Fotosfære er hoveddelen av solatmosfæren der synlig stråling dannes, som er kontinuerlig. Dermed avgir den nesten all solenergien som kommer til oss.

Fotosfæren er et tynt lag av gass flere hundre kilometer langt, ganske ugjennomsiktig.

Fotosfæren er synlig når du direkte observerer solen i hvitt lys i form av dens tilsynelatende "overflate".

Fotosfæren sender kraftig ut, og absorberer derfor, stråling gjennom hele det synlige kontinuerlige spekteret.

For hvert lag av fotosfæren som ligger på en viss dybde, kan temperaturen bli funnet. Temperaturen i fotosfæren øker med dybden og er i gjennomsnitt 6000 K.

Lengden på fotosfæren er flere hundre km.

Tettheten til fotosfærestoffet er 10 -7 g/cm 3 .

1 cm 3 av fotosfæren inneholder omtrent 10 16 hydrogenatomer. Dette tilsvarer et trykk på 0,1 atm.

Under disse forholdene alt kjemiske elementer med lavt ioniseringspotensial blir de ionisert. Hydrogen forblir i nøytral tilstand.

Fotosfæren er den eneste regionen med nøytralt hydrogen på solen.

Visuelle og fotografiske observasjoner av fotosfæren avslører dens fine struktur, som minner om tettliggende cumulusskyer. Lette runde formasjoner kalles granuler, og hele strukturen kalles granulering. Vinkeldimensjonene til granulatene er ikke mer enn 1” bue, som tilsvarer 700 km. Hvert enkelt granulat eksisterer i 5-10 minutter, hvoretter det går i oppløsning og nye granuler dannes i stedet. Granulene er omgitt av mørke rom. Stoffet stiger opp i granulene og faller rundt dem. Hastigheten på disse bevegelsene er 1-2 km/s.

Granulering er en manifestasjon av den konvektive sonen som ligger under fotosfæren. I konveksjonssonen oppstår blanding av stoff som følge av stigning og fall av individuelle gassmasser.

Årsaken til forekomsten av konveksjon i de ytre lagene av solen er to viktige omstendigheter. På den ene siden øker temperaturen rett under fotosfæren veldig raskt i dybden og stråling kan ikke sikre frigjøring av stråling fra dypere varme lag. Derfor overføres energi av de bevegelige inhomogenitetene selv. På den annen side viser disse inhomogenitetene seg å være seige dersom gassen i dem ikke er fullstendig, men bare delvis ionisert.

Når den passerer inn i de nedre lagene av fotosfæren, nøytraliseres gassen og er ikke i stand til å danne stabile inhomogeniteter. derfor, i de aller øvre delene av den konvektive sonen, bremses konveksjonsbevegelsene ned og konveksjonen stopper plutselig.

Oscillasjoner og forstyrrelser i fotosfæren genererer akustiske bølger.

De ytre lagene i den konvektive sonen representerer en slags resonator der 5-minutters svingninger eksiteres i form av stående bølger.

17.5 Ytre lag av solatmosfæren: kromosfære og korona. Årsaker og mekanisme for oppvarming av kromosfæren og koronaen.

Tettheten av materie i fotosfæren avtar raskt med høyden og de ytre lagene viser seg å være svært sjeldne. I de ytre lagene av fotosfæren når temperaturen 4500 K, og begynner så å stige igjen.

Det er en langsom økning i temperaturen til flere titusener av grader, ledsaget av ionisering av hydrogen og helium. Denne delen av atmosfæren kalles kromosfære.

I de øvre lagene av kromosfæren når tettheten av stoffet 10 -15 g/cm 3 .

1 cm 3 av disse lagene i kromosfæren inneholder omtrent 10 9 atomer, men temperaturen øker til en million grader. Det er her den ytterste delen av solens atmosfære, kalt solkoronaen, begynner.

Årsaken til oppvarmingen av de ytterste lagene i solatmosfæren er energien til akustiske bølger som oppstår i fotosfæren. Når de forplanter seg oppover i lag med lavere tetthet, øker disse bølgene amplituden til flere kilometer og blir til sjokkbølger. Som et resultat av forekomsten av sjokkbølger oppstår bølgespredning, noe som øker de kaotiske hastighetene for partikkelbevegelse og en økning i temperaturen oppstår.

Den integrerte lysstyrken til kromosfæren er hundrevis av ganger mindre enn lysstyrken til fotosfæren. Derfor, for å observere kromosfæren er det nødvendig å bruke spesielle metoder, noe som gjør det mulig å isolere dens svake stråling fra den kraftige fluksen av fotosfærisk stråling.

De mest praktiske metodene er observasjoner under formørkelser.

Lengden på kromosfæren er 12 - 15 000 km.

Når du studerer fotografier av kromosfæren, er inhomogeniteter synlige, de minste kalles spikler. Spikulene er avlange i form, langstrakte i radiell retning. Lengden deres er flere tusen km, tykkelsen er omtrent 1000 km. Ved hastigheter på flere titalls km/s stiger spikler fra kromosfæren inn i koronaen og løses opp i den. Gjennom spikler utveksles stoffet i kromosfæren med den overliggende koronaen. Spikler danner en større struktur, kalt et kromosfærisk nettverk, generert av bølgebevegelser forårsaket av mye større og dypere elementer i den subfotosfæriske konveksjonssonen enn granuler.

