Фотосфераүзіліссіз болып көрінетін радиация түзілетін күн атмосферасының негізгі бөлігі болып табылады. Осылайша, ол бізге келетін күн энергиясының барлығын дерлік шығарады.

Фотосфера - бұл бірнеше жүз километр ұзындықтағы жұқа газ қабаты, өте мөлдір емес.

Фотосфера Күнді ақ жарықта оның көрінетін «беті» түрінде тікелей бақылау кезінде көрінеді.

Фотосфера барлық көрінетін үздіксіз спектрде сәулеленуді қатты шығарады, демек, сіңіреді.

Белгілі бір тереңдікте орналасқан фотосфераның әрбір қабаты үшін оның температурасын табуға болады. Фотосферадағы температура тереңдеген сайын артады және орта есеппен 6000 К құрайды.

Фотосфераның ұзындығы бірнеше жүз км.

Фотосфера затының тығыздығы 10 -7 г/см 3.

Фотосфераның 1 см 3 бөлігінде шамамен 10 16 сутегі атомы бар. Бұл 0,1 атм қысымға сәйкес келеді.

Бұл жағдайда бәрі химиялық элементтертөмен иондану потенциалдарымен олар иондалады. Сутегі бейтарап күйде қалады.

Фотосфера - Күндегі бейтарап сутегінің жалғыз аймағы.

Фотосфераны көрнекі және фотографиялық бақылаулар оның бір-біріне жақын орналасқан жинақты бұлттарды еске түсіретін жұқа құрылымын көрсетеді. Жеңіл дөңгелек түзілістерді түйіршіктер, ал бүкіл құрылымын түйіршіктеу деп атайды. Түйіршіктердің бұрыштық өлшемдері 1 дюймден аспайды, бұл 700 км-ге сәйкес келеді. Әрбір жеке түйіршік 5-10 минут бойы болады, содан кейін ол ыдырайды және оның орнында жаңа түйіршіктер пайда болады. Түйіршіктер қараңғы кеңістіктермен қоршалған. Зат түйіршіктерде көтеріліп, олардың айналасына түседі. Бұл қозғалыстардың жылдамдығы 1-2 км/с.

Грануляция фотосфера астында орналасқан конвективті аймақтың көрінісі. Конвективтік аймақта заттардың араласуы газдың жеке массаларының көтерілуі мен төмендеуі нәтижесінде болады.

Күннің сыртқы қабаттарында конвекцияның пайда болу себебі екі маңызды жағдай болып табылады. Бір жағынан, фотосфераның тікелей астындағы температура тереңдікте өте тез артады және радиация тереңірек ыстық қабаттардан радиацияның шығуын қамтамасыз ете алмайды. Демек, энергия қозғалатын біртекті еместердің өздері арқылы беріледі. Екінші жағынан, егер олардағы газ толық емес, тек ішінара иондалған болса, бұл біртексіздіктер берік болып шығады.

Фотосфераның төменгі қабаттарына өткенде газ бейтараптанады және тұрақты біртексіздіктер түзе алмайды. сондықтан конвективтік аймақтың өте жоғарғы бөліктерінде конвективтік қозғалыстар баяулайды және конвекция кенет тоқтайды.

Фотосферадағы тербелістер мен бұзылулар акустикалық толқындарды тудырады.

Конвективтік аймақтың сыртқы қабаттары 5 минуттық тербелістер тұрақты толқындар түрінде қозғалатын резонатордың бір түрін білдіреді.

17.5 Күн атмосферасының сыртқы қабаттары: хромосфера және тәж. Хромосфера мен тәждің қызу себептері мен механизмі.

Фотосферадағы заттың тығыздығы биіктікке қарай тез азаяды және сыртқы қабаттары өте сирек болып шығады. Фотосфераның сыртқы қабаттарында температура 4500 К-ге жетеді, содан кейін қайтадан көтеріле бастайды.

Температураның сутегі мен гелийдің иондануымен бірге бірнеше ондаған мың градусқа дейін баяу өсуі байқалады. Атмосфераның бұл бөлігі деп аталады хромосфера.

Хромосфераның жоғарғы қабаттарында заттың тығыздығы 10 -15 г/см 3 жетеді.

Хромосфераның осы қабаттарының 1 см 3-інде шамамен 10 9 атом бар, бірақ температура миллион градусқа дейін артады. Дәл осы жерден Күн тәжі деп аталатын Күн атмосферасының ең шеткі бөлігі басталады.

Күн атмосферасының ең сыртқы қабаттарының қызу себебі фотосферада пайда болатын акустикалық толқындардың энергиясы болып табылады. Тығыздығы төмен қабаттарға жоғары қарай тарала отырып, бұл толқындар амплитудасын бірнеше километрге дейін арттырады және соққы толқындарына айналады. Соққы толқындарының пайда болуы нәтижесінде бөлшектер қозғалысының хаотикалық жылдамдықтарын арттыратын және температураның жоғарылауы орын алатын толқын диссипациясы пайда болады.

Хромосфераның интегралды жарықтығы фотосфераның жарықтығынан жүздеген есе аз. Сондықтан хромосфераны бақылау үшін қолдану қажет арнайы әдістер, оның әлсіз сәулеленуін фотосфералық сәулеленудің күшті ағынынан оқшаулауға мүмкіндік береді.

Ең қолайлы әдістер тұтылу кезіндегі бақылаулар болып табылады.

Хромосфераның ұзындығы 12 - 15 000 км.

Хромосфераның фотосуреттерін зерттегенде біртекті еместіктер көрінеді, ең кішілері деп аталады. спикулалар. Спикулалар ұзынша пішінді, радиалды бағытта ұзартылған. Олардың ұзындығы бірнеше мың км, қалыңдығы шамамен 1000 км. Бірнеше ондаған км/с жылдамдықпен спикулалар хромосферадан тәжге көтеріліп, онда ериді. Спикулалар арқылы хромосфераның заты оның үстінде жатқан тәжмен алмасады. Түйіршіктерге қарағанда субфотосфералық конвективтік аймақтың әлдеқайда үлкен және терең элементтерінен туындаған толқындық қозғалыстар нәтижесінде пайда болатын спикулалар хромосфералық желі деп аталатын үлкенірек құрылымды құрайды.

