ساختار و جو خورشید. باد آفتابی

وزن: 1.99×10 30 کیلوگرم;

قطر: 1,392,000 کیلومتر;

حجم: 1.41×10 18 km³;
مساحت سطح: 6.08×10 12 کیلومتر مربع؛

میانگین چگالی: 1409 کیلوگرم بر متر مکعب;
کلاس طیفی: G2V;
دمای سطح: 5778 K;
دمای هسته: 13,500,000 K;

درخشندگی: 3.88×10 26 W;
سال کهکشانی:230-250 میلیون سال؛

سن: حدود 5 میلیارد سال؛

فاصله از زمین: 149.6 میلیون کیلومتر

در طول تاریخ تمدن بشری، خورشید در بسیاری از فرهنگ ها مورد پرستش بوده است. فرقه خورشید در آن وجود داشت مصر باستان، جایی که خدای خورشیدی Ra بود. یونانیان باستان خدای خورشید هلیوس را داشتند که طبق افسانه ها هر روز سوار بر ارابه خود در آسمان می چرخید. یونانیان بر این باور بودند که هلیوس در شرق در یک قصر زیبا زندگی می‌کند که توسط فصول - تابستان، زمستان، بهار و پاییز احاطه شده است. وقتی هلیوس صبح از کاخ خود خارج می شود، ستاره ها خاموش می شوند، شب جای خود را به روز می دهد. هنگامی که هلیوس در غرب ناپدید می شود، ستاره ها دوباره در آسمان ظاهر می شوند، جایی که او از ارابه خود به یک قایق زیبا منتقل می شود و از طریق دریا به محل طلوع خورشید می رود. در پانتئون بت پرستان روسیه باستان دو خدای خورشیدی وجود داشت - خورس (خورشید شخصیت واقعی) و داژدبوگ. زوج به انسان مدرن، فقط باید به خورشید نگاه کرد و شروع کرد به درک اینکه چقدر به خورشید وابسته است. پس از همه، اگر هیچ ستاره جهانی وجود نداشت، پس گرمای لازم برای توسعه بیولوژیکیو زندگی زمین ما تبدیل به سیاره ای یخی خواهد شد که برای قرن ها یخ زده است؛ وضعیت مشابهی در نیمکره جنوبی و شمالی در سراسر جهان وجود خواهد داشت.

خورشید مایک توپ بزرگ درخشان از گاز است که در آن فرآیندهای پیچیده ای انجام می شود و در نتیجه انرژی به طور مداوم آزاد می شود. حجم داخلی خورشید را می توان به چند ناحیه تقسیم کرد. ماده موجود در آنها از نظر خواص متفاوت است و انرژی از طریق مکانیسم های فیزیکی مختلف پخش می شود. در قسمت مرکزی آفتابمنبعی از انرژی آن وجود دارد، یا به زبان مجازی، آن «اجاق» است که آن را گرم می کند و اجازه نمی دهد سرد شود. این ناحیه هسته نامیده می شود. تحت وزن لایه های بیرونی، ماده درون خورشید فشرده می شود و هر چه عمیق تر، قوی تر باشد. چگالی آن به سمت مرکز همراه با افزایش فشار و دما افزایش می یابد. در هسته، جایی که دما به 15 میلیون کلوین می رسد، انرژی آزاد می شود. این انرژی در نتیجه ادغام اتم های عناصر شیمیایی سبک به اتم های سنگین تر آزاد می شود. در اعماق خورشید، یک اتم هلیوم از چهار اتم هیدروژن تشکیل شده است. این انرژی وحشتناکی است که مردم یاد گرفته اند در هنگام انفجار آزاد کنند. بمب هیدروژنی. این امید وجود دارد که در آینده نزدیک مردم بتوانند استفاده از آن را برای اهداف صلح آمیز بیاموزند. هسته تقریباً شعاع دارد 150-175 هزار کیلومتر(25 درصد شعاع خورشید). نیمی از جرم خورشید در حجم آن متمرکز است و تقریباً تمام انرژی که درخشش خورشید را پشتیبانی می کند آزاد می شود. برای هر ثانیه در مرکز خورشید، حدود 4.26 میلیون تن ماده. این انرژی آنقدر عظیم است که وقتی تمام سوخت مصرف می شود (هیدروژن به طور کامل به هلیوم تبدیل می شود)، برای حمایت از زندگی برای میلیون ها سال آینده کافی خواهد بود.

با سه گانه بودن خورشید در مرکز خورشید، هسته خورشیدی قرار دارد.

فوتوسفر همان چیزی است که قابل مشاهده است سطح خورشید,

که منبع اصلی تابش است. آفتاب

توسط تاج خورشیدی احاطه شده است که دمای بسیار بالایی دارد،

با این حال، بسیار نادر است، بنابراین برای افراد غیر مسلح قابل مشاهده است

با چشم فقط در دوره های خورشید گرفتگی کامل.

توزیع تقریبی دما در خورشید
جو تا هسته

انرژی خورشید

چرا خورشید برای میلیاردها سال می تابد و خنک نمی شود؟ چه "سوختی" به آن انرژی می دهد؟ دانشمندان قرن‌ها و تنها در آغاز قرن بیستم به دنبال پاسخی برای این سؤالات بودند. راه حل درست پیدا شد اکنون مشخص شده است که خورشید نیز مانند سایر ستارگان به دلیل واکنش های گرما هسته ای که در اعماق آن رخ می دهد می درخشد.ماده اصلی تشکیل دهنده خورشید هیدروژن است که حدود 71 درصد از کل جرم ستاره را تشکیل می دهد. تقریباً 27٪ متعلق به هلیم است و 2٪ باقی مانده از عناصر سنگین تر مانند کربن، نیتروژن، اکسیژن و فلزات به دست می آید. "سوخت" اصلی در خورشید هیدروژن است. از چهار اتم هیدروژن، در نتیجه یک زنجیره تبدیل، یک اتم هلیوم تشکیل می شود. و از هر گرم هیدروژن شرکت کننده در واکنش، 6. × 10 11 انرژی جی! در زمین، این مقدار انرژی برای گرم کردن 1000 متر مکعب آب از دمای 0 درجه سانتیگراد تا نقطه جوش کافی است. در هسته، هسته اتم های عناصر هیدروژن سبک در هسته یک اتم هیدروژن سنگین تر ادغام می شود (این هسته دوتریوم نامیده می شود). جرم هسته جدید به طور قابل توجهی کمتر از جرم کل هسته هایی است که از آنها تشکیل شده است. باقیمانده جرم به انرژی تبدیل می شود که توسط ذرات آزاد شده در طی واکنش منتقل می شود. این انرژی تقریباً به طور کامل به گرما تبدیل می شود.نتیجه چنین زنجیره های تبدیلی، ظهور یک هسته جدید است که از دو پروتون و دو نوترون تشکیل شده است - هسته هلیوم.این واکنش گرما هسته ای تبدیل هیدروژن به هلیوم پروتون-پروتون نامیده می شود، زیرا با نزدیک شدن دو هسته اتم هیدروژن-پروتون آغاز می شود.

واکنش هیدروژن تبدیل به هلیوم مسئول این واقعیت است که در حال حاضر هلیوم در داخل خورشید بسیار بیشتر از سطح آن است. طبیعتاً این سؤال پیش می‌آید: وقتی تمام هیدروژن موجود در هسته آن سوخته و به هلیوم تبدیل می‌شود، چه اتفاقی برای خورشید می‌افتد و چه زود این اتفاق می‌افتد؟ به نظر می رسد که در حدود 5 میلیارد سال، محتوای هیدروژن در هسته خورشید به حدی کاهش می یابد که "سوختن" آن در لایه اطراف هسته آغاز می شود. این منجر به "تورم" جو خورشید، افزایش اندازه خورشید، کاهش دما در سطح و افزایش هسته آن می شود. به تدریج، خورشید به یک غول قرمز تبدیل می شود - یک ستاره نسبتا سرد با اندازه بسیار زیاد که از مرزهای مدار خود فراتر می رود. زندگی خورشیدبه همین جا ختم نمی شود، بلکه دستخوش تغییرات بسیار بیشتری می شود تا اینکه در نهایت به یک توپ گازی سرد و متراکم تبدیل می شود که در داخل آن هیچ واکنش گرما هسته ای رخ نمی دهد.