Krone har svært lav lysstyrke, så den kan bare observeres under den totale fasen av solformørkelser. Utenfor formørkelser observeres det ved hjelp av koronagrafer. Kronen har ikke skarpe konturer og har uregelmessig form, endrer seg mye over tid.

Den lyseste delen av koronaen, fjernet fra lemmet ikke mer enn 0,2 - 0,3 radier av solen, kalles vanligvis den indre koronaen, og den gjenværende, veldig utvidede delen kalles den ytre koronaen.

Et viktig trekk ved kronen er dens strålende struktur. Strålene kommer i forskjellige lengder, opptil et dusin eller flere solradier.

Den indre kronen er rik strukturelle formasjoner, som ligner buer, hjelmer, individuelle skyer.

Koronastråling er spredt lys fra fotosfæren. Dette lyset er svært polarisert. Slik polarisering kan bare forårsakes av frie elektroner.

1 cm 3 koronastoff inneholder omtrent 10 8 frie elektroner. Utseendet til et slikt antall frie elektroner må være forårsaket av ionisering. Dette betyr at 1 cm 3 av koronaen inneholder ca. 10 8 ioner. Den totale konsentrasjonen av stoffet skal være 2 . 10 8 .

Solkoronaen er et foreldet plasma med en temperatur på rundt en million Kelvin. En konsekvens av høy temperatur er den store utbredelsen av koronaen. Lengden på koronaen er hundrevis av ganger større enn tykkelsen på fotosfæren og utgjør hundretusenvis av kilometer.

18. Solens indre struktur.

>Hva er solen laget av?

Finne ut, hva er solen laget av: beskrivelse av stjernens struktur og sammensetning, liste over kjemiske elementer, antall og egenskaper til lag med bilder, diagram.

Fra Jorden fremstår Solen som en jevn ildkule, og før Galileo-romfartøyets oppdagelse av solflekker, mente mange astronomer at den var perfekt formet uten defekter. Nå vet vi det Solen består fra flere lag, som Jorden, som hver utfører sin egen funksjon. Denne massive ovnslignende strukturen til solen er leverandøren av all energien på jorden som trengs for jordisk liv.

Hvilke grunnstoffer består solen av?

Hvis du kunne ta stjernen fra hverandre og sammenligne dens bestanddeler, ville du innse at sammensetningen er 74 % hydrogen og 24 % helium. Solen består også av 1% oksygen, og de resterende 1% er kjemiske elementer i det periodiske systemet som krom, kalsium, neon, karbon, magnesium, svovel, silisium, nikkel, jern. Astronomer tror at et grunnstoff tyngre enn helium er et metall.

Hvordan ble alle disse elementene i solen til? Big Bang produserte hydrogen og helium. I begynnelsen av dannelsen av universet dukket det første elementet, hydrogen, opp fra elementærpartikler. På grunn av den høye temperaturen og trykket var forholdene i universet lik dem i kjernen til en stjerne. Senere ble hydrogen smeltet sammen til helium mens universet hadde den høye temperaturen som kreves for at fusjonsreaksjonen skulle skje. De eksisterende proporsjonene av hydrogen og helium som er i universet utviklet seg nå etter Big Bang og har ikke endret seg.

De gjenværende elementene i solen er skapt i andre stjerner. I kjernene til stjerner foregår prosessen med syntese av hydrogen til helium hele tiden. Etter å ha produsert alt oksygenet i kjernen, går de over til kjernefysisk fusjon av tyngre grunnstoffer som litium, oksygen, helium. Mange av tungmetallene som finnes i solen ble dannet i andre stjerner på slutten av livet.

De tyngste grunnstoffene, gull og uran, ble dannet da stjerner mange ganger større enn vår sol detonerte. I brøkdelen av det sorte hullets dannelse kolliderte elementene i høy hastighet og de tyngste elementene ble dannet. Eksplosjonen spredte disse elementene over hele universet, hvor de hjalp til med å danne nye stjerner.

Solen vår har samlet elementer skapt av Big Bang, elementer fra døende stjerner og partikler skapt som et resultat av nye stjernedetonasjoner.

Hvilke lag består solen av?

Ved første øyekast er solen bare en kule laget av helium og hydrogen, men ved dypere studier er det klart at den består av forskjellige lag. Når du beveger deg mot kjernen, øker temperatur og trykk, som et resultat av at lag ble opprettet, siden hydrogen og helium under forskjellige forhold har forskjellige egenskaper.

solar kjerne

La oss begynne vår bevegelse gjennom lagene fra kjernen til det ytre laget av solens sammensetning. I det indre laget av solen - kjernen, er temperaturen og trykket veldig høyt, noe som letter forekomsten av kjernefysisk fusjon. Solen lager heliumatomer fra hydrogen, som et resultat av denne reaksjonen dannes det lys og varme, som når. Det er generelt akseptert at temperaturen på solen er omtrent 13 600 000 grader Kelvin, og tettheten til kjernen er 150 ganger høyere enn tettheten til vann.