Crownжарықтығы өте төмен, сондықтан оны күн тұтылуларының жалпы фазасында ғана байқауға болады. Тұтылулардан тыс жерде ол коронаграфтардың көмегімен байқалады. Тәжде өткір контурлар жоқ және бар дұрыс емес пішін, уақыт өте келе қатты өзгереді.

Күннің 0,2 - 0,3 радиусынан аспайтын мүшеден алынған тәждің ең жарық бөлігін әдетте ішкі тәж деп атайды, ал қалған, өте ұзартылған бөлігін сыртқы тәж деп атайды.

Тәждің маңызды ерекшелігі оның жарқыраған құрылымы болып табылады. Сәулелер әртүрлі ұзындықтарда, ондаған немесе одан да көп күн радиустарына дейін келеді.

Ішкі тәжі бай құрылымдық формациялар, доғаларға, дулығаларға, жеке бұлттарға ұқсайды.

Корона радиациясы - бұл фотосферадан шашыраған жарық. Бұл жарық жоғары поляризацияланған. Мұндай поляризация тек бос электрондардың әсерінен болуы мүмкін.

1 см 3 тәждік затта шамамен 10 8 бос электрон бар. Мұндай бос электрондардың пайда болуы иондану нәтижесінде болуы керек. Бұл тәждің 1 см 3 бөлігінде шамамен 10 8 ион бар дегенді білдіреді. Заттың жалпы концентрациясы 2 болуы керек . 10 8 .

Күн тәжі – температурасы шамамен миллион Кельвин болатын сирек кездесетін плазма. Жоғары температураның салдары - тәждің үлкен көлемі. Тәждің ұзындығы фотосфераның қалыңдығынан жүздеген есе үлкен және жүздеген мың километрді құрайды.

18. Күннің ішкі құрылысы.

>Күн неден тұрады?

Білу, күн неден жасалған: жұлдыздың құрылымы мен құрамын сипаттау, химиялық элементтердің тізбесі, қабаттардың саны мен сипаттамалары фотосуреттермен, диаграммамен.

Жерден Күн тегіс отты шар тәрізді көрінеді және Галилео ғарыш кемесі күн дақтарын ашқанға дейін көптеген астрономдар оның пішіні ешқандай ақаусыз тамаша деп есептеген. Енді біз мұны білеміз Күн тұрадыЖер сияқты бірнеше қабаттардан, олардың әрқайсысы өз қызметін атқарады. Күннің пеш тәрізді бұл үлкен құрылымы жердегі тіршілікке қажетті Жердегі барлық энергияның жеткізушісі болып табылады.

Күн қандай элементтерден тұрады?

Егер сіз жұлдызды бөліп алып, оның құрамдас элементтерін салыстыра алсаңыз, оның құрамы 74% сутегі және 24% гелий екенін түсінесіз. Сондай-ақ Күн 1% оттегіден тұрады, ал қалған 1% хром, кальций, неон, көміртек, магний, күкірт, кремний, никель, темір сияқты периодтық жүйенің химиялық элементтері. Астрономдар гелийден ауыр элемент металл деп есептейді.

Күннің барлық осы элементтері қалай пайда болды? Үлкен жарылыс сутегі мен гелийді өндірді. Әлемнің пайда болуының басында бірінші элемент сутегі пайда болды элементар бөлшектер. Жоғары температура мен қысымға байланысты Ғаламдағы жағдайлар жұлдыздың өзегіндегі жағдайға ұқсас болды. Кейінірек сутегі гелийге қосылды, ал ғаламда синтез реакциясы үшін қажетті жоғары температура болды. Әлемде бар сутегі мен гелий пропорциялары қазір Үлкен жарылыстан кейін дамыды және өзгерген жоқ.

Күннің қалған элементтері басқа жұлдыздарда жасалған. Жұлдыздардың өзектерінде сутегінің гелийге айналу процесі үнемі жүреді. Ядродағы барлық оттегін өндіргеннен кейін олар литий, оттегі, гелий сияқты ауыр элементтердің ядролық синтезіне көшеді. Күнде табылған ауыр металдардың көпшілігі өмірінің соңында басқа жұлдыздарда түзілген.

Ең ауыр элементтер, алтын мен уран біздің Күннен бірнеше есе үлкен жұлдыздар жарылған кезде пайда болды. Қара құрдымның пайда болуының екі секундында элементтер жоғары жылдамдықпен соқтығысты және ең ауыр элементтер пайда болды. Жарылыс бұл элементтерді бүкіл Әлемге таратып жіберді, онда олар жаңа жұлдыздардың пайда болуына көмектесті.

Біздің Күн Үлкен жарылыс жасаған элементтерді, өліп жатқан жұлдыздардың элементтерін және жұлдыздардың жаңа жарылыстары нәтижесінде пайда болған бөлшектерді жинады.

Күн қандай қабаттардан тұрады?

Бір қарағанда, Күн - гелий мен сутегінен жасалған шар ғана, бірақ тереңірек зерттегенде оның әртүрлі қабаттардан тұратыны анық болады. Ядроға қарай жылжыған кезде температура мен қысым артады, нәтижесінде қабаттар пайда болды, өйткені әртүрлі жағдайларда сутегі мен гелий әртүрлі сипаттамаларға ие.

күн ядросы

Күн құрамының өзегінен сыртқы қабатына дейінгі қабаттар арқылы қозғалысымызды бастайық. Күннің ішкі қабатында – ядрода температура мен қысым өте жоғары, пайда болуын жеңілдетеді. ядролық синтез. Күн сутегіден гелий атомдарын жасайды, осы реакция нәтижесінде жарық пен жылу пайда болады, олар жетеді. Күндегі температура шамамен 13 600 000 Кельвин, ал ядроның тығыздығы судың тығыздығынан 150 есе жоғары деп жалпы қабылданған.

