Aký je názov viditeľnej vrstvy solárnej atmosféry. Vnútorná štruktúra Slnka.

SlnkoNapriek tomu, že je uvedená "Žltý trpaslík" Tak veľmi ťažké si predstaviť. Keď povieme, že hmotnosť Jupitera je 318 masy zeme, zdá sa, že sa zdá neuveriteľné. Ale keď sa dozvieme, že 99,8% hmotnosti celej látky padá na slnko - to len presahuje chápanie.

V priebehu posledných rokov sme sa naučili veľa o tom, ako "naša" hviezda je usporiadaná. Hoci ľudstvo nebol vynájdené (a je nepravdepodobné, že by nikdy vymyslel) výskumná sonda schopná fyzicky priblížiť slnko a vziať vzorky svojej látky, nie sme zlí o jeho zložení.

Znalosť fyziky a príležitostí nám dávajú možnosť presne povedať, čo Slnko pozostáva z: 70% jeho hmotnosti je vodík, 27% - hélium, iné prvky (uhlík, kyslík, dusík, železo, horčík a iné) - 2,5%.

Avšak, len tieto suché štatistiky sú naše vedomosti, našťastie, nie sú obmedzené.

Čo je vo vnútri slnka

Podľa moderných výpočtov, teplota v hĺbkach Slnka dosiahne 15 až 20 miliónov stupňov Celzia, hustota hviezd dosiahne 1,5 gramov na centimeter kubický.

Zdroj energie Slnka je neustále prebiehajúcou jadrovou reakciou, ktorá prúdi hlboko pod povrchom, vďaka ktorej je udržiavaná vysoká teplota lesného. Hlboko pod povrchom slnka sa vodík zmení na hélium v \u200b\u200bdôsledku jadrovej reakcie s súbežným uvoľňovaním energie.
"Zóna jadrovej syntézy" Slnka sa nazýva slnečný jadro A má polomer približne 150-175 tisíc km (až 25% polomeru Slnka). Hustota látky v solárnom jadre je 150-násobok hustoty vody a takmer 7-krát je hustota látky hustoty na Zemi: OSMIA.

Vedci vedia dva typy termonukleárnych reakcií hviezd pod hviezdami: vodíkový cyklus a uhlíkový cyklus. Na slnku hlavne toky vodíkový cyklusktoré možno rozdeliť do troch stupňov:

• vodíkové jadrá sa zmenia na jadro deuterium (izotopy vodíka)
• hydrogenové jadrá sa zmenia na nestabilnú hellia izotopovú jadru
• produkty prvej a druhej reakcie sú viazaní na tvorbu stabilného izotopu hélia (hélium-4).

Každú sekundu, 4,26 milióna ton hviezd látky sa na zmenu žiarenia, avšak v porovnaní s hmotnosťou Slnka, dokonca aj táto neuveriteľná hodnota je tak málo, že ich možno zanedbávať.

Výťažok tepla z čriev Slnka sa vykonáva absorbovaním elektromagnetického žiarenia prichádzajúceho z nižšie a jeho ďalšie znovu jednoduchosť.

Bližšie k povrchu slnka emitovaného z črevá je energia prevedená hlavne v konvekčná zónaSlnko pomocou procesu konvekcia - Miešanie látky (teplé toky látky stúpajú bližšie k povrchu, za studena sa zníži).
Konvekčná zóna leží v hĺbke asi 10% solárneho priemeru a prichádza na takmer povrch hviezdy.

Atmosféra Slnka.

Nad konvekčnými zónmi začína atmosféru Slnka, v ňom nastáva prevod energie opäť žiarením.

Photosphere Zavolajú dolnej vrstvy solárnej atmosféry - viditeľný povrch slnka. Jeho hrúbka zodpovedá optickej hrúbke približne 2/3 jednotiek a v absolútnych hodnotách fotosféru dosahuje hrúbku 100-400 km. Je to photosphere, ktorá je zdrojom viditeľného žiarenia Slnka, teplota je od 6600 K (na začiatku) až 4400 K (na hornom okraji fotosféru).

V skutočnosti, slnko vyzerá ako dokonalý kruh s jasnými hranami len preto, že na hranici fotosféru, jeho jas klesne 100 krát za menej ako jednu sekundu oblúka. Vďaka tejto krajine je slnečný kotúč výrazne menej svetlý ako centrum, ich jas je len 20% jasu disku centra.

Chromosféra - Druhá atmosférická vrstva Slnka, vonkajšieho plášťa hviezdy, hrúbka asi 2 000 km obklopujúcich photosphere. Teplota chromosféry sa zvyšuje s výškou 4000 až 20 000 K. Sledovanie slnka zo zeme, nevidíme chromosféru kvôli nízkej hustote. Môže sa pozorovať len počas solárnych zatmení - intenzívna červená žiara okolo okrajov solárneho disku, je to chromosféra hviezdy.

Solárna korunka - posledný vonkajší obal solárnej atmosféry. Koruna sa skladá z výčnelkov a energetických erupcií, odchádzajúcich a vybuchnutí niekoľkých sto tisíc a dokonca viac ako milión kilometrov do vesmíru, tvarovania slnečný vietor. Priemerná koronálna teplota je až 2 milióny K, ale môže prísť na 20 miliónov K. Avšak, ako v prípade chromosféry - zo Zeme, je solárna korunka viditeľná len počas zatmenia. Príliš malá hustota látky solárnej koruny neumožňuje dodržiavať za normálnych podmienok.

slnečný vietor

slnečný vietor - prietok nabitých častíc (protóny a elektróny) emitované vyhrievaným vonkajšími vrstvami hviezdy atmosféry, ktorá sa vzťahuje na hraniciach nášho planetárneho systému. Linky každé druhé stráca milióny tonov svojej hmoty, v dôsledku tohto fenoménu.

V blízkosti orbity planéty Zeme rýchlosť solárnych častíc dosiahne 400 kilometrov za sekundu (pohybujú sa pozdĺž nášho hviezdneho systému s nadmernou rýchlosťou) a hustotu solárneho vetra z niekoľkých až niekoľkých desiatok ionizovaných častíc v kubickom centimetri.

Bola to solárna vietor nemilosrdne "TREPLET" atmosféra planét, "fúkania" plyny obsiahnuté v nej do otvoreného priestoru, za to je vo veľkej miere zodpovedné. Odolať slnečným vetrom zeme umožňuje magnetické pole planéty, ktorá slúži ako neviditeľná ochrana pred slnečným vetrom a zabraňuje odtoku atmosférických atómov do otvoreného priestoru. V kolízii slnečného vetra s magnetickým poľom planéty sa vyskytne optický jav, ktorý na zemi hovoríme - polárne svetlásprevádzané magnetickými búrkami.

Nezamestnanosť a prínosy slnečného vetra - to je "fúka" z solárneho systému a priestorového žiarenia galaktického pôvodu - a preto chráni náš hviezdny systém pred vonkajším, galaktickým žiarením.

Hľadáte krásu polárnych rádií, je ťažké uveriť, že tieto ráfiky sú viditeľné znamenie slnečného vetra a magnetosféra zeme

Protún

Povrch slnka, ktorý vidíme, je známy ako photosphere. Toto je oblasť, kde svetlo z jadra konečne dosiahne povrch. Teplota photosphere je asi 6000 k a svieti s bielym svetlom.

Priamo nad fotosféru, atmosféra rozširuje niekoľko stoviek tisíc kilometrov. Poďme zvážiť budovu atmosféry slnka.

Prvá vrstva v atmosfére má minimálnu teplotu a nachádza sa vo vzdialenosti asi 500 km nad povrchom photosphere, s teplotou asi 4000 K. Pre hviezdu je celkom cool.

Chromosféra

Ďalšia vrstva je známa ako chromosféra. Je to len asi 10 000 km od povrchu. V hornej časti chromosféry môže teplota dosiahnuť 20 000 K. Chromosféra je neviditeľná bez špeciálneho zariadenia, ktorá používa úzkopásmové optické filtre. Obrie solárne protúzie sa môžu zvýšiť v chromosfére do výšky 150 000 km.

