Fotosfera je glavni del sončne atmosfere, v katerem nastaja vidno sevanje, ki je neprekinjeno. Tako oddaja skoraj vso sončno energijo, ki prihaja do nas.

Fotosfera je tanka plast plina, dolga nekaj sto kilometrov, precej neprozorna.

Fotosfera je vidna pri neposrednem opazovanju Sonca v beli svetlobi v obliki njegove navidezne "površine".

Fotosfera močno oddaja in zato absorbira sevanje v celotnem vidnem neprekinjenem spektru.

Za vsako plast fotosfere, ki se nahaja na določeni globini, je mogoče najti njeno temperaturo. Temperatura v fotosferi narašča z globino in znaša v povprečju 6000 K.

Dolžina fotosfere je nekaj sto kilometrov.

Gostota snovi fotosfere je 10 -7 g/cm 3 .

1 cm 3 fotosfere vsebuje približno 10 16 atomov vodika. To ustreza tlaku 0,1 atm.

V teh pogojih vse kemični elementi z nizkimi ionizacijskimi potenciali postanejo ionizirani. Vodik ostane v nevtralnem stanju.

Fotosfera je edino področje nevtralnega vodika na Soncu.

Vizualna in fotografska opazovanja fotosfere razkrivajo njeno fino strukturo, ki spominja na tesno razmaknjene kumuluse. Svetle okrogle tvorbe imenujemo granule, celotno strukturo pa granulacija. Kotne dimenzije granul niso večje od 1 loka, kar ustreza 700 km. Vsaka posamezna granula obstaja 5-10 minut, nato razpade in na njenem mestu nastanejo nove granule. Granule so obdane s temnimi prostori. Snov se dviga v granulah in pada okoli njih. Hitrost teh gibanj je 1-2 km/s.

Granulacija je manifestacija konvektivne cone, ki se nahaja pod fotosfero. V konvektivnem območju pride do mešanja snovi kot posledica dviganja in spuščanja posameznih plinskih mas.

Vzrok za konvekcijo v zunanjih plasteh Sonca sta dve pomembni okoliščini. Po eni strani temperatura neposredno pod fotosfero zelo hitro narašča v globino in sevanje ne more zagotoviti izpusta sevanja iz globljih vročih plasti. Zato energijo prenašajo same gibljive nehomogenosti. Po drugi strani pa se te nehomogenosti izkažejo za trdovratne, če plin v njih ni popolnoma, ampak le delno ioniziran.

Pri prehodu v spodnje plasti fotosfere se plin nevtralizira in ne more tvoriti stabilnih nehomogenosti. zato se v samih zgornjih delih konvektivne cone konvektivna gibanja upočasnijo in konvekcija nenadoma preneha.

Nihanja in motnje v fotosferi ustvarjajo akustične valove.

Zunanje plasti konvektivne cone predstavljajo nekakšen resonator, v katerem se vzbujajo 5-minutna nihanja v obliki stoječih valov.

17.5 Zunanje plasti Sončeve atmosfere: kromosfera in korona. Vzroki in mehanizem segrevanja kromosfere in korone.

Gostota snovi v fotosferi hitro pada z višino in zunanje plasti se izkažejo za zelo redke. V zunanjih plasteh fotosfere temperatura doseže 4500 K, nato pa začne ponovno naraščati.

Pride do počasnega zvišanja temperature na nekaj deset tisoč stopinj, ki ga spremlja ionizacija vodika in helija. Ta del ozračja se imenuje kromosfera.

V zgornjih plasteh kromosfere gostota snovi doseže 10 -15 g/cm 3 .

1 cm 3 teh plasti kromosfere vsebuje približno 10 9 atomov, vendar se temperatura poveča na milijon stopinj. Tu se začne najbolj oddaljeni del Sončeve atmosfere, imenovan sončna korona.

Vzrok za segrevanje najbolj oddaljenih plasti sončne atmosfere je energija zvočnih valov, ki nastajajo v fotosferi. Ko se ti valovi širijo navzgor v plasti z manjšo gostoto, povečajo svojo amplitudo na nekaj kilometrov in se spremenijo v udarne valove. Zaradi pojava udarnih valov pride do disipacije valov, kar poveča kaotične hitrosti gibanja delcev in pride do povišanja temperature.

Integralna svetlost kromosfere je stokrat manjša od svetlosti fotosfere. Zato je za opazovanje kromosfere potrebno uporabiti posebne metode, kar omogoča izolacijo njegovega šibkega sevanja od močnega toka fotosferskega sevanja.

Najbolj priročne metode so opazovanja med mrki.

Dolžina kromosfere je 12 - 15.000 km.