Forskere og astronomer tror at solens kjerne når omtrent 20 % av lengden på solradiusen. Og inne i kjernen fører høy temperatur og trykk til at hydrogenatomer brytes fra hverandre til protoner, nøytroner og elektroner. Solen omdanner dem til heliumatomer, til tross for deres frittflytende tilstand.

Denne reaksjonen kalles eksoterm. Når denne reaksjonen oppstår, slipper den et stort nummer av varme lik 389 x 10 31 J. per sekund.

Solens strålingssone

Denne sonen har sitt utspring ved kjernegrensen (20 % av solradiusen), og når en lengde på opptil 70 % av solradiusen. Inne i denne sonen er det solmateriale, som i sin sammensetning er ganske tett og varmt, så termisk stråling passerer gjennom det uten å miste varme.

Kjernefusjonsreaksjon skjer inne i solkjernen - dannelsen av heliumatomer som et resultat av fusjon av protoner. Denne reaksjonen produserer en stor mengde gammastråling. I denne prosessen blir fotoner av energi sendt ut, deretter absorbert i strålingssonen og sendt ut igjen av forskjellige partikler.

Banen til et foton kalles vanligvis en "tilfeldig vandring". I stedet for å bevege seg i en rett bane til overflaten av solen, beveger fotonet seg i et sikksakkmønster. Som et resultat tar hvert foton omtrent 200 000 år på å overvinne strålingssonen til solen. Når fotonet beveger seg fra en partikkel til en annen partikkel, mister fotonet energi. Dette er bra for jorden, fordi vi bare kunne motta gammastråling som kommer fra solen. Et foton som kommer inn i verdensrommet trenger 8 minutter på å reise til jorden.

Et stort antall stjerner har strålingssoner, og størrelsen deres avhenger direkte av stjernens skala. Jo mindre stjernen er, desto mindre vil sonene være, hvorav de fleste vil være okkupert av den konvektive sonen. De minste stjernene kan mangle strålingssoner, og konveksjonssonen vil nå avstanden til kjernen. På det meste store stjerner situasjonen er motsatt, strålingssonen strekker seg til overflaten.

Konvektiv sone

Den konvektive sonen er utenfor den strålingssonen, hvor solens indre varme strømmer gjennom kolonner av varm gass.

Nesten alle stjerner har en slik sone. For vår sol strekker den seg fra 70 % av solens radius til overflaten (fotosfære). Gassen i dypet av stjernen, nær selve kjernen, varmes opp og stiger til overflaten, som voksbobler i en lampe. Når den når overflaten av stjernen, oppstår varmetap; når den avkjøles, synker gassen tilbake mot midten og gjenvinner termisk energi. Som et eksempel kan du ta med en panne med kokende vann på brann.

Solens overflate er som løs jord. Disse uregelmessighetene er kolonner av varm gass som fører varme til overflaten av solen. Deres bredde når 1000 km, og spredningstiden når 8-20 minutter.

Astronomer tror at stjerner med lav masse, som røde dverger, bare har en konvektiv sone som strekker seg til kjernen. De har ingen strålingssone, noe som ikke kan sies om solen.

Fotosfære

Det eneste laget av solen som er synlig fra jorden er . Under dette laget blir solen ugjennomsiktig, og astronomer bruker andre metoder for å studere stjernens indre. Overflatetemperaturen når 6000 Kelvin og lyser gul-hvitt, synlig fra jorden.

Atmosfæren til solen er plassert bak fotosfæren. Den delen av solen som er synlig under en solformørkelse kalles.

Solens struktur i diagrammet

NASA spesielt utviklet for utdanningsbehov skjematisk representasjon av strukturen og sammensetningen av solen, som indikerer temperaturen for hvert lag:

• (Synlig, IR- og UV-stråling) – dette er synlig stråling, infrarød stråling og ultrafiolett stråling. Synlig stråling er lyset vi ser komme fra solen. Infrarød stråling er varmen vi føler. Ultrafiolett stråling er strålingen som gir oss en brunfarge. Solen produserer disse strålingene samtidig.
• (Fotosfære 6000 K) – Fotosfæren er det øvre laget av solen, dens overflate. En temperatur på 6000 Kelvin er lik 5700 grader Celsius.
• Radioemisjoner (trans. Radioemisjon) - I tillegg til synlig stråling, infrarød stråling og ultrafiolett stråling, sender solen ut radiostråling som astronomer har oppdaget ved hjelp av et radioteleskop. Avhengig av antall solflekker øker og avtar dette utslippet.
• Koronalt hull - Dette er steder på solen hvor koronaen har lav plasmatetthet, som et resultat av at den er mørkere og kaldere.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) – Strålingssonen til solen har denne temperaturen.
• Konveksjonssone/Turbulent konveksjon (trans. Konveksjonssone/Turbulent konveksjon) – Dette er steder på Solen hvor den termiske energien til kjernen overføres ved konveksjon. Plasmasøyler når overflaten, gir fra seg varmen og skynder seg ned igjen for å varme opp igjen.
• Coronal loops (trans. Coronal loops) er løkker som består av plasma i solatmosfæren, som beveger seg langs magnetiske linjer. De ser ut som enorme buer som strekker seg fra overflaten i titusenvis av kilometer.
• Kjerne (trans. Core) er solhjertet der kjernefysisk fusjon skjer ved bruk av høy temperatur og trykk. All solenergi kommer fra kjernen.
• 14.500.000 K (pr. 14.500.000 Kelvin) – Temperatur på solkjernen.
• Strålingssone (trans. Radiation zone) - Et lag av solen hvor energi overføres ved hjelp av stråling. Fotonet overvinner strålingssonen utover 200 000 og går ut i verdensrommet.
• Nøytrinoer (trans. Neutrino) er ubetydelig små partikler som kommer fra Solen som et resultat av en kjernefysisk fusjonsreaksjon. Hundretusenvis av nøytrinoer passerer gjennom menneskekroppen hvert sekund, men de påfører oss ingen skade, vi føler dem ikke.
• Chromospheric Flare (oversatt som Chromospheric Flare) - Magnetfeltet til stjernen vår kan vri seg og deretter brytes brått i forskjellige former. Som et resultat av brudd i magnetiske felt oppstår kraftige røntgenbluss fra overflaten til solen.
• Magnetisk feltløkke - Solens magnetfelt er over fotosfæren og er synlig når varmt plasma beveger seg langs magnetiske linjer i solens atmosfære.
• Spot – En solflekk (trans. Solflekker) – Dette er steder på overflaten av sola hvor magnetiske felt passerer gjennom soloverflaten, og temperaturen er lavere, ofte i form av en løkke.
• Energetiske partikler (trans. Energetic partikler) - De kommer fra overflaten av solen, noe som resulterer i dannelsen av solvinden. I solstormer når hastigheten lysets hastighet.
• Røntgenstråler (oversatt som røntgenstråler) er stråler som er usynlige for det menneskelige øyet som dannes under solutbrudd.
• Lyse flekker og kortlivede magnetiske områder (trans. Lyse flekker og kortlivede magnetiske områder) - På grunn av temperaturforskjeller oppstår lyse og dunkle flekker på overflaten av Solen.

Atmosfære av solen

Lagnavn	Høyde på lagets øvre grense, km	Tetthet, kg/m 3	Temperatur, K
Fotosfære
Kromosfære
	Flere titalls solradier

Solflekker ( mørke formasjoner på solskiven, på grunn av det faktum at deres temperatur er ~ 1500 K lavere enn temperaturen på fotosfæren) består av en mørk oval - skyggen av en flekk, omgitt av en lysere fibrøs penumbra. De minste solflekkene (porene) har en diameter på ~1000 km; diameteren til de største solflekkene som ble observert oversteg 100.000 km. Små flekker eksisterer ofte i mindre enn 2 dager, utviklede i 10-20 dager, de største kan vare opptil 100 dager.

Kromosfærespikler (isolerte gasskolonner) har en diameter på ~1000 km, en høyde på opptil ~8000 km, stignings- og nedstigningshastigheter på ~20 km/s, en temperatur på ~15.000 K og en levetid på flere minutter.

Prominenser (relativt kalde, tette skyer i koronaen) strekker seg opp til 1/3 av solens radius. De vanligste er "stille" prominenser, som har en levetid på opptil 1 år, en lengde på ~200 tusen km, en tykkelse på ~10 tusen km og en høyde på ~30 tusen km. Raske eruptive prominenser kastes vanligvis oppover i hastigheter på 100-1000 km/s etter fakkel.

Under en total solformørkelse er lysstyrken på himmelen rundt solen 1,6 10 -9 av den gjennomsnittlige lysstyrken til solen.

Månens lysstyrke under en total solformørkelse i lyset som reflekteres fra jorden er 1,1 10 -10 av solens gjennomsnittlige lysstyrke.

Fotosfære

Fotosfæren (laget som sender ut lys) danner den synlige overflaten til solen. Tykkelsen tilsvarer en optisk tykkelse på omtrent 2/3 enheter. I absolutte termer når fotosfæren en tykkelse, ifølge forskjellige estimater, fra 100 til 400 km. Hoveddelen av den optiske (synlige) strålingen fra Solen kommer fra fotosfæren, men stråling fra dypere lag når oss ikke lenger. Temperaturen, når den nærmer seg ytterkanten av fotosfæren, synker fra 6600 K til 4400 K. Den effektive temperaturen til fotosfæren som helhet er 5778 K. Den kan beregnes i henhold til Stefan-Boltzmann-loven, ifølge hvilken strålingsstyrken til en absolutt svart kropp er direkte proporsjonal med den fjerde potensen av kroppstemperaturen. Hydrogen under slike forhold forblir nesten helt nøytralt. Fotosfæren danner den synlige overflaten til Solen, hvorfra Solens størrelse, avstand fra Solen osv. bestemmes. Siden gassen i fotosfæren er relativt forseldet, er rotasjonshastigheten mye mindre enn rotasjonshastigheten. faste stoffer. Samtidig beveger gass i ekvatorial- og polarområdene seg ujevnt - ved ekvator gjør den en revolusjon på 24 dager, ved polene - på 30 dager.