Nad chromosférou je prechodná vrstva. Pod touto vrstvou je závažná sila. V priebehu prechodnej oblasti sa teplota rýchlo zvyšuje, pretože hélium sa stáva úplne ionizovanou.

Solárna korunka

Ďalšou vrstvou je koruna a šíri zo slnka na milióny kilometrov vo vesmíre. Počas úplného zatmenia môžete vidieť korunku počas úplného zatmenia, keď je disková jednotka zatvorená menom. Teplota korunky je asi 200-násobok horúceho povrchu.

Kým teplota photosphere je len 6000 K, koruna môže dosiahnuť 1-3 miliónov stupňov Kelvin. Vedci stále nevedia, prečo je to tak vysoké.

Helliosféra

Horná časť atmosféry sa nazýva heliosféra. Toto je bublina priestoru naplneného solárnym vetrom, rozširuje asi 20 astronomických jednotiek (1 AE. Toto je vzdialenosť od zeme na slnko). V konečnom dôsledku sa heliosféra postupne pohybuje do medzihviezdneho média.

Otázky programu:

Chemické zloženie solárnej atmosféry;

Rotácia slnka;

Poškodenie solárneho disku na okraj;

Vonkajšie vrstvy solárnej atmosféry: chromosféra a koruna;

Rádio a röntgenové žiarenie Slnka.

Zhrnutie:

Chemické zloženie solárnej atmosféry;

V viditeľnom regióne má žiarenie slnka kontinuálne spektrum, na pozadí, z ktorých niekoľko desiatok tisícov tmavých absorpčných línií nazýva fraungaferov. Najväčšia intenzita kontinuálneho spektra dosahuje synafálnu časť, v vlnových dĺžkach 4300 - 5000 A. V oboch stranách maximálnej intenzity spektra sa znižuje.

Okatimofilné pozorovania ukázali, že slnko vyžaruje v neviditeľnej krátkoslovenskej a dlhovej sortimente spektra. V regióne shortwall sa spektrum dramaticky mení. Intenzita nepretržitého spektra rýchlo klesá a tmavé čiary fraunefer sú nahradené emisiou.

Najsilnejšia línia slnečného spektra je v oblasti ultrafialového spektra. Táto rezonančná línia vodíka l  co vlnová dĺžka 1216 A. V viditeľnej oblasti, najintenzívnejšie rezonančné čiary N a ionizované vápnik sú najintenzívnejšie. Po nich, prvé čiary série Balmerhydrogen H , H , H , potom rezonančné sodné čiary, horčíka, železo, titánové čiary a ďalšie prvky, potom nasleduje intenzita. Zostávajúce početné čiary sú identifikované so spektrom približne 70 známych chemických prvkov z tabuľky D.I. MENDELELEEVA. Prítomnosť týchto línií v Slnečnom spektre označuje prítomnosť zodpovedajúcich prvkov v solárnej atmosfére. Prítomnosť vodíka, hélia, dusíka, uhlíka, kyslíka, horčíka, sodíka, železa, vápnika, atď.

Prevládajúci prvok na slnku je vodík. Predstavuje 70% hmotnosti Slnka. Ďalším je hélium - 29% hmotnosti. Zvyšok prvkov spoločne sa berú o niečo viac ako 1%.

Rotácia Slnka.

Pozorovania jednotlivých častí na slnečný disk, ako aj meranie posunov spektrálnych vedení v rôznych bodoch, hovoria o pohybe solárnej látky okolo jedného zo solárnych priemerov, nazývaných os rotácieSlnko.

Lietadlo prechádzajúce cez stred slnka a kolmé na os otáčania sa nazýva rovina solárneho rovníka. Vytvára uhol 7 0 15 s ekliptickou rovinou a prechádza povrchom slnka pozdĺž rovníka. Uhol medzi rovinou rovníka a polomerom vynaloženým zo stredu slnka v tomto bode na jeho povrchu heliografická šírka.

Uhlová rýchlosť otáčania slnka sa znižuje, keď odstraňuje z rovníka a približuje sa k pólom.

V priemere  \u003d 14º, 4 - 2º, 7 SIN 2 B, kde B je posvätná šírka. Uhldna rýchlosť sa meria uhlom otáčania za deň.

Šiperské obdobie rovníkovej oblasti je 25 dní, v blízkosti pólov, ktoré dosahuje 30 dní. Kvôli otáčaniu Zeme okolo Slnka sa jeho rotácia zdá byť spomalená a rovná 27 a 32 dňom (synodické obdobie).

Poškodenie solárneho disku na okraj

Photosphere je hlavnou časťou solárnej atmosféry, v ktorej je vytvorená viditeľná žiarenie, ktorá má nepretržitý charakter. Tak, to vydáva takmer všetku solárnu energiu, ktorá nám prichádza. Photosphere je tenká plynová vrstva s dĺžkou niekoľkých sto kilometrov, celkom nepriehľadné. Photosphere je viditeľný, keď je Slnko priamo pozorované v bielom svetle vo forme zdanlivo "povrchu".

Pri pozorovaní solárneho disku je pozoruhodné jeho stmavnutie na okraj. Ako odstránite z centra, jasu sa veľmi rýchlo znižuje. Tento účinok je vysvetlený skutočnosťou, že v fotosfére existuje zvýšenie teploty s hĺbkou.

Rôzne body solárneho disku sú charakterizované uhlom , čo je lúč videnie s normálnym na povrch slnka v mieste posudzovaného. V strede disku je tento uhol 0, a lúč videnie sa zhoduje s polomerom Slnka. Na okraji  \u003d 90 a lúč pohľadov pozdĺž dotyčnice na vrstvy slnka. Väčšina žiarenia určitej plynovej vrstvy pochádza z úrovne v optických hĺbkach. Keď sa lúč pohľadu prekročí vrstvy photosphere vo veľkom uhle, optická hĺbka sa dosiahne vo viac vonkajších vrstvách, kde je teplota menšia. V dôsledku toho je intenzita žiarenia z okrajov solárneho kotúča menšia ako intenzita žiarenia jeho stredu.

Zníženie jasu solárneho kotúča na okraj v prvej aproximácii môže byť reprezentovaný vzorcom:

I () \u003d i 0 (1 - U + COS),

kde i () je jas v bode, v ktorom je lúč vízie uhol  ° C normálnosť, i 0 je jas žiarenia stredu disku, u je koeficient proporcionality v závislosti od vlnová dĺžka.

Vizuálne a fotografické pozorovania photospherle vám umožňujú detekovať jeho jemnú štruktúru, ktorá sa podobá úzko usporiadaných cumulusových oblakoch. Svetlé zaoblené útvary sa nazývajú granule a celá konštrukcia - granulácia. Uhlové rozmery granúl predstavujú viac ako 1 "oblúk, čo zodpovedá 700 km. Každá jednotlivá granula existuje 5-10 minút, potom sa na svojom mieste vytvorí nové granule. Granule sú obklopené tmavými intervalmi. V granulách stúpa látka a padajú okolo nich. Rýchlosť týchto pohybov je 1-2 km / s.

Granulácia - prejav konvektívnej zóny nachádzajúcej sa pod photosphere. V konvekovateľskej zóne sa látka mieša v dôsledku zvýšenia a znižovania jednotlivých plynových hmôt.

Dôvodom pre výskyt konvekcie vo vonkajších vrstvách Slnka sú dva dôležité okolnosti. Na jednej strane teplota priamo pod photosphere je veľmi rýchlo rastú hlboko do a vyžarujúca nemôže poskytnúť žiarenie z hlbších horúcich vrstiev. Preto sa energia prevedie samotným pohyblivým nehomogenitami. Na druhej strane, tieto nehomogénnosti sú prežitia, ak plyn nie je úplne v nich, ale len čiastočne ionizovaný.

Pri pohybe na spodné vrstvy fotosféru je plyn neutralizovaný a nie je schopný vytvárať stabilné nehomogeities. Preto v horných častiach konvekčnej zóny sú konvekčné pohyby brzdené a konvekcia je úplne zastavená. Oscilácie a rušenie v fotosféru vedú k vzniku akustických vĺn. Vonkajšie vrstvy konvekčnej zóny predstavujú druh rezonátora, v ktorom 5-minútové oscilácie sú nadšené vo forme stálych vĺn.

