Günəşin quruluşu və atmosferi. günəşli külək

Çəki: 1,99×10 30 kq;

Çap: 1,392,000 km;

Həcmi: 1,41×10 18 km³;
Səth sahəsi: 6,08×10 12 km²;

Orta sıxlıq: 1409 kq/m³;
Spektral sinif: G2V;
Səthin temperaturu: 5778 K;
Əsas temperatur: 13.500.000 K;

Parlaqlıq: 3,88×10 26 W;
Qalaktik il:230-250 milyon il;

Yaş: təxminən 5 milyard il;

Yerdən məsafə: 149,6 milyon km.

Bəşər sivilizasiyasının tarixi boyu Günəş bir çox mədəniyyətlərdə ibadət obyekti olmuşdur. Günəş kultu mövcud idi Qədim Misir, günəş tanrısının Ra olduğu yerdə. Qədim yunanlarda günəş tanrısı Helios var idi, o, əfsanəyə görə, hər gün öz arabası ilə səmanı keçirdi. Yunanlar hesab edirdilər ki, Helios şərqdə gözəl bir sarayda yaşayır, ətrafı fəsillərlə - Yay, Qış, Yaz və Payızda yaşayır. Helios səhər saatlarında sarayından çıxanda ulduzlar sönür, gecə yerini gündüzə verir. Helios qərbdə yoxa çıxdıqda, arabasından gözəl bir qayığa köçür və dənizi keçərək günəşin doğduğu yerə yelkən açdıqda ulduzlar səmada yenidən görünür. Qədim rus bütpərəst panteonunda iki günəş tanrısı var idi - Xors (əsl təcəssüm olunmuş günəş) və Dazhdbog. Hətta müasir insana, insan yalnız Günəşə baxmaq qalır və o, ondan nə qədər asılı olduğunu anlamağa başlayır. Axı, dünya ulduzu olmasaydı, o zaman istilik lazımdır bioloji inkişaf və həyat. Yerimiz əsrlər boyu donmuş buz planetinə çevriləcək, Cənub və Şimal yarımkürələrində oxşar vəziyyət bütün dünyada mövcud olacaqdı.

Bizim Günəş nəhəng işıqlı qaz topudur, onun daxilində mürəkkəb proseslər gedir və nəticədə davamlı olaraq enerji ayrılır. Günəşin daxili həcmini bir neçə bölgəyə bölmək olar. Onların tərkibindəki maddə öz xüsusiyyətlərinə görə fərqlənir və enerji müxtəlif fiziki mexanizmlərlə yayılır. Mərkəzi hissədə Günəş onun enerji mənbəyi, yaxud məcazi dillə desək, onu qızdıran və soyumağa imkan verməyən o “soba” var. Bu sahə əsas adlanır. Xarici təbəqələrin ağırlığı altında Günəşin içindəki maddə sıxılır və nə qədər dərin olarsa, bir o qədər güclüdür. Onun sıxlığı artan təzyiq və temperaturla birlikdə mərkəzə doğru artır. Temperaturun 15 milyon Kelvinə çatdığı nüvədə enerji ayrılır. Bu enerji yüngül kimyəvi elementlərin atomlarının daha ağır olanların atomlarına birləşməsi nəticəsində ayrılır. Günəşin dərinliklərində dörd hidrogen atomundan bir helium atomu əmələ gəlir. İnsanların partlayış zamanı buraxmağı öyrəndikləri bu dəhşətli enerjidir. hidrogen bombası. Ümid var ki, yaxın gələcəkdə insanlar ondan dinc məqsədlər üçün istifadə etməyi öyrənə biləcəklər. Nüvənin təxminən radiusu var 150-175 min km(Günəş radiusunun 25%-i). Günəş kütləsinin yarısı onun həcmində cəmləşir və Günəşin parıltısını dəstəkləyən demək olar ki, bütün enerji sərbəst buraxılır. Günəşin mərkəzində hər saniyə, təxminən 4,26 milyon ton maddə. Bu, o qədər böyük enerjidir ki, bütün yanacaq tükəndikdə (hidrogen tamamilə heliuma çevrilir) milyonlarla il ərzində həyatı dəstəkləmək üçün kifayət edəcəkdir.

İLƏ Günəşin üçlülüyü. Günəşin mərkəzində günəş nüvəsi yerləşir.

Fotosfer görünəndir günəşin səthi,

radiasiyanın əsas mənbəyidir. Günəş

çox yüksək temperatura malik günəş tacı ilə əhatə olunmuş,

lakin o, son dərəcə nadirdir, ona görə də silahsızlara görünür

yalnız tam günəş tutulması dövrlərində gözlə.

Günəşdə temperaturun təxmini paylanması
atmosferi kökünə qədər

Günəş enerjisi

Günəş niyə parlayır və milyardlarla il soyumur? Hansı “yanacaq” ona enerji verir? Alimlər bu suallara əsrlər boyu və yalnız 20-ci əsrin əvvəllərində cavab axtarırlar. düzgün həll yolu tapıldı. İndi məlumdur ki, Günəş də digər ulduzlar kimi onun dərinliklərində baş verən termonüvə reaksiyalarına görə parlayır.Günəşi təşkil edən əsas maddə hidrogendir və ulduzun ümumi kütləsinin təxminən 71%-ni təşkil edir. Demək olar ki, 27% heliuma aiddir, qalan 2% isə karbon, azot, oksigen və metallar kimi daha ağır elementlərdən gəlir. Günəşdəki əsas "yanacaq" hidrogendir. Dörd hidrogen atomundan bir çevrilmə zənciri nəticəsində bir helium atomu əmələ gəlir. Və reaksiyada iştirak edən hər qram hidrogendən, 6.×10 11 J enerji! Yer üzündə bu enerji miqdarı 1000 m 3 suyu 0 ° C temperaturdan qaynama nöqtəsinə qədər qızdırmaq üçün kifayət edərdi. Nüvədə yüngül hidrogen elementlərinin atomlarının nüvəsi daha ağır hidrogen atomunun nüvəsinə birləşir (bu nüvə deuterium adlanır). Yeni nüvənin kütləsi onun yarandığı nüvələrin ümumi kütləsindən əhəmiyyətli dərəcədə azdır. Kütlənin qalan hissəsi reaksiya zamanı ayrılan hissəciklər tərəfindən daşınan enerjiyə çevrilir. Bu enerji demək olar ki, tamamilə istiliyə çevrilir.Belə transformasiya zəncirlərinin nəticəsi iki proton və iki neytrondan ibarət yeni nüvənin - helium nüvəsinin yaranmasıdır.Hidrogeni heliuma çevirən bu termonüvə reaksiyası proton-proton adlanır, çünki o, iki hidrogen atomu-proton nüvəsinin yaxınlaşması ilə başlayır.

Hidrogenin heliuma çevrilməsi reaksiyası, Günəşin içərisində onun səthindən daha çox helium olmasından məsuldur. Təbii ki, belə bir sual yaranır: nüvəsindəki bütün hidrogen yanıb heliuma çevriləndə Günəşin taleyi necə olacaq və bu nə qədər tez baş verəcək? Məlum olub ki, təxminən 5 milyard ildən sonra Günəşin nüvəsindəki hidrogen miqdarı o qədər azalacaq ki, onun “yanması” nüvənin ətrafındakı təbəqədə başlayacaq. Bu, günəş atmosferinin "inflyasiyasına", Günəşin ölçüsünün artmasına, səthdə temperaturun azalmasına və nüvəsinin artmasına səbəb olacaqdır. Tədricən Günəş qırmızı nəhəngə - orbitinin hüdudlarını aşan nəhəng ölçüdə nisbətən soyuq bir ulduza çevriləcək. Günəşin həyatı bununla da bitməyəcək, o, nəhayət soyuq və sıx bir qaz topuna çevrilənə qədər daha çox dəyişikliyə məruz qalacaq, içərisində termonüvə reaksiyaları baş verməyəcək.