Kromosfære

Kromosfæren er det ytre skallet til solen, omtrent 2000 km tykt, som omgir fotosfæren. Opprinnelsen til navnet på denne delen av solatmosfæren er assosiert med dens rødlige farge, forårsaket av det faktum at den røde H-alfa-utslippslinjen av hydrogen fra Balmer-serien dominerer det synlige spekteret av kromosfæren. Den øvre grensen til kromosfæren har ikke en tydelig glatt overflate; varme utslipp kalt spikler oppstår konstant fra den. Antall spikler som observeres samtidig er i gjennomsnitt 60-70 000. På grunn av dette, på slutten av 1800-tallet, sammenlignet den italienske astronomen Secchi, som observerte kromosfæren gjennom et teleskop, med brennende prærier. Temperaturen på kromosfæren øker med høyden fra 4000 til 20.000 K (temperaturområdet over 10.000 K er relativt lite).

Kromosfærens tetthet er lav, så lysstyrken er utilstrekkelig for observasjon under normale forhold. Men under en total solformørkelse, når Månen dekker den lyse fotosfæren, blir kromosfæren som ligger over den synlig og lyser rødt. Det kan også observeres når som helst ved hjelp av spesielle smalbåndsoptiske filtre. I tillegg til den allerede nevnte H-alfa-linjen med en bølgelengde på 656,3 nm, kan filteret også stilles inn på linjene Ca II K (393,4 nm) og Ca II H (396,8 nm). De viktigste kromosfæriske strukturene som er synlige i disse linjene er:

· kromosfærisk nettverk som dekker hele soloverflaten og består av linjer som omgir supergranulasjonsceller opp til 30 tusen km i diameter;

· flocculi - lette skylignende formasjoner, oftest begrenset til områder med sterk magnetiske felt- aktive områder, ofte omgitt av solflekker;

· fibre og fibre (fibriller) - mørke linjer med varierende bredde og lengde, som flokker, finnes ofte i aktive områder.

Krone

Koronaen er det siste ytre skallet til solen. Koronaen er hovedsakelig sammensatt av prominenser og energiske utbrudd som strømmer ut og bryter ut flere hundre tusen og enda mer enn en million kilometer ut i verdensrommet, og danner solvinden. Den gjennomsnittlige koronale temperaturen er fra 1 til 2 millioner K, og maksimum, i noen områder, er fra 8 til 20 millioner K. Til tross for en så høy temperatur er den synlig det blotte øye bare under en total solformørkelse, siden materietettheten i koronaen er lav, og derfor er lysstyrken lav. Den uvanlig intense oppvarmingen av dette laget er tilsynelatende forårsaket av effekten av magnetisk gjentilkobling og påvirkning av sjokkbølger (se Problemet med å varme opp koronaen). Formen på kronen endres avhengig av fasen av syklusen solaktivitet: i perioder med maksimal aktivitet har den en rund form, og som minimum er den langstrakt langs ekvator. Siden temperaturen på koronaen er veldig høy, sender den ut intens stråling i ultrafiolett- og røntgenområdet. Disse strålingene går ikke gjennom jordens atmosfære, men nylig har det blitt mulig å studere dem ved hjelp av romfartøy. Stråling i forskjellige områder av koronaen forekommer ujevnt. Det er varme aktive og stille områder, samt koronale hull med en relativt lav temperatur på 600 000 K, hvorfra magnetfeltlinjer kommer ut i verdensrommet. Denne («åpne») magnetiske konfigurasjonen lar partikler unnslippe solen uhindret, så solvinden sendes hovedsakelig ut fra koronale hull.

Det synlige spekteret til solkoronaen består av tre forskjellige komponenter, kalt L-, K- og F-komponentene (eller henholdsvis L-korona, K-korona og F-korona; et annet navn for L-komponentene er E- korona. K-komponenten er kontinuerlig spektrum av koronaen. Mot bakgrunnen, opp til en høyde på 9-10′ fra den synlige kanten av solen, er emisjonen L-komponenten synlig. Starter fra en høyde på ca. 3′ (Solas vinkeldiameter er ca. 30′) og høyere er et Fraunhofer-spektrum synlig, det samme som spekteret til fotosfæren. Det utgjør F-komponenten til solkoronaen. I en høyde på 20′ er F-en -komponent dominerer spekteret til koronaen. Høyden på 9-10′ er tatt som grensen som skiller den indre koronaen fra den ytre. Stråling fra Solen med en bølgelengde på mindre enn 20 nm kommer helt fra koronaen. Dette betyr at , for eksempel i vanlige fotografier av solen ved bølgelengder på 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), er bare solkoronaen med dens elementer synlig, og kromosfæren og fotosfæren er ikke synlige To koronale hull, nesten alltid eksisterende nær den nordlige og sørpolene Solen, så vel som andre som midlertidig vises på dens synlige overflate, avgir praktisk talt ingen røntgenstråling.