Pri proučevanju fotografij kromosfere so vidne nehomogenosti, najmanjše imenujemo spikule. Spikule so podolgovate oblike, podolgovate v radialni smeri. Njihova dolžina je več tisoč km, debelina je približno 1000 km. Pri hitrostih več deset km/s se spikule dvignejo iz kromosfere v korono in se v njej raztopijo. Preko spikul se substanca kromosfere izmenjuje s korono, ki jo pokriva. Spikule tvorijo večjo strukturo, imenovano kromosferska mreža, ki jo ustvarjajo valovna gibanja, ki jih povzročajo veliko večji in globlji elementi subfotosferske konvektivne cone kot granule.

krona ima zelo nizko svetlost, zato ga je mogoče opazovati le med popolno fazo sončnih mrkov. Zunaj mrkov ga opazujemo s pomočjo koronagrafov. Krona nima ostrih obrisov in ima nepravilne oblike, ki se s časom močno spreminja.

Najsvetlejši del korone, odmaknjen od kraka največ 0,2 - 0,3 polmera Sonca, se običajno imenuje notranja korona, preostali, zelo razširjeni del pa zunanja korona.

Pomembna lastnost krone je njena sijoča ​​struktura. Žarki so različnih dolžin, do ducat ali več sončnih radijev.

Notranja krona je bogata strukturne tvorbe, ki spominjajo na loke, čelade, posamezne oblake.

Koronsko sevanje je razpršena svetloba iz fotosfere. Ta svetloba je močno polarizirana. Takšno polarizacijo lahko povzročijo le prosti elektroni.

1 cm 3 korona snovi vsebuje približno 10 8 prostih elektronov. Pojav takšnega števila prostih elektronov mora biti posledica ionizacije. To pomeni, da 1 cm 3 korone vsebuje približno 10 8 ionov. Skupna koncentracija snovi mora biti 2 . 10 8 .

Sončna korona je redka plazma s temperaturo približno milijon Kelvinov. Posledica visoke temperature je velik obseg korone. Dolžina korone je stokrat večja od debeline fotosfere in znaša več sto tisoč kilometrov.

18. Notranja zgradba Sonca.

>Iz česa je sestavljeno Sonce?

Ugotovite iz česa je sonce: opis zgradbe in sestave zvezde, naštevanje kemijskih elementov, število in značilnosti plasti s fotografijami, diagram.

Z Zemlje je Sonce videti kot gladka ognjena krogla in pred odkritjem sončnih peg s vesoljskim plovilom Galileo so mnogi astronomi verjeli, da je bilo popolne oblike brez napak. Zdaj to vemo Sonce je sestavljeno iz več plasti, tako kot Zemlja, od katerih vsaka opravlja svojo funkcijo. Ta masivna peči podobna struktura Sonca je dobavitelj vse energije na Zemlji, ki je potrebna za zemeljsko življenje.

Iz katerih elementov je sestavljeno Sonce?

Če bi lahko zvezdo razstavili in primerjali njene sestavne elemente, bi ugotovili, da je sestava 74 % vodika in 24 % helija. Tudi Sonce je sestavljeno iz 1% kisika, preostali 1% pa so kemični elementi periodnega sistema, kot so krom, kalcij, neon, ogljik, magnezij, žveplo, silicij, nikelj, železo. Astronomi verjamejo, da je element, težji od helija, kovina.

Kako so nastali vsi ti elementi Sonca? Veliki pok je povzročil vodik in helij. Na začetku nastajanja vesolja je nastal prvi element vodik elementarni delci. Zaradi visoke temperature in pritiska so bile razmere v vesolju podobne tistim v jedru zvezde. Kasneje so vodik zlili v helij, medtem ko je vesolje imelo visoko temperaturo, ki je bila potrebna za izvedbo fuzijske reakcije. Obstoječi deleži vodika in helija v vesolju so se razvili po velikem poku in se niso spremenili.

Preostali elementi Sonca so ustvarjeni v drugih zvezdah. V jedrih zvezd nenehno poteka proces sinteze vodika v helij. Ko proizvedejo ves kisik v jedru, preklopijo na jedrsko fuzijo težjih elementov, kot so litij, kisik, helij. Veliko težkih kovin, ki jih najdemo v Soncu, je na koncu njihovega življenja nastalo v drugih zvezdah.

Najtežja elementa, zlato in uran, sta nastala, ko so eksplodirale zvezde, mnogokrat večje od našega Sonca. V delčku sekunde nastanka črne luknje so elementi trčili z veliko hitrostjo in nastali so najtežji elementi. Eksplozija je te elemente razpršila po vesolju, kjer so pomagali oblikovati nove zvezde.

Naše Sonce je zbralo elemente, ki jih je ustvaril veliki pok, elemente iz umirajočih zvezd in delce, ki so nastali kot posledica detonacij novih zvezd.

Iz katerih plasti je sestavljeno Sonce?