Ғалымдар мен астрономдар Күннің өзегі күн радиусының ұзындығының шамамен 20% жетеді деп есептейді. Ал ядроның ішінде жоғары температура мен қысым сутегі атомдарының протондарға, нейтрондарға және электрондарға ыдырауына әкеледі. Күн оларды еркін жүзетін күйіне қарамастан гелий атомдарына айналдырады.

Бұл реакция экзотермиялық деп аталады. Бұл реакция пайда болған кезде ол босатылады көп саныжылу 389 x 10 31 Дж тең. секундына.

Күннің радиациялық аймағы

Бұл аймақ ядролық шекарадан (күн радиусының 20%) басталып, күн радиусының 70% дейін ұзындыққа жетеді. Бұл аймақтың ішінде күн материясы бар, ол өзінің құрамы бойынша айтарлықтай тығыз және ыстық, сондықтан жылулық радиация жылуды жоғалтпай ол арқылы өтеді.

Ядролық синтез реакциясы күн ядросының ішінде жүреді - протондардың қосылуы нәтижесінде гелий атомдарының пайда болуы. Бұл реакция гамма-сәулеленудің көп мөлшерін тудырады. Бұл процесте энергияның фотондары шығарылады, содан кейін сәулелену аймағында жұтылады және әртүрлі бөлшектермен қайтадан шығарылады.

Фотонның траекториясы әдетте «кездейсоқ жүру» деп аталады. Фотон Күннің бетіне түзу жолмен қозғалудың орнына, зигзаг түрінде қозғалады. Нәтижесінде әрбір фотонға Күннің радиациялық аймағын еңсеру үшін шамамен 200 000 жыл қажет. Бір бөлшектен екінші бөлшекке ауысқанда фотон энергияны жоғалтады. Бұл Жер үшін жақсы, өйткені біз тек Күннен келетін гамма-сәулеленуді қабылдай аламыз. Ғарышқа түскен фотонның Жерге жетуі үшін 8 минут қажет.

Көптеген жұлдыздардың сәулелену аймақтары бар және олардың өлшемдері жұлдыздың масштабына тікелей байланысты. Жұлдыз неғұрлым кіші болса, зоналар соғұрлым кішірек болады, олардың көпшілігін конвективті аймақ алады. Ең кішкентай жұлдыздарда радиациялық аймақтар болмауы мүмкін, ал конвективтік аймақ ядроға дейінгі қашықтыққа жетеді. Ең көбі үлкен жұлдыздаржағдай керісінше, радиациялық аймақ жер бетіне таралады.

Конвективті аймақ

Конвективтік аймақ күннің ішкі жылуы ыстық газ бағаналары арқылы өтетін радиациялық аймақтан тыс.

Барлық дерлік жұлдыздарда мұндай аймақ бар. Біздің Күн үшін ол Күннің радиусының 70% бетінен (фотосфера) дейін созылады. Жұлдыздың өзегіне жақын орналасқан тереңдіктегі газ шамдағы балауыз көпіршіктері сияқты қызып, бетіне көтеріледі. Жұлдыздың бетіне жеткенде жылу жоғалады, салқындаған кезде газ орталыққа қарай батып, жылу энергиясын қалпына келтіреді. Мысал ретінде отқа қайнаған су құйылған табаға әкелуге болады.

Күннің беті борпылдақ топырақ тәрізді. Бұл бұзушылықтар күн бетіне жылуды тасымалдайтын ыстық газ бағандары болып табылады. Олардың ені 1000 км-ге жетеді, ал таралу уақыты 8-20 минутқа жетеді.

Астрономдардың пайымдауынша, қызыл ергежейлілер сияқты массасы аз жұлдыздар тек ядроға дейін созылатын конвективтік аймаққа ие. Оларда радиациялық аймақ жоқ, оны Күн туралы айту мүмкін емес.

Фотосфера

Жерден көрінетін Күннің жалғыз қабаты. Бұл қабаттың астында Күн бұлыңғыр болады, астрономдар жұлдызымыздың ішкі бөлігін зерттеу үшін басқа әдістерді пайдаланады. Бетінің температурасы 6000 Кельвинге жетеді және Жерден көрінетін сары-ақ түске боялады.

Күн атмосферасы фотосфераның артында орналасқан. Күннің тұтылуы кезінде көрінетін Күн бөлігі деп аталады.

Диаграммадағы Күннің құрылысы

NASA арнайы әзірлеген білім беру қажеттіліктеріКүннің құрылымы мен құрамының схемалық бейнесі, әр қабат үшін температураны көрсетеді:

• (Көрінетін, ИҚ және УК сәулелену) – бұл көрінетін сәулелену, инфрақызыл сәулелену және ультракүлгін сәулелену. Көрінетін радиация - бұл Күннен келетін жарық. Инфрақызыл сәулелену - бұл біз сезінетін жылу. Ультракүлгін сәулелену - бұл бізге күйдіретін сәуле. Күн бұл сәулелерді бір уақытта шығарады.
• (Фотосфера 6000 К) – Фотосфера – Күннің жоғарғы қабаты, оның беті. 6000 Кельвин температурасы Цельсий бойынша 5700 градусқа тең.
• Радиошығарылымдар (транс. Радио эмиссия) - Көрінетін сәулеленуден басқа, инфрақызыл сәулеленужәне ультракүлгін сәулелену, Күн астрономдар радиотелескоп арқылы анықтаған радиошығарындыларды жібереді. Күн дақтарының санына байланысты бұл шығарындылар артады және азаяды.
• Корональды тесік - Бұл күндегі тәждің плазмалық тығыздығы төмен жерлері, нәтижесінде ол қараңғы және суық болады.
• 2100000 К (2100000 Кельвин) – Күннің радиациялық аймағында осындай температура бар.
• Конвективтік аймақ/Турбуленттік конвекция (транс. Конвективтік аймақ/Турбуленттік конвекция) – Күндегі ядроның жылу энергиясы конвекция арқылы берілетін орындар. Плазма бағандары бетіне жетіп, жылуын тастап, қайтадан қыздыру үшін қайтадан төмен түседі.
• Корональды ілмектер (транс. Coronal ілмектер) магниттік сызықтар бойымен қозғалатын күн атмосферасындағы плазмадан тұратын ілмектер. Олар жер бетінен ондаған мың шақырымға созылған үлкен аркаларға ұқсайды.
• Ядро (транс. Core) - жоғары температура мен қысымның көмегімен ядролық синтез жүретін күн жүрегі. Күн энергиясының барлығы ядродан келеді.
• 14 500 000 К (14 500 000 Кельвинге) – Күн ядросының температурасы.
• Радиациялық аймақ (транс. Radiation zone) – Күннің радиация көмегімен энергия берілетін қабаты. Фотон 200 000-нан асатын сәулелену аймағын еңсеріп, ғарыш кеңістігіне шығады.
• Нейтрино (транс. Neutrino) — ядролық синтез реакциясы нәтижесінде Күннен шығатын шамалы ұсақ бөлшектер. Адам ағзасынан секунд сайын жүздеген мың нейтрино өтеді, бірақ олар бізге ешқандай зиян келтірмейді, біз оларды сезбейміз.
• Хромосфералық алау (хромосфералық алау деп аударылады) - Біздің жұлдыздың магнит өрісі бұралып, содан кейін кенеттен әртүрлі пішіндерге айналуы мүмкін. Магниттік өрістердегі үзілістер нәтижесінде Күннің бетінен күшті рентгендік алаулар пайда болады.
• Магниттік өріс циклі - Күннің магнит өрісі фотосфераның үстінде және ыстық плазма Күн атмосферасында магниттік сызықтар бойымен қозғалған кезде көрінеді.
• Дақ – Күн дақтары (транс. Күн дақтары) – Күннің бетіндегі магнит өрістері Күннің беті арқылы өтетін және температурасы төмен, көбінесе ілмек түрінде болатын жерлер.
• Энергетикалық бөлшектер (транс. Энергетикалық бөлшектер) - Олар Күннің бетінен шығады, нәтижесінде күн желінің пайда болуы. Күн дауылдарында олардың жылдамдығы жарық жылдамдығына жетеді.
• Рентген сәулелері (рентген деп аударылады) - күннің жарылуы кезінде пайда болатын адам көзіне көрінбейтін сәулелер.
• Жарқын дақтар және қысқа мерзімді магниттік аймақтар (транс. Жарқын нүктелер және қысқа мерзімді магниттік аймақтар) - Температура айырмашылығына байланысты Күн бетінде ашық және күңгірт дақтар пайда болады.

Күн атмосферасы

Қабат атауы	Қабаттың жоғарғы шекарасының биіктігі, км	Тығыздығы, кг/м 3	Температура, К
Фотосфера
Хромосфера
	Бірнеше ондаған күн радиустары

Күн дақтары ( қараңғы түзілімдеркүн дискісінде олардың температурасы фотосфера температурасынан ~ 1500 К төмен болғандықтан) күңгірт сопақ – дақ көлеңкесінен тұрады, оның айналасы ақшыл талшықты полумбрамен қоршалған. Ең кішкентай күн дақтарының (кеуектерінің) диаметрі ~1000 км; байқалған ең үлкен күн дақтарының диаметрі 100 000 км-ден асты. Кішкентай дақтар жиі 2 күннен аз, дамығандары 10-20 күн, ең үлкендері 100 күнге дейін созылуы мүмкін.

Хромосфералық спикулалар (оқшауланған газ бағаналары) диаметрі ~1000 км, биіктігі ~8000 км-ге дейін, көтерілу және түсу жылдамдығы ~20 км/с, температурасы ~15000 К, өмір сүру ұзақтығы бірнеше минут.

Проминенттер (тәждегі салыстырмалы түрде суық, тығыз бұлттар) Күн радиусының 1/3 бөлігіне дейін созылады. Ең көп тарағандары 1 жылға дейін өмір сүретін, ұзындығы ~200 мың км, қалыңдығы ~10 мың км және биіктігі ~30 мың км болатын «тыныш» көрнекті жерлер. Жылдам атқылау ұшқындары әдетте алаулардан кейін 100-1000 км/с жылдамдықпен жоғары қарай лақтырылады.

Күннің толық тұтылуы кезінде Күннің айналасындағы аспанның жарықтығы Күннің орташа жарықтығының 1,6 10 -9-ын құрайды.

Күннің толық тұтылуы кезінде Жерден шағылған жарықта Айдың жарықтығы Күннің орташа жарықтығының 1,1 10 -10-ын құрайды.

Фотосфера

Фотосфера (жарық шығаратын қабат) Күннің көрінетін бетін құрайды. Оның қалыңдығы шамамен 2/3 бірлік оптикалық қалыңдығына сәйкес келеді. Абсолюттік мәнде фотосфера әртүрлі бағалаулар бойынша 100-ден 400 км-ге дейінгі қалыңдыққа жетеді. Күннің оптикалық (көзге көрінетін) сәулеленуінің негізгі бөлігі фотосферадан келеді, бірақ тереңірек қабаттардан түсетін сәулелер енді бізге жетпейді. Фотосфераның сыртқы шетіне жақындаған кезде температура 6600 К-ден 4400 К-ге дейін төмендейді. Жалпы фотосфераның тиімді температурасы 5778 К. Оны Стефан-Больцман заңы бойынша есептеуге болады, оған сәйкес абсолютті қара дененің сәулелену күші дене температурасының төртінші дәрежесіне тура пропорционал. Мұндай жағдайларда сутегі толығымен бейтарап болып қалады. Фотосфера Күннің көрінетін бетін құрайды, одан Күннің өлшемі, Күннен қашықтығы және т.б. анықталады.Фотосферадағы газ салыстырмалы түрде сирек кездесетіндіктен, оның айналу жылдамдығы айналу жылдамдығынан әлдеқайда аз. қатты заттар. Бұл кезде экваторлық және полярлық аймақтардағы газ біркелкі емес қозғалады – экваторда 24 күнде, полюстерде – 30 күнде төңкеріс жасайды.