این تقریباً همان چیزی است که خورشید از سطح زمین از طریق آن به نظر می رسد

5 میلیارد سال، زمانی که هیدروژن موجود در هسته به طور کامل مصرف شود. آفتاب

تبدیل به یک غول سرخ می شود که هسته آن به شدت فشرده می شود،

و لایه های بیرونی در حالت نسبتاً تخلیه شده هستند.

ستاره ما خیلی بزرگه که می تواند در مورد آن نگه دارد

1,300,000 جلد زمین. محیط خورشید در خط استوا

4.37 میلیون کیلومتر است (مثلاً زمین 40000 کیلومتر است)

چگونه خورشید شکل گرفت

خورشید ما مانند همه ستارگان در نتیجه قرار گرفتن طولانی مدت در معرض مواد بین ستاره ای (گاز و غبار) پدید آمد. در ابتدا، ستاره یک خوشه کروی بود که عمدتاً از هیدروژن تشکیل شده بود. سپس به دلیل نیروهای گرانشی، اتم های هیدروژن شروع به فشار دادن به یکدیگر کردند، چگالی افزایش یافت و در نتیجه یک هسته نسبتاً فشرده تشکیل شد. لحظه ای که اولین واکنش گرما هسته ای مشتعل می شود، تولد رسمی یک ستاره آغاز می شود.

ستاره ای به جرم خورشید، باید در مجموع حدود 10 میلیارد سال وجود داشته باشد. بنابراین، اکنون خورشید تقریباً در میانه چرخه زندگی خود قرار دارد (در حال حاضر بازگشت آن حدود 5 میلیارد سال است). 4-5 میلیارد سال دیگر به یک ستاره غول سرخ تبدیل خواهد شد. با سوختن سوخت هیدروژن در هسته، پوسته بیرونی آن منبسط شده و هسته منقبض و گرم می شود. در حدود 7.8 میلیارد سالزمانی که دمای هسته تقریباً به آن برسد 100 میلیون K، یک واکنش گرما هسته ای سنتز کربن و اکسیژن از هلیوم در آن آغاز می شود. در این مرحله از توسعه، ناپایداری های دمایی در داخل خورشید منجر به این واقعیت می شود که شروع به از دست دادن جرم و ریزش پوسته خود می کند. ظاهراً لایه های بیرونی در حال انبساط خورشید در این زمان به مدار مدرن زمین خواهند رسید. در عین حال، مطالعات نشان می دهد که حتی قبل از این لحظه، از دست دادن جرم خورشید منجر به حرکت آن به مداری دورتر از خورشید و در نتیجه جلوگیری از جذب توسط لایه های بیرونی پلاسمای خورشیدی می شود.

با وجود این، تمام آب روی زمین به حالت گازی تبدیل می‌شود و بیشتر آن به فضای بیرونی پراکنده می‌شود. افزایش دمای خورشید در این دوره به حدی است که در طول دوره بعدی 500-700 میلیون سالسطح زمین آنقدر داغ خواهد بود که نمی‌تواند از حیاتی که امروز می‌شناسیم پشتیبانی کند.

بعد از آفتابمرحله ای را طی خواهد کرد غول سرخ، تپش های حرارتی منجر به این واقعیت می شود که پوسته بیرونی آن پاره می شود و یک سحابی سیاره ای از آن تشکیل می شود. در مرکز این سحابی یک ستاره کوتوله سفید باقی خواهد ماند که از هسته بسیار داغ خورشید تشکیل شده است، که به تدریج در طی چندین میلیارد سال سرد و محو خواهد شد.

خورشید تقریباً در تمام چرخه زندگی خود ظاهر می شود
مانند ستاره ای زرد، با درخشندگی که به آن عادت کرده ایم

خورشید سیاره ما را روشن و گرم می کند، بدون این حیات در آن نه تنها برای انسان، بلکه برای میکروارگانیسم ها نیز غیرممکن است. ستاره ما موتور اصلی (اگرچه نه تنها) فرآیندهای روی زمین است. اما زمین نه تنها گرما و نور را از خورشید دریافت می کند. انواع مختلف تشعشعات خورشیدی و جریان های ذرات تأثیر دائمی بر زندگی او دارند. خورشید امواج الکترومغناطیسی را از تمام مناطق طیف - از امواج رادیویی چند کیلومتری گرفته تا پرتوهای گاما - به زمین می فرستد. اتمسفر سیاره نیز توسط ذرات باردار با انرژی های مختلف - هم زیاد (پرتوهای کیهانی خورشیدی، و هم کم و متوسط ​​(جریان باد خورشیدی، انتشارات ناشی از شعله های آتش) به دست می آید، اما بخش بسیار کمی از ذرات باردار از فضای بین سیاره ای وارد می شود بقیه میدان ژئومغناطیسی را منحرف می کنند یا به تاخیر می اندازند) اما انرژی آنها برای ایجاد شفق و اختلال کافی است. میدان مغناطیسیسیاره ما

آفتابواقع در فاصله 149.6 میلیون کیلومتر. این کمیت در نجوم معمولاً واحد نجومی (a.e) نامیده می شود. اگر ناگهان ستاره ما در آن لحظه خاموش شود، تا 8.5 دقیقه از آن خبر نخواهیم داشت - این دقیقاً زمانی است که طول می کشد تا نور خورشید با سرعت 300000 کیلومتر بر ثانیه از خورشید به زمین برسد. موقعیت ما مساعدترین مکان برای حفظ آب و هوای لازم برای تولد است زندگی بیولوژیکی. اگر زمین حتی کمی از آنچه که اکنون هست به خورشید نزدیکتر بود، سیاره ما از گرما می سوزد و چرخه آب در طبیعت مختل می شود و همه موجودات زنده وجود ندارند. در آن زمان، فاصله این سیاره از خورشید با کاهش باورنکردنی دما، یخ زدن آب و ظهور یک سیاره جدید مشخص می شد. عصر یخبندان. که در نهایت منجر به انقراض کامل همه موجودات روی کره زمین می شود.

> خورشید از چه چیزی ساخته شده است؟

دریابید، خورشید از چه ساخته شده است: شرح ساختار و ترکیب ستاره، فهرست عناصر شیمیایی، تعداد و مشخصات لایه ها با عکس، نمودار.

از زمین، خورشید به صورت یک توپ آتشین صاف ظاهر می‌شود و قبل از کشف لکه‌های خورشیدی توسط فضاپیمای گالیله، بسیاری از ستاره‌شناسان معتقد بودند که شکل آن کاملاً بدون نقص است. حالا ما این را می دانیم خورشید تشکیل شده استاز چندین لایه مانند زمین که هر کدام عملکرد خاص خود را انجام می دهند. این ساختار عظیم کوره مانند خورشید تامین کننده تمام انرژی روی زمین است که برای حیات زمینی مورد نیاز است.

خورشید از چه عناصری تشکیل شده است؟

اگر بتوانید ستاره را جدا کنید و عناصر تشکیل دهنده آن را با هم مقایسه کنید، متوجه می‌شوید که ترکیب آن 74 درصد هیدروژن و 24 درصد هلیوم است. همچنین خورشید از 1% اکسیژن تشکیل شده است و 1% باقیمانده نیز چنین است عناصر شیمیاییجداول تناوبی مانند کروم، کلسیم، نئون، کربن، منیزیم، گوگرد، سیلیکون، نیکل، آهن. ستاره شناسان بر این باورند که عنصری سنگین تر از هلیوم یک فلز است.

همه این عناصر خورشید چگونه به وجود آمدند؟ انفجار بزرگ هیدروژن و هلیوم تولید کرد. در آغاز شکل گیری کیهان، اولین عنصر، هیدروژن، از آن پدید آمد ذرات بنیادی. به دلیل دما و فشار بالا، شرایط در کیهان شبیه به شرایط موجود در هسته یک ستاره بود. بعدها، هیدروژن به هلیوم ذوب شد در حالی که جهان دارای دمای بالایی بود که برای انجام واکنش همجوشی لازم بود. نسبت‌های موجود هیدروژن و هلیوم که در کیهان هستند، اکنون پس از انفجار بزرگ ایجاد شده‌اند و تغییری نکرده‌اند.