Bu, Günəşin Yer səthindən təxminən belə görünəcəyidir

5 milyard il, nüvədəki hidrogen tamamilə istehlak edildikdə. Günəş

nüvəsi çox sıxılacaq Qırmızı Nəhəngə çevriləcək,

xarici təbəqələr isə kifayət qədər boşalmış vəziyyətdədir.

Ulduzumuz çox böyükdür. tuta bildiyi üçün

1.300.000 Yer həcmi. Ekvatorda Günəşin ətrafı

4,37 milyon km (məsələn, Yer 40.000 km)

Günəş necə yaranıb

Bütün ulduzlar kimi, Günəşimiz də ulduzlararası maddənin (qaz və toz) uzun müddət məruz qalması nəticəsində yaranmışdır. Başlanğıcda ulduz əsasən hidrogendən ibarət qlobulyar çoxluq idi. Sonra cazibə qüvvələrinin təsirindən hidrogen atomları bir-birinə basmağa başladı, sıxlıq artdı və nəticədə kifayət qədər sıxılmış nüvə əmələ gəldi. İlk termonüvə reaksiyasının alovlandığı an ulduzun rəsmi doğulması başlayır.

Günəş kimi böyük bir ulduz, cəmi təxminən 10 milyard il mövcud olmalıdır. Beləliklə, indi Günəş təxminən həyat dövrünün ortasındadır (hazırda onun qayıdışı təxminən 5 milyard ildir). 4-5 milyard ildən sonra qırmızı nəhəng ulduza çevriləcək. Nüvədəki hidrogen yanacağı yandıqca onun xarici qabığı genişlənəcək və nüvə büzülərək istiləşəcək. Təxminən 7,8 milyard il nüvədəki temperatur təqribən çatdıqda 100 milyon K, onda heliumdan karbon və oksigen sintezinin termonüvə reaksiyası başlayacaq. İnkişafın bu mərhələsində Günəş daxilində temperaturun qeyri-sabitliyi onun kütlə itirməyə və qabığını tökməyə başlamasına səbəb olacaq. Göründüyü kimi, Günəşin genişlənən xarici təbəqələri bu zaman Yerin müasir orbitinə çatacaq. Eyni zamanda, tədqiqatlar göstərir ki, hələ bu andan əvvəl Günəş tərəfindən kütlə itkisi onun Günəşdən daha uzaq bir orbitə keçməsinə və beləliklə, günəş plazmasının xarici təbəqələri tərəfindən udulmamasına səbəb olacaqdır.

Buna baxmayaraq, Yerdəki bütün su qaz halına çevriləcək və onun böyük hissəsi kosmosa dağılacaq. Bu dövrdə Günəşin temperaturunun artması sonrakı dövrdə belədir 500-700 milyon il Yerin səthi bu gün bildiyimiz kimi həyatı dəstəkləmək üçün çox isti olacaq.

sonra Günəş mərhələdən keçəcək qırmızı nəhəng, istilik pulsasiyaları ona gətirib çıxaracaq ki, onun xarici qabığı qopacaq və ondan planetar dumanlıq yaranacaq. Bu dumanlığın mərkəzində Günəşin çox isti nüvəsindən əmələ gələn, milyardlarla il ərzində tədricən soyuyacaq və sönəcək ağ cırtdan ulduz qalacaq.

Həyatının demək olar ki, bütün dövrü Günəş görünür
sarı ulduz kimi, alışdığımız parlaqlıqla

Günəş planetimizi işıqlandırır və qızdırır, onsuz bu həyat təkcə insanlar üçün deyil, həm də mikroorqanizmlər üçün mümkünsüz olardı. Ulduzumuz Yerdə baş verən proseslərin əsas (tək olmasa da) mühərrikidir. Lakin Yer Günəşdən təkcə istilik və işıq qəbul etmir. Müxtəlif növ günəş radiasiyası və hissəcik axınları onun həyatına daimi təsir göstərir. Günəş spektrin bütün sahələrindən Yerə elektromaqnit dalğaları göndərir - çox kilometrlik radio dalğalarından qamma şüalarına qədər. Planetin atmosferinə müxtəlif enerjili yüklü hissəciklər də çatır - həm yüksək (günəş kosmik şüaları, həm də aşağı və orta (günəş küləyi axınları, alovlardan emissiyalar). Bununla belə, planetlərarası kosmosdan yüklənmiş hissəciklərin çox kiçik bir hissəsi daxil olur ( qalanları geomaqnit sahəsini əyir və ya gecikdirir) Lakin onların enerjisi aurora və narahatlığa səbəb olmaq üçün kifayətdir. maqnit sahəsi planetimizin.

Günəş məsafədə yerləşir 149,6 milyon km. Məhz bu kəmiyyət astronomiyada adətən astronomik vahid (a.e) adlanır. Əgər bu anda birdən ulduzumuz sönsə, o zaman biz bundan 8,5 dəqiqəyə qədər xəbərimiz olmayacaq - bu, günəş işığının Günəşdən Yerə 300.000 km/s sürətlə keçməsi üçün lazım olan vaxtdır. Bizim yerləşdiyimiz yer doğuş üçün lazım olan iqlimi saxlamaq üçün ən əlverişlidir bioloji həyat. Əgər Yer Günəşə indikindən bir az da yaxın olsaydı, o zaman planetimiz istidən yanar, təbiətdəki su dövranı pozular, bütün canlılar mövcud olmazdı. O zaman planetin Günəşdən uzaqlığı temperaturun inanılmaz dərəcədə aşağı düşməsi, suyun donması və yeni bir planetin yaranması ilə xarakterizə olunacaqdı. buz dövrü. Bu, son nəticədə planetdəki bütün orqanizmlərin tamamilə yox olmasına gətirib çıxaracaq.

>Günəş nədən ibarətdir?

Öyrənmək, günəş nədən ibarətdir: ulduzun quruluşu və tərkibinin təsviri, kimyəvi elementlərin siyahısı, təbəqələrin sayı və xüsusiyyətləri fotoşəkillərlə, diaqram.

Yerdən Günəş hamar bir atəş topu kimi görünür və Galileo kosmik gəmisi günəş ləkələrini kəşf etməzdən əvvəl bir çox astronomlar onun qüsursuz mükəmməl formada olduğuna inanırdılar. İndi biz bunu bilirik Günəşdən ibarətdir Yer kimi hər biri öz funksiyasını yerinə yetirən bir neçə təbəqədən. Günəşin sobaya bənzər bu nəhəng quruluşu yer üzündəki həyat üçün lazım olan bütün enerjinin tədarükçüsüdür.

Günəş hansı elementlərdən ibarətdir?

Əgər ulduzu bir-birindən ayırıb onun tərkib elementlərini müqayisə etsəniz, tərkibin 74% hidrogen və 24% helium olduğunu başa düşərdiniz. Həmçinin, Günəş 1% oksigendən ibarətdir, qalan 1% isə belədir kimyəvi elementlər xrom, kalsium, neon, karbon, maqnezium, kükürd, silikon, nikel, dəmir kimi dövri cədvəllər. Astronomlar heliumdan daha ağır elementin metal olduğuna inanırlar.

Günəşin bütün bu elementləri necə yaranıb? Big Bang hidrogen və helium istehsal etdi. Kainatın yaranmasının başlanğıcında ilk element olan hidrogen meydana gəldi elementar hissəciklər. Yüksək temperatur və təzyiqə görə Kainatdakı şərait ulduzun nüvəsindəki şəraitə bənzəyirdi. Daha sonra, hidrogen heliuma birləşdirildi və kainatda birləşmə reaksiyasının baş verməsi üçün tələb olunan yüksək temperatur var idi. Kainatda mövcud olan hidrogen və helium nisbətləri Böyük Partlayışdan sonra inkişaf edib və dəyişməyib.