Хромосфера

Хромосфера - фотосфераны қоршап тұрған, қалыңдығы шамамен 2000 км болатын Күннің сыртқы қабығы. Күн атмосферасының бұл бөлігінің атауының шығу тегі оның қызғылт түсімен байланысты, бұл Балмер сериясынан сутегінің қызыл Н-альфа эмиссия сызығының хромосфераның көрінетін спектрінде басым болуына байланысты. Хромосфераның жоғарғы шекарасының айқын тегіс беті жоқ, одан үнемі спикулалар деп аталатын ыстық шығарындылар пайда болады. Бір мезгілде байқалатын спикулдардың саны орта есеппен 60-70 мыңды құрайды.Осыған байланысты 19 ғасырдың аяғында итальяндық астроном Секки телескоп арқылы хромосфераны бақылай отырып, оны жанып тұрған прериялармен салыстырды. Хромосфераның температурасы 4000-нан 20 000 К-ге дейін биіктікте артады (10 000 К-ден жоғары температура диапазоны салыстырмалы түрде аз).

Хромосфераның тығыздығы төмен, сондықтан қалыпты жағдайда бақылау үшін жарықтық жеткіліксіз. Бірақ Күннің толық тұтылуы кезінде, Ай жарқын фотосфераны жауып тұрғанда, оның үстінде орналасқан хромосфера көрініп, қызыл болып жанады. Сондай-ақ оны кез келген уақытта арнайы тар жолақты оптикалық сүзгілер арқылы байқауға болады. Толқын ұзындығы 656,3 нм болатын жоғарыда аталған H-альфа сызығына қоса, сүзгіні Ca II K (393,4 нм) және Ca II H (396,8 нм) желілеріне де реттеуге болады. Бұл сызықтарда көрінетін негізгі хромосфералық құрылымдар:

· Күннің бүкіл бетін қамтитын және диаметрі 30 мың км-ге дейінгі супергрануляциялық жасушаларды қоршап тұрған сызықтардан тұратын хромосфералық желі;

· flocculi – жеңіл бұлт тәрізді түзілістер, көбінесе күшті аймақтармен шектеледі магнит өрістері- жиі күн дақтарымен қоршалған белсенді аймақтар;

· талшықтар мен талшықтар (фибрилдер) - белсенді аймақтарда флоккулалар сияқты ені мен ұзындығы әртүрлі күңгірт сызықтар жиі кездеседі.

Crown

Тәж – Күннің соңғы сыртқы қабығы. Тәж негізінен күн желін құрайтын, ғарышқа бірнеше жүз мың, тіпті миллионнан астам километрге тарайтын және атқылайтын жарықтар мен энергетикалық атқылаулардан тұрады. Орташа тәж температурасы 1-ден 2 миллион К-ге дейін, ал максимум, кейбір аудандарда 8-ден 20 миллион К-ге дейін. Осындай жоғары температураға қарамастан, ол көрінеді. жалаңаш көзКүннің толық тұтылуы кезінде ғана, өйткені тәждегі заттың тығыздығы төмен, сондықтан оның жарықтығы төмен. Бұл қабаттың әдеттен тыс қарқынды қызуы магниттік қайта қосылу әсерінен және соққы толқындарының әсерінен туындаса керек (Тәжді қыздыру мәселесін қараңыз). Тәждің пішіні циклдің фазасына байланысты өзгереді күн белсенділігі: максималды белсенділік кезеңдерінде ол дөңгелек пішінге ие, ал ең аз дегенде ол күн экваторы бойымен ұзартылған. Тәждің температурасы өте жоғары болғандықтан, ол ультракүлгін және рентген диапазонында қарқынды сәуле шығарады. Бұл радиациялар жер атмосферасынан өтпейді, бірақ соңғы уақытта оларды пайдаланып зерттеу мүмкін болды ғарыш кемесі. Коронаның әртүрлі аймақтарында радиация біркелкі емес жүреді. Ыстық белсенді және тыныш аймақтар, сондай-ақ салыстырмалы түрде төмен температурасы 600 000 К корональды тесіктер бар, олардан магнит өрісі сызықтары ғарышқа шығады. Бұл («ашық») магниттік конфигурация бөлшектердің Күннен кедергісіз шығуына мүмкіндік береді, сондықтан күн желі негізінен тәж саңылауларынан шығарылады.

Күн тәжінің көрінетін спектрі L, K және F құрамдастары деп аталатын үш түрлі құрамдас бөліктен тұрады (немесе сәйкесінше L-тәж, K-тәж және F-тәж; L-компоненттерінің басқа атауы - Е- тәж.К-компонент тәждің үздіксіз спектрі.Оның фонында Күннің көрінетін шетінен 9-10′ биіктікке дейін сәуле шығару L-компонент көрінеді.Шамамен 3′ биіктіктен басталады. (Күннің бұрыштық диаметрі шамамен 30′) және одан жоғары, фотосфера спектрімен бірдей Фраунгофер спектрі көрінеді.Ол күн тәжінің F-компонентін құрайды.20′ биіктікте F. -компонент тәж спектрінде үстемдік етеді.Ішкі тәжді сыртқыдан бөлетін шекара ретінде 9-10′ биіктігі алынады.Толқын ұзындығы 20 нм-ден аз Күннен келетін радиация толығымен тәжден келеді.Бұл дегеніміз , мысалы, 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å) толқын ұзындығындағы Күннің қарапайым фотосуреттерінде оның элементтері бар күн тәжі ғана көрінеді, ал хромосфера мен фотосфера көрінеді. көрінбейді.Екі тәж саңылаулары, әрқашан дерлік солтүстікке жақын және оңтүстік полюстерКүн, сондай-ақ оның көрінетін бетінде уақытша пайда болатын басқалары іс жүзінде рентген сәулесін шығармайды.