عناصر باقی مانده از خورشید در ستاره های دیگر ایجاد می شوند. در هسته ستارگان، فرآیند سنتز هیدروژن به هلیوم به طور مداوم اتفاق می افتد. پس از تولید تمام اکسیژن در هسته، آنها به همجوشی هسته ای عناصر سنگین تر مانند لیتیوم، اکسیژن، هلیوم روی می آورند. بسیاری از فلزات سنگین موجود در خورشید در اواخر عمرشان در سایر ستارگان شکل گرفت.

سنگين ترين عناصر، طلا و اورانيوم، هنگام انفجار ستارگاني به وجود آمدند كه چند برابر بزرگتر از خورشيد ما منفجر شدند. در کسری از ثانیه شکل گیری سیاهچاله، عناصر با سرعت زیاد با هم برخورد کردند و سنگین ترین عناصر تشکیل شدند. انفجار این عناصر را در سراسر جهان پراکنده کرد، جایی که آنها به شکل گیری ستاره های جدید کمک کردند.

خورشید ما عناصر ایجاد شده توسط بیگ بنگ، عناصر ستارگان در حال مرگ و ذرات ایجاد شده در نتیجه انفجار ستاره های جدید را جمع آوری کرده است.

خورشید از چه لایه هایی تشکیل شده است؟

در نگاه اول، خورشید فقط یک توپ است که از هلیوم و هیدروژن ساخته شده است، اما با مطالعه عمیق تر مشخص می شود که از لایه های مختلفی تشکیل شده است. هنگام حرکت به سمت هسته، دما و فشار افزایش می یابد، در نتیجه لایه هایی ایجاد می شود، زیرا در شرایط مختلف هیدروژن و هلیوم ویژگی های متفاوتی دارند.

هسته خورشیدی

بیایید حرکت خود را از طریق لایه ها از هسته تا لایه بیرونی ترکیب خورشید آغاز کنیم. در لایه داخلی خورشید - هسته، دما و فشار بسیار بالا است، که وقوع آن را تسهیل می کند. سوخت هسته ای. خورشید از هیدروژن اتم های هلیوم ایجاد می کند که در نتیجه این واکنش نور و گرما به وجود می آید که می رسد. به طور کلی پذیرفته شده است که دمای خورشید حدود 13600000 درجه کلوین است و چگالی هسته 150 برابر بیشتر از چگالی آب است.

دانشمندان و ستاره شناسان بر این باورند که هسته خورشید به حدود 20 درصد طول شعاع خورشیدی می رسد. و در داخل هسته، دما و فشار بالا باعث می شود اتم های هیدروژن به پروتون، نوترون و الکترون تجزیه شوند. خورشید آنها را با وجود حالت شناور آزاد به اتم های هلیوم تبدیل می کند.

این واکنش گرمازا نامیده می شود. هنگامی که این واکنش رخ می دهد، آن را آزاد می کند تعداد زیادی ازگرما برابر با 389 x 10 31 J. در هر ثانیه

منطقه تابش خورشید

این ناحیه از مرز هسته (20 درصد شعاع خورشیدی) سرچشمه می گیرد و طول آن تا 70 درصد شعاع خورشیدی می رسد. در داخل این ناحیه ماده خورشیدی وجود دارد که در ترکیب آن کاملاً متراکم و داغ است، بنابراین تابش حرارتی بدون از دست دادن گرما از آن عبور می کند.

واکنش همجوشی هسته ای در داخل هسته خورشیدی رخ می دهد - ایجاد اتم های هلیوم در نتیجه همجوشی پروتون ها. این واکنش مقدار زیادی تابش گاما تولید می کند. در این فرآیند فوتون های انرژی گسیل می شوند، سپس در ناحیه تابش جذب می شوند و دوباره توسط ذرات مختلف ساطع می شوند.

مسیر حرکت فوتون را معمولاً «راه رفتن تصادفی» می نامند. فوتون به جای حرکت در مسیر مستقیم به سمت سطح خورشید، به صورت زیگزاگی حرکت می کند. در نتیجه، هر فوتون تقریباً 200000 سال طول می کشد تا بر منطقه تابشی خورشید غلبه کند. هنگام حرکت از یک ذره به ذره دیگر، فوتون انرژی خود را از دست می دهد. این برای زمین خوب است، زیرا ما فقط می‌توانیم تشعشعات گاما را از خورشید دریافت کنیم. یک فوتون که وارد فضا می شود به ۸ دقیقه زمان نیاز دارد تا به زمین سفر کند.

تعداد زیادی از ستاره ها دارای مناطق تابشی هستند و اندازه آنها مستقیماً به مقیاس ستاره بستگی دارد. هر چه ستاره کوچکتر باشد، مناطق کوچکتر خواهند بود که بیشتر آنها توسط ناحیه همرفتی اشغال می شود. کوچکترین ستارگان ممکن است فاقد مناطق تابشی باشند و ناحیه همرفتی به فاصله تا هسته خواهد رسید. حداکثر ستاره های بزرگوضعیت برعکس است، منطقه تابش به سطح گسترش می یابد.

منطقه همرفتی

ناحیه همرفتی خارج از ناحیه تابشی است، جایی که گرمای داخلی خورشید از میان ستون‌های گاز داغ جریان می‌یابد.

تقریباً همه ستاره ها چنین منطقه ای دارند. برای خورشید ما، از 70 درصد شعاع خورشید تا سطح (فتوسفر) امتداد دارد. گاز موجود در اعماق ستاره، نزدیک به هسته، گرم می شود و مانند حباب های موم در یک لامپ به سطح می رسد. پس از رسیدن به سطح ستاره، اتلاف گرما رخ می دهد؛ با سرد شدن، گاز به سمت مرکز فرو می رود و انرژی حرارتی را بازیابی می کند. به عنوان مثال، می توانید یک ظرف آب جوش را روی آتش بیاورید.

سطح خورشید مانند خاک سست است. این بی نظمی ها ستون هایی از گاز داغ هستند که گرما را به سطح خورشید می برند. عرض آنها به 1000 کیلومتر می رسد و زمان پراکندگی به 8-20 دقیقه می رسد.

ستاره شناسان بر این باورند که ستارگان کم جرم، مانند کوتوله های سرخ، تنها دارای یک ناحیه همرفتی هستند که تا هسته امتداد دارد. آنها هیچ منطقه تابشی ندارند، که نمی توان در مورد خورشید گفت.

Photosphere

تنها لایه ای از خورشید که از زمین قابل مشاهده است . در زیر این لایه، خورشید مات می شود و ستاره شناسان از روش های دیگری برای مطالعه فضای داخلی ستاره ما استفاده می کنند. دمای سطح به 6000 کلوین می رسد و به رنگ زرد مایل به سفید می درخشد که از زمین قابل مشاهده است.

جو خورشید در پشت فتوسفر قرار دارد. بخشی از خورشید که در هنگام خورشید گرفتگی قابل مشاهده است نامیده می شود.