Günəşin qalan elementləri başqa ulduzlarda yaradılmışdır. Ulduzların nüvələrində hidrogenin heliuma sintezi prosesi daim baş verir. Nüvədəki bütün oksigeni istehsal etdikdən sonra litium, oksigen, helium kimi daha ağır elementlərin nüvə birləşməsinə keçirlər. Günəşdə tapılan ağır metalların çoxu ömürlərinin sonunda başqa ulduzlarda əmələ gəlmişdir.

Ən ağır elementlər, qızıl və uran Günəşimizdən qat-qat böyük olan ulduzların partlaması nəticəsində əmələ gəlmişdir. Qara dəliyin əmələ gəlməsinin iki saniyəsində elementlər yüksək sürətlə toqquşub və ən ağır elementlər əmələ gəlib. Partlayış bu elementləri Kainata səpələdi və burada yeni ulduzların yaranmasına kömək etdi.

Günəşimiz Böyük Partlayışın yaratdığı elementləri, ölən ulduzların elementlərini və yeni ulduz partlamaları nəticəsində yaranan hissəcikləri toplayıb.

Günəş hansı təbəqələrdən ibarətdir?

İlk baxışdan Günəş sadəcə helium və hidrogendən ibarət bir topdur, lakin daha dərindən araşdırıldıqda onun müxtəlif təbəqələrdən ibarət olduğu aydın olur. Nüvəyə doğru hərəkət edərkən, temperatur və təzyiq artır, bunun nəticəsində təbəqələr yaranır, çünki müxtəlif şəraitdə hidrogen və helium fərqli xüsusiyyətlərə malikdir.

günəş nüvəsi

Günəşin tərkibinin nüvəsindən xarici təbəqəsinə qədər təbəqələr vasitəsilə hərəkətimizə başlayaq. Günəşin daxili təbəqəsində - nüvədə, temperatur və təzyiq çox yüksəkdir, bu da meydana gəlməsini asanlaşdırır. nüvə sintezi. Günəş hidrogendən helium atomları yaradır, bu reaksiya nəticəsində işıq və istilik əmələ gəlir ki, bunlara çatır. Günəşdəki temperaturun təxminən 13.600.000 Kelvin dərəcəsində olduğu və nüvənin sıxlığının suyun sıxlığından 150 dəfə yüksək olduğu ümumiyyətlə qəbul edilir.

Alimlər və astronomlar hesab edirlər ki, Günəşin nüvəsi günəş radiusunun uzunluğunun təxminən 20%-nə çatır. Və nüvənin içərisində yüksək temperatur və təzyiq hidrogen atomlarının protonlara, neytronlara və elektronlara parçalanmasına səbəb olur. Günəş onları sərbəst üzən vəziyyətinə baxmayaraq, helium atomlarına çevirir.

Bu reaksiya ekzotermik adlanır. Bu reaksiya baş verdikdə sərbəst buraxılır çoxlu sayda istilik 389 x 10 31 J-ə bərabərdir. saniyədə.

Günəşin radiasiya zonası

Bu zona nüvə sərhədindən (günəş radiusunun 20%-i) yaranır və günəş radiusunun 70%-ə qədər uzunluğuna çatır. Bu zonanın içərisində tərkibində kifayət qədər sıx və isti olan günəş maddəsi var, buna görə də istilik radiasiyası istilik itirmədən oradan keçir.

Nüvə birləşmə reaksiyası günəş nüvəsinin daxilində baş verir - protonların birləşməsi nəticəsində helium atomlarının yaradılması. Bu reaksiya böyük miqdarda qamma şüalanması yaradır. Bu prosesdə enerji fotonları buraxılır, sonra radiasiya zonasında udulur və müxtəlif hissəciklər tərəfindən yenidən buraxılır.

Fotonun trayektoriyası adətən “təsadüfi gediş” adlanır. Foton Günəşin səthinə düz bir yolda hərəkət etmək əvəzinə, ziqzaq şəklində hərəkət edir. Nəticədə, hər bir foton Günəşin radiasiya zonasını aşmaq üçün təxminən 200.000 il çəkir. Bir hissəcikdən digər hissəcikə keçərkən foton enerji itirir. Bu, Yer üçün yaxşıdır, çünki biz ancaq Günəşdən gələn qamma radiasiyasını qəbul edə bilirdik. Kosmosa daxil olan bir fotonun Yerə getməsi üçün 8 dəqiqə lazımdır.

Çox sayda ulduzun radiasiya zonaları var və onların ölçüləri birbaşa ulduzun miqyasından asılıdır. Ulduz nə qədər kiçik olsa, zonalar bir o qədər kiçik olacaq, onların əksəriyyətini konvektiv zona tutacaq. Ən kiçik ulduzlarda radiasiya zonaları olmaya bilər və konvektiv zona nüvəyə qədər olan məsafəyə çatacaq. Ən çox böyük ulduzlar vəziyyət əksinədir, radiasiya zonası səthə qədər uzanır.

Konvektiv zona

Konvektiv zona günəşin daxili istiliyinin isti qaz sütunlarından keçdiyi radiasiya zonasından kənardadır.

Demək olar ki, bütün ulduzların belə zonası var. Günəşimiz üçün o, Günəşin radiusunun 70%-dən səthə (fotosferə) qədər uzanır. Ulduzun dərinliklərində, nüvəsinə yaxın olan qaz lampadakı mum baloncukları kimi qızır və səthə qalxır. Ulduzun səthinə çatdıqda istilik itkisi baş verir; soyuduqca qaz yenidən mərkəzə doğru batır və istilik enerjisini bərpa edir. Nümunə olaraq, bir qab qaynar su gətirə bilərsiniz.

Günəşin səthi boş torpaq kimidir. Bu nizamsızlıqlar istiliyi Günəşin səthinə daşıyan isti qaz sütunlarıdır. Onların eni 1000 km-ə çatır, dağılma müddəti isə 8-20 dəqiqəyə çatır.

Astronomlar hesab edirlər ki, qırmızı cırtdanlar kimi kiçik kütləli ulduzların yalnız nüvəyə qədər uzanan konvektiv zonası var. Onların Günəş haqqında demək mümkün olmayan radiasiya zonası yoxdur.

Fotosfer

Günəşin Yerdən görünən yeganə təbəqəsi . Bu təbəqənin altında Günəş qeyri-şəffaf olur və astronomlar ulduzumuzun içini öyrənmək üçün başqa üsullardan istifadə edirlər. Səthin temperaturu 6000 Kelvinə çatır və Yerdən görünən sarı-ağ rəngdə parlayır.

Günəşin atmosferi fotosferin arxasında yerləşir. Günəş tutulması zamanı Günəşin görünən hissəsinə deyilir.