шуақты жел

Күн тәжінің сыртқы бөлігінен күн желі ағады - иондалған бөлшектердің ағыны (негізінен протондар, электрондар және α-бөлшектер), гелиосфера шекараларына тығыздығы біртіндеп азаюымен таралады. Күн желі екі компонентке бөлінеді – баяу күн желі және жылдам күн желі. Баяу күн желінің жылдамдығы шамамен 400 км/с және температурасы 1,4–1,6·10 6 К және құрамы жағынан тәжге өте ұқсас. Жылдам күн желінің жылдамдығы шамамен 750 км/с, температурасы 8·10 5 К, құрамы жағынан фотосфера затына ұқсас. Күн желінің баяу соғуы жылдамға қарағанда екі есе тығыз және тұрақты емес. Баяу күн желінің турбуленттілік аймақтары бар күрделі құрылымы бар.

Орташа алғанда, Күн желмен бірге секундына шамамен 1,3·10 36 бөлшектер шығарады. Демек, Күннің жалпы массасын жоғалтуы (радиацияның бұл түрі үшін) жылына 2-3·10 −14 күн массасын құрайды. 150 миллион жылдан астам жоғалту Жердің массасына тең. Көптеген табиғат құбылыстарыЖердегі күн желінің бұзылуымен, соның ішінде геомагниттік дауылдар мен полярлық сәулелермен байланысты.

Алғашқы тікелей өнімділік өлшемдері күн желі 1959 жылы қаңтарда кеңестік Луна-1 станциясымен жүзеге асырылды. Бақылаулар сцинтилляциялық есептегіш пен газды ионизациялау детекторының көмегімен жүргізілді. Үш жылдан кейін американдық ғалымдар Маринер 2 станциясының көмегімен дәл осындай өлшеулер жүргізді. 1990 жылдардың соңында ультракүлгін корональды спектрометрді қолдану.Ультракүлгін Коронал Спектрометр ( UVCS) ) SOHO спутнигінің бортында күн полюстерінде жылдам күн желі болатын аймақтарды бақылау жүргізілді.

§ 43. күн

Күн - жұлдыз, оның ядросындағы термоядролық реакция бізді өмірге қажетті энергиямен қамтамасыз етеді.

Күн - Жерге ең жақын жұлдыз. Ол жарық пен жылу береді, онсыз Жердегі өмір мүмкін емес еді. Жерге түсетін күн энергиясының бір бөлігі атмосфераға сіңіп, шашырап кетеді. Егер бұлай болмаса, тік құлаудан Жер бетінің әрбір шаршы метрі алатын радиациялық қуат күн сәулелері, шамамен 1,4 кВт/м2 болды. Бұл шама деп аталады күн тұрақтысы. Жерден Күнге дейінгі орташа қашықтықты және күн тұрақтысын біле отырып, біз Күннің жалпы радиациялық қуатын таба аламыз. жарқыраужәне шамамен 4-ке тең. 10 26 Вт.

Күн – негізінен сутектен (Күн массасының 70%) және гелийден (28%) тұратын үлкен ыстық шар, ось айналасында айналады (айналымы 25-30 Жер күнінде). Күннің диаметрі Жердің диаметрінен 109 есе үлкен. Күннің көрінетін беті, оның фотосфера- Күн атмосферасының ең төменгі және ең тығыз қабаты, одан бó ол шығаратын энергияның көп бөлігін құрайды. Фотосфераның қалыңдығы шамамен 300 км, ал орташа температурасы 6000 К. Күнде қара дақтар жиі көрінеді ( күн дақтары), бірнеше күн, кейде айлар бойы бар (Cурет 43 А). Күн атмосферасының қалыңдығы 12-15 мың км, фотосферадан жоғары орналасқан қабаты деп аталады хромосфера. Күн тәжі- Күн атмосферасының сыртқы қабаты, оның бірнеше диаметріне дейінгі қашықтыққа дейін созылады. Хромосфера мен күн тәжінің жарықтылығы өте төмен және оларды күннің толық тұтылуы кезінде ғана көруге болады (43-сурет). б).

Күннің центріне жақындаған сайын температура мен қысым артады және оның жанында олар шамамен 15 болады× 10 6 К және 2.3 10 16 Па, сәйкесінше. Мұндай жоғары температурада күн заты айналады плазма– атом ядролары мен электрондардан тұратын газ. Жоғары температура мен қысым күннің өзегірадиусы Күннің 1/3 радиусымен (43-сурет В) ядролар арасында реакциялардың жүруіне жағдай жасайды, нәтижесінде ядролар түзіліп, орасан зор энергия бөлінеді.

Жеңіл ядролардан ауыр ядролар түзілетін ядролық реакциялар деп аталады термоядролық(лат.термо - жылу), өйткені олар өте жоғары температурада ғана жүре алады. Энергия шығару термоядролық реакцияуранның бірдей массасының ыдырауы кезіндегіден бірнеше есе көп болуы мүмкін. Күн энергиясының көзі оның ядросында жүретін термоядролық реакциялар болып табылады. Күннің сыртқы қабаттарының жоғары қысымы термоядролық реакцияның жүруіне жағдай жасап қана қоймайды, сонымен қатар оның ядросының жарылуынан сақтайды.

Термоядролық реакцияның энергиясы гамма-сәулелену түрінде бөлінеді, ол Күннің ядросынан шығып, сфералық қабатқа енеді. сәулелену аймағы, қалыңдығы шамамен Күн радиусының 1/3 бөлігінде (43-сурет В). Сәулелену аймағында орналасқан материя ядродан келетін гамма-сәулеленуді жұтып, өз сәулесін шығарады, бірақ азырақ жиілікте. Сондықтан сәулелену кванттары ішінен сыртқа қарай жылжыған сайын олардың энергиясы мен жиілігі төмендейді, ал гамма-сәулелену біртіндеп ультракүлгін, көрінетін және инфрақызылға айналады.