ساختار خورشید در نمودار

ناسا به طور ویژه برای نیازهای آموزشینمایش شماتیک ساختار و ترکیب خورشید که دمای هر لایه را نشان می دهد:

• (اشعه مرئی، IR و UV) - اینها پرتوهای مرئی، اشعه مادون قرمز و اشعه ماوراء بنفش هستند. تابش مرئی نوری است که ما می بینیم که از خورشید می آید. تابش مادون قرمز گرمایی است که ما احساس می کنیم. اشعه ماوراء بنفش تابشی است که به ما برنزه می دهد. خورشید این تشعشعات را به طور همزمان تولید می کند.
• (Photosphere 6000 K) - فوتوسفر لایه بالایی خورشید، سطح آن است. دمای 6000 کلوین برابر با 5700 درجه سانتیگراد است.
• انتشارات رادیویی (ترجمه انتشارات رادیویی) - علاوه بر تشعشعات مرئی، اشعه مادون قرمزو اشعه ماوراء بنفش، خورشید گسیل های رادیویی را که ستاره شناسان با استفاده از تلسکوپ رادیویی شناسایی کرده اند، ارسال می کند. بسته به تعداد لکه های خورشیدی، این انتشار افزایش و کاهش می یابد.
• سوراخ تاج - این مکان‌هایی روی خورشید هستند که تاج در آن‌ها چگالی پلاسمایی کمی دارد، در نتیجه تاریک‌تر و سردتر است.
• 2100000 کلوین (2100000 کلوین) - منطقه تابشی خورشید دارای این دما است.
• منطقه همرفتی/همرفت آشفته (ترانس. منطقه همرفتی/همرفت آشفته) - این مکان‌هایی روی خورشید هستند که انرژی حرارتی هسته توسط همرفت منتقل می‌شود. ستون‌های پلاسما به سطح می‌رسند، گرمای خود را از دست می‌دهند و دوباره با عجله پایین می‌روند تا دوباره گرم شوند.
• حلقه‌های تاجی (trans. Coronal loops) حلقه‌هایی هستند که از پلاسما در جو خورشید تشکیل شده‌اند که در امتداد خطوط مغناطیسی حرکت می‌کنند. آنها مانند طاق های عظیمی به نظر می رسند که از سطح به طول ده ها هزار کیلومتر امتداد دارند.
• هسته (trans. Core) قلب خورشیدی است که در آن همجوشی هسته ای با استفاده از دما و فشار بالا رخ می دهد. تمام انرژی خورشیدی از هسته می آید.
• 14,500,000 K (در هر 14,500,000 کلوین) - دمای هسته خورشیدی.
• Radiative Zone (trans. Radiation zone) - لایه ای از خورشید که در آن انرژی با استفاده از تابش منتقل می شود. فوتون بر ناحیه تشعشعی فراتر از 200000 غلبه می کند و به فضای بیرونی می رود.
• نوترینوها (ترنس. نوترینو) ذرات بسیار کوچکی هستند که در نتیجه یک واکنش همجوشی هسته ای از خورشید ساطع می شوند. در هر ثانیه صدها هزار نوترینو از بدن انسان عبور می کنند، اما هیچ آسیبی به ما نمی رسانند، ما آنها را احساس نمی کنیم.
• شعله کروموسفر (ترجمه شده به عنوان شعله کروموسفر) - میدان مغناطیسی ستاره ما می تواند بپیچد و سپس ناگهان به اشکال مختلف بشکند. در نتیجه شکست در میدان های مغناطیسی، شعله های پرتو ایکس قدرتمند از سطح خورشید ظاهر می شود.
• حلقه میدان مغناطیسی - میدان مغناطیسی خورشید بالای فتوسفر است و با حرکت پلاسمای داغ در امتداد خطوط مغناطیسی در جو خورشید قابل مشاهده است.
• لکه – لکه خورشیدی (ترجمه لکه‌های خورشیدی) – این مکان‌ها روی سطح خورشید هستند که میدان‌های مغناطیسی از سطح خورشید عبور می‌کنند و دما کمتر است، اغلب به شکل یک حلقه.
• ذرات انرژی (trans. Energetic particles) - آنها از سطح خورشید می آیند و در نتیجه باد خورشیدی ایجاد می شود. در طوفان های خورشیدی سرعت آنها به سرعت نور می رسد.
• اشعه ایکس (که به عنوان اشعه ایکس ترجمه شده است) پرتوهای نامرئی برای چشم انسان هستند که در طی شراره های خورشیدی ایجاد می شوند.
• نقاط روشن و مناطق مغناطیسی با عمر کوتاه (ترنس لکه های روشن و مناطق مغناطیسی کوتاه مدت) - به دلیل اختلاف دما، نقاط روشن و کم نور در سطح خورشید ظاهر می شود.

دمای سطح خورشید با تجزیه و تحلیل طیف خورشیدی تعیین می شود. مشخص است که این منبع انرژی برای تمام فرآیندهای طبیعی روی زمین است، بنابراین دانشمندان ارزش کمی گرمایش را تعیین کرده اند. بخشهای مختلفستاره ما

شدت تابش در قسمت های رنگی منفرد طیف با دمای 6000 درجه مطابقت دارد. این دمای سطح خورشید یا فوتوسفر است.

در لایه های بیرونی اتمسفر خورشیدی - در کروموسفر و در تاج - دمای بالاتری مشاهده می شود. در کرونا تقریباً یک تا دو میلیون درجه است. در مکان های شیوع شدید، دما برای مدت کوتاهی می تواند حتی به پنجاه میلیون برسد. به دلیل گرمای زیاد در تاج بالای شعله، شدت انتشار اشعه ایکس و رادیو به شدت افزایش می یابد.

محاسبات گرمایش ستاره ما

مهمترین فرآیندی که در خورشید رخ می دهد، تبدیل هیدروژن به هلیوم است. این فرآیند است که منبع تمام انرژی خورشید است.
هسته خورشیدی بسیار متراکم و بسیار داغ است. برخورد شدید الکترون ها، پروتون ها و دیگر هسته ها اغلب اتفاق می افتد. گاهی اوقات برخورد پروتون ها آنقدر سریع است که با غلبه بر نیروی دافعه الکتریکی، در فاصله قطرشان به یکدیگر نزدیک می شوند. در این فاصله، نیروی هسته ای شروع به عمل می کند که در نتیجه پروتون ها ترکیب شده و انرژی آزاد می کنند.

چهار پروتون به تدریج با هم ترکیب می شوند و یک هسته هلیوم را تشکیل می دهند، دو پروتون به نوترون تبدیل می شوند، دو بار مثبت به شکل پوزیترون آزاد می شوند و دو ذره خنثی نامحسوس - نوترینو - ظاهر می شوند. هنگامی که آنها با الکترون ها روبرو می شوند، هر دو پوزیترون به فوتون های پرتو گاما تبدیل می شوند (نابودی).

انرژی استراحت یک اتم هلیوم کمتر از انرژی باقیمانده چهار اتم هیدروژن است.

تفاوت جرم به فوتون های گاما و نوترینو تبدیل می شود. انرژی کل تمام فوتون های گامای تولید شده و دو نوترینو 28 مگا ولت است. دانشمندان توانستند به دست آورند گسیل فوتون ها
این مقدار انرژی است که خورشید در یک ثانیه ساطع می کند. این مقدار نشان دهنده قدرت تابش خورشیدی است.

نوری که سیاره ما، بیوسفر آن و تمدن بشری مدیون آن هستند، از دیدگاه ستاره شناسان کاملاً پیش پا افتاده است.

این یک ستاره زرد معمولی از کلاس بسیار رایج G2 است. هر 225 تا 250 میلیون سال تولید می شود نوبت کاملدر مداری تقریبا دایره‌ای با شعاع 26000 سال نوری در اطراف مرکز یک کهکشان مارپیچی بزرگ معمولی با هسته‌ای غیرفعال که جریان‌های قدرتمندی از انرژی منتشر نمی‌کند. با این حال، دقیقاً در همین امر عادی است که خوشبختی ما نهفته است. ستارگانی که سردتر و داغتر هستند (و به ویژه آنهایی که نزدیک به مراکز فعال کهکشانی هستند) برای نقش مهد حیات، حداقل ستارگان مبتنی بر کربن، بسیار کمتر مناسب هستند.

الکسی لوین

طبق برآوردهای پذیرفته شده، خورشید 4.59 میلیارد سال پیش طلوع کرد. درست است، اخیراً برخی از ستاره شناسان شروع به صحبت در مورد این واقعیت کرده اند که سن آن 6-7 میلیارد سال است، اما اینها هنوز فقط فرضیه هستند. البته روشنایی روز ما از هیچ زاده نشده است. مادر آن ابر غول پیکری از گاز و غبار بود که عمدتاً از هیدروژن مولکولی تشکیل شده بود که تحت تأثیر گرانش خود به آرامی فشرده و تغییر شکل می داد تا اینکه به یک صفحه مسطح تبدیل شد. ممکن است پدری نیز در قالب یک رویداد کیهانی وجود داشته باشد که ناپایداری گرانشی ابر را افزایش داده و باعث فروپاشی آن شده است (این می تواند برخورد با یک ستاره عظیم یا یک انفجار ابرنواختری باشد). در مرکز دیسک، کره ای از پلاسمای درخشان با دمای سطحی چند هزار درجه ظاهر شد و بخشی از انرژی گرانشی آن را به گرما تبدیل کرد.