Na prvi pogled je Sonce le krogla iz helija in vodika, a ob globljem preučevanju je jasno, da je sestavljeno iz različnih plasti. Pri premikanju proti jedru se povečata temperatura in tlak, zaradi česar so nastale plasti, saj imata vodik in helij v različnih pogojih različne lastnosti.

sončno jedro

Začnimo naše gibanje skozi plasti od jedra do zunanje plasti Sončeve sestave. V notranji plasti Sonca - jedru, sta temperatura in tlak zelo visoka, kar ugodno vpliva na nastanek jedrska fuzija. Sonce iz vodika ustvari atome helija, zaradi te reakcije nastaneta svetloba toplota, ki dosežeta. Na splošno velja, da je temperatura na Soncu približno 13.600.000 stopinj Kelvina, gostota jedra pa je 150-krat večja od gostote vode.

Znanstveniki in astronomi menijo, da Sončevo jedro dosega približno 20 % dolžine sončnega polmera. In znotraj jedra visoka temperatura in tlak povzročita, da atomi vodika razpadejo na protone, nevtrone in elektrone. Sonce jih spremeni v atome helija, kljub temu, da prosto lebdijo.

To reakcijo imenujemo eksotermna. Ko pride do te reakcije, se sprosti veliko število toplota enaka 389 x 10 31 J. na sekundo.

Območje sevanja sonca

To območje izvira na meji jedra (20% sončnega radija) in doseže dolžino do 70% sončnega radija. Znotraj tega območja je sončna snov, ki je po svoji sestavi precej gosta in vroča, zato toplotno sevanje prehaja skozi njo brez izgube toplote.

Reakcija jedrske fuzije poteka znotraj sončnega jedra - nastanek atomov helija kot posledica zlitja protonov. Ta reakcija povzroči veliko količino sevanja gama. V tem procesu se fotoni energije oddajajo, nato absorbirajo v območju sevanja in ponovno oddajajo različni delci.

Pot fotona običajno imenujemo "naključni sprehod". Namesto da bi se foton premikal po ravni poti do površja Sonca, se foton premika po cikcakastem vzorcu. Posledično vsak foton potrebuje približno 200.000 let, da premaga območje sevanja Sonca. Ko se premika od enega delca do drugega delca, foton izgubi energijo. To je dobro za Zemljo, saj lahko sprejemamo le sevanje gama, ki prihaja od Sonca. Foton, ki vstopi v vesolje, potrebuje 8 minut, da potuje do Zemlje.

Veliko število zvezd ima območja sevanja, njihove velikosti pa so neposredno odvisne od lestvice zvezde. Manjša kot je zvezda, manjša bodo območja, ki jih bo večinoma zasedla konvekcijska cona. Najmanjše zvezde morda nimajo območij sevanja, konvektivna cona pa bo dosegla razdaljo do jedra. Kvečjemu velike zvezde situacija je nasprotna, območje sevanja sega do površine.

Konvektivna cona

Konvektivno območje je zunaj območja sevanja, kjer notranja toplota sonca teče skozi stolpce vročega plina.

Skoraj vse zvezde imajo tako cono. Za naše Sonce se razteza od 70 % Sončevega polmera do površja (fotosfere). Plin v globini zvezde, blizu samega jedra, se segreje in dvigne na površje, kot mehurčki voska v svetilki. Ko doseže površino zvezde, pride do izgube toplote; plin se potopi nazaj proti središču in povrne toplotno energijo. Kot primer lahko prinesete ponev z vrelo vodo na ogenj.

Površina Sonca je kot rahla prst. Te nepravilnosti so stolpci vročega plina, ki prenašajo toploto na površino Sonca. Njihova širina doseže 1000 km, čas razpršitve pa 8-20 minut.

Astronomi verjamejo, da imajo zvezde z majhno maso, kot so rdeče pritlikavke, le konvekcijsko območje, ki sega do jedra. Nimajo območja sevanja, česar ne moremo reči za Sonce.

Fotosfera

Edina plast Sonca, vidna z Zemlje, je. Pod to plastjo postane Sonce neprozorno in astronomi uporabljajo druge metode za preučevanje notranjosti naše zvezde. Površinske temperature dosežejo 6000 Kelvinov in svetijo rumeno-belo, vidno z Zemlje.

Atmosfera Sonca se nahaja za fotosfero. Del Sonca, ki je viden med sončnim mrkom, se imenuje.

Struktura Sonca v diagramu

NASA posebej razvita za izobraževalne potrebe shematski prikaz zgradbe in sestave Sonca z navedbo temperature za vsako plast:

• (Vidno, IR in UV sevanje) – to so vidno sevanje, infrardeče sevanje in ultravijolično sevanje. Vidno sevanje je svetloba, ki jo vidimo od Sonca. Infrardeče sevanje je toplota, ki jo čutimo. Ultravijolično sevanje je sevanje, ki nam daje porjavelost. Sonce proizvaja ta sevanja hkrati.
• (Fotosfera 6000 K) – Fotosfera je zgornja plast Sonca, njegova površina. Temperatura 6000 Kelvinov je enaka 5700 stopinj Celzija.
• Radijske emisije (trans. Radio emission) - Poleg vidnega sevanja, infrardeče sevanje in ultravijolično sevanje, Sonce oddaja radijske emisije, ki so jih astronomi zaznali z radijskim teleskopom. Odvisno od števila sončnih peg se ta emisija povečuje in zmanjšuje.
• Koronalna luknja – To so mesta na Soncu, kjer ima korona nizko gostoto plazme, posledično je temnejša in hladnejša.
• 2100000 K (2100000 Kelvinov) – območje sevanja Sonca ima to temperaturo.
• Konvektivna cona/Turbulentna konvekcija (prev. Convective zone/Turbulent convection) – To so mesta na Soncu, kjer se s konvekcijo prenaša toplotna energija jedra. Stebri plazme dosežejo površino, oddajo svojo toploto in spet hitijo navzdol, da se ponovno segrejejo.
• Koronalne zanke (trans. Coronal loops) - zanke, sestavljene iz plazme v sončni atmosferi, ki se gibljejo vzdolž magnetnih linij. Videti so kot ogromni loki, ki segajo od površja na desettisoče kilometrov.
• Jedro (prev. Core) je sončno srce, v katerem poteka jedrska fuzija z uporabo visoke temperature in tlaka. Vsa sončna energija prihaja iz jedra.
• 14.500.000 K (na 14.500.000 Kelvinov) – Temperatura sončnega jedra.
• Radiativna cona (prev. radiacijska cona) - plast sonca, kjer se energija prenaša s sevanjem. Foton premaga območje sevanja nad 200.000 in gre v vesolje.
• Nevtrini (prev. Neutrino) so zanemarljivo majhni delci, ki izvirajo iz Sonca kot posledica jedrske fuzijske reakcije. Skozi človeško telo gre vsako sekundo na sto tisoče nevtrinov, ki pa nam ne povzročajo nobene škode, jih ne čutimo.
• Kromosferski izbruh (v prevodu kromosferski izbruh) – magnetno polje naše zvezde se lahko zasuka in nato nenadoma prekine v različnih oblikah. Zaradi prekinitev magnetnih polj se s površine Sonca pojavijo močni rentgenski izbruhi.
• Zanka magnetnega polja – Sončevo magnetno polje se nahaja nad fotosfero in je vidno, ko se vroča plazma premika vzdolž magnetnih linij v Sončevi atmosferi.
• Pega – Sončeva pega (prev. Sončeve pege) – To so mesta na površini Sonca, kjer magnetna polja prehajajo skozi površino Sonca, temperatura pa je nižja, pogosto v obliki zanke.
• Energetski delci (prev. Energetic particles) - Prihajajo s površine Sonca, posledica česar je nastanek sončnega vetra. V sončnih nevihtah njihova hitrost doseže svetlobno hitrost.
• X-žarki (v prevodu rentgenski žarki) so človeškemu očesu nevidni žarki, ki nastanejo ob sončnih izbruhih.
• Svetle pege in kratkoživeče magnetne regije (prev. Bright spots and short-lived magnetic regions) – Zaradi temperaturnih razlik se na površju Sonca pojavijo svetle in temne pege.

Atmosfera sonca

sončne pege ( temne tvorbe na sončnem disku, ker je njihova temperatura ~ 1500 K nižja od temperature fotosfere) sestavljena iz temnega ovala - sence pege, obdane s svetlejšo vlaknasto penumbro. Najmanjše sončne pege (pore) imajo premer ~1000 km; premeri največjih opazovanih sončnih peg presegajo 100.000 km. Majhne lise pogosto obstajajo manj kot 2 dni, razvite 10-20 dni, največje lahko trajajo tudi do 100 dni.

Kromosferske spikule (izolirani plinski stebri) imajo premer ~1000 km, višino do ~8000 km, hitrosti vzpenjanja in spuščanja ~20 km/s, temperaturo ~15.000 K in življenjsko dobo nekaj minut.

Prominence (razmeroma hladni, gosti oblaki v koroni) segajo do 1/3 polmera Sonca. Najpogostejše so »tihe« prominence, ki imajo življenjsko dobo do 1 leta, dolžino ~200 tisoč km, debelino ~10 tisoč km in višino ~30 tisoč km. Hitre eruptivne prominence se po izbruhih običajno izvržejo navzgor s hitrostjo 100-1000 km/s.

Med popolnim sončnim mrkom je svetlost neba okoli Sonca 1,6 10 -9 povprečne svetlosti Sonca.

Svetlost Lune med popolnim Sončevim mrkom v svetlobi, ki se odbije od Zemlje, je 1,1 10 -10 povprečne svetlosti Sonca.