Externé solárne atmosféry: Chromosféra a koruna

Hustota látky v photosphere sa rýchlo znižuje s výškou a vonkajšie vrstvy sú silne riedke. V vonkajších vrstvách photosphere, teplota dosiahne 4500 K a potom začne znovu rásť. Tam je pomalý vzostup teploty na niekoľko desiatok tisíc stupňov, sprevádzané ionizáciou vodíka a hélia. Táto časť atmosféry sa nazýva chromosféra. V horných vrstvách chromosféry, hustota látky dosahuje 10 -15 g / cm3.

V 1 cm3 týchto tesnení sa chromosféra obsahuje približne 10 9 atómov, ale teplota sa zvyšuje na milión stupňov. Tu začína najviac vonkajšou časťou atmosféry Slnka, ktorá sa nazýva slnečná korunka. Dôvodom na vykurovanie väčšiny vonkajších vrstiev solárnej atmosféry je energia akustických vĺn, ktoré vznikajú v photosfére. Pri šírení, vo vrstvách s menšou hustotou, tieto vlny zvyšujú ich amplitúdu na niekoľko kilometrov a premeniť na šokové vlny. V dôsledku výskytu šokových vĺn, existuje rozptyľovanie vĺn, čo zvyšuje chaotické rýchlosti pohybu častíc a zvyšuje teplotu.

Integrovaný jas chromosféry je stovky krát menej ako jasu photoshere. Preto je potrebné dodržiavať chromosféru, je potrebné použiť špeciálne metódy na rozlíšenie jeho slabého žiarenia z silného prúdu photosférneho žiarenia. Najpohodlnejšie metódy sú pozorovaniami na momentoch zatmenia. Dĺžka chromosféry je 12 - 15 000 km.

Pri štúdiu fotografií chromosféry je viditeľná heterogénnosť, najmenší sa nazýva spikula. Spikuláš majú podlhovastý tvar, predĺžený v radiálnom smere. Ich dĺžka je niekoľko tisíc km., Hrúbka je asi 1000 km. S rýchlosťami niekoľkých desiatok km / s špekuly vzostup z chromosféry k korunke a rozpúšťa sa v ňom. Prostredníctvom reproduktorov nastáva metabolizmus chromosféry s prekrývajúcim sa korunkou. Spiculas tvoria väčšiu konštrukciu nazývanú chromosformerickú sieťovinu vytvorenú pohybovými pohybmi spôsobenými výrazne veľkými a hlbšími prvkami konvektívnej zóny sub-shifer ako granule.

Korunamá veľmi malý jas, takže sa dá pozorovať len počas plnej fázy solárnych zatmení. Mimo zatmenia sa pozorovalo s pomocou koronografov. Koruna nemá ostré obrysy a má nesprávny formulár, ktorý sa časom sa dôrazne zmení. Najvýraznejšia časť koruny, odstránená z končatiny, nie viac ako 0,2 - 0,3 polomeru Slnka sa nazýva vnútorná koruna, a zvyšok, veľmi rozšírená časť - externá koruna. Dôležitou črtou koruny je jej žiarivou štruktúrou. Rámy majú rôzne dĺžky, až do tucet a ďalšie slnečnej polomeru. Vnútorná koruna je bohatá na štrukturálne formácie pripomínajúce oblúky, prilby, jednotlivé mraky.

Žiarenie Koruna je rozptýlené svetlo photosphere. Toto svetlo je silne polarizované. Takáto polarizácia môže spôsobiť len voľné elektróny. V 1 cm3 korunnej látky obsahuje asi 10 8 voľných elektrónov. Vzhľad takéhoto množstva voľných elektrónov musí byť spôsobený ionizáciou. Takže v korunke v 1 cm 3 obsahuje asi 10 8 iónov. Celková koncentrácia látky musí byť 2 . 10 8. Solárna koruna je zriedkavá plazma s teplotou asi milióna Kelvinov. Výsledkom vysokej teploty je veľká dĺžka korunky. Dĺžka koruny je stovky časov väčšia ako hrúbka photosféru a je stovky tisíc kilometrov.

Rádio a röntgenové žiarenie slnka

Zprechodná koruna je úplne transparentná pre viditeľné žiarenie, ale zle chýba rádiové vlny, ktoré zažívajú silnú absorpciu a refrakciu. Na metrových vlnách dosahuje jas koruny milión stupňov. Na krátke vlny sa znižuje. Je to spôsobené zvýšením hĺbky, kde pochádza žiarenie z dôvodu zníženia absorpčných vlastností plazmy.

Rádio emisie solárnej koruny sa vysleduje vo vzdialenosti niekoľkých desiatok radií. To je možné kvôli tomu, že slnko každoročne prechádza silný zdroj rozhlasových emisií - Krab hmloviny a solárne koruny zaťaženia. Rozptyl žiarenia hmly v heterogénnosti koruny sa vyskytuje. Predpoklady emisií slnečného rádia sú pozorované spôsobené výkyvmi plazmy spojených s priechodom cez neho s kozmickými lúčmi počas chromosférov.

Röntgenové žiarenieŠtudoval so špeciálnymi ďalekohľadmi nainštalovanými na kozmickej lodi. Röntgenový obraz slnka má nepravidelný tvar s množstvom jasných škvŕn a "zrazená" štruktúra. V blízkosti optickej končatiny, viditeľné zvýšenie jasu vo forme nehomogénneho krúžku. Zvlášť jasné škvrny sú pozorované nad centrámi solárnej aktivity, v oblastiach, kde sú silné zdroje rozhlasových emisií na decimeterových a metrových vlnách. To znamená, že röntgenové žiarenie sa vyskytuje hlavne s solárnou korunou. Röntgenové pozorovania slnka vám umožňujú vykonávať podrobné štúdie štruktúry solárnej korunky priamo v projekcii na slnku. Vedľa jasných oblastí žiarenia koruny nad škvrnami sa nachádzajú rozsiahle tmavé oblasti, ktoré nesúvisia s žiadnymi viditeľnými formáciami vo viditeľných lúčoch. Sú nazývaní koronálne otvorya sú spojené s časťami solárnej atmosféry, v ktorej magnetické polia netvoria slučky. Koronálne otvory sú zdrojom amplifikácie slnečného vetra. Môžu existovať pre niekoľko otáčok slnka a spôsobiť 27-dňovú periodicitu fenoménu citlivých na žiarenie tela na Zemi.

Kontrolné otázky:

Aké chemické prvky prevládajú v solárnej atmosfére?

Ako sa môžem dozvedieť o chemickom zložení slnka?

Aké obdobie slnka sa točí okolo svojej osi?

Má obdobie otáčania rovníkových a polárnych oblastí Slnka zhodovať?

Aká je photosphere zo slnka?

Akú budovu má solárne photosphere?

Čo spôsobilo stmavnutie solárneho disku na okraj?

Čo je granulácia?

Čo je solárna koruna?

Aká je hustota látky v korune?

Čo je slnečná chromosféra?

Čo je reproduktor?

Aká je teplota koruny?

Čo vysvetľuje veľkú teplotu koruny?

Aké sú vlastnosti emisií Sun Radio?

Aké oblasti Slnka sú zodpovedné za vzhľad röntgenového žiarenia?

Literatúra:

Kononovich E.V., Moroz V.I. Priebeh všeobecnej astronómie. M., Editorial URSS, 2004.

GALUZO I.V., GOLUBEV V.A., SHIMBALALAV A.A. Plánovanie a metódy vykonávania lekcií. Astronómia v triede 11. Minsk. AVETV. 2003.

WIPL F.L. Rodina Slnka. M. Mir. 1984.

Shklovsky I. S. Starzda: ich narodenie, život a smrť. M. Veda. 1984.

Keď vidíme slnečnú letnú krajinu, zdá sa nám, že celý obraz, ako je naplnený svetlom. Avšak, ak sa pozriete na slnko pomocou špeciálnych zariadení, zistíme, že celý povrch je pripomenutý obrovským morom, kde sa plavidlá sa zasmiali a škvrny. Aké sú hlavné zložky solárnej atmosféry? Aké procesy sa vyskytujú vo vnútri našich hviezd a ktoré látky vstupujú do jeho zloženia?