ستاره تازه متولد شده به کوچک شدن ادامه داد و اعماق خود را بیشتر و بیشتر گرم می کرد. پس از چندین میلیون سال دمای آنها به 10 میلیون درجه سانتیگراد رسید و واکنش های همجوشی گرما هسته ای خودپایدار در آنجا آغاز شد. پیش ستاره جوان تبدیل شد ستاره معمولیدنباله اصلی ماده پیرامونی دور و نزدیک دیسک به اجسام سرد - سیارات و سیاره‌نماها متراکم شد.

در حال حاضر، محققان خورشیدی یک تکنیک بسیار قدرتمند برای مطالعه منطقه همرفتی دارند - هلیوزیسمولوژی. الکساندر کوزوویچف، محقق ارشد دانشگاه استنفورد توضیح می دهد: "این روشی برای مطالعه خورشید با تجزیه و تحلیل نوسانات آن، نوسانات عمودی سطح خورشید است که دوره های معمول آن چند دقیقه است." - آنها در اوایل دهه 1960 افتتاح شدند. به ویژه کارکنان رصدخانه اخترفیزیک کریمه به رهبری آکادمیسین سورنی در این زمینه کارهای زیادی انجام دادند. نوسانات توسط همرفت آشفته در لایه های نزدیک به سطح خورشید برانگیخته می شوند. در طی این فرآیندها، امواج صوتی تولید می شوند که در داخل خورشید منتشر می شوند. با تعیین ویژگی های این امواج، اطلاعاتی به دست می آوریم که به ما امکان می دهد در مورد آن نتیجه گیری کنیم ساختار داخلیخورشید و مکانیسم های تولید میدان مغناطیسی هلیوسیسمولوژی قبلاً امکان تعیین عمق ناحیه همرفتی، روشن کردن ماهیت چرخش لایه‌های خورشیدی و روشن کردن ایده‌های ما در مورد وقوع لکه‌های خورشیدی را که در واقع توده‌هایی از یک میدان مغناطیسی هستند، ممکن کرده است. اکنون می دانیم که دینام خورشیدی با دینام سیاره ای بسیار متفاوت است زیرا در محیطی بسیار متلاطم عمل می کند. هم یک میدان دوقطبی جهانی و هم میدان های محلی زیادی ایجاد می کند. مکانیسم‌های تعامل بین میدان‌های در مقیاس‌های مختلف هنوز شناخته نشده است؛ آنها باید روشن شوند. به طور کلی این علم آینده بزرگی دارد.»

در اینجا برخی از جزئیات پاسپورت سان است. سن - 4.59 میلیارد سال؛ وزن - 1.989x1030 کیلوگرم؛ شعاع متوسط ​​- 696000 کیلومتر؛ چگالی متوسط ​​- 1.409 گرم بر سانتی متر 3 (چگالی ماده زمینی چهار برابر بیشتر است). دمای موثر سطح (محاسبه شده با این فرض که خورشید به صورت جسمی کاملا سیاه تابش می کند) - 5503 درجه سانتی گراد (بر حسب دمای مطلق- 5778 کلوین)؛ قدرت تابش کل - 3.83x1023 کیلو وات.

سطح خورشید (فتوسفر)، حتی در حالت آرام، هنگامی که از طریق تلسکوپ (به طور طبیعی، توسط یک فیلتر خاص محافظت می شود) مشاهده می شود، مانند مجموعه ای از دانه ها یا یک لانه زنبوری به نظر می رسد. به این ساختار دانه بندی خورشیدی می گویند. به دلیل همرفت، یعنی گردش حرارتی جریان گاز ایجاد می شود - گاز داغ "شناور" می شود و گاز سرد در مرزهای گرانول ها فرو می رود که به صورت مناطق تاریک قابل مشاهده است. اندازه معمولی گرانول ها حدود 1000 کیلومتر است. در شکل - یک تصویر کامپیوتری معکوس محاسبه شده با استفاده از اثر داپلر - حرکت جریان گاز از ناظر با رنگ های روشن، به سمت ناظر - با رنگ های تیره به تصویر کشیده شده است. در سمت چپ یک تصویر ترکیبی (از بالا و خلاف جهت عقربه‌های ساعت): ساختار داخلی خورشید با هسته و ناحیه همرفتی. فوتوسفر با نقطه تاریک؛ کروموسفر؛ شراره خورشیدی؛ در بالا سمت راست یک برجستگی است.

از آنجایی که خورشید به عنوان یک کل به دور محور خود نمی چرخد، روزهای کاملاً مشخصی ندارد. سطح منطقه استوایی آن در 27 روز زمینی و مناطق قطبی - در 35 روز یک انقلاب کامل می کند. چرخش محوری فضای داخلی خورشیدی حتی پیچیده تر است و هنوز در تمام جزئیات آن ناشناخته است.

که در ترکیب شیمیاییماده خورشیدی به طور طبیعی تحت سلطه هیدروژن (حدود ۷۲ درصد جرم) و هلیوم (۲۶ درصد) است. کمی کمتر از یک درصد اکسیژن، 0.4 درصد کربن و حدود 0.1 درصد نئون است. اگر این نسبت ها را در تعداد اتم ها بیان کنیم، معلوم می شود که در هر میلیون اتم هیدروژن 98000 اتم هلیوم، 850 اتم اکسیژن، 360 اتم کربن، 120 اتم نئون، 110 اتم نیتروژن و 40 اتم آهن و سیلیکون وجود دارد.

مکانیک خورشیدی

ساختار لایه ای خورشید اغلب با پیاز مقایسه می شود. این قیاس چندان موفقیت آمیز نیست، زیرا خود لایه ها توسط جریان های عمودی قدرتمند ماده و انرژی نفوذ می کنند. اما با یک تقریب اول قابل قبول است. خورشید به دلیل انرژی گرما هسته ای که در هسته آن تولید می شود می درخشد. دما در آنجا به 15 میلیون درجه سانتیگراد می رسد، چگالی - 160 گرم در سانتی متر 3، فشار - 3.4x1011 اتمسفر. در این شرایط جهنمی، چندین زنجیره از واکنش های گرما هسته ای رخ می دهد که چرخه پروتون-پروتون (چرخه p-p) را تشکیل می دهد. نام خود را مدیون واکنش اولیه است که در آن دو پروتون با هم برخورد می کنند و یک هسته دوتریوم، یک پوزیترون و یک نوترینو الکترونی تولید می کنند.

در طی این دگرگونی ها (و تعداد آنها بسیار زیاد است) هیدروژن می سوزد و ایزوتوپ های مختلفی از چنین عناصری متولد می شوند. جدول تناوبیمانند هلیوم، بریلیم، لیتیوم و بور. سه عنصر آخر وارد واکنش‌های هسته‌ای یا فروپاشی می‌شوند، اما هلیوم باقی می‌ماند - یا بهتر بگوییم، ایزوتوپ اصلی آن، هلیوم-4، باقی می‌ماند. در نتیجه، معلوم می شود که چهار پروتون یک هسته هلیوم، دو پوزیترون و دو نوترینو ایجاد می کنند. پوزیترون‌ها بلافاصله با الکترون‌ها نابود می‌شوند و نوترینوها از خورشید خارج می‌شوند، عملاً بدون واکنش با ماده آن. هر واکنش چرخه p-p 26.73 مگاالکترون ولت را به شکل آزاد می کند انرژی جنبشیذرات متولد شده و تشعشعات گاما

اگر ابر پیشخورشیدی منحصراً از عناصر ایجاد شده در طول انفجار بزرگ (هیدروژن و هلیوم-4 با مخلوط بسیار کمی از دوتریوم، هلیوم-3 و لیتیوم-7) تشکیل شده باشد، آنگاه این واکنش ها به همه چیز پایان می دادند. با این حال، ترکیب ماده پیش‌خورشیدی بسیار غنی‌تر بود، که دلیل غیرقابل انکار آن حداقل وجود آهن در جو خورشید است. این عنصر، مانند نزدیکترین همسایگان خود در جدول تناوبی، تنها در اعماق ستارگان بسیار پرجرم تر، جایی که دما به میلیاردها درجه می رسد، متولد می شود. خورشید یکی از آنها نیست. اگر آهن هنوز در آنجا وجود دارد، تنها به این دلیل است که ابر اولیه قبلاً به این فلز و بسیاری از عناصر دیگر آلوده شده بود. همه آن‌ها در کوره‌های هسته‌ای ستارگان غول‌پیکر نسل‌های پیشین شکل گرفتند که به صورت ابرنواختر منفجر شدند و محصولات فعالیت خلاقانه‌شان را در سراسر فضای بیرونی پراکنده کردند.