Күннің сыртқы қабығы деп аталады конвективті аймақ, онда зат араласады ( конвекция), ал энергияның берілуі заттың өзінің қозғалысы арқылы жүзеге асады (43-сурет). В). Конвекцияның төмендеуі температураның 1-2 мың градусқа төмендеуіне және күн дақтарының пайда болуына әкеледі. Бұл кезде күн дақтарының жанында конвекция күшейіп, одан да ыстық зат Күн бетіне, ал хромосферада, көрнекті орындар– Күннің радиусына ½ дейінгі қашықтыққа заттың лақтырылуы. Дақтардың пайда болуы жиі жүреді күн алаулары – хромосфераның жарқын жарқырауы, рентгендік сәулелену және жылдам зарядталған бөлшектердің ағыны. Бұл құбылыстардың барлығы деп аталатыны анықталды күн белсенділігі, жиі кездеседі, соғұрлым күн дақтары көп болады. Күн дақтарының саны орта есеппен 11 жыл кезеңімен өзгереді.

Тексеру сұрақтары:

· Неліктен күн тұрақтысына тең және Күннің жарқырауы қалай аталады?

· Күннің ішкі құрылысы қандай?

· Неліктен термоядролық реакция тек Күннің ядросында жүреді?

· Күн белсенділігінің құбылыстарын ата?

Күріш. 43. ( А) – күн дақтары; ( б) – күн тұтылу кезіндегі күн тәжі; ( В) – Күннің құрылымы ( 1 - негізгі, 2 - сәулелену аймағы, 3 – конвективті аймақ).

Күннің ішкі құрылысы

© Владимир Каланов
Білім - күш

Күнде не көрінеді?

Арнайы, өте қараңғы сүзгілер немесе жарықты әлсірететін басқа құрылғыларсыз телескоп арқылы Күнге жалаңаш көзбен қарауға болмайтынын бәрі біледі. Бұл тыйымды елемеу арқылы бақылаушы көзінің қатты күйіп қалу қаупін тудырады. Күнді көрудің ең оңай жолы - оның бейнесін ақ экранға шығару. Тіпті кішкентай әуесқой телескопты пайдаланып, күн дискінің үлкейтілген кескінін алуға болады. Бұл суреттен не көруге болады? Ең алдымен, шуақты жиектің өткірлігі назар аударады. Күн – нақты шекарасы жоқ газ шары, оның тығыздығы бірте-бірте азаяды. Олай болса, неге біз оның күрт сипатталғанын көреміз? Өйткені, Күннен түсетін барлық дерлік көрінетін радиация өте жұқа қабаттан келеді, оның ерекше атауы - фотосфера. (грекше: «жарық сферасы»). Фотосфераның қалыңдығы 300 км-ден аспайды. Дәл осы жұқа жарық қабаты бақылаушыға Күннің «беті» бар деген елес тудырады.

Күннің ішкі құрылысы

Фотосфера

Күннің атмосферасы күн дискісінің көрінетін шетінен 200-300 км тереңірек басталады. Атмосфераның бұл ең терең қабаттары фотосфера деп аталады. Олардың қалыңдығы күн радиусының үш мыңнан бір бөлігінен аспайтындықтан, фотосфераны кейде шартты түрде Күн беті деп те атайды. Фотосферадағы газдардың тығыздығы шамамен Жер стратосферасындағымен бірдей, ал жер бетіндегіден жүздеген есе аз. Фотосфераның температурасы 300 км тереңдікте 8000 К-ден ең жоғарғы қабаттарда 4000 К-ға дейін төмендейді. Орташа қабаттың температурасы, оның сәулеленуін біз қабылдаймыз, шамамен 6000 мың теңге. Мұндай жағдайларда барлық дерлік газ молекулалары жеке атомдарға ыдырайды. Фотосфераның ең жоғарғы қабаттарында ғана H, OH және CH типті қарапайым молекулалар мен радикалдар салыстырмалы түрде аз ғана сақталған. Күн атмосферасында жердегі табиғатта кездеспейтін зат ерекше рөл атқарады. теріс сутегі ионы, ол екі электроны бар протон. Бұл ерекше қосылыс кальций, натрий, магний, темір және басқа металдардың оңай иондалған атомдарымен қамтамасыз етілген теріс зарядталған бос электрондар бейтарап сутегі атомдарына «жабысып» қалған кезде фотосфераның жұқа сыртқы «ең суық» қабатында пайда болады. Теріс сутегі иондары пайда болған кезде көрінетін жарықтың көп бөлігін шығарады. Иондар дәл осы жарықты ашкөздікпен сіңіреді, сондықтан атмосфераның мөлдірлігі тереңдікпен тез артады. Сондықтан Күннің көрінетін шеті бізге өте өткір болып көрінеді.