Diaqramda Günəşin quruluşu

NASA üçün xüsusi olaraq hazırlanmışdır təhsil ehtiyacları Günəşin quruluşu və tərkibinin sxematik təsviri, hər bir təbəqə üçün temperaturu göstərir:

(Görünən, IR və UV radiasiya) - bunlar görünən radiasiya, infraqırmızı şüalanma və ultrabənövşəyi şüalanmadır. Görünən radiasiya Günəşdən gəldiyini gördüyümüz işıqdır. İnfraqırmızı şüalanma hiss etdiyimiz istilikdir. Ultrabənövşəyi radiasiya bizə qaralmış radiasiyadır. Günəş bu şüaları eyni vaxtda istehsal edir.
(Fotosfer 6000 K) – Fotosfer Günəşin yuxarı təbəqəsidir, onun səthidir. 6000 Kelvin temperaturu 5700 dərəcə Selsiyə bərabərdir.
Radio emissiyaları (trans. Radio emissiyası) - Görünən şüalanmaya əlavə olaraq, infraqırmızı şüalanma və ultrabənövşəyi şüalanma ilə Günəş astronomların radio teleskopundan istifadə edərək aşkar etdiyi radio emissiyalarını göndərir. Günəş ləkələrinin sayından asılı olaraq bu emissiya artır və azalır.
Tac dəliyi - Günəşdə tacın aşağı plazma sıxlığına malik olduğu, nəticədə daha qaranlıq və soyuq olduğu yerlərdir.
2100000 K (2100000 Kelvin) – Günəşin şüalanma zonası bu temperatura malikdir.
Konvektiv zona/Turbulent konveksiya (trans. Konvektiv zona/Turbulent konveksiya) – Bunlar Günəşdə nüvənin istilik enerjisinin konveksiya ilə ötürüldüyü yerlərdir. Plazma sütunları səthə çatır, istiliyindən imtina edir və yenidən qızdırmaq üçün yenidən aşağı enir.
Koronal ilmələr (trans. Coronal loops) günəş atmosferində plazmadan ibarət olan, maqnit xətləri boyunca hərəkət edən ilmələrdir. Onlar səthdən on minlərlə kilometrə uzanan nəhəng tağlara bənzəyirlər.
Core (trans. Core) yüksək temperatur və təzyiqdən istifadə edərək nüvə birləşməsinin baş verdiyi günəş ürəyidir. Bütün günəş enerjisi nüvədən gəlir.
14.500.000 K (14.500.000 Kelvin üçün) – Günəş nüvəsinin temperaturu.
Radiasiya zonası (trans. Radiasiya zonası) - Günəşin radiasiyadan istifadə edərək enerjinin ötürüldüyü təbəqəsi. Foton 200.000-dən yuxarı radiasiya zonasını aşır və kosmosa çıxır.
Neytrinolar (trans. Neutrino) nüvə birləşmə reaksiyası nəticəsində Günəşdən çıxan əhəmiyyətsiz dərəcədə kiçik hissəciklərdir. İnsan bədənindən hər saniyə yüz minlərlə neytrino keçir, lakin onlar bizə heç bir zərər vermir, biz onları hiss etmirik.
Xromosfer alovu (xromosfer məşəli kimi tərcümə olunur) - Ulduzun maqnit sahəsi bükülə və sonra qəfildən müxtəlif formalara girə bilər. Maqnit sahələrindəki qırılmalar nəticəsində Günəşin səthindən güclü rentgen şüaları yaranır.
Magnetic Field Loop - Günəşin maqnit sahəsi fotosferin üstündədir və isti plazma Günəş atmosferində maqnit xətləri boyunca hərəkət edərkən görünür.
Ləkə – Günəş ləkəsi (trans. Günəş ləkələri) – Günəşin səthində maqnit sahələrinin Günəşin səthindən keçdiyi və temperaturun daha aşağı olduğu, çox vaxt halqa şəklində olan yerlərdir.
Enerjili hissəciklər (trans. Energetik hissəciklər) - Günəşin səthindən gəlirlər, nəticədə günəş küləyinin yaranmasına səbəb olurlar. Günəş fırtınalarında onların sürəti işıq sürətinə çatır.
X-şüaları (rentgen şüaları kimi tərcümə olunur) günəş alovları zamanı əmələ gələn insan gözünə görünməyən şüalardır.
Parlaq ləkələr və qısamüddətli maqnit bölgələri (trans. Parlaq ləkələr və qısamüddətli maqnit bölgələri) - Temperatur fərqləri səbəbindən Günəşin səthində parlaq və tutqun ləkələr görünür.

Günəşin səthinin temperaturu günəş spektrinin təhlili ilə müəyyən edilir. Məlumdur ki, o, Yerdəki bütün təbii proseslər üçün enerji mənbəyidir, ona görə də alimlər istiliyin kəmiyyət dəyərini müəyyən ediblər. müxtəlif hissələr bizim ulduz.

Spektrin ayrı-ayrı rəngli hissələrində radiasiya intensivliyi 6000 dərəcə temperatura uyğundur. Bu, Günəşin səthinin və ya fotosferin temperaturudur.

Günəş atmosferinin xarici təbəqələrində - xromosferdə və tacda daha yüksək temperaturlar müşahidə olunur. Tacda təxminən bir-iki milyon dərəcədir. Güclü epidemiyaların olduğu yerlərdə temperatur qısa müddət ərzində hətta əlli milyona çata bilər. Məşəlin üstündəki tacda yüksək istilik səbəbindən rentgen və radio emissiyalarının intensivliyi çox artır.

Ulduzumuzun istiləşməsinin hesablamaları

Günəşdə baş verən ən mühüm proses hidrogenin heliuma çevrilməsidir. Günəşin bütün enerjisinin mənbəyi məhz bu prosesdir.
Günəş nüvəsi çox sıx və çox istidir. Tez-tez elektronların, protonların və digər nüvələrin şiddətli toqquşması baş verir. Bəzən protonların toqquşması o qədər sürətli olur ki, onlar elektrik itələmə qüvvəsini dəf edərək, bir-birinə diametrinin məsafəsində yaxınlaşırlar. Bu məsafədə nüvə qüvvəsi hərəkət etməyə başlayır, bunun nəticəsində protonlar birləşərək enerjini buraxır.

Dörd proton tədricən birləşərək helium nüvəsini əmələ gətirir, iki proton neytronlara çevrilir, iki müsbət yük pozitron şəklində buraxılır və iki hiss olunmayan neytral hissəcik - neytrinolar meydana çıxır. Elektronlarla qarşılaşdıqda, hər iki pozitron qamma şüa fotonlarına çevrilir (annihiliya).

Helium atomunun qalan enerjisi dörd hidrogen atomunun qalan enerjisindən azdır.

Kütlə fərqi qamma fotonlara və neytrinolara çevrilir. Yaranan bütün qamma fotonların və iki neytrinoların ümumi enerjisi 28 MeV-dir. Alimlər əldə edə bildilər fotonların emissiyası.
Bu, Günəşin bir saniyədə buraxdığı enerji miqdarıdır. Bu dəyər günəş radiasiyasının gücünü əks etdirir.

Planetimizin, onun biosferinin və insan sivilizasiyasının mövcudluğuna borclu olduğu nurçu astronomlar baxımından olduqca bayağıdır.

Bu, çox yayılmış G2 sinifinin adi sarı ulduzudur. Hər 225-250 milyon ildən bir edir tam dönüş güclü enerji axınları buraxmayan passiv nüvəsi olan tipik böyük spiral qalaktikanın mərkəzinin ətrafında radiusu 26.000 işıq ili olan demək olar ki, dairəvi orbitdə. Ancaq xoşbəxtliyimiz məhz bu sıradanlıqdadır. Daha soyuq və isti olan ulduzlar (və xüsusilə aktiv qalaktika mərkəzlərinə yaxın olanlar) həyatın beşiyi roluna, ən azı karbon əsaslı ulduzlara daha az uyğun gəlir.

Aleksey Levin

Ümumi qəbul edilmiş hesablamalara görə, Günəş 4,59 milyard il əvvəl yaranıb. Düzdür, son vaxtlar bəzi astronomlar onun yaşının 6-7 milyard il olması barədə danışmağa başlayıblar, lakin bunlar hələlik fərziyyələrdir. Təbii ki, bizim gün işığımız birdən-birə yaranmayıb. Onun anası əsasən molekulyar hidrogendən ibarət nəhəng qaz və toz buludu idi, o, öz cazibə qüvvəsinin təsiri ilə yavaş-yavaş sıxılır və düz diskə çevrilənə qədər deformasiyaya uğrayırdı. Ola bilsin ki, buludun qravitasiya qeyri-sabitliyini artıran və onun dağılmasına təkan verən (bu, nəhəng ulduz və ya fövqəlnova partlayışı ilə qarşılaşma ola bilər) kosmik hadisə şəklində bir ata da olub. Diskin mərkəzində qravitasiya enerjisinin bir hissəsini istiliyə çevirən bir neçə min dərəcə səth temperaturu olan parlaq plazma sferası peyda oldu.