Fotosfera

Fotosfera (plast, ki oddaja svetlobo) tvori vidno površino Sonca. Njegova debelina ustreza optični debelini približno 2/3 enot. V absolutnem smislu fotosfera doseže debelino, po različnih ocenah od 100 do 400 km. Glavnina optičnega (vidnega) sevanja Sonca prihaja iz fotosfere, sevanje iz globljih plasti pa nas ne doseže več. Temperatura, ko se približuje zunanjemu robu fotosfere, pada s 6600 K na 4400 K. Efektivna temperatura fotosfere kot celote je 5778 K. Izračunamo jo lahko po Stefan-Boltzmannovem zakonu, po katerem moč sevanja absolutno črnega telesa je premo sorazmerna s četrto potenco telesne temperature. Vodik v takih pogojih ostane skoraj popolnoma nevtralen. Fotosfera tvori vidno površino Sonca, iz katere se določa velikost Sonca, oddaljenost od Sonca itd. Ker je plin v fotosferi relativno redek, je njegova vrtilna hitrost veliko manjša od vrtilne hitrosti trdne snovi. Hkrati se plin v ekvatorialnem in polarnem območju giblje neenakomerno - na ekvatorju naredi revolucijo v 24 dneh, na polih - v 30 dneh.

kromosfera

Kromosfera je zunanja lupina Sonca, debela približno 2000 km, ki obdaja fotosfero. Izvor imena tega dela sončne atmosfere je povezan z njegovo rdečkasto barvo, ki jo povzroča dejstvo, da rdeča H-alfa emisijska linija vodika iz Balmerjeve serije prevladuje v vidnem spektru kromosfere. Zgornja meja kromosfere nima izrazite gladke površine, iz nje se nenehno pojavljajo vroče emisije, imenovane spikule. Število istočasno opazovanih spikul je v povprečju 60-70 tisoč. Zaradi tega je italijanski astronom Secchi ob opazovanju kromosfere skozi teleskop to primerjal z gorečimi prerijami. Temperatura kromosfere narašča z višino od 4000 do 20.000 K (temperaturno območje nad 10.000 K je relativno majhno).

Gostota kromosfere je nizka, zato je svetlost nezadostna za opazovanje v normalnih pogojih. Toda med popolnim sončnim mrkom, ko Luna prekrije svetlo fotosfero, postane kromosfera nad njo vidna in zasije rdeče. Kadar koli ga lahko opazujemo tudi s posebnimi ozkopasovnimi optičnimi filtri. Poleg že omenjene linije H-alfa z valovno dolžino 656,3 nm lahko filter nastavimo tudi na liniji Ca II K (393,4 nm) in Ca II H (396,8 nm). Glavne kromosferske strukture, ki so vidne v teh črtah, so:

· kromosferska mreža, ki pokriva celotno površino Sonca in je sestavljena iz linij, ki obdajajo supergranulacijske celice s premerom do 30 tisoč km;

· kosmiči – rahle oblakom podobne tvorbe, največkrat omejene na območja z močnimi magnetna polja- aktivna območja, pogosto obdana s sončnimi pegami;

· vlakna in vlakna (fibrile) - temne črte različnih širin in dolžin, kot so kosmiči, se pogosto nahajajo na aktivnih področjih.

krona

Korona je zadnja zunanja lupina Sonca. Korona je v glavnem sestavljena iz prominence in energijskih izbruhov, ki izvirajo in bruhajo več sto tisoč in celo več kot milijon kilometrov v vesolje ter tvorijo sončni veter. Povprečna koronarna temperatura je od 1 do 2 milijona K, najvišja na nekaterih območjih pa od 8 do 20 milijonov K. Kljub tako visoki temperaturi je vidna s prostim očesom le ob popolnem sončnem mrku, saj je gostota snovi v koroni majhna, zato je njena svetlost majhna. Nenavadno intenzivno segrevanje te plasti je očitno posledica učinka magnetne ponovne povezave in vpliva udarnih valov (glej Problem segrevanja korone). Oblika krone se spreminja glede na fazo cikla sončna aktivnost: v obdobjih največje aktivnosti ima okroglo obliko, najmanj pa je podolgovata vzdolž sončnega ekvatorja. Ker je temperatura korone zelo visoka, oddaja močno sevanje v ultravijoličnem in rentgenskem območju. Ta sevanja ne prehajajo skozi zemeljsko atmosfero, vendar jih je v zadnjem času postalo mogoče preučevati z uporabo vesoljsko plovilo. Sevanje v različnih območjih korone poteka neenakomerno. Obstajajo vroča aktivna in mirna območja, pa tudi koronalne luknje z relativno nizko temperaturo 600.000 K, iz katerih v vesolje izhajajo črte magnetnega polja. Ta (»odprta«) magnetna konfiguracija omogoča delcem, da neovirano uidejo Soncu, zato se sončni veter oddaja predvsem iz koronalnih lukenj.