solrik vind

Fra den ytre delen av solkoronaen strømmer solvinden ut - en strøm av ioniserte partikler (hovedsakelig protoner, elektroner og α-partikler), som sprer seg med en gradvis nedgang i dens tetthet til heliosfærens grenser. Solvinden er delt inn i to komponenter – den langsomme solvinden og den raske solvinden. Den langsomme solvinden har en hastighet på rundt 400 km/s og en temperatur på 1,4–1,6·10 6 K og er nært lik koronaens sammensetning. Den raske solvinden har en hastighet på rundt 750 km/s, en temperatur på 8·10 5 K, og ligner i sammensetning på stoffet i fotosfæren. Den langsomme solvinden er dobbelt så tett og mindre konstant som den raske. Den langsomme solvinden har en mer kompleks struktur med områder med turbulens.

I gjennomsnitt sender solen ut omtrent 1,3·10 36 partikler per sekund med vinden. Følgelig er det totale tapet av masse fra solen (for denne typen stråling) 2-3·10 −14 solmasser per år. Tapet over 150 millioner år tilsvarer jordens masse. Mange naturfenomener på jorden er forbundet med forstyrrelser i solvinden, inkludert geomagnetiske stormer og nordlys.

Første direkte ytelsesmålinger sol-vind ble utført i januar 1959 av den sovjetiske Luna-1-stasjonen. Observasjoner ble utført ved bruk av en scintillasjonsteller og en gassioniseringsdetektor. Tre år senere ble de samme målingene utført av amerikanske forskere ved bruk av Mariner 2-stasjonen. På slutten av 1990-tallet, ved bruk av Ultraviolet Coronal Spectrometer.Ultrafiolett Coronal Spektrometer ( UVCS) ) om bord på SOHO-satellitten ble det utført observasjoner av områder der det oppstår rask solvind ved solpolene.

§ 43. søn

Solen er en stjerne, den termonukleære reaksjonen i kjernen gir oss den energien som er nødvendig for liv.

Solen er den nærmeste stjernen til jorden. Det gir lys og varme, uten hvilket liv på jorden ville vært umulig. En del av solenergien som faller på jorden blir absorbert og spredt av atmosfæren. Hvis dette ikke var tilfelle, vil strålingskraften som mottas av hver kvadratmeter av jordens overflate fra vertikalt fall solstråler, var ca 1,4 kW/m2. Denne mengden kalles solkonstant. Når vi kjenner den gjennomsnittlige avstanden fra jorden til solen og solkonstanten, kan vi finne den totale strålingskraften til solen, kalt dens lysstyrke og lik ca 4. 10 26 W.

Solen er en enorm varm ball, hovedsakelig bestående av hydrogen (70 % av solens masse) og helium (28 %), som roterer rundt en akse (revolusjon på 25-30 jorddager). Diameteren til solen er 109 ganger større enn jordens. Solens tilsynelatende overflate, dens fotosfære- det laveste og tetteste laget av solens atmosfære, hvorfra bó mesteparten av energien den avgir. Tykkelsen på fotosfæren er omtrent 300 km, og gjennomsnittstemperaturen er 6000 K. Mørke flekker er ofte synlige på solen ( solflekker), som eksisterer i flere dager og noen ganger måneder (fig. 43 EN). Laget av solens atmosfære 12-15 tusen km tykt, som ligger over fotosfæren, kalles kromosfære. Solkorona- det ytre laget av solens atmosfære, som strekker seg til avstander på flere av dens diametre. Lysstyrken til kromosfæren og solkoronaen er svært lav, og de kan bare sees under en total solformørkelse (fig. 43) b).

Når du nærmer deg sentrum av solen, øker temperaturen og trykket, og nær det er de omtrent 15× 10 6 K og 2,3 10 16 Pa, henholdsvis. Ved en så høy temperatur blir solmateriale plasma– en gass som består av atomkjerner og elektroner. Høy temperatur og trykk i kjerne av solen med en radius på omtrent 1/3 av solens radius (fig. 43 V) skaper forutsetninger for at reaksjoner kan oppstå mellom kjerner, som et resultat av at kjerner dannes og enorm energi frigjøres.

Kjernereaksjoner der tyngre kjerner produseres fra lette kjerner kalles termonukleær(fra lat. termo - varme), fordi de kan bare gå ved svært høye temperaturer. Energiutgang termonukleær reaksjon kan være flere ganger større enn under fisjon av samme masse uran. Kilden til solens energi er termonukleære reaksjoner som skjer i dens kjerne. Det høye trykket i de ytre lagene av solen skaper ikke bare forhold for at en termonukleær reaksjon kan oppstå, men hindrer også kjernen fra å eksplodere.

Energien til en termonukleær reaksjon frigjøres i form av gammastråling, som forlater kjernen av solen og går inn i et sfærisk lag kalt strålende sone, tykkelse omtrent 1/3 av solens radius (fig. 43 V). Materie som befinner seg i strålingssonen absorberer gammastråling som kommer fra kjernen og sender ut sin egen, men med en lavere frekvens. Derfor, når strålingskvanta beveger seg fra innsiden til utsiden, reduseres energien og frekvensen deres, og gammastråling omdannes gradvis til ultrafiolett, synlig og infrarød.