Spoločné údaje

Slnko je nebeské telo, ktoré je hviezda a jediná v slnečnej sústave. Planéty, asteroidy, satelity a iné priestorové objekty sa otáčajú okolo neho. Chemické zloženie Slnka je približne rovnaké v ktoromkoľvek bode. Zmeny sa však výrazne mení, pretože hviezda sa približuje do centra, kde sa nachádza jeho jadro. Vedci zistili, že solárna atmosféra je rozdelená do niekoľkých vrstiev.

Aké chemické prvky sú zahrnuté do slnka

Nie vždy, ľudstvo umiestnilo tieto údaje o slnku, ktoré má dnes vedu. Akonáhle priaznivci náboženského Worldview tvrdili, že svet nie je možné vedieť. A ako potvrdenie svojich myšlienok viedli skutočnosť, že osoba nie je daná vedieť, aké chemické zloženie slnka. Pokrok vo vede však presvedčivo dokázal omyl takýchto názorov. Zvlášť pokročilé vedci v štúdii hviezdy po vynáleze spektroskopu. Chemické zloženie Sun a hviezdnych vedcov sa skúma pomocou spektrálnej analýzy. Zistili teda, že zloženie našej hviezdy je veľmi rôznorodá. V roku 1942, výskumníci zistili, že aj zlato je prítomné na slnku, aj keď to nie je toľko.

Iné látky

Hlavne chemické zloženie Slnka zahŕňa prvky, ako je vodík a hélium. Ich prevalencia charakterizuje plynnú povahu našej hviezdy. Obsah ďalších prvkov, napríklad horčíka, kyslík, dusík, železo, vápnik je mierne.

S pomocou spektrálnej analýzy výskumníci zistili, aké látky nie sú presne na povrchu tejto hviezdy. Napríklad chlór, ortuť a bór. Vedci však naznačujú, že tieto látky, okrem hlavných chemických prvkov, ktoré sú súčasťou slnka, môžu byť vo svojom jadre. Takmer 42%, naša hviezda sa skladá z vodíka. Približne 23% tvorilo všetky kovy, ktoré sú na slnku.

Rovnako ako väčšina parametrov iných nebeských telies, charakteristiky našej hviezdy sa vypočítajú len teoreticky s pomocou výpočtovej techniky. Ako počiatočné údaje sú takéto ukazovatele ako polomer hviezdy, hmotnosti a jeho teploty. V súčasnosti vedci zistili, že chemické zloženie Slnka je reprezentované 69 prvkami. Spektrálna analýza zohráva v týchto štúdiách veľkú úlohu. Napríklad, vďaka nemu, zloženie atmosféry našej hviezdy. Bol tiež objavený zaujímavý vzor: súbor chemických prvkov v zložení Slnka je prekvapivo podobná zloženiu kamenných meteoritov. Táto skutočnosť je dôležitým dôkazom toho, že tieto nebeské orgány majú spoločný pôvod.

Koruna

Je to vrstva silne zvrhnú plazmu. Jeho teplota dosahuje 2 milióny Kelvinov a hustota látky prevyšuje hustotu atmosféry Zeme stoviek miliónov krát. Tu atómy nemôžu byť v neutrálnom stave, neustále čelia a ionizujú. Koruna je silným zdrojom ultrafialového žiarenia. Náš celý planétový systém je vystavený slnečnému vetru. Jeho počiatočná rýchlosť sa rovná takmer 1 tisíc km / s, ale keď sa odstraňuje z hviezdy, postupne sa znižuje. Rýchlosť slnečného vetra na povrchu zeme je približne 400 km / s.

Všeobecné predstavy o korune

Sunny Crown sa niekedy nazýva atmosféra. Je to však len jeho seba. Najjednoduchšie zo všetkých koruny sa pozorovalo počas úplného zatmenia. Napriek tomu bude veľmi ťažké skicať, pretože Eclipse trvá len niekoľko minút. Keď bola fotografia vynájdená, astronómovia boli schopní získať objektívny pohľad na solárnu korunu.

Už po prvých obrázkoch sa výskumníci podarilo detekovať oblasti, ktoré sú spojené so zvýšenou aktivitou hviezdy. Koruna slnka má žiarivú štruktúru. Je to nielen najhorúcejšou časťou jeho atmosféry, ale aj vo vzťahu k našej planéte je najbližšie. V skutočnosti sme neustále v ňom, pretože slnečný vietor preniká najviac vzdialených rohov slnečnej sústavy. Z jeho radiačného nárazu sme však chránení atmosférou Zeme.

Jadro, chromosféra a photosphere

Centrálna časť našej hviezdy sa nazýva jadro. Jeho polomer je asi štvrtina celkového slnečného polomeru. Látka vo vnútri jadra je veľmi komprimovaná. Bližšie k povrchu hviezdy je tzv. Konvektívna zóna, kde je pohyb látky, ktorá generuje magnetické pole. Nakoniec, viditeľný povrch slnka sa nazýva photosphere. Je to vrstva viac ako 300 km hrubá. Je z photosphere na zem prichádza slnečné žiarenie. Jeho teplota dosahuje približne 4 800 kelvinov. Vodík sa tu konzervuje takmer v neutrálnom stave. Nad photosphere sa nachádza chromosféra. Jeho hrúbka je asi 3 tisíc km. Hoci chromosféra a koruna slnka sú nad fotosféru, vedci nebudú tráviť jasné hranice medzi týmito vrstvami.

Protún

Chromosféra má veľmi nízku hustotu a žiarenie je horšie ako solárne korunky. Tu však môžete pozorovať zaujímavý fenomén: gigantické plamene, ktorých výška je niekoľko tisíc kilometrov. Nazývajú sa solárne protrubičky. Niekedy výčnelky vzrastú na výšku milióna kilometrov nad povrchom hviezdy.

Výskum

Protupleans sú charakteristické pre rovnaké indikátory hustoty ako chromosféra. Avšak, oni sú umiestnené priamo nad ním a obklopujú ho riedkou vrstvami. Prvýkrát v histórii astronómie, výskumní pracovníci z Francúzska Pierre Zhansen a jeho anglický náprotivok Joseph Lokimer v roku 1868 ich spektrum zahŕňa niekoľko jasných línií. Chemické zloženie slnka a výbežky je veľmi podobné. Je to hlavne reprezentované vodíkom, hénom a vápnikom a prítomnosť ďalších prvkov je nevýznamná.

Niektoré protuberans, ktoré existovali určité časové obdobie bez viditeľných zmien, náhle explodovali. Ich substancia s obrovskou rýchlosťou dosahuje niekoľko kilometrov za sekundu je hodený do neďalekého vonkajšieho priestoru. Vzhľad chromosféry sa často mení, čo indikuje rôzne procesy, ktoré sa vyskytujú na povrchu slnka, vrátane pohybu plynov.

V oblastiach hviezd so zvýšenou aktivitou nielen výbežky môžu byť pozorované, ale aj škvrny, ako aj amplifikácia magnetických polí. Niekedy sa nájde s pomocou špeciálnych zariadení na slnku, zistí sa prepuknutia jednotlivých hustých plynov, ktorých teplota môže dosiahnuť obrovské premenné.

Chromososférne bliká

Niekedy sa rozhlasové emisie našej hviezdy zvyšuje stovky tisícok. Takýto fenomén sa nazýva chromososférický blesk. Je sprevádzaný tvorbou miest na povrchu slnka. Po prvé, blesky boli považované za zvýšenie jasu chromosféry, ale následne sa ukázalo, že sú celým komplexom rôznych javov: prudký nárast rádiových emisií (röntgenové a gama žiarenie), vyhadzovanie hmoty Koruna, protónové svetlá.

Vyvodíme závery

Zistili sme teda, že chemické zloženie Slnka je reprezentované najmä dvoma látkami: vodík a hélia. Samozrejme, existujú aj iné prvky, ale ich percento je nízke. Okrem toho vedci nezistili žiadne nové chemikálie, ktoré by boli súčasťou hviezdy a neboli tam neprítomné na Zemi. V solárnej photosphere tvorba viditeľného žiarenia. Na druhej strane, má obrovský význam pre udržanie života na našej planéte.