Vidni spekter sončne korone je sestavljen iz treh različnih komponent, imenovanih komponente L, K in F (ali L-korona, K-korona in F-korona; drugo ime za L-komponente je E- K-komponenta je zvezen spekter korone do višine 9-10′ od vidnega roba Sonca, ki se začne z višine 3′. kotni premer Sonca je približno 30′) in več je viden Fraunhoferjev spekter, ki je enak spektru fotosfere. Na višini 20′ prevladuje F-komponenta spekter korone je meja, ki ločuje notranjo korono z valovno dolžino manjšo od 20 nm, kar pomeni, da npr. na običajnih fotografijah Sonca pri valovnih dolžinah 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å) je vidna le sončna korona s svojimi elementi, kromosfera in fotosfera pa nista vidni. Dve koronalni luknji, ki skoraj vedno obstajata blizu severne in južni poli Sonce, pa tudi drugi, ki se začasno pojavijo na njegovi vidni površini, skoraj ne oddajajo rentgenskega sevanja.

sončni veter

Iz zunanjega dela sončne korone izteka sončni veter - tok ioniziranih delcev (predvsem protonov, elektronov in α-delcev), ki se s postopnim zmanjševanjem gostote širijo do meja heliosfere. Sončni veter je razdeljen na dve komponenti - počasen in hiter sončni veter. Počasni sončni veter ima hitrost približno 400 km/s in temperaturo 1,4–1,6·10 6 K in je po sestavi zelo podoben koroni. Hiter sončni veter ima hitrost okoli 750 km/s, temperaturo 8·10 5 K in je po sestavi podoben snovi fotosfere. Počasni sončni veter je dvakrat gostejši in manj konstanten od hitrega. Počasen sončni veter ima bolj zapleteno strukturo z območji turbulence.

V povprečju Sonce z vetrom oddaja približno 1,3·10 36 delcev na sekundo. Posledično je skupna izguba mase s Soncem (za to vrsto sevanja) 2-3·10 −14 sončnih mas na leto. Izguba v 150 milijonih let je enakovredna masi Zemlje. Mnogi naravni pojavi na Zemlji so povezani z motnjami v sončnem vetru, vključno z geomagnetnimi nevihtami in avrorami.

Prve neposredne meritve zmogljivosti sončni veter jih je januarja 1959 izvedla sovjetska postaja Luna-1. Opazovanje je potekalo s scintilacijskim števcem in plinsko ionizacijskim detektorjem. Tri leta pozneje so enake meritve izvedli ameriški znanstveniki s postajo Mariner 2. V poznih devetdesetih z uporabo ultravijoličnega koronalnega spektrometra.Ultravijolično Koronalni Spektrometer ( UVCS) ) na krovu satelita SOHO so bila izvedena opazovanja območij, kjer se pojavlja hiter sončni veter na sončnih polih.

§ 43. sonce

Sonce je zvezda, katere termonuklearna reakcija v jedru nam zagotavlja energijo, potrebno za življenje.

Sonce je Zemlji najbližja zvezda. Zagotavlja svetlobo in toploto, brez katerih bi bilo življenje na Zemlji nemogoče. Del sončne energije, ki pade na Zemljo, absorbira in razprši ozračje. Če temu ne bi bilo tako, bi moč sevanja, ki jo prejme vsak kvadratni meter zemeljske površine zaradi navpičnega padanja sončni žarki, je bil približno 1,4 kW/m2. Ta količina se imenuje sončna konstanta. Če poznamo povprečno razdaljo od Zemlje do Sonca in sončno konstanto, lahko ugotovimo skupno moč sončnega sevanja, imenovano njegova svetilnost in enako približno 4. 10 26 W.

Sonce je ogromna vroča krogla, sestavljena predvsem iz vodika (70% mase Sonca) in helija (28%), ki se vrti okoli osi (revolucija v 25-30 zemeljskih dneh). Premer Sonca je 109-krat večji od premera Zemlje. Navidezna površina Sonca, njegova fotosfera- najnižja in najgostejša plast Sončeve atmosfere, iz katere bó večino energije, ki jo oddaja. Debelina fotosfere je približno 300 km, povprečna temperatura pa 6000 K. Na Soncu so pogosto vidne temne lise ( sončne pege), ki obstaja več dni in včasih mesecev (slika 43 A). Imenuje se plast sončne atmosfere debeline 12-15 tisoč km, ki se nahaja nad fotosfero kromosfera. Sončna korona- zunanja plast Sončeve atmosfere, ki se razteza na razdalje več njegovih premerov. Svetlost kromosfere in sončne korone je zelo nizka in ju je mogoče videti le med popolnim sončnim mrkom (slika 43). b).

Ko se približujete središču Sonca, temperatura in tlak naraščata in blizu njega sta približno 15× 10 6 K in 2,3 10 16 Pa oz. Pri tako visoki temperaturi postane sončna snov plazma– plin, sestavljen iz atomskih jeder in elektronov. Visoka temperatura in tlak v jedro sonca s polmerom približno 1/3 polmera Sonca (slika 43 V) ustvarijo pogoje za nastanek reakcij med jedri, zaradi česar nastanejo jedra in sprosti se ogromna energija.

Imenujemo jedrske reakcije, pri katerih iz lahkih jeder nastanejo težja jedra termonuklearno(iz lat. termo - vročina), ker gredo lahko le pri zelo visokih temperaturah. Izhodna energija termonuklearna reakcija lahko nekajkrat večji kot pri cepitvi enake mase urana. Vir sončne energije so termonuklearne reakcije, ki potekajo v njegovem jedru. Visok pritisk zunanjih plasti Sonca ne le ustvarja pogoje za termonuklearno reakcijo, ampak tudi preprečuje eksplozijo njegovega jedra.