این شرایط طرح فوق را از همجوشی گرما هسته‌ای درون خورشیدی تغییر چندانی نمی‌دهد، اما همچنان برخی اصلاحات را در آن ایجاد می‌کند. واقعیت این است که در دمای 15 میلیون درجه، هیدروژن می تواند در چرخه کربن-نیتروژن-اکسیژن (چرخه CNO) به هلیوم تبدیل شود. در آغاز، یک پروتون با یک هسته کربن-12 برخورد می کند و یک هسته نیتروژن-13 و یک کوانتوم پرتو گاما تولید می کند. نیتروژن به یک هسته کربن 13، یک پوزیترون و یک نوترینو تجزیه می شود. هسته کربن سنگین دوباره با یک پروتون برخورد می کند که از آن نیتروژن 14 به اضافه یک پرتو گاما تولید می شود. نیتروژن پروتون سوم را می بلعد و یک کوانتوم گاما و اکسیژن-15 آزاد می کند که به نیتروژن-15، پوزیترون و نوترینو تبدیل می شود. هسته نیتروژن آخرین، چهارمین پروتون را می گیرد و به هسته های کربن 12 و هلیوم 4 تقسیم می شود. تعادل کل مانند چرخه اول است: چهار پروتون در ابتدا، یک ذره آلفا (معروف به هسته هلیوم-4)، یک جفت پوزیترون و یک جفت نوترینو در پایان. به علاوه، البته، همان خروجی انرژی، تقریبا 27 مگا ولت. در مورد کربن 12، در این چرخه اصلا مصرف نمی شود، در اولین واکنش ناپدید می شود و دوباره در آخرین واکنش ظاهر می شود. این یک سوخت نیست، بلکه یک کاتالیزور است.

خورشید حول محور خود می چرخد، اما نه به عنوان یک کل. شکل یک مدل کامپیوتری بر اساس اندازه‌گیری‌های داپلر از سرعت چرخش بخش‌های منفرد خورشید را نشان می‌دهد که توسط رصدخانه فضایی SOHO (رصدخانه هلیوسفر خورشیدی) جمع‌آوری شده است. رنگ سرعت چرخش را نشان می دهد (به ترتیب نزولی: قرمز، زرد، سبز، آبی). مناطقی از پلاسمای داغ که با سرعت های مختلف حرکت می کنند "روبان هایی" را تشکیل می دهند که در مرزهای آن اختلالات میدان های مغناطیسی محلی ایجاد می شود که در نتیجه لکه های خورشیدی اغلب در اینجا ظاهر می شوند.

واکنش‌های چرخه CNO در داخل خورشید نسبتاً کند هستند و تنها یک و نیم درصد از کل انرژی خروجی را تأمین می‌کنند. با این حال، آنها را نباید فراموش کرد، اگر فقط به این دلیل که در غیر این صورت قدرت محاسبه شده شار نوترینوی خورشیدی دست کم گرفته می شود. اسرار تابش نوترینوی خورشید بسیار جالب است، اما این کاملاً است موضوع مستقل، که در حوصله این مقاله نمی گنجد.

هسته خورشید بسیار جوان از 72 درصد هیدروژن تشکیل شده است. محاسبات مدل نشان داده است که اکنون تنها 35 درصد از جرم ناحیه مرکزی هسته و 65 درصد از ناحیه محیطی را تشکیل می دهد. هیچ کاری نمی توان کرد، حتی سوخت هسته ای هم می سوزد. با این حال، تا پنج سال دیگر میلیاردها دوام خواهد داشت. فرآیندهای کوره گرما هسته ای خورشید گاهی اوقات با انفجار یک بمب هیدروژنی مقایسه می شود، اما شباهت در اینجا بسیار مشروط است. ده ها کیلوگرم پرکننده قدرتمند بمب های هسته ایظرفیت مگاتون و ده ها مگاتن معادل TNT دارند. اما هسته ی خورشیدی با تمام جرم غول پیکرش، تنها حدود صد میلیارد مگاتن در ثانیه تولید می کند. به راحتی می توان محاسبه کرد که میانگین انرژی خروجی شش میکرووات بر کیلوگرم است - بدن انسان 200000 برابر بیشتر گرما تولید می کند. همجوشی گرما هسته ای خورشیدی "منفجر نمی شود"، اما به آرامی، به آرامی "سود می کند" - به شادی بزرگ ما.

انتقال تابشی

مرز بیرونی هسته تقریباً 150000 کیلومتر از مرکز خورشید (0.2 شعاع) فاصله دارد. در این منطقه دمای هوا به 9 میلیون درجه کاهش می یابد. با سرد شدن بعدی، واکنش های چرخه پروتون-پروتون متوقف می شود - پروتون ها انرژی جنبشی کافی برای غلبه بر دافعه الکترواستاتیکی ندارند و به هسته دوتریوم می پیوندند. واکنش های چرخه CNO نیز در آنجا رخ نمی دهد، زیرا آستانه دمای آنها حتی بالاتر است. بنابراین، در مرز هسته، همجوشی گرما هسته ای خورشیدی ناپدید می شود.

یک مدل سه بعدی از یک لکه خورشیدی که بر اساس داده های به دست آمده با استفاده از یکی از ابزارها (تصویرساز داپلر مایکلسون) رصدخانه فضایی SOHO (رصدخانه خورشیدی و هلیوسفری) ساخته شده است. صفحه بالایی سطح خورشید است، صفحه پایینی در عمق 22 هزار کیلومتری می گذرد. سطح مقطع عمودی تا 24 هزار کیلومتر گسترش یافته است. رنگ ها مناطقی با سرعت های مختلف صدا را نشان می دهند (به ترتیب نزولی - از قرمز به آبی تا سیاه). خود لکه ها مکان هایی هستند که میدان های مغناطیسی قوی وارد جو خورشید می شوند. آنها به صورت مناطقی با دمای سردتر روی سطح خورشید قابل مشاهده هستند که معمولاً توسط مناطق فعال گرمتر به نام Faculae احاطه شده اند. تعداد لکه های خورشیدی با یک دوره 11 ساله تغییر می کند (هر چه تعداد لکه ها بیشتر باشد، بیشتر می شود فعالیت بیشترآفتاب).

هسته توسط یک لایه کروی ضخیم احاطه شده است که به علامت عمودی 0.7 شعاع خورشیدی ختم می شود. این منطقه تابشی است. این با پلاسمای هیدروژن هلیوم پر شده است که چگالی آن با حرکت از مرز داخلی منطقه به بیرون از 20 به 0.2 گرم بر سانتی متر مکعب صد بار کاهش می یابد. اگرچه لایه‌های پلاسمای بیرونی خنک‌تر از لایه‌های داخلی هستند، شیب دما در آنجا آنقدر زیاد نیست که جریان‌های عمودی ماده ایجاد شود که گرما را از لایه‌های پایین‌تر به لایه‌های بالایی منتقل کند (این مکانیسم انتقال حرارت، همرفت نامیده می‌شود). هیچ جابجایی در لایه فوق هسته ای وجود ندارد و نمی تواند وجود داشته باشد. انرژی آزاد شده در هسته به شکل کوانتوم های تابش الکترومغناطیسی از آن عبور می کند.