Slnko je horúce telo, ktoré nepretržite vyžaruje jeho povrch je obklopený oblakom plynov. Ich teplota nie je tak vysoká ako plyny vo vnútri hviezdy, ale je impozantný. Spektrálna analýza vám umožňuje zistiť, aké chemické zloženie Slnka a hviezd. A keďže spektrá mnohých hviezd sú veľmi podobné spektrám Slnka, to znamená, že ich zloženie je približne rovnaké.

Dnes sú procesy vyskytujúce sa na povrchu a vo vnútri hlavného žiarenia našej planetárneho systému, vrátane štúdie o jej chemickom zložení, astronómovia v špeciálnych solárnych družín.

Štruktúra Slnka.

1 - jadro, 2 - zóna sálavnej rovnováhy, 3 - konvektívne zóny, 4 - photosphere, 5 - chromosféra, 6 - koruna, 7 - škvrny, 8 - granulácia, 9 - ProtUberenets

Vnútornú štruktúru slnka. Jadro

Centrálna časť slnka s polomerom asi 150 000 km (0,2 - 0,25 polomeru Slnka), v ktorej sa vyskytujú termonukleárne reakcie, sa nazýva slnečné jadro.

Hustota látky v jadre je približne 150 000 kg / m³ (150-krát vyššia ako hustota vody a do 6,6-krát vyššia ako hustota ťažkého kovu na Zemi - Iridia) a teplota v strede jadra viac ako 14 miliónov K.

Pretože Najväčšie teploty a hustoty by mali byť v centrálnych častiach Slnka, jadrové reakcie a ich sprievodné uvoľňovanie energie sa najviac intenzívne vyskytujú v blízkosti stredu Slnka. V jadre, spolu s protónovou protónovou reakciou, uhlík cyklus hrá prominentnú úlohu.

V dôsledku protónovej protónovej reakcie sa však 4,26 milióna ton látky naočie na energiu, avšak táto hodnota je zanedbateľná v porovnaní s hmotnosťou Sun - 2 · 1027 ton. Vnútornú štruktúru slnka.

Zóna žiarivá rovnováha

Keď sa teplota odstráni zo stredu slnka a hustota sa stáva menšou, emisie energie v dôsledku uhlíkového cyklu rýchlo sa zastaví, a až do vzdialenosti 0,2-0,3 polomeru, teplota sa stáva nižšou ako 5 miliónmi K, a Hustota výrazne klesá. V dôsledku toho sa tu jadrové reakcie prakticky nevyskytujú. Tieto vrstvy prenášajú iba vonkajšie žiarenie, ktoré sa vyskytli vo väčšej hĺbke.

Je významné, že namiesto toho, aby každý absorboval kvantón vysokých energetických častíc, spravidla niekoľko Ksperts menších energií sú emitované v dôsledku po sebe idúcich kaskádových prechodov. Preto namiesto y--Quanta, röntgenového žiarenia, namiesto X-Ray - UV, ktorý, zase, už vo vonkajších vrstvách, sú "rozdrvené" na viditeľnom a tepelnom žiarení, nakoniec emitované Slnkou.

Časť Slnka, v ktorej je uvoľňovanie energie na úkor nukleárnych reakcií irelevantné a proces prevodu energie dochádza len absorbovaním žiarenia a následnou opätovnou energizáciou, sa nazýva zóna sálavnej rovnováhy. Zaberá plochu asi 0,3 až 0,7 polomeru slnka.

Konvektívna zóna

Nad úrovňou žiarivej rovnováhy pri prevode energie sa samotná látka začína zúčastniť.

Priamo pod pozorovanými vonkajšími vrstvami Slnka, približne 0,3 jej polomeru, je vytvorená konvekčná zóna, v ktorej sa energia prenesie do konvekcie.

V konvekovateľskej zóne je vortex miešanie plazmy. Podľa moderných údajov je úloha konvekčnej zóny v slnečnej fyzike je veľmi veľká, pretože je práve v ňom aj rôzne solárne pohyby a magnetické polia.

Budovy atmosféry slnka. Photosphere

Najviac vonkajších vrstiev slnka (atmosféra Slnka) je vyrobená na rozdelenie na fotosfére, chromosfére a korune.

Photosphere sa nazýva časť solárnej atmosféry, v ktorej sa vytvorí viditeľné žiarenie, ktoré majú kontinuálne spektrum. Takže, v fotosfére, takmer všetka slnečná energia prichádzajúca k nám. Photosphere je viditeľný, keď je Slnko priamo pozorované v bielom svetle vo forme zdanlivo "povrchu".

Hrúbka photosphere, t.j. Dĺžka vrstiev pochádza z miesta, kde viac ako 90% žiarenia vo viditeľnom rozsahu, menej ako 200 km, t.j. Asi 3 · 10-4 R.. Ako výpočty ukazujú, keď sa pozorovalo na tangamentách takýchto vrstiev, ich viditeľná hrúbka sa niekoľkokrát znižuje, pretože v blízkosti okraja solárneho kotúča (končatiny), najrýchlejší pokles jasu sa vyskytuje za menej ako 10-4 R.. Z tohto dôvodu sa zvýši výlučne okraj slnka. Koncentrácia častíc v photosphere je 1016-1017 v 1 cm3 (za normálnych podmienok v 1 cm3 atmosféry Zeme, 2,7 × 1019 molekúl je obsiahnutých. Tlak v photoshere je asi 0,1 atm. A teplota photosphere je 5 000 - 7 000 K.

V takýchto podmienkach sú atómy s ionizačným potenciálom v niekoľkých voltoch (Na, K, CA) ionizované. Zostávajúce prvky, vrátane vodíka, zostávajú prevažne v neutrálnom stave.

Photosphere je jedinou oblasťou neutrálneho vodíka na slnku. V dôsledku menšej ionizácie vodíka a prakticky úplnej ionizácie kovov však stále existujú bezplatné elektróny. Tieto elektróny hrajú mimoriadne dôležitú úlohu: spájajú sa s neutrálnymi atómami vodíka, tvoria negatívne vodíkové ióny n -

Negatívne vodíkové ióny sú vytvorené v nevýznamnom množstve: zo 100 miliónov atómov vodíka v priemere len jeden sa zmení na negatívny ión.

Ióny n- majú vlastnosť extrémne silne absorbovať žiarenie, najmä v oblasti IR a viditeľných spektra. Preto napriek svojej nevýznamnej koncentrácii sú negatívne vodíkové ióny hlavnou príčinou určovaním absorpcie žiarenia photosphere látky vo viditeľnej oblasti spektra. Spojenie druhého elektrónu s atómom je veľmi slabé, a preto aj fotóny IR rozsahu môžu zničiť negatívny ión vodíka.

Žiarenie sa vyskytuje, keď sú elektróny zachytené neutrálnymi atómami. Počas zachytenia

fotky a určiť luminiscenciu fotosféry slnka a hviezd, v blízkosti nej pri teplote. Tak, žltkastý

svetlo slnka, ktoré sa nazýva "biele", nastane, keď je vodík pripojený k inému atómu elektrónu.

Afinita pre elektrón neutrálneho atómu H je 0,75 eV. Pri pripojení k atómu elektrónu e.) S energiou vyššou ako 0,75 eV, jej prebytok sa uskutočňuje elektromagnetickým žiarením e.+ H → H-+ ħ Ω, ktorej významná časť spadá do viditeľného rozsahu.

Pripomienky photospherle vám umožňujú detegovať jeho jemnú štruktúru, pripomínajúca úzko usporiadané cumulusové mraky. Svetlo zaoblené útvary sa nazývajú granule a celá štruktúra je granulácia. Uhlové rozmery granúl v priemere predstavujú viac ako 1 "oblúk, čo zodpovedá 725 km na slnku. Každá jednotlivá granula existuje v priemere 5-10 minút, po ktorom sa rozpadá, a na svojom mieste.

Granuly sú obklopené tmavými intervalmi, ktoré tvoria bunky alebo bunky. Spektrálne čiary v granulách a medzi nimi sú medzi nimi posunuté v modrej a červenej tvári. To znamená, že v granulách stúpa látka a padajú okolo nich. Rýchlosť týchto pohybov je 1-2 km / s.