Energija termonuklearne reakcije se sprosti v obliki sevanja gama, ki zapusti jedro Sonca in vstopi v sferično plast, imenovano sevalno območje, debeline približno 1/3 polmera Sonca (slika 43 V). Snov, ki se nahaja v sevalni coni, absorbira sevanje gama, ki prihaja iz jedra, in oddaja svoje, vendar z nižjo frekvenco. Zato se s premikanjem kvantov sevanja od znotraj navzven njihova energija in frekvenca zmanjšujeta, sevanje gama pa se postopoma pretvarja v ultravijolično, vidno in infrardeče.

Zunanja lupina Sonca se imenuje konvektivno območje, pri katerem pride do mešanja snovi ( konvekcija), prenos energije pa poteka z gibanjem same snovi (slika 43 V). Zmanjšanje konvekcije vodi do padca temperature za 1-2 tisoč stopinj in pojava sončne pege. Hkrati se v bližini Sončeve pege konvekcija okrepi, bolj vroča snov se prenaša na površino Sonca, v kromosferi pa se prominence– izbruhi snovi na razdalje do ½ polmera Sonca. Pogosto spremlja pojav madežev sončni izbruhi – svetel sij kromosfere, rentgensko sevanje in tok hitrih nabitih delcev. Ugotovljeno je bilo, da so vsi ti pojavi, imenovani sončna aktivnost, pojavljajo pogosteje, več je sončnih peg. Število sončnih peg se v povprečju spreminja z obdobjem 11 let.

Vprašanja za pregled:

· zakaj je enaka sončni konstanti in kaj imenujemo sij Sonca?

· Kakšna je notranja zgradba Sonca?

· Zakaj pride do termonuklearne reakcije samo v jedru Sonca?

· Naštej pojave Sončeve aktivnosti?

riž. 43. ( A) – sončne pege; ( b) – sončna korona med sončnim mrkom; ( V) – struktura Sonca ( 1 – jedro, 2 – sevalno območje, 3 – konvektivno območje).

Notranja struktura Sonca

© Vladimir Kalanov
Znanje je moč

Kaj je vidno na Soncu?

Verjetno vsi vedo, da Sonca ne morete gledati s prostim očesom, še manj skozi teleskop brez posebnih, zelo temnih filtrov ali drugih naprav, ki dušijo svetlobo. Z neupoštevanjem te prepovedi opazovalec tvega hude opekline oči. Sonce si najlažje ogledamo tako, da njegovo sliko projiciramo na bel zaslon. Tudi z majhnim amaterskim teleskopom lahko dobite povečano sliko sončnega diska. Kaj lahko vidite na tej sliki? Najprej pritegne pozornost ostrina sončnega roba. Sonce je plinska krogla, ki nima jasnih meja, njena gostota se postopoma zmanjšuje. Zakaj ga torej vidimo ostro začrtanega? Dejstvo je, da skoraj vse vidno sevanje Sonca prihaja iz zelo tanke plasti, ki ima posebno ime – fotosfera. (Grško: "svetlobna krogla"). Debelina fotosfere ne presega 300 km. Ta tanka svetlobna plast ustvarja pri opazovalcu iluzijo, da ima Sonce "površino".

Notranja struktura Sonca

Fotosfera

Atmosfera Sonca se začne 200-300 km globlje od vidnega roba sončnega diska. Te najgloblje plasti ozračja imenujemo fotosfera. Ker njihova debelina ni večja od ene tritisočinke sončnega polmera, se fotosfera včasih običajno imenuje površina Sonca. Gostota plinov v fotosferi je približno enaka kot v zemeljski stratosferi in stokrat manjša kot na Zemljinem površju. Temperatura fotosfere se zniža od 8000 K v globini 300 km do 4000 K v najvišjih plasteh. Temperatura srednje plasti, katere sevanje zaznavamo, približno 6000 K. V takih pogojih skoraj vse molekule plina razpadejo na posamezne atome. Le v najvišjih plasteh fotosfere je ohranjenih relativno malo enostavnih molekul in radikalov tipa H, OH in CH. Posebno vlogo v sončni atmosferi igra snov, ki je v zemeljski naravi ni. negativni vodikov ion, ki je proton z dvema elektronoma. Ta nenavadna spojina se pojavi v tankem zunanjem, "najhladnejšem" sloju fotosfere, ko se negativno nabiti prosti elektroni, ki jih dovajajo zlahka ionizirani atomi kalcija, natrija, magnezija, železa in drugih kovin, "prilepijo" na nevtralne atome vodika. Ko nastanejo, negativni vodikovi ioni oddajajo večino vidne svetlobe. Ioni to isto svetlobo pohlepno absorbirajo, zato motnost ozračja z globino hitro narašča. Zato se nam zdi vidni rob Sonca zelo oster.