Yeni doğulan ulduz getdikcə dərinliklərini qızdıraraq kiçilməyə davam edirdi. Bir neçə milyon ildən sonra onların temperaturu 10 milyon dərəcə Selsiyə çatdı və orada özünü saxlaya bilən termonüvə birləşmə reaksiyaları başladı. Gənc protostar çevrildi normal ulduzəsas ardıcıllıq. Diskin yaxın və uzaq periferiyasının materiyası soyuq cisimlərə - planetlərə və planetoidlərə sıxlaşdı.

Hal-hazırda günəş tədqiqatçıları konvektiv zonanı öyrənmək üçün son dərəcə güclü bir texnikaya - heliosesmologiyaya malikdirlər. Stenford Universitetinin baş elmi işçisi Alexander Kosovichev izah edir: "Bu, Günəşin salınımlarını, günəş səthinin şaquli salınımlarını, tipik dövrləri bir neçə dəqiqədən ibarət təhlil etməklə Günəşi öyrənmək üsuludur". — Onlar 1960-cı illərin əvvəllərində açılıb. Xüsusən də akademik Severnının rəhbərlik etdiyi Krım Astrofizika Rəsədxanasının əməkdaşları bu sahədə xeyli işlər görüblər. Günəşin səthə yaxın təbəqələrində dalğalanmalar turbulent konveksiya ilə həyəcanlanır. Bu proseslər zamanı Günəşin daxilində yayılan səs dalğaları yaranır. Bu dalğaların xüsusiyyətlərini müəyyən etməklə biz haqqında nəticə çıxarmağa imkan verən məlumatlar əldə edirik daxili quruluş Günəş və maqnit sahəsinin yaranması mexanizmləri. Heliseysmologiya artıq konvektiv zonanın dərinliyini təyin etməyə, günəş təbəqələrinin fırlanma xarakterini aydınlaşdırmağa və əslində maqnit sahəsinin yığınları olan günəş ləkələrinin meydana gəlməsi haqqında fikirlərimizi aydınlaşdırmağa imkan verib. İndi bilirik ki, günəş dinamosu planetar dinamodan çox fərqlidir, çünki o, yüksək turbulent mühitdə işləyir. O, həm qlobal dipol sahəsi, həm də bir çox yerli sahələr yaradır. Müxtəlif miqyaslı sahələr arasında qarşılıqlı təsir mexanizmləri hələ məlum deyil, onlar hələ də aydınlaşdırılmalıdır. Ümumiyyətlə, bu elmin böyük gələcəyi var”.

Günəşin bəzi pasport məlumatları. Yaş - 4,59 milyard il; çəki - 1,989x1030 kq; orta radius - 696.000 km; orta sıxlıq - 1,409 q/sm 3 (yerdəki maddənin sıxlığı dörd dəfə yüksəkdir); effektiv səth temperaturu (Günəşin tamamilə qara cisim kimi şüalanması ehtimalı ilə hesablanır) - 5503˚С (şəkildə) mütləq temperatur- 5778 kelvin); ümumi radiasiya gücü - 3,83x1023 kVt.

Günəşin səthi (fotosfer), hətta sakit vəziyyətdə olsa da, teleskopla (təbii olaraq, xüsusi filtrlə qorunur) müşahidə edildikdə, taxıl dəsti və ya pətək kimi görünür. Bu quruluşa günəş qranulyasiyası deyilir. Konveksiya, yəni qaz axınlarının istilik sirkulyasiyası nəticəsində əmələ gəlir - isti qaz "üzər" və soyuq qaz qaranlıq sahələr kimi görünən qranulların hüdudlarına enir. Qranulların tipik ölçüsü təxminən 1000 km-dir. Şəkildə - Doppler effekti ilə hesablanmış ters çevrilmiş kompüter şəkli - müşahidəçidən qaz axınlarının hərəkəti açıq tonlarda, müşahidəçiyə doğru - tünd tonlarda təsvir edilmişdir. Solda kompozit şəkil (yuxarıdan və saat yönünün əksinə): nüvə və konvektiv zona ilə Günəşin daxili quruluşu; qaranlıq ləkə ilə fotosfer; xromosfer; günəş alovu; yuxarı sağda bir qabarıqlıq var.

Günəş tək bir bütöv olaraq öz oxu ətrafında fırlanmadığından onun dəqiq müəyyən edilmiş günləri yoxdur. Onun ekvator zonasının səthi 27 Yer günündə, qütb zonaları isə 35 gündə tam inqilab edir. Günəşin daxili hissəsinin eksenel fırlanması daha mürəkkəbdir və bütün detalları ilə hələ də məlum deyil.

IN kimyəvi birləşmə Günəş maddəsində təbii olaraq hidrogen (kütlənin təxminən 72%-i) və helium (26%) üstünlük təşkil edir. Yüzdə bir az az oksigen, 0,4% karbon və təxminən 0,1% neondur. Bu nisbətləri atom sayında ifadə etsək, məlum olur ki, hər milyon hidrogen atomuna 98.000 helium atomu, 850 oksigen atomu, 360 karbon atomu, 120 neon atomu, 110 azot atomu, 40 dəmir və silisium atomu düşür.

Günəş mexanikası

Günəşin laylı quruluşu çox vaxt soğanla müqayisə edilir. Bu bənzətmə çox uğurlu deyil, çünki təbəqələrin özləri güclü şaquli maddə və enerji axınları ilə nüfuz edir. Ancaq ilk təxminə görə məqbuldur. Günəş öz nüvəsində əmələ gələn termonüvə enerjisi hesabına parlayır. Orada temperatur 15 milyon dərəcə Selsi, sıxlığı 160 q/sm3, təzyiq 3,4x1011 atm-ə çatır. Bu cəhənnəm şəraitdə bir neçə zəncirvari termonüvə reaksiyaları baş verir və proton-proton dövrünü (p-p dövrü) təşkil edir. O, adını iki protonun toqquşaraq deyterium nüvəsi, pozitron və elektron neytrino əmələ gətirdiyi ilkin reaksiyaya borcludur.

Bu çevrilmələr zamanı (və bunların çoxu var) hidrogen yanıqları və bu cür elementlərin müxtəlif izotopları yaranır. Dövri Cədvəl, helium, berilyum, litium və bor kimi. Son üç element nüvə reaksiyalarına və ya parçalanmaya girir, lakin helium qalır - daha doğrusu, onun əsas izotopu helium-4 qalır. Nəticədə məlum olur ki, dörd proton bir helium nüvəsi, iki pozitron və iki neytrino əmələ gətirir. Pozitronlar dərhal elektronlarla məhv olurlar və neytrinolar Günəşi demək olar ki, maddə ilə reaksiya vermədən tərk edirlər. Hər bir p-p dövrü reaksiyası şəklində 26,73 meqaelektronvolt buraxır kinetik enerji doğulan hissəciklər və qamma radiasiya.

Əgər protogünəş buludu yalnız Böyük Partlayış zamanı yaradılan elementlərdən ibarət olsaydı (hidrogen və helium-4, deyterium, helium-3 və litium-7-nin çox az qarışığı ilə), onda bu reaksiyalar hər şeyi bitirərdi. Bununla belə, protosolar maddənin tərkibi daha zəngin idi, bunun təkzibolunmaz sübutu ən azı günəş atmosferində dəmirin olmasıdır. Bu element, dövri cədvəldəki ən yaxın qonşuları kimi, yalnız temperaturun milyardlarla dərəcəyə çatdığı daha çox kütləli ulduzların dərinliklərində doğulur. Günəş onlardan biri deyil. Əgər orada hələ də dəmir varsa, bunun səbəbi ilkin buludun artıq bu metal və bir çox başqa elementlərlə çirklənməsidir. Onların hamısı fövqəlnova kimi partlayan və yaradıcılıq fəaliyyətinin məhsullarını kosmosa səpələyən əvvəlki nəsillərin nəhəng ulduzlarının nüvə sobalarında əmələ gəlmişdir.