Granulácia - pozorovaná v photosphere prejavovanie konvekčnej zóny nachádzajúcej sa pod photosphere. V konvektívnej zóne existuje aktívne miešanie látky v dôsledku zdvíhania a znižovania individuálnej hmotnosti plynu (prvky konvekcie). Po prešiel spôsobom, ktorý je približne rovný jeho veľkosti, sa zdá, že sa rozpustí v životnom prostredí, vytvárajú nové nehomogénnosti. Vonkajšie, chladnejšie vrstvy,

rozmery týchto nehomogénnosti sú menšie

Chromosféra

Vo vonkajších vrstvách photosphere, kde hustota klesá na hodnotu 3 x 10-8 g / cm3, teplota dosiahne hodnoty pod 4,200 K. Táto teplotná hodnota je minimálna pre celú solárnu atmosféru. Vo vyšších vrstvách sa teplota opäť začne zvyšovať. Po prvé, pomalé zvyšovanie teploty prebieha na niekoľko desiatok tisíc Kelvinov, sprevádzaných vodíkom ionizáciou a potom hélium. Táto časť solárnej atmosféry sa nazýva chromosféra.

Dôvodom takéhoto silného zahrievania najväčších vrstiev solárnej atmosféry je energia akustických (zvukových) vĺn, ktoré sa vyskytujú v photosphere v dôsledku pohybu konvekčných prvkov.

V najvyšších vrstvách konvektívnej zóny, priamo pod photosphere, konvekčné pohyby sú dramaticky brzdenie a konvekcia sa náhle zastaví. Takže, photosphere zdola je neustále ako "bombardované" konvekčné prvky. Z týchto fúkov sa z týchto granulí nachádzajú rušnosti a ona sama prichádza do oscilátora pohybu s periódou zodpovedajúcou frekvencii vlastných oscilácie fotosféru (asi 5 minút). Tieto výkyvy a poruchy vznikajúce v photosphere generujú vlny v ňom, podľa prírody blízko zvukových vĺn vo vzduchu. Keď sa šíri, t.j. V vrstvách s menšou hustotou, tieto vlny zvyšujú svoju amplitúdu niekoľko kilometrov a na zmenu

Šokové vlny.

Dĺžka chromosféry je niekoľko tisíc km. Chromosféra má emisné spektrum pozostávajúce z svetlých čiar. Toto spektrum je veľmi podobné slnečnému spektru, v ktorom sú všetky absorpčné čiary nahradené na radiačnom potrubí a kontinuálne spektrum je takmer chýba. V spektre chromosféry je však riadok ionizovaných prvkov silnejšia ako v spektre photosphere. Najmä v spektre chromosféry sú héliové čiary veľmi silné, zatiaľ čo v phraungaferovom spektre sú prakticky viditeľné. Tieto znaky spektra potvrdzujú zvýšenie teploty v chromosfére.

Pri štúdiu snímok chromosféry je primárne, jeho nehomogénna štruktúra sa nakreslí, výrazne výrazne vyslovuje ako granulácia v photoshere.

Najmenšie štruktúrne formácie v chromosfére sa nazývajú SPLs. Majú podlhovastý tvar, a natiahnuté hlavne v radiálnom smere. Ich dĺžka je niekoľko tisíc km a hrúbka je asi 1000 km. S rýchlosťami niekoľkých desiatok km / s špekuly vzostup z chromosféry k korunke a rozpúšťa sa v ňom.

Prostredníctvom reproduktorov nastáva metabolizmus chromosféry s prekrývajúcim sa korunkou.

Sú súčasne stovky tisícov reproduktorov.

Spikulás zase tvoria väčšiu konštrukciu nazývanú chromosférickú mriežku vytvorenú pohybmi vlnov spôsobila výrazne veľké a hlbšie prvky

podfotospherická konvekčná zóna ako granule.

Chromosférická mriežka je najlepšie viditeľná na obrázkoch v silných líniách v oblasti vzdialenej UV spektrárne,

napríklad v rezonančnej línii 304 Å ionizované hélium.

Chromososférická mriežka sa skladá zo samostatných buniek 30 až 60 tisíc km.

Koruna

V horných vrstvách chromosféry, kde je hustota plynu len 10-15 g / cm3, sa vyskytuje ďalší mimoriadne prudký nárast teploty, asi milión Kelvin. Tu začína väčšina externej a najtrlabenej časti slnečnej atmosféry, nazývaná solárna koruna.

Jas solárnej koruny je milión krát menej ako photosfér a neprekročí jasu Mesiaca v splne. Preto je možné pozorovať solárne korunku počas plnej fázy solárnych zatmení a mimo zatmenia - s pomocou špeciálnych teleskopov (koronografov), v ktorom je spokojná umelá zatmenie Slnka.

Koruna nemá ostré obrysy a má nesprávny formulár, ktorý sa časom sa dôrazne zmení. To možno posudzovať porovnaním jeho obrázkov získaných počas rôznych zatmení. Najvýraznejšia časť koruny, vzdialenej časti z končatiny, nie viac ako 0,2-0,3 polomeru Slnka, je zvyčajná, že sa nazýva vnútorná koruna a zvyšok, veľmi rozšírená časť je externá koruna. Dôležitou črtou koruny je jej žiarivou štruktúrou. Rámy majú rôzne dĺžky až do desiatku a ďalšie solárne polomer. Na základni, lúče sú zvyčajne zhrubné, niektoré z nich sa ohýbajú smerom k susednému.

Spektrum koruny má množstvo dôležitých funkcií. Je to základom toho, že je to slabé nepretržité pozadie s distribúciou energie opakujúce sa distribúciu energie v kontinuálnom spektre Slnka. Proti tomuto pozadia

kontinuálne spektrum vo vnútornej korune je pozorované jasné emisné čiary, ktorých intenzita sa znižuje odstránením zo Slnka. Väčšina z týchto línií nedosiahne v laboratórnom spektre. Vo vonkajšej korunke sa nachádza Phraunguferove čiary solárneho spektra, ktoré sa líšia od photosférneho relatívne väčšej zvyškovej intenzity.

Žiarenie korunky je polarizované, a vo vzdialenosti asi 0,5 R. Obsah polarizácie slnka sa zvyšuje na približne 50%, a na dlhých vzdialenostiach - opäť znižuje .__

Žiarenie koruny je rozptýlené svetlo photosphere a polarizácia tohto žiarenia umožňuje povahu častíc, na ktorých došlo k rozptylu, je voľné elektróny.

Vzhľad týchto voľných elektrónov môže byť spôsobený iba ionizáciou látky. Vo všeobecnosti však musí byť ionizovaný plyn (plazma) neutrálny. V dôsledku toho by koncentrácia iónov v korunke mala tiež zodpovedať koncentrácii elektrónov.

Emisné čiary solárnej koruny patria do obvyklých chemických prvkov, ale vo veľmi vysokých štádiách ionizácie. Najintenzívnejšie je zelená koronálna čiara s vlnovou dĺžkou 5303 Á - emitovaná Fe XIV ion, t.j. Atóm železa, bez 13 elektrónov. Ďalšia intenzívna koronálna línia (6 374 Á) - patrí do atómov nineter ionizovaného železa Fe X. Zvyšné emisné linky sú identifikované s Fe XI, FE XIII, NI XIII, NI XV, NI XVI, CA XII, CA XV , Ar X a Dr.

Solárnou korunou je teda zriedkavá plazma s teplotou asi milióna Kelvinov.

Zodiacal svetlo a anti-cose

Žiara podobná "falošnej korune" možno pozorovať pri veľkých vzdialenostiach zo slnka

formy zodiacálneho svetla.

Zodiacal svetlo je pozorované v tmavých prívesných nocí na jar a jeseň v južných zefekmi čoskoro

po západe slnka alebo krátko pred východom slnka. V tomto okamihu sa ekliptická stúpa vysoko nad horizontom a stáva sa ľahkým pásom prechádzajúcim pozdĺž nej. Keďže sa približuje k slnku, ktorý je pod horizontom, žiara je zosilnená a pásik sa rozširuje, tvorí trojuholník. Postupne spadá jas s rastúcou vzdialenosťou od slnka.