چگونه این اتفاق می افتد؟ کوانتوم های گاما تولید شده در مرکز هسته در ماده آن پراکنده می شوند و به تدریج انرژی خود را از دست می دهند. آنها به شکل پرتوهای ایکس نرم (طول موج در حد یک نانومتر و انرژی 400-1300 eV) به مرز هسته می رسند. پلاسما در آنجا تقریباً برای آنها مات است؛ فوتون ها می توانند تنها کسری از سانتی متر در آن حرکت کنند. در برخورد با یون‌های هیدروژن و هلیوم، کوانتوم‌ها انرژی خود را به آنها می‌دهند که تا حدی صرف حفظ انرژی جنبشی ذرات در همان سطح می‌شود و تا حدی به شکل کوانتوم‌های جدید با طول بیشتر بازتاب می‌شود. بنابراین فوتون ها به تدریج در پلاسما پخش می شوند و می میرند و دوباره متولد می شوند. کوانتوم های سرگردان راحت تر از پایین به سمت بالا حرکت می کنند (جایی که ماده چگالی کمتری دارد) و بنابراین انرژی تابشی از اعماق منطقه به مرز بیرونی آن جریان می یابد.

از آنجایی که ماده در ناحیه انتقال تابشی بی حرکت است، به عنوان یک کل واحد حول محور خورشید می چرخد. اما فقط فعلا. همانطور که فوتون ها به سمت سطح خورشید حرکت می کنند، فواصل بیشتری را بین برخورد با یون ها طی می کنند. این بدان معنی است که تفاوت در انرژی جنبشی گسیل و جذب ذرات همیشه در حال افزایش است، زیرا ماده خورشیدی در اعماق بیشتر گرمتر از اعماق کم عمق است. در نتیجه پلاسما بی ثبات می شود و شرایطی برای حرکت فیزیکی ماده در آن به وجود می آید. ناحیه انتقال تابشی به ناحیه همرفتی تبدیل می شود.

عکس تاج خورشیدی که در زمان خورشید گرفتگی کامل در 26 فوریه 1998 گرفته شده است. تاج قسمت بیرونی اتمسفر خورشیدی است که از هیدروژن کمیاب گرم شده تا دمای حدود یک میلیون درجه سانتیگراد تشکیل شده است. رنگ‌های تصویر مصنوعی هستند و نشان‌دهنده کاهش روشنایی تاج با دور شدن از خورشید است (نقطه آبی و صورتی در مرکز ماه است).

منطقه همرفت

از عمق 0.3 شعاع شروع می شود و تا سطح خورشید (یا بهتر است بگوییم جو آن) گسترش می یابد. کف آن تا 2 میلیون درجه گرم می شود، در حالی که درجه حرارت مرز خارجیحتی به 6000˚C هم نمی رسد. با یک لایه میانی نازک - تاکوکلین - از ناحیه شعاعی جدا می شود. جالب ترین، اما هنوز به خوبی مطالعه نشده در آن اتفاق می افتد. در هر صورت، دلیلی وجود دارد که باور کنیم جریان های پلاسما در حال حرکت در تاکوکلین سهم اصلی را در شکل گیری میدان مغناطیسی خورشیدی دارند. به راحتی می توان محاسبه کرد که ناحیه همرفت حدود دو سوم حجم خورشید را اشغال می کند. با این حال، جرم آن بسیار کوچک است - فقط دو درصد از خورشید. این طبیعی است، زیرا ماده خورشیدی با دور شدن از مرکز ناگزیر نادر می شود. در مرز پایینی منطقه، چگالی پلاسما 0.2 چگالی آب است و با ورود به جو به 0.0001 چگالی هوای زمین از سطح دریا کاهش می یابد.

ماده در ناحیه همرفتی به روشی بسیار گیج کننده حرکت می کند. از پایه آن جریان های قدرتمند اما آهسته پلاسمای داغ (به عرض صد هزار کیلومتر) بلند می شوند که سرعت آنها از چند سانتی متر در ثانیه تجاوز نمی کند. جت های نه چندان قدرتمند پلاسمای کمتر گرم شده به سمت آنها فرود می آیند که سرعت آنها قبلاً بر حسب متر در ثانیه اندازه گیری شده است. در عمق چند هزار کیلومتری، پلاسمای با دمای بالا در حال افزایش به سلول های غول پیکر تقسیم می شود. بزرگترین آنها دارای ابعاد خطی حدود 30-35 هزار کیلومتر هستند - به آنها ابر گرانول می گویند. نزدیک‌تر به سطح، مزوگرانول‌هایی با اندازه مشخصه 5000 کیلومتر و حتی نزدیک‌تر - گرانول‌هایی 3-4 برابر کوچکتر تشکیل می‌شوند. سوپرگرانول ها حدود یک روز زندگی می کنند، گرانول ها معمولا بیش از یک ربع ساعت عمر نمی کنند. هنگامی که این محصولات حرکت جمعی پلاسما به سطح خورشید می رسند، از طریق یک تلسکوپ با فیلتر مخصوص به راحتی قابل مشاهده هستند.

جو

کاملاً پیچیده است. تمام نور خورشید از سطح پایینی خود به فضا می رود که به آن فوتوسفر می گویند. منبع اصلی نور لایه زیرین فتوسفر با ضخامت 150 کیلومتر است. ضخامت کل فوتوسفر حدود 500 کیلومتر است. در امتداد این عمودی، دمای پلاسما از 6400 به 4400 کلوین کاهش می یابد.

مناطقی با دمای پایین (تا 3700 کلوین) دائماً در فتوسفر ظاهر می شوند که ضعیف تر می درخشند و به صورت لکه های تاریک تشخیص داده می شوند. تعداد لکه های خورشیدی با یک دوره 11 ساله متفاوت است، اما هرگز بیش از 0.5 درصد از قرص خورشیدی را پوشش نمی دهند.

در بالای فتوسفر لایه کروموسفر و حتی بالاتر از آن تاج خورشیدی قرار دارد. وجود تاج از زمان های بسیار قدیم شناخته شده است، زیرا در هنگام خورشید گرفتگی کامل به وضوح قابل مشاهده است. کروموسفر نسبتاً اخیراً در اواسط قرن نوزدهم کشف شد. در 18 ژوئیه 1851، صدها ستاره شناس در اسکاندیناوی و کشورهای اطراف گرد هم آمدند و ماه را تماشا کردند که قرص خورشید را پوشانده است. چند ثانیه قبل از ظهور تاج و درست قبل از پایان مرحله کلی کسوف، دانشمندان متوجه هلال قرمز درخشانی در لبه قرص شدند. در خلال کسوف سال 1860، نه تنها امکان بررسی بهتر چنین شعله‌هایی وجود داشت، بلکه طیف‌نگارهای آنها نیز به دست آمد. نه سال بعد، نورمن لاکیر، ستاره شناس انگلیسی، این منطقه را کروموسفر نامید.

چگالی کروموسفر حتی در مقایسه با فتوسفر بسیار کم است، فقط 100-100 میلیارد ذره در هر 1 سانتی متر مکعب. اما با شدت بیشتری گرم می شود - تا 20000 درجه سانتیگراد. در کروموسفر، ساختارهای دراز تیره به طور مداوم مشاهده می شود - رشته های کرومسفری (نوعی از آنها برجستگی های شناخته شده هستند). آنها توده هایی از پلاسمای متراکم تر و سردتر هستند که توسط حلقه های میدان مغناطیسی از فتوسفر بلند می شوند. نواحی افزایش روشنایی - لخته‌ها - نیز قابل مشاهده است. و در نهایت، ساختارهای پلاسمایی دراز - اسپیکول ها - به طور مداوم در کروموسفر ظاهر می شوند و پس از چند دقیقه ناپدید می شوند. اینها نوعی روگذر هستند که در امتداد آنها ماده از فوتوسفر به تاج می رود.