Solens ytre skall kalles konvektiv sone, der blanding av stoffet forekommer ( konveksjon), og energioverføring utføres ved bevegelse av selve stoffet (fig. 43 V). En reduksjon i konveksjon fører til en reduksjon i temperaturen med 1-2 tusen grader og utseendet til en solflekk. Samtidig intensiveres konveksjon nær solflekken, og varmere stoffer føres til overflaten av solen og i kromosfæren, prominenser– utstøting av stoff på avstander opp til ½ radius av solen. Utseendet til flekker er ofte ledsaget solflammer – lys glød av kromosfæren, røntgenstråling og en strøm av hurtigladede partikler. Det er fastslått at alle disse fenomenene, kalt solaktivitet, forekommer oftere, jo flere solflekker det er. Antall solflekker varierer i gjennomsnitt med en periode på 11 år.

Gjennomgå spørsmål:

· Hvorfor er lik solkonstanten, og hva kalles solens lysstyrke?

· Hva er den indre strukturen til solen?

· Hvorfor skjer termonukleær reaksjon bare i kjernen av solen?

· Liste over fenomenene med solaktivitet?

Ris. 43. ( EN) – solflekker; ( b) – solkorona under en solformørkelse; ( V) - strukturen til solen ( 1 - kjerne, 2 – strålende sone, 3 – konvektiv sone).

Solens indre struktur

© Vladimir Kalanov
Kunnskap er makt

Hva er synlig på solen?

Alle vet sikkert at du ikke kan se på solen med det blotte øye, langt mindre gjennom et teleskop uten spesielle, veldig mørke filtre eller andre enheter som demper lyset. Ved å neglisjere dette forbudet risikerer observatøren å få alvorlige øyeforbrenninger. Den enkleste måten å se solen på er å projisere bildet på en hvit skjerm. Ved å bruke til og med et lite amatørteleskop kan du få et forstørret bilde av solskiven. Hva kan du se på dette bildet? Først og fremst tiltrekker skarpheten på solkanten oppmerksomhet. Solen er en gasskule som ikke har en klar grense, dens tetthet avtar gradvis. Hvorfor ser vi det da skarpt skissert? Faktum er at nesten all synlig stråling fra solen kommer fra et veldig tynt lag, som har et spesielt navn - fotosfæren. (gresk: "lyskule"). Tykkelsen på fotosfæren overstiger ikke 300 km. Det er dette tynne lysende laget som skaper en illusjon for observatøren om at solen har en "overflate".

Solens indre struktur

Fotosfære

Solens atmosfære begynner 200-300 km dypere enn den synlige kanten av solskiven. Disse dypeste lagene i atmosfæren kalles fotosfæren. Siden deres tykkelse ikke er mer enn en tretusendel av solens radius, kalles fotosfæren noen ganger konvensjonelt solens overflate. Tettheten av gasser i fotosfæren er omtrent den samme som i jordas stratosfære, og hundrevis av ganger mindre enn på jordoverflaten. Temperaturen i fotosfæren synker fra 8000 K på 300 km dyp til 4000 K i de øverste lagene. Temperaturen på mellomlaget, strålingen vi oppfatter, ca 6000 K. Under slike forhold går nesten alle gassmolekyler i oppløsning til individuelle atomer. Bare i de øverste lagene av fotosfæren er relativt få enkle molekyler og radikaler av typen H, OH og CH bevart. En spesiell rolle i solatmosfæren spilles av et stoff som ikke finnes i terrestrisk natur. negativt hydrogenion, som er et proton med to elektroner. Denne uvanlige forbindelsen oppstår i det tynne ytre, "kaldeste" laget av fotosfæren når negativt ladede frie elektroner, som tilføres av lett ioniserte atomer av kalsium, natrium, magnesium, jern og andre metaller, "fester" seg til nøytrale hydrogenatomer. Når de genereres, avgir negative hydrogenioner mesteparten av det synlige lyset. Ionene absorberer grådig det samme lyset, og det er grunnen til at opasiteten til atmosfæren raskt øker med dybden. Derfor virker den synlige kanten av solen veldig skarp for oss.