Bu vəziyyət günəşdaxili termonüvə birləşməsinin yuxarıdakı sxemini çox dəyişdirmir, lakin yenə də ona bəzi düzəlişlər edir. Fakt budur ki, 15 milyon dərəcədə hidrogen karbon-azot-oksigen dövrəsində (CNO dövrü) heliuma çevrilə bilər. Başlanğıcda bir proton bir karbon-12 nüvəsi ilə toqquşur və bir azot-13 nüvəsi və bir qamma-şüa kvantı yaradır. Azot bir karbon-13 nüvəsinə, bir pozitrona və bir neytrinoya parçalanır. Ağır karbon nüvəsi yenidən bir protonla toqquşur, ondan azot-14 üstəgəl bir qamma şüası əmələ gəlir. Azot üçüncü protonu udur, qamma kvantını və azot-15, pozitron və neytrinoya çevrilən oksigen-15-i buraxır. Azot nüvəsi sonuncu, dördüncü protonu tutur və karbon-12 və helium-4 nüvələrinə parçalanır. Ümumi balans birinci dövrədə olduğu kimidir: başlanğıcda dörd proton, bir alfa hissəciyi (aka helium-4 nüvəsi), sonunda bir cüt pozitron və bir cüt neytrino. Üstəlik, əlbəttə ki, eyni enerji çıxışı, demək olar ki, 27 MeV. Karbon-12-yə gəlincə, o, bu dövrədə ümumiyyətlə istehlak edilmir, ilk reaksiyada yox olur və sonuncuda yenidən görünür. Bu yanacaq deyil, katalizatordur.

Günəş öz oxu ətrafında fırlanır, lakin tək bütöv deyil. Şəkildə SOHO (Günəş Heliosfer Rəsədxanası) kosmik rəsədxanası tərəfindən toplanmış Günəşin ayrı-ayrı hissələrinin fırlanma sürətinin Doppler ölçmələrinə əsaslanan kompüter modeli göstərilir. Rəng fırlanma sürətini göstərir (azalan qaydada: qırmızı, sarı, yaşıl, mavi). Müxtəlif sürətlə hərəkət edən isti plazma sahələri sərhədlərində yerli maqnit sahələrinin pozulması yaranan "lentlər" əmələ gətirir, nəticədə günəş ləkələri ən çox burada görünür.

Günəş daxilində CNO dövrünün reaksiyaları olduqca ləngdir və ümumi enerji hasilatının yalnız bir yarım faizini təmin edir. Ancaq günəş neytrino axınının hesablanmış gücü lazımi səviyyədə qiymətləndirilmədiyi üçün onları unutmaq olmaz. Günəşin neytrino radiasiyasının sirləri çox maraqlıdır, lakin bu, kifayət qədərdir müstəqil mövzu, bu məqalənin əhatə dairəsinə uyğun gəlmir.

Çox gənc Günəşin nüvəsi 72% hidrogendən ibarət idi. Model hesablamaları göstərdi ki, indi o, nüvənin mərkəzi zonasının kütləsinin yalnız 35%-ni və periferik zonanın 65%-ni təşkil edir. Heç nə etmək mümkün deyil, hətta nüvə yanacağı da yanır. Bununla belə, daha beş il ərzində milyardlarla xərc çəkəcək. Günəşin termonüvə sobasındakı prosesləri bəzən hidrogen bombasının partlaması ilə müqayisə edirlər, lakin burada oxşarlıq çox şərtlidir. Onlarla kiloqram güclü doldurma nüvə bombaları meqaton və onlarla meqaton trotil ekvivalenti tutumuna malikdir. Lakin günəş nüvəsi bütün nəhəng kütləsi ilə saniyədə cəmi yüz milyard meqaton istehsal edir. Hesablamaq asandır ki, orta enerji çıxışı hər kiloqrama altı mikrovatdır - insan bədəni istilikdən 200 000 dəfə daha aktiv şəkildə istehsal edir. Günəş termonüvə sintezi "partlaymır", yavaş-yavaş, yavaş-yavaş "yanır" - böyük xoşbəxtliyimizə.

Parlaq transfer

Nüvənin xarici sərhədi Günəşin mərkəzindən təxminən 150.000 km məsafədədir (0,2 radius). Bu zonada temperatur 9 milyon dərəcəyə enir. Sonrakı soyutma ilə proton-proton dövrünün reaksiyaları dayanır - protonların elektrostatik itələməni aradan qaldırmaq və deuterium nüvəsinə birləşmək üçün kifayət qədər kinetik enerjisi yoxdur. CNO dövrünün reaksiyaları orada da baş vermir, çünki onların temperatur həddi daha yüksəkdir. Buna görə nüvənin sərhədində günəş termonüvə sintezi yox olur.

SOHO (Günəş və Heliosfer Rəsədxanası) kosmik rəsədxanasının alətlərindən biri (Michelson Doppler Imager) istifadə edərək əldə edilən məlumatlar əsasında qurulmuş günəş ləkəsinin üçölçülü modeli. Üst müstəvi Günəşin səthidir, aşağı təyyarə isə 22 min kilometr dərinlikdən keçir. Şaquli bölmə müstəvisi 24 min kilometrə qədər uzanır. Rənglər müxtəlif səs sürəti olan sahələri göstərir (azalan qaydada - qırmızıdan maviyə qaraya qədər). Ləkələrin özləri güclü maqnit sahələrinin günəş atmosferinə daxil olduğu yerlərdir. Onlar Günəşin səthində adətən fakula adlanan daha isti aktiv bölgələrlə əhatə olunmuş daha soyuq temperatur sahələri kimi görünür. Günəş ləkələrinin sayı 11 il müddətində dəyişir (nə qədər çox olarsa, bir o qədər çox olur). daha çox aktivlik Günəş).

Nüvə 0,7 günəş radiusunun şaquli işarəsi ilə bitən qalın sferik təbəqə ilə əhatə olunmuşdur. Bu radiasiya zonasıdır. O, hidrogen-helium plazması ilə doludur, zonanın daxili sərhədindən xarici sərhədə doğru hərəkət etdikcə sıxlığı yüz dəfə azalır, 20-dən 0,2 q/sm 3-ə qədərdir. Xarici plazma təbəqələri daxili təbəqələrdən daha soyuq olsa da, orada temperatur qradiyenti o qədər böyük deyil ki, istiliyi aşağı təbəqələrdən yuxarı təbəqələrə daşıyan şaquli maddə axınları yaranır (bu istilik ötürmə mexanizmi konveksiya adlanır). Nüvəüstü təbəqədə heç bir konveksiya yoxdur və ola da bilməz. Nüvədə ayrılan enerji ondan elektromaqnit şüalanmasının kvantları şəklində keçir.

Bu necə baş verir? Nüvənin mərkəzində yaranan qamma kvantları onun maddəsində səpələnir, tədricən enerji itirir. Onlar nüvə sərhədinə yumşaq rentgen şüaları şəklində çatırlar (dalğa uzunluğu bir nanometr, enerjisi 400−1300 eV). Oradakı plazma onlar üçün demək olar ki, qeyri-şəffafdır, fotonlar onun içində yalnız santimetrin bir hissəsini keçə bilir. Hidrogen və helium ionları ilə toqquşduqda kvantlar onlara enerji verir, bu enerji qismən hissəciklərin kinetik enerjisini eyni səviyyədə saxlamağa sərf olunur və qismən daha böyük uzunluqda yeni kvantlar şəklində yenidən buraxılır. Beləliklə, fotonlar tədricən plazma vasitəsilə yayılır, ölür və yenidən doğulur. Səyahət edən kvantlar yuxarıya doğru (maddənin daha az sıx olduğu yerdə) aşağıdan daha asan hərəkət edir və buna görə də şüa enerjisi zonanın dərinliklərindən onun xarici sərhəddinə axır.