Na oblohe, naopak na slnku, jas zodrikálneho svetla mierne zvyšuje, čím sa vytvára eliptický hmlistý bod s priemerom približne 10 °, ktorý sa nazýva anti-anti-cose. Anti-eyed

kvôli odrazom slnečného svetla z kozmického prachu.

slnečný vietor

Solárna koruna má dynamické pokračovanie ďaleko za obežnou dráhou Zeme do vzdialenosti asi 100 AE.

Z solárnej koruny skončili konštantná plazma rýchlosťou, ktorá sa postupne zvyšuje, keď sa Slnko odstráni. Toto rozšírenie solárnej korunky v medziplanetárnom priestore sa nazýva slnečný vietor.

Kvôli slnečnému vetru, slnko stráca asi 1 milión ton látky každú sekundu. Slnečný vietor sa skladá hlavne z elektrónov, protónov a hélia (alfa častíc); Jadrá ostatných prvkov a neutrálnych častíc sú obsiahnuté vo veľmi drobnom množstve.

Často zmätený solárny vietor (tok častíc - protóny, elektróny atď.) S účinkom tlaku solárneho svetla (fotónový prúd). Tlak slnečného žiarenia je v súčasnosti niekoľko tisíckrát tlak slnečného vetra. Kôňové kométy, vždy nasmerované na opačnej strane slnka, sú tiež vytvorené v dôsledku tlaku svetla, a nie na úkor slnečného vetra.

38. Aktívne útvary v solárnej atmosfére: škvrny, horáky, flokula, chromosférne blikajú, prolenus. Cyklus slnečnej aktivity.

Aktívne vzdelávanie v solárnej atmosfére

V čase v solárnej atmosfére vznikajú rýchlo sa meniace aktívne formácie, prudko odlišuje od okolitých nepozorovaných oblastí, ktorých vlastnosti a štruktúra, ktoré sú v priebehu času úplne alebo takmer takmer vôbec. V photosphere, chromosféra a koruna prejavu solárnej aktivity sú veľmi odlišné. Všetky z nich sa však týkajú celkového dôvodu. Takýto dôvod je magnetické pole, vždy

v aktívnych oblastiach.

Pôvod a dôvod zmien v magnetických poliach na slnku nie sú úplne nájdené. Magnetické polia sa môžu koncentrovať v akejkoľvek vrstve Slnka (napríklad v konvekovateľskej zóne) a periodické zosilňujúce magnetické polia môžu byť spôsobené ďalšou excitáciou prúdov v slnečnej plazme.

Najbežnejšími prejavmi solárnej aktivity sú škvrny, horáky, flokula, protvarans.

Solárne škvrny

Najznámejším prejavom solárnej aktivity je slnečné miesta, ktoré vznikajú, spravidla celé skupiny.

Solárne miesto sa javí ako malá pória, sotva sa líši od tmavých granúl medzi granúlmi. O deň neskôr je čas vyvíjať sa do okrúhleho tmavého miesta s ostrou hranicou, ktorého priemer sa postupne zvyšuje až do veľkosti niekoľkých desiatok tisíc tisíc km. Tento jav je sprevádzaný hladkým nárastom napätia magnetického poľa, ktorý v strede veľkých miest dosiahne niekoľko tisíc ersted. Veľkosť magnetického poľa je určená Zeemansky štiepenie spektrálnych línií.

Niekedy existuje niekoľko malých miest v malej oblasti natiahnutej rovnobežnej s rovníkom - skupinou škvŕn. Samostatné miesta sa nachádzajú prevažne na západných a východných územiach regiónu, kde sa zdola zdola vyvíja - vedúci (západný) a chvost (východný). Magnetické polia oboch hlavných škvŕn a menšie susedí s nimi vždy majú opačnú polaritu, a preto sa taká skupina bodov sa nazýva bipolárna

3-4 dni po vzniku veľkých miest okolo nich je menej tmavá polovica, ktorá má charakteristickú radiálnu štruktúru. Polčas obklopuje centrálnu časť škvŕn nazývanej tieň.

Postupom času sa oblasť obsadená skupinou škvŕn postupne zvyšuje a dosiahne najväčší

hodnoty desiateho dňa. Po tom, škvrny začínajú postupne znižovať a zmiznúť, najprv z nich najmenšie, potom chvost (po dýchaní do niekoľkých škvŕn), konečne vedúci.

Všeobecne platí, že tento celý proces trvá približne dva mesiace, ale mnohé skupiny solárnych miest nemajú čas

kompletné všetky stupne opísané a zmizne predtým.

Centrálna časť škvrny sa zdá byť čierna kvôli veľkým jasom photoshere. V skutočnosti, v centre

spots Jasne menej len poradie veľkosti a jasu polovice je asi 3/4 od jasu photoshere. Na základe kroku Stephen - Boltzmann to znamená, že teplota je 2-2,5 tis. Na menej ako v photosphere.

Zníženie teploty na mieste je spôsobený vplyvom magnetického poľa na konvekciu. Silné magnetické pole inhibuje pohyb látky, ktorá sa vyskytuje cez elektrické vedenia. Preto v konvekovateľskej zóne pod škvrnám, cirkulácia plynov oslabuje, čo toleruje podstatnú časť energie z hĺbky. Výsledkom je, že teplota škvŕn sa ukáže, že je nižšia ako v neporušenej fotosfére.

Veľká koncentrácia magnetického poľa v tieni popredných a chvostných škvŕn naznačuje, že hlavná časť magnetického toku aktívnej oblasti na slnku je v gigantickej trubici elektrických vedení, ktoré zanechávajú tieň miesta severnej polarity a prichádzajúce späť do škvŕn južnej polarity.

Avšak vzhľadom na vysokú vodivosť solárnej plazmy a fenoménu seba-indukcie nemôžu vzniknúť magnetické polia napätia v niekoľkých tisíc poistkov, ani nezmiznú v niekoľkých dňoch zodpovedajúcich vzhľadu a rozpadu skupiny miest.

Dá sa teda predpokladá, že magnetické trubice sú umiestnené niekde v konvektívnej zóne a vznik skupín solárnych miest je spojený s pop-upom takýchto skúmaviek.

Bažiny

V neporušených oblastiach fotosféry existuje len spoločné magnetické pole Slnka, ktorých sila je približne 1 E. V aktívnych oblastiach sa sila magnetického poľa zvyšuje stovky a dokonca tisícks.

Mierny nárast magnetického poľa na desiatky a stovky E je sprevádzaný vzhľadu v photoshere z jasnejšej oblasti, nazývanej horák. Celkovo môžu baterky obsadiť významnú časť celého viditeľného povrchu Slnka. Líšia sa v charakteristickej jemnej štruktúre a pozostávajú z mnohých pruhov, jasných bodov a uzlov - granule horákov.

Najlepšie horáky sú viditeľné na okraji slnečného disku (tu ich kontrast s photosphere je asi 10%), zatiaľ čo sú takmer vôbec viditeľné v centre. To znamená, že na určitej úrovni v photosfére horáka horúceho susedného neporušeného priestoru pre 200-300 k a vo všeobecnosti mierne vykonáva nad úrovňou

neporušený photosphere.

Vznik pochodeň je spôsobený významnou vlastnosťou magnetického poľa - aby sa zabránilo pohybu ionizovanej látky, ktorá sa vyskytuje cez elektrické vedenia. Ak má magnetické pole dostatočne veľkú energiu, potom "pripúšťa" pohyb látky je len pozdĺž elektrických vedení.

Slabé magnetické pole v oblasti horáka nemôže zastaviť relatívne výkonné konvekčné pohyby. Môže im však dať viac správnych. Zvyčajne každý prvok konvekcie, okrem celkového zdvihu alebo spúšťania vertikálne, vykonáva malé náhodné pohyby v horizontálnej rovine. Tieto pohyby, čo vedie k treniu medzi jednotlivými prvkami konvekcie, sú inhibované magnetickým poľom, ktorý je k dispozícii v oblasti horáka, ktorý uľahčuje konvekciu a umožňuje horúcim plynom stúpať do veľkej výšky a prenos väčšieho prúdu energie. Vzhľad horáka je teda spojený s vylepšením konvekcie spôsobenej slabým magnetickým poľom.