I et teleskop med høy forstørrelse kan du observere subtile detaljer om fotosfæren: det hele virker strødd med små lyse korn - granuler, atskilt av et nettverk av smale mørke stier. Granulering er resultatet av blandingen av varmere gassstrømmer som stiger og kaldere som synker. Temperaturforskjellen mellom dem i de ytre lagene er relativt liten (200-300 K), men dypere, i den konvektive sonen, er den større, og blandingen skjer mye mer intenst. Konveksjon i de ytre lagene av solen spiller en stor rolle i å bestemme den generelle strukturen til atmosfæren. Til syvende og sist er det konveksjon som resulterer kompleks interaksjon med solmagnetiske felt er årsaken til alle de forskjellige manifestasjonene av solaktivitet. Magnetiske felt er involvert i alle prosesser på solen. Noen ganger oppstår konsentrerte magnetiske felt i et lite område av solatmosfæren, flere tusen ganger sterkere enn på jorden. Ionisert plasma er en god leder; det kan ikke bevege seg over de magnetiske induksjonslinjene til et sterkt magnetfelt. Derfor, på slike steder, hemmes blandingen og stigningen av varme gasser nedenfra, og et mørkt område vises - en solflekk. På bakgrunn av den blendende fotosfæren ser den helt svart ut, selv om lysstyrken i virkeligheten bare er ti ganger svakere. Over tid endres størrelsen og formen på flekkene sterkt. Etter å ha dukket opp i form av et knapt merkbart punkt - en pore, øker stedet gradvis størrelsen til flere titusenvis av kilometer. Store flekker består som regel av en mørk del (kjerne) og en mindre mørk del - penumbra, hvis struktur gir stedet utseendet til en virvel. Flekkene er omgitt av lysere områder av fotosfæren, kalt faculae eller flare felt. Fotosfæren går gradvis over i de mer sjeldne ytre lagene av solatmosfæren - kromosfæren og koronaen.

Kromosfære

Over fotosfæren er kromosfæren, et heterogent lag der temperaturen varierer fra 6 000 til 20 000 K. Kromosfæren (gresk for "fargekule") er oppkalt etter sin rødfiolette farge. Den er synlig under totale solformørkelser som en fillete lys ring rundt Månens svarte skive, som nettopp har formørket solen. Kromosfæren er svært heterogen og består hovedsakelig av langstrakte, langstrakte tunger (spicules), som gir den et utseende som brennende gress. Temperaturen til disse kromosfæriske strålene er to til tre ganger høyere enn i fotosfæren, og tettheten er hundretusenvis av ganger mindre. Den totale lengden på kromosfæren er 10-15 tusen kilometer. Økningen i temperatur i kromosfæren forklares av forplantningen av bølger og magnetiske felt som trenger inn i den fra den konvektive sonen. Stoffet varmes opp omtrent på samme måte som om det var i en gigantisk mikrobølgeovn. Hastigheten til termisk bevegelse av partikler øker, kollisjoner mellom dem blir hyppigere, og atomer mister sine ytre elektroner: stoffet blir et varmt ionisert plasma. De samme fysiske prosessene opprettholder også den uvanlig høye temperaturen til de ytterste lagene i solatmosfæren, som er plassert over kromosfæren.

Ofte under formørkelser (og ved hjelp av spesielle spektralinstrumenter - og uten å vente på formørkelser) over overflaten av solen kan man observere bisarre formede "fontener", "skyer", "trakter", "busker", "buer" og andre sterkt lysende formasjoner fra de kromosfæriske stoffene. De kan være stasjonære eller sakte i endring, omgitt av jevne buede stråler som strømmer inn eller ut av kromosfæren, og stiger titalls og hundretusenvis av kilometer. Dette er de mest ambisiøse formasjonene av solatmosfæren -. Når de observeres i den røde spektrallinjen som sendes ut av hydrogenatomer, vises de mot bakgrunnen av solskiven som mørke, lange og buede filamenter. Prominenser har omtrent samme tetthet og temperatur som kromosfæren. Men de er over den og omgitt av høyere, svært sjeldne øvre lag av solatmosfæren. Prominenser faller ikke inn i kromosfæren fordi stoffet deres støttes av magnetfeltene til aktive områder av solen. For første gang ble spekteret til en prominens utenfor en formørkelse observert av den franske astronomen Pierre Jansen og hans engelske kollega Joseph Lockyer i 1868. Spektroskopspalten er plassert slik at den skjærer kanten av solen, og hvis en prominens er lokalisert i nærheten av den, så kan strålingsspekteret ses. Ved å rette spalten mot forskjellige deler av prominensen eller kromosfæren, er det mulig å studere dem i deler. Spekteret av prominenser, som kromosfæren, består av lyse linjer, hovedsakelig hydrogen, helium og kalsium. Utslippslinjer fra andre kjemiske grunnstoffer er også til stede, men de er mye svakere. Noen prominenser, etter å ha holdt seg i lang tid uten merkbare endringer, ser plutselig ut til å eksplodere, og saken deres blir kastet ut i det interplanetære rommet med en hastighet på hundrevis av kilometer per sekund. Utseendet til kromosfæren endres også ofte, noe som indikerer den kontinuerlige bevegelsen av gassene. Noen ganger oppstår noe som ligner eksplosjoner i svært små områder av solens atmosfære. Dette er de såkalte kromosfæriske blusene. De varer vanligvis flere titalls minutter. Under fakler i spektrallinjene av hydrogen, helium, ionisert kalsium og noen andre grunnstoffer, øker plutselig gløden til en separat del av kromosfæren titalls ganger. Ultrafiolett og røntgenstråling øker spesielt sterkt: noen ganger er kraften flere ganger høyere enn den totale kraften til solstråling i dette kortbølgelengdeområdet av spekteret før blusset. Flekker, fakler, prominenser, kromosfæriske bluss - alt dette er manifestasjoner av solaktivitet. Med økende aktivitet øker antallet av disse formasjonene på solen.