Materiya radiasiya ötürmə zonasında hərəkətsiz olduğundan, o, bütövlükdə günəş oxu ətrafında fırlanır. Ancaq hələlik. Fotonlar Günəşin səthinə doğru hərəkət etdikcə, ionlarla toqquşmalar arasında getdikcə daha uzun məsafələr qət edirlər. Bu o deməkdir ki, emissiya və udma hissəciklərinin kinetik enerjisindəki fərq hər zaman artır, çünki daha böyük dərinliklərdə günəş maddəsi daha dayaz olanlardan daha isti olur. Nəticədə plazma sabitsizləşir və orada maddənin fiziki hərəkəti üçün şərait yaranır. Radiasiya ötürmə zonası konvektiv zonaya çevrilir.

26 fevral 1998-ci ildə tam Günəş tutulması zamanı çəkilmiş günəş tacının fotoşəkili. Tac, təxminən bir milyon dərəcə Selsi temperaturuna qədər qızdırılan nadir hidrogendən ibarət olan günəş atmosferinin xarici hissəsidir. Şəkildəki rənglər sintetikdir və tacın Günəşdən uzaqlaşdıqca azalan parlaqlığını göstərir (mərkəzdəki mavi və çəhrayı nöqtə Aydır).

Konveksiya zonası

0,3 radius dərinliyindən başlayır və Günəşin səthinə (daha doğrusu, atmosferinə) qədər uzanır. Onun dibi 2 milyon dərəcəyə qədər qızdırılır, temperatur isə xarici sərhəd hətta 6000˚С-ə çatmır. Radial zonadan nazik bir ara təbəqə ilə - taxoklinlə ayrılır. Ən maraqlı, lakin hələ yaxşı öyrənilməmiş şeylər orada baş verir. Hər halda, taxoklində hərəkət edən plazma axınlarının günəş maqnit sahəsinin formalaşmasına əsas töhfə verdiyini düşünməyə əsas var. Konveksiya zonasının Günəşin həcminin təxminən üçdə ikisini tutduğunu hesablamaq asandır. Bununla belə, onun kütləsi çox kiçikdir - Günəşin cəmi iki faizi. Bu təbiidir, çünki günəş materiyası mərkəzdən uzaqlaşdıqca istər-istəməz nadir hala gəlir. Zonanın aşağı sərhəddində plazma sıxlığı suyun sıxlığı 0,2, atmosferə daxil olduqda isə dəniz səviyyəsindən yuxarı yer havasının sıxlığı 0,0001-ə qədər azalır.

Konvektiv zonadakı maddə çox qarışıq bir şəkildə hərəkət edir. Onun bazasından sürəti saniyədə bir neçə santimetrdən çox olmayan güclü, lakin yavaş isti plazma axınları (yüz min kilometr enində) yüksəlir. Daha az qızdırılan plazmanın o qədər də güclü olmayan reaktivləri onlara doğru enir, sürəti artıq saniyədə metrlə ölçülür. Bir neçə min kilometr dərinlikdə yüksələn yüksək temperaturlu plazma nəhəng hüceyrələrə bölünür. Onların ən böyüyü təxminən 30-35 min kilometr xətti ölçülərə malikdir - onlara superqranullar deyilir. Səthə yaxınlaşdıqda, xarakterik ölçüsü 5000 km olan mezoqranullar əmələ gəlir və daha da yaxın - 3-4 dəfə kiçik qranullar. Superqranullar təxminən bir gün yaşayır, qranullar adətən dörddə bir saatdan çox deyil. Kollektiv plazma hərəkətinin bu məhsulları günəş səthinə çatdıqda, xüsusi filtrli teleskop vasitəsilə asanlıqla görünür.

Atmosfer

Bu olduqca mürəkkəbdir. Bütün günəş işığı kosmosa fotosfer adlanan aşağı səviyyəsindən daxil olur. Əsas işıq mənbəyi fotosferin 150 km qalınlığında olan alt təbəqəsidir. Bütün fotosferin qalınlığı təxminən 500 km-dir. Bu şaquli boyunca plazmanın temperaturu 6400-dən 4400 K-ə qədər azalır.

Fotosferdə daim aşağı temperaturlu (3700 K-ə qədər) bölgələr görünür, daha zəif parlayır və qaranlıq ləkələr şəklində aşkar edilir. Günəş ləkələrinin sayı 11 il müddətinə dəyişir, lakin onlar heç vaxt günəş diskinin 0,5%-dən çoxunu əhatə etmir.

Fotosferin üstündə xromosfer təbəqəsi, daha yüksəkdə isə günəş tacı yerləşir. Tacın varlığı çox qədim zamanlardan məlumdur, çünki o, tam günəş tutulmaları zamanı aydın görünür. Xromosfer nisbətən yaxınlarda, yalnız 19-cu əsrin ortalarında kəşf edilmişdir. 18 iyul 1851-ci ildə Skandinaviyada və ətraf ölkələrdə toplaşan yüzlərlə astronom Ayın günəş diskini örtməsini seyr etdilər. Tacın görünməsindən bir neçə saniyə əvvəl və tutulmanın ümumi mərhələsinin bitməsinə az qalmış elm adamları diskin kənarında parlayan qırmızı aypara gördülər. 1860-cı il tutulması zamanı belə məşəlləri nəinki daha yaxşı tədqiq etmək, həm də onların spektroqramlarını əldə etmək mümkün olmuşdur. Doqquz il sonra ingilis astronomu Norman Lokyer bu zonanı xromosfer adlandırdı.

Xromosferin sıxlığı hətta fotosferlə müqayisədə olduqca aşağıdır, 1 sm³-ə cəmi 10-100 milyard hissəcik düşür. Ancaq daha güclü qızdırılır - 20.000˚C-ə qədər. Xromosferdə daima tünd uzunsov strukturlar müşahidə olunur - xromosfer sapları (onların bir növü də tanınmış çıxıntılardır). Onlar maqnit sahəsinin döngələri ilə fotosferdən qaldırılan daha sıx və daha soyuq plazma yığınlarıdır. Artan parlaqlıq sahələri-flokkulumlar da görünür. Və nəhayət, uzanmış plazma strukturları - spikullar - daim xromosferdə görünür və bir neçə dəqiqədən sonra yox olur. Bunlar, maddənin fotosferdən taclara axdığı bir növ üst keçidlərdir.