Tátory sú relatívne udržateľné vzdelávanie. Už nemôžu existovať v priebehu niekoľkých týždňov a dokonca mesiacov.

Flequula

Chromosféra cez škvrny a horák zvyšuje jeho jasu a kontrast medzi rušivou a neporušenou chromosfére rastie s výškou. Tieto jasnejšie oblasti chromosféry sa nazývajú flokula. Zvýšenie jasu flokuly v porovnaní s okolitou neporušenou chromosfére nedáva dôvody na určenie jeho teploty, pretože v chromosfére sa vypúšťa a veľmi transparentné pre kontinuálne spektrum, spojenie medzi teplotou a žiarením neposlúcha zákony Plank a Stephen-Boltzmann.

Zvýšenie jasu flokuly v centrálnych častiach môže byť vysvetlené zvýšením hustoty látky v chromosfére 3-5-krát s takmer nezmenenou teplotou, alebo so slabým nárastom. Solárne záblesky

V chromosfére a korunke, najčastejšie v malej oblasti medzi vývojovými škvrnami, najmä v blízkosti hraníc oblasti polarity silných magnetických polí, najsilnejšie a rýchlo sa vyvíjajúce prejavy slnečnej aktivity, nazývané solárne svetlá.

Na začiatku vypuknutia, jasno jedného z jasných uzlín flokuly náhle rastie. Často menej ako minútu, silné žiarenie sa šíri pozdĺž dlhého postroja alebo naleje celú oblasť s desiatkami tisícok km.

V viditeľnom regióne spektra sa vystuženie žiarenia vyskytuje hlavne v spektrálnych líniách vodíka, ionizovaného vápnika a iných kovov. Hladina nepretržitého spektra sa tiež zvyšuje, niekedy toľko, že blesk je viditeľný v bielom svetle na pozadí photosphere. Súčasne s viditeľným žiarením sa dôrazne zvyšuje intenzita UV a röntgenového žiarenia, ako aj silu emisií solárnych rádiov.

Počas ohniská, najviac krátka vlna (t.j. najviac "tvrdé") rôntgenových spektrálnych liniek a dokonca aj v niektorých prípadoch γ-žiarenie. Splash všetkých týchto typov žiarenia sa vyskytuje za pár minút. Po dosiahnutí maxima, hladina žiarenia sa postupne oslabuje niekoľko desiatok minút.

Všetky uvedené javy sú vysvetlené uvoľňovaním veľkého množstva energie nestabilnej plazmy umiestnenej v oblasti veľmi nehomogénneho magnetického poľa. V dôsledku interakcie magnetického poľa a plazmy sa významná časť energie magnetického poľa dostane do tepla, vykurovanie plynu na teplotu v desiatok miliónov Kelvinov a tiež ide o urýchlenie plazmových oblakov.

Súčasne s zrýchlením makroskopických plazmových oblakov, relatívne pohyby plazmových a magnetických polí vedú k zrýchleniu jednotlivých častíc na vysoké energie: elektróny až do desiatok CEV a protónov sú až desiatky MeV.

Tok takýchto solárnych častíc má významný vplyv na horné vrstvy atmosféry Zeme a jeho magnetického poľa.

Protún

Aktívne útvary pozorované v korunke sú protuberans. V porovnaní s okolitou plazmou je to hustšie a "studené" mraky, žiariace v rovnakých spektrálnych líniách ako chromosféra.

Protupreans sú veľmi odlišné formy a veľkosti. Najčastejšie je to dlhé, veľmi ploché útvary, ktoré sa nachádzajú takmer kolmé na povrch slnka. Preto, v projekcii na slnečnom pohone, Proteluberans vyzerajú vo forme zakrivených vlákien.

Protupreans sú najambicióznejšie útvary v solárnej atmosfére, ich dĺžka dosahuje stovky tisíc kM, hoci šírka nepresahuje 6 000 až 10 000 km. Spodné časti z nich sa spájajú s chromosférou a horný rozsah do desiatok tisícov KM. Následne sa však nachádzajú výčnelky a výrazne veľké veľkosti.

Prostredníctvom výčnelkov sa neustále vyskytuje metabolizmus chromosféry a koruny. To dokazuje často pozorované pohyby samotných programov a ich jednotlivých častí, ktoré sa vyskytujú s rýchlosťami desiatok a stoviek km / s.

Vznik, vývoj a pohyb protperanov úzko súvisí s vývojom skupín solárnych miest. V prvých štádiách vývoja aktívnej oblasti škvŕn, krátkodobé a rýchlo sa meniace

protuplici v blízkosti škvŕn. V neskorších štádiách sú stabilné pokojné protrubičky, existujúce bez výrazných zmien niekoľko týždňov, a dokonca aj mesiace, po ktorých môže náhle prísť krok aktivácie výbežky, ktorý sa prejavuje v vzniku silných pohybov, emisií látky v koruna a vzhľad rýchlo sa pohybujúcej erupcie hudobných výčnelkov.

Východné, alebo vybuchnuté - podľa druhov pripomínajú obrovské fontány, dosahuje výšky na 1,7 milióna km nad povrchom Slnka. Pohyby hojne látky v nich sú rýchlo; Vybuchli rýchlosťami stoviek km / s a \u200b\u200brýchlo rýchlo menia svoje obrysy. So zvýšením výšky sa protelubenets oslabijú a rozptýli. V niektorých výbežkoch boli prudké zmeny v rýchlosti pohybu jednotlivých zrazenín. Eruptívne výčnelky sú krátke.

Solárna činnosť

Všetky diskutované aktívne formácie v solárnej atmosfére úzko súvisia.

Vznik horákov a flokulov vždy predchádza vzniku škvŕn.

Bliká sa vyskytuje počas najvzdialenejšieho rastu skupiny miest alebo v dôsledku silných zmien v nich.

Zároveň vyplývajú, že programy, ktoré často existujú po páde aktívnej oblasti.

Kombinácia všetkých prejavov solárnej aktivity spojenej s touto časťou atmosféry a vyvíjanie určitého času sa nazýva stred solárnej aktivity.

Počet škvŕn a iných súvisiacich prejavov solárnej aktivity sa pravidelne líšia. ERA, keď je najväčší počet aktivít centier, sa nazýva maximálna slnečná aktivita, a keď sú absolútne alebo takmer vôbec vôbec, je minimum.

Meranie stupňa solárnej aktivity používa tzv. Čísla vlka úmerného celkového počtu miest f.a hodnotené číslo ich skupín g.: W.= k.(f.+ 10g.).

Koeficient proporcionality k.závisí od výkonu aplikovaného nástroja. Zvyčajne, čísla Wolfe v priemere (napríklad mesiace alebo roky) a vybudovať graf solárnej činnosti

Krivka solárnej aktivity ukazuje, že maxima a minima sa striedajú v priemere každých 11 rokov, hoci intervaly medzi jednotlivými postupnými maximami môžu

objavte od 7 do 17 rokov.

V ére minima pre určité časy na slnku, ako pravidlo vôbec. Potom sa začnú objaviť ďaleko od rovníka, o zemepisných šírkach ± \u200b\u200b35 °. V budúcnosti sa farbenie zóna postupne zostúpi do rovníka. V oblastiach vzdialených od rovníka menej ako 8 ° sú škvrny veľmi zriedkavé.

Dôležitým znakom cyklu solárnej aktivity je zákonom meniť magnetickú polaritu škvŕn. Počas každého 11-ročného cyklu majú všetky popredné škvrny bipolárnych skupín určitú polaritu na severnej pologuli a naopak na juhu. To isté platí pre chvostové škvrny, v ktorých je polarita vždy opačná k polaritu popredného miesta. V nasledujúcom cykle sa polarita popredných a chvostných škvŕn zmieni opaku. Zároveň, polarita a celkové magnetické pole slnka, ktorých póly sú v blízkosti pólov rotácie.

Jedenásťročná cyklicicita má mnoho ďalších charakteristík: podiel oblasti slnka, obsadenej horákom a flokulom, frekvencia bleskov, počet protvaranov, ako aj formy koruny a

solárna veterná energia.

Cyklus solárnej aktivity je jedným z najdôležitejších problémov modernej slnečnej fyziky, až do konca, ešte nevyriešený.