Үлкен үлкейтетін телескопта фотосфераның нәзік бөлшектерін байқауға болады: оның бәрі тар қараңғы жолдар желісімен бөлінген ұсақ жарқыраған түйіршіктерге - түйіршіктерге шашылған сияқты. Түйіршіктеу - жоғары көтерілетін және төмен түсетін жылырақ газ ағындарының араласуының нәтижесі. Сыртқы қабаттардағы олардың арасындағы температура айырмашылығы салыстырмалы түрде аз (200-300 К), бірақ тереңірек, конвективті аймақта ол көбірек болады және араласу әлдеқайда қарқынды жүреді. Күннің сыртқы қабаттарындағы конвекция атмосфераның жалпы құрылымын анықтауда үлкен рөл атқарады. Сайып келгенде, нәтиже конвекция болып табылады күрделі өзара әрекеттесуКүннің магниттік өрістерімен күн белсенділігінің әртүрлі көріністерінің себебі болып табылады. Магниттік өріс Күндегі барлық процестерге қатысады. Кейде шоғырланған магнит өрістері күн атмосферасының шағын аймағында пайда болады, бұл Жердегіден бірнеше мың есе күшті. Иондалған плазма жақсы өткізгіш болып табылады, ол күшті магнит өрісінің магниттік индукция сызықтары арқылы қозғала алмайды. Сондықтан мұндай жерлерде төменнен ыстық газдардың араласуы және көтерілуі тежеліп, қараңғы аймақ - күн дақтары пайда болады. Жарқыраған фотосфераның фонында ол толығымен қара болып көрінеді, бірақ шын мәнінде оның жарықтығы он есе әлсіз. Уақыт өте келе дақтардың мөлшері мен пішіні айтарлықтай өзгереді. Әрең байқалатын нүкте - кеуек түрінде пайда болған дақ оның өлшемін бірнеше ондаған мың километрге дейін біртіндеп арттырады. Үлкен дақтар, әдетте, күңгірт бөліктен (өзек) және азырақ қараңғы бөліктен тұрады - құрылымы даққа құйынның көрінісін береді. Дақтар факулалар немесе алау өрістері деп аталатын фотосфераның жарқын аймақтарымен қоршалған. Фотосфера бірте-бірте күн атмосферасының сирек кездесетін сыртқы қабаттарына – хромосфераға және тәжге өтеді.

Хромосфера

Фотосфераның үстінде хромосфера орналасқан, оның температурасы 6000-нан 20000 К-ге дейін болатын гетерогенді қабат. Хромосфера (грекше «түс сферасы») қызыл-күлгін түске байланысты осылай аталды. Ол Күннің толық тұтылуы кезінде Күнді жаңа ғана тұтылған Айдың қара дискісінің айналасында жыртылған жарқын сақина түрінде көрінеді. Хромосфера өте гетерогенді және негізінен ұзартылған ұзартылған тілдерден (спикулдардан) тұрады, бұл оған жанып тұрған шөптің көрінісін береді. Бұл хромосфералық ағындардың температурасы фотосферадағыдан екі-үш есе жоғары, ал тығыздығы жүздеген мың есе аз. Хромосфераның жалпы ұзындығы 10-15 мың шақырымды құрайды. Хромосферадағы температураның жоғарылауы оған конвективтік аймақтан енетін толқындар мен магнит өрістерінің таралуымен түсіндіріледі. Зат үлкен микротолқынды пештегідей қызады. Бөлшектердің жылулық қозғалысының жылдамдығы артады, олардың арасындағы соқтығыстар жиілейді, атомдар сыртқы электрондарын жоғалтады: зат ыстық иондалған плазмаға айналады. Дәл осы физикалық процестер хромосфераның үстінде орналасқан күн атмосферасының ең сыртқы қабаттарының әдеттен тыс жоғары температурасын сақтайды.

Көбінесе тұтылу кезінде (арнайы спектрлік құралдардың көмегімен және тұтылуды күтпестен) Күн бетінің үстінде біртүрлі пішінді «фонтандарды», «бұлттарды», «шұңқырларды», «бұталарды», «доғаларды» және хромосфералық заттардан басқа да жарқыраған формациялар. Олар хромосфераға түсетін немесе одан шығатын, ондаған және жүздеген мың километрге көтерілетін тегіс қисық ағындармен қоршалған қозғалмайтын немесе баяу өзгеретін болуы мүмкін. Бұл күн атмосферасының ең өршіл формациялары -. Сутегі атомдары шығаратын қызыл спектрлік сызықта байқалған кезде олар күн дискісінің фонында қараңғы, ұзын және қисық жіптер түрінде көрінеді. Проминенстердің тығыздығы мен температурасы хромосферадағыдай шамамен бірдей. Бірақ олар оның үстінде және күн атмосферасының жоғары, өте сирек кездесетін жоғарғы қабаттарымен қоршалған. Проминенттер хромосфераға түспейді, өйткені олардың заттары Күннің белсенді аймақтарының магнит өрістерімен қамтамасыз етіледі. Тұтылудан тыс көрінетін нүктенің спектрін алғаш рет 1868 жылы француз астрономы Пьер Янсен және оның ағылшын әріптесі Джозеф Локьер бақылаған. Спектроскоптың тесігі Күннің шетімен қиылысатындай етіп орналастырылған, ал егер проминация болса жанында орналасса, онда оның сәулелену спектрін көруге болады. Саңылауды проминенттің немесе хромосфераның әртүрлі бөліктеріне бағыттау арқылы оларды бөліктерге бөлуге болады. Проминенциялар спектрі хромосфера сияқты, негізінен сутегі, гелий және кальцийден тұратын жарқын сызықтардан тұрады. Басқа химиялық элементтердің эмиссиялық сызықтары да бар, бірақ олар әлдеқайда әлсіз. Ұзақ уақыт бойы елеулі өзгерістерсіз қалған кейбір көрнекті заттар кенеттен жарылып, олардың заттары секундына жүздеген километр жылдамдықпен планетааралық кеңістікке лақтырылады. Хромосфераның сыртқы түрі де жиі өзгеріп отырады, бұл оны құрайтын газдардың үздіксіз қозғалысын көрсетеді. Кейде жарылыстарға ұқсас нәрсе Күн атмосферасының өте кішкентай аймақтарында болады. Бұл хромосфералық алаулар деп аталады. Олар әдетте бірнеше ондаған минутқа созылады. Сутегі, гелий, иондалған кальций және кейбір басқа элементтердің спектрлік сызықтарындағы алаулар кезінде хромосфераның жеке учаскесінің жарқырауы кенеттен ондаған есе артады. Ультракүлгін және рентгендік сәулелену әсіресе күшті артады: кейде оның қуаты алау алдындағы спектрдің осы қысқа толқынды аймағындағы күн радиациясының жалпы қуатынан бірнеше есе жоғары болады. Дақтар, алаулар, проминенттер, хромосфералық алаулар - мұның бәрі күн белсенділігінің көрінісі. Белсенділік артқан сайын Күндегі бұл түзілістердің саны артады.