Ulduzun gələcək taleyi birbaşa günəşin daxili hissəsindəki proseslərdən asılıdır. Hidrogen ehtiyatları azaldıqca, nüvə tədricən büzülür və qızır ki, bu da Günəşin parlaqlığını artırır. Əsas sekans ulduzuna çevriləndən bəri o, artıq 25-30% artıb - və bu proses davam edəcək. Təxminən 5 milyard ildən sonra nüvənin temperaturu yüz milyonlarla dərəcəyə çatacaq və sonra onun mərkəzində helium alovlanacaq (karbon və oksigen əmələ gəlməsi ilə). Bu zaman hidrogen periferiyada yandırılacaq və onun yanma zonası bir qədər səthə doğru hərəkət edəcək. Günəş hidrostatik sabitliyini itirəcək, onun xarici təbəqələri çox şişəcək və o, nəhəng, lakin o qədər də parlaq olmayan işıqlandırıcıya - qırmızı nəhəngə çevriləcək. Bu nəhəngin parlaqlığı Günəşin indiki parlaqlığından iki dərəcə yüksək olacaq, lakin onun ömrü çox qısa olacaq. Onun nüvəsinin mərkəzində çoxlu miqdarda karbon və oksigen sürətlə toplanacaq, bu da artıq alovlana bilməyəcək - kifayət qədər temperatur olmayacaq. Xarici helium təbəqəsi yanmağa davam edəcək, tədricən genişlənəcək və buna görə də soyuyacaq. Heliumun termonüvə yanma sürəti artan temperaturla çox sürətlə artır və temperaturun azalması ilə azalır. Buna görə də qırmızı nəhəngin içi güclü şəkildə titrəməyə başlayacaq və sonda o həddə çata bilər ki, onun atmosferi saniyədə onlarla kilometr sürətlə ətrafdakı kosmosa atılacaq. Birincisi, genişlənən ulduz qabığı, əsas ulduz təbəqələrindən gələn ionlaşdırıcı ultrabənövşəyi şüalanmanın təsiri altında mavi və yaşıl işıqla parlaq şəkildə parlayacaq - bu mərhələdə ona planetar dumanlıq deyilir. Ancaq minlərlə və ya ən çox on minlərlə ildən sonra dumanlıq kosmosda soyuyacaq, qaralacaq və dağılacaq. Nüvəyə gəldikdə, elementlərin çevrilməsi tamamilə dayanacaq və o, yalnız yığılmış istilik enerjisi, soyudulması və getdikcə daha çox solması səbəbindən parlayacaqdır. O, neytron ulduzuna və ya qara dəliyə çökə bilməyəcək, kifayət qədər kütlə olmayacaq. Bosedə ölən günəş tipli ulduzların belə soyuyan qalıqlarına ağ cırtdanlar deyilir.

Tac atmosferin ən isti hissəsidir, onun temperaturu bir neçə milyon dərəcəyə çatır. Bu isitmə maqnitohidrodinamika prinsiplərinə əsaslanan bir neçə modeldən istifadə etməklə izah edilə bilər. Təəssüf ki, bütün bu proseslər çox mürəkkəb və çox zəif öyrənilmişdir. Tac da müxtəlif strukturlarla doludur - deşiklər, döngələr, axınlar.

Günəş problemləri

Günəşin yerin səmasında ən böyük və ən çox görünən obyekt olmasına baxmayaraq, ulduzumuzun fizikasında çoxlu həll edilməmiş problemlər var. “Biz bilirik ki, Günəşin maqnitliyi onun atmosferinin dinamikasına son dərəcə güclü təsir göstərir - məsələn, günəş ləkələrinin yaranmasına səbəb olur. Lakin onun necə yarandığı və plazmada necə yayıldığı hələ aydınlaşdırılmayıb”, - Amerika Milli Günəş Rəsədxanasının direktoru Stiven Keil Baş nazirin sualını cavablandırır. — İkinci yerdə mən günəş alovlarının mexanizminin deşifrə edilməsini qoyardım. Bunlar qısamüddətli, lakin çox güclü sürətli elektronların və protonların emissiyalarıdır və müxtəlif dalğa uzunluqlarında eyni dərəcədə güclü elektromaqnit şüalanma axınlarının yaranması ilə birləşir. Epidemiyalar haqqında geniş məlumat toplanıb, lakin onların baş verməsi üçün hələ ki, ağlabatan modellər yoxdur. Nəhayət, fotosferin tacı hansı üsullarla enerji verdiyini və onu öz temperaturundan üç dərəcə yüksək olan temperaturlara qədər qızdırdığını başa düşmək lazım gələcək. Bunun üçün isə ilk növbədə tacın daxilindəki maqnit sahələrinin parametrlərini düzgün müəyyən etmək lazımdır, çünki bu kəmiyyətlər tam məlum olmaqdan uzaqdır”.

Ən yaxın ulduzumuzun temperaturu heterojendir və əhəmiyyətli dərəcədə dəyişir. Günəşin nüvəsində qravitasiya cazibəsi 15 milyon dərəcə Selsiyə çata bilən böyük təzyiq və temperatur yaradır. Hidrogen atomları sıxılır və birləşərək helium yaradır. Bu proses termonüvə reaksiyası adlanır.
Bir termonüvə reaksiyası böyük miqdarda enerji istehsal edir. Enerji günəşin səthinə, atmosferə və ondan kənara axır. Nüvədən enerji radiasiya zonasına doğru hərəkət edir, burada 1 milyon ilə qədər vaxt sərf edir, daha sonra konvektiv zonaya, Günəşin daxili hissəsinin yuxarı təbəqəsinə keçir. Burada temperatur 2 milyon dərəcə Selsidən aşağı düşür. Nəhəng isti plazma qabarcıqları ionlaşmış atomlardan ibarət “şorba” əmələ gətirir və fotosferə doğru yuxarıya doğru hərəkət edir.
Fotosferdə temperatur demək olar ki, 5,5 min dərəcə Selsidir. Budur günəş radiasiyası görünən işığa çevrilir. Fotosferdəki günəş ləkələri ətrafdakılardan daha soyuq və qaranlıqdır. Böyük günəş ləkələrinin mərkəzində temperatur bir neçə min dərəcə Selsiyə düşə bilər.
Günəş atmosferinin növbəti təbəqəsi olan xromosfer 4320 dərəcədə bir qədər soyuqdur. Milli Günəş Rəsədxanasının məlumatına görə, xromosfer hərfi mənada “rəng sferası” deməkdir. Xromosferdən gələn görünən işıq adətən daha parlaq fotosferə qarşı görünmək üçün çox zəif olur, lakin tam günəş tutulmaları zamanı, ay fotosferi örtərkən, xromosfer Günəş ətrafında qırmızı bir halqa kimi görünür.
Milli Günəş Rəsədxanası öz saytında yazır: “Xromosfer tərkibindəki böyük həcmdə hidrogenə görə qırmızı görünür”.
Tacda temperaturlar əhəmiyyətli dərəcədə yüksəlir, bu da plazma yuxarıya doğru axan tutulma zamanı görünə bilər. Tac günəşin bədəni ilə müqayisədə təəccüblü dərəcədə isti ola bilər. Burada temperatur 1 milyon dərəcə ilə 10 milyon dərəcə Selsi arasında dəyişir.
Tac soyuduqca, istilik və radiasiyanı itirdikdə, material bəzən Yerlə yollarını kəsən günəş küləyi şəklində sovrulur.
Günəş dünyanın ən böyük və ən böyük cismidir günəş sistemi. O, Yerdən 149,5 milyon km məsafədə yerləşir. Bu məsafə astronomik vahid adlanır və Günəş sistemi boyunca məsafələri ölçmək üçün istifadə olunur. Günəş işığının və istiliyin planetimizə çatması təxminən 8 dəqiqə çəkir, buna görə də Günəşə olan məsafəni təyin etməyin başqa bir yolu var - 8 işıq dəqiqəsi.

Əvvəllər "" məqaləsini dərc etmişdik və orada yazmışdıq ki, " İspaniyanın La Rioxa əyalətində uzun sürən quraqlıq səbəbindən 58 il əvvəl su anbarının yaradılması səbəbindən su altında qalan Mansilla de la Sierra şəhərinin qalıqları suyun altından görünməyə başlayıb. 1959-cu ildə..."

Sizi "" məqaləsi də maraqlandıra bilər, ondan öyrənəcəksiniz ki, " 2018-ci il martın 14-də səhər tezdən məşhur alim və elmin populyarlaşdırıcısı, professor Stiven Uilyam Hokinq Kembricdə vəfat edib. Elmi ictimaiyyətdə o,..."

Və əlbəttə ki, "" qaçırmayın, yalnız burada öyrənəcəksiniz ki, " İtaliyanın Cənubi Tirol əyalətinə iki metrdən çox qar yağaraq, bölgədə minlərlə elektrik enerjisinin kəsilməsinə səbəb olub və yollarda gediş-gəlişi demək olar ki, qeyri-mümkün edib. Vəziyyət belə idi..."