعد”، يجيب ستيفن كيل، مدير المرصد الوطني الأمريكي للطاقة الشمسية، على سؤال رئيس الوزراء. — في المقام الثاني سأضع فك رموز آلية الحدوث التوهجات الشمسية. هذه انبعاثات قصيرة المدى ولكنها قوية للغاية من الإلكترونات والبروتونات السريعة، مقترنة بتوليد تيارات قوية بنفس القدر من الإشعاع الكهرومغناطيسي لمجموعة واسعة من الأطوال الموجية. لقد تم جمع معلومات واسعة النطاق حول حالات تفشي المرض، ولكن لا توجد نماذج معقولة لحدوثها حتى الآن. وأخيرًا، سيكون من الضروري أن نفهم الطرق التي يعمل بها الغلاف الضوئي على تنشيط الإكليل وتسخينه إلى درجات حرارة أعلى بثلاث مرات من درجة حرارته. ولهذا، أولاً وقبل كل شيء، من الضروري تحديد معاملات المجالات المغناطيسية داخل الإكليل بشكل صحيح، لأن هذه الكميات بعيدة عن أن تكون معروفة بالكامل.