سرنوشت آینده ستاره ما مستقیماً به فرآیندهای درون خورشید بستگی دارد. با کاهش ذخایر هیدروژن، هسته به تدریج منقبض شده و گرم می شود که درخشندگی خورشید را افزایش می دهد. از زمان تبدیل شدن به یک ستاره دنباله اصلی، در حال حاضر 25-30٪ رشد کرده است - و این روند ادامه خواهد داشت. در حدود 5 میلیارد سال، دمای هسته به صدها میلیون درجه می رسد و سپس هلیوم در مرکز آن (با تشکیل کربن و اکسیژن) مشتعل می شود. در این زمان، هیدروژن در محیط می سوزد و منطقه احتراق آن کمی به سمت سطح حرکت می کند. خورشید ثبات هیدرواستاتیکی را از دست می دهد، لایه های بیرونی آن به شدت متورم می شود و به یک غول پیکر نورانی غول پیکر، اما نه به ویژه درخشان - یک غول قرمز تبدیل می شود. درخشندگی این غول دو مرتبه بیشتر از درخشندگی فعلی خورشید خواهد بود، اما طول عمر آن بسیار کوتاهتر خواهد بود. در مرکز هسته آن، مقدار زیادی کربن و اکسیژن به سرعت انباشته می شود، که دیگر نمی تواند شعله ور شود - دمای کافی وجود نخواهد داشت. لایه بیرونی هلیوم به سوختن ادامه می دهد، به تدریج گسترش می یابد و در نتیجه خنک می شود. سرعت احتراق حرارتی هلیوم با افزایش دما بسیار سریع افزایش می یابد و با کاهش دما کاهش می یابد. بنابراین، درون غول سرخ به شدت شروع به تپش خواهد کرد و در نهایت ممکن است به جایی برسد که جو آن با سرعت ده ها کیلومتر در ثانیه به فضای اطراف پرتاب شود. ابتدا، پوسته ستاره ای در حال انبساط، تحت تأثیر تشعشعات ماوراء بنفش یونیزه کننده از لایه های ستاره ای زیرین، با نور آبی و سبز درخشان می درخشد - در این مرحله به آن سحابی سیاره ای می گویند. اما پس از هزاران یا حداکثر ده ها هزار سال، سحابی سرد، تاریک و در فضا پراکنده خواهد شد. در مورد هسته، تغییر شکل عناصر به طور کلی متوقف می شود و تنها به دلیل انرژی گرمایی انباشته شده، خنک شدن و محو شدن بیشتر و بیشتر می درخشد. نمی‌تواند به یک ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله سقوط کند؛ جرم کافی وجود نخواهد داشت. چنین بقایای خنک‌کننده‌ای از ستاره‌های خورشیدی که در بوز مرده‌اند، کوتوله‌های سفید نامیده می‌شوند.

تاج گرم ترین قسمت جو است که دمای آن به چندین میلیون درجه می رسد. این گرمایش را می توان با استفاده از چندین مدل بر اساس اصول مگنتوهیدرودینامیک توضیح داد. متأسفانه، همه این فرآیندها بسیار پیچیده و بسیار ضعیف مطالعه شده اند. تاج همچنین پر از ساختارهای مختلف است - سوراخ ها، حلقه ها، جریان ها.

مشکلات خورشیدی

با وجود این واقعیت که خورشید بزرگترین و قابل مشاهده ترین جرم در آسمان زمین است، بسیاری از مسائل حل نشده در فیزیک ستاره ما وجود دارد. ما می دانیم که مغناطیس خورشید تأثیر بسیار قوی بر دینامیک جو آن دارد - به عنوان مثال، لکه های خورشیدی را ایجاد می کند. استیون کیل، مدیر رصدخانه ملی خورشیدی آمریکا، به سوال PM پاسخ می دهد، اما چگونگی ایجاد و نحوه انتشار آن در پلاسما هنوز مشخص نشده است. - در وهله دوم رمزگشایی مکانیسم شراره های خورشیدی را قرار می دهم. اینها گسیل های کوتاه مدت، اما بسیار قدرتمند الکترون ها و پروتون های سریع هستند که با تولید جریان های به همان اندازه قدرتمند تابش الکترومغناطیسی با طیف گسترده ای از طول موج ها ترکیب می شوند. اطلاعات گسترده ای در مورد شیوع جمع آوری شده است، اما هنوز مدل معقولی برای وقوع آن وجود ندارد. در نهایت، درک این نکته ضروری است که فتوسفر از چه راه هایی به تاج انرژی می دهد و آن را تا دمایی که سه مرتبه قدر بالاتر از دمای خودش است گرم می کند. و برای این، اول از همه، لازم است که پارامترهای میدان های مغناطیسی داخل تاج را به درستی تعیین کنیم، زیرا این مقادیر به طور کامل شناخته شده نیستند.

دمای نزدیکترین ستاره ما ناهمگن است و به طور قابل توجهی متفاوت است. در هسته خورشید، جاذبه گرانشی فشار و دمای بسیار زیادی ایجاد می کند که می تواند به 15 میلیون درجه سانتیگراد برسد. اتم های هیدروژن فشرده شده و با هم ذوب می شوند و هلیوم ایجاد می کنند. این فرآیند واکنش گرما هسته ای نامیده می شود.
یک واکنش گرما هسته ای مقادیر زیادی انرژی تولید می کند. انرژی به سطح خورشید، جو و فراتر از آن جریان می یابد. از هسته، انرژی به ناحیه تابشی حرکت می کند، جایی که تا 1 میلیون سال می گذرد، و سپس به ناحیه همرفتی، لایه بالایی درون خورشید حرکت می کند. دمای اینجا به زیر 2 میلیون درجه سانتیگراد می رسد. حباب‌های عظیم پلاسمای داغ «سوپی» از اتم‌های یونیزه را تشکیل می‌دهند و به سمت فتوسفر حرکت می‌کنند.
دما در فتوسفر تقریبا 5.5 هزار درجه سانتیگراد است. اینجا تابش خورشیدیبه نور مرئی تبدیل می شود لکه های خورشیدی در فتوسفر سردتر و تاریک تر از لکه های اطراف هستند. در مرکز لکه های خورشیدی بزرگ، دما می تواند تا چند هزار درجه سانتیگراد کاهش یابد.
کروموسفر، لایه بعدی جو خورشیدی، در دمای 4320 درجه کمی خنک تر است. طبق گفته رصدخانه ملی خورشیدی، کروموسفر در لغت به معنای "کره رنگ" است. نور مرئی از کروموسفر معمولاً آنقدر ضعیف است که نمی‌توان آن را در برابر فتوسفر روشن‌تر مشاهده کرد، اما در طول خورشید گرفتگی کامل، زمانی که ماه فوتوسفر را می‌پوشاند، کروموسفر به‌عنوان یک لبه قرمز در اطراف خورشید قابل مشاهده است.
رصدخانه ملی خورشیدی در وب سایت خود می نویسد: «کروموسفر به دلیل حجم عظیم هیدروژن موجود در آن قرمز به نظر می رسد.
دما در تاج به‌طور قابل‌توجهی افزایش می‌یابد، که می‌تواند در طول ماه‌گرفتگی با جریان پلاسما به سمت بالا نیز قابل مشاهده باشد. تاج می تواند به طرز شگفت انگیزی در مقایسه با بدن خورشید داغ باشد. دما در اینجا از 1 میلیون درجه تا 10 میلیون درجه سانتیگراد متغیر است.
با سرد شدن تاج و از دست دادن گرما و تشعشع، مواد به شکل باد خورشیدی خارج می‌شوند که گاهی از مسیرهای زمین عبور می‌کند.
خورشید بزرگترین و پرجرم ترین جرم موجود در جهان است منظومه شمسی. در 149.5 میلیون کیلومتری زمین قرار دارد. این فاصله یک واحد نجومی نامیده می شود و برای اندازه گیری فواصل در سراسر منظومه شمسی استفاده می شود. حدود 8 دقیقه طول می کشد تا نور و گرما به سیاره ما برسد، بنابراین راه دیگری برای تعیین فاصله تا خورشید وجود دارد - 8 دقیقه نوری.

قبلاً یک مقاله "" منتشر کردیم که در آن نوشتیم که " به دلیل خشکسالی طولانی در استان لاریوخا در اسپانیا، بقایای شهر Mansilla de la Sierra که 58 سال پیش به دلیل ایجاد یک مخزن دچار سیل شده بود، از زیر آب ظاهر شد. در سال 1959 ..."

همچنین ممکن است به مقاله "" علاقه مند شوید، که از آن خواهید آموخت که " در اوایل صبح روز 14 مارس 2018، دانشمند مشهور و محبوب کننده علم، پروفسور استیون ویلیام هاوکینگ در کمبریج درگذشت. او در جامعه علمی ..."

و البته "" را از دست ندهید، فقط در اینجا خواهید آموخت که " بیش از دو متر برف در تیرول جنوبی ایتالیا بارید و هزاران برق در این منطقه قطع شد و سفر جاده ای تقریبا غیرممکن شد. وضعیت این بود ..."