V teleskopu z veliko povečavo lahko opazujete subtilne podrobnosti fotosfere: zdi se, da je vse posuta z majhnimi svetlimi zrnci - granulami, ločenimi z mrežo ozkih temnih poti. Granulacija je posledica mešanja tokov toplejših plinov, ki se dvigajo, in hladnejših, ki se spuščajo. Temperaturna razlika med njimi v zunanjih plasteh je razmeroma majhna (200-300 K), globlje, v konvektivnem območju, pa je večja in mešanje poteka veliko intenzivneje. Konvekcija v zunanjih plasteh Sonca ima veliko vlogo pri določanju celotne strukture ozračja. Navsezadnje je rezultat konvekcija kompleksna interakcija s sončnimi magnetnimi polji je vzrok za vse raznolike manifestacije sončne aktivnosti.

kromosfera

Magnetna polja so vpletena v vse procese na Soncu. Včasih se v majhnem območju sončne atmosfere pojavijo koncentrirana magnetna polja, ki so nekaj tisočkrat močnejša kot na Zemlji. Ionizirana plazma je dober prevodnik, ne more se premikati čez magnetne indukcijske črte močnega magnetnega polja. Zato je na takih mestih onemogočeno mešanje in dvig vročih plinov od spodaj in pojavi se temno območje - sončna pega. Na ozadju bleščeče fotosfere se zdi popolnoma črna, čeprav je v resnici njena svetlost le desetkrat šibkejša. Sčasoma se velikost in oblika madežev močno spremenita. Ko se pojavi v obliki komaj opazne točke - pore, se pega postopoma poveča na nekaj deset tisoč kilometrov. Velike pege so praviloma sestavljene iz temnega dela (jedra) in manj temnega dela - penumbre, katere struktura daje madežu videz vrtinca. Pege so obdane s svetlejšimi območji fotosfere, ki jih imenujemo fakule ali žareča polja. Fotosfera postopoma prehaja v bolj redke zunanje plasti sončne atmosfere - kromosfero in korono.

Pogosto med mrki (in s pomočjo posebnih spektralnih instrumentov - in ne da bi čakali na mrke) nad površjem Sonca opazimo nenavadno oblikovane "fontane", "oblake", "lijake", "grmovje", "loke" in druge svetlo svetleče tvorbe iz kromosferskih snovi. Lahko mirujejo ali se počasi spreminjajo, obdani z gladkimi ukrivljenimi curki, ki tečejo v kromosfero ali iz nje, ter se dvigajo na desetine in sto tisoče kilometrov. To so najbolj ambiciozne formacije sončnega ozračja -. Ko jih opazujemo v rdeči spektralni črti, ki jo oddajajo vodikovi atomi, se na ozadju sončnega diska zdijo temni, dolgi in ukrivljeni filamenti. Prominence imajo približno enako gostoto in temperaturo kot kromosfera. Vendar so nad njim in obdani z višjimi, zelo redkimi zgornjimi plastmi sončne atmosfere. Prominence ne padejo v kromosfero, ker je njihova snov podprta z magnetnimi polji aktivnih območij Sonca. Prvič sta spekter prominence izven mrka opazovala francoski astronom Pierre Jansen in njegov angleški kolega Joseph Lockyer leta 1868. Reža spektroskopa je postavljena tako, da seka rob Sonca, in če je prominec ki se nahaja v njegovi bližini, potem je mogoče videti njegov spekter sevanja. Z usmerjanjem reže na različne dele prominence ali kromosfere jih je mogoče preučevati po delih. Spekter prominenc je tako kot kromosfera sestavljen iz svetlih črt, predvsem vodika, helija in kalcija. Prisotne so tudi emisije drugih kemičnih elementov, vendar so veliko šibkejše. Nekatere prominence, ki so dolgo ostale brez opaznih sprememb, nenadoma eksplodirajo in njihova snov se vrže v medplanetarni prostor s hitrostjo več sto kilometrov na sekundo. Tudi videz kromosfere se pogosto spreminja, kar kaže na neprekinjeno gibanje njenih sestavnih plinov. Včasih se zgodi nekaj podobnega eksplozijam na zelo majhnih območjih Sončeve atmosfere. To so tako imenovani kromosferski izbruhi. Običajno trajajo več deset minut. Med izbruhi v spektralnih črtah vodika, helija, ioniziranega kalcija in nekaterih drugih elementov se sij ločenega odseka kromosfere nenadoma poveča več desetkrat. Še posebej močno se poveča ultravijolično in rentgensko sevanje: včasih je njegova moč nekajkrat višja od skupne moči sevanja Sonca v tem kratkovalovnem območju spektra pred izbruhom. Pege, bakle, prominence, kromosferski izbruhi - vse to so manifestacije sončne aktivnosti. Z naraščajočo aktivnostjo se število teh tvorb na Soncu povečuje.