Kakšno je ime vidne plasti sončne atmosfere. Notranja struktura Sonca.
SonceKljub temu, da je navedeno "Rumena škrat" Tako velika, da smo se lahko lahko predstavljali. Ko rečemo, da je masa Jupitra 318 mas zemlje, se zdi neverjetno. Toda ko se naučimo, da 99,8% mase celotne snovi pade na sonce - to samo presega razumevanje.
V zadnjih letih smo se veliko naučili o tem, kako je naša zvezda urejena. Čeprav človeštvo ni izumilo (in verjetno ne bo izumalo) raziskovalna sonda, ki je sposobna fizično pristopiti na sonce in vzeti vzorce njegove snovi, nismo slabi glede njegove kompozicije.
Poznavanje fizike in priložnosti nam omogoča, da natančno povemo, kaj je sonce sestavljeno iz: 70% mase je vodik, 27% - helij, drugi elementi (ogljik, kisik, dušik, železo, magnezij in drugi) - 2,5%.
Vendar pa so samo ta suha statistika naše znanje, na srečo, niso omejeni.
Kaj je znotraj sonca
Glede na sodobne izračune temperatura v globinah Sonca doseže 15 do 20 milijonov stopinj Celzija, gostota zvezd doseže 1,5 grama na kubični centimeter.
Vir energije Sonca je nenehno vodena jedrska reakcija, ki teče globoko pod površino, zaradi katere se ohranja visoka temperatura Shone. Globoko pod površino sonca se vodik spremeni v helij kot rezultat jedrske reakcije s sočasno sproščanjem energije.
"Poklicana je območje sinteze jedrske" sonca sunny jedra. In ima polmer približno 150-175 tisoč km (do 25% polmera sonca). Gostota snovi v sončnem jedru je 150-krat večja gostota vode in skoraj 7-krat je gostota gostote snovi na Zemlji: OSMIA.
Znanstveniki poznajo dve vrsti termonuklearnih reakcij zvezd pod zvezdicami: cikel vodika in ogljikov cikel. Na soncu večinoma teče cikel vodikaki jih je mogoče razdeliti na tri faze:
- vodikove jedra se spremenijo v jedro deuterijev (vodikov izotop)
- vodikovi jedro se spremenijo v nestabilno jedro Helia izotopov
- izdelki prve in druge reakcije so zavezujoči za tvorbo stabilnega helija izotopa (helij-4).
Vsako sekundo, 4,26 milijona ton Stars Snov spremeni v sevanje, vendar v primerjavi s težo sonca, tudi ta neverjetna vrednost je tako malo, da jih je mogoče zanemariti.
Toplotni donos iz črevesja Sonca se izvaja z absorpcijo elektromagnetnega sevanja, ki prihaja od spodaj in njegova nadaljnja ponovno enostavnost.
Bližje površini sonca, ki izpuščajo energijo črevesja, se prenese predvsem v convetion cona.Sonce s postopkom konvekcija - mešanje snovi (topli tokovi snovi se dvigajo bližje površini, hladno se znižajo).
Območje konvekcije leži na globini približno 10% sončnega premera in prihaja na skoraj površino zvezde.
Vzdušje sonca.
Nad cone cons se začne vzdušje sonca, v njem pa se prenos energije ponovno pojavi z sevanjem.
Fotosfera. Kličejo spodnji sloj sončnega ozračja - vidna površina sonca. Njegova debelina ustreza optični debelini približno 2/3 enot, in v absolutnih vrednostih fotosfere doseže debelino 100-400 km. To je fotosfera, ki je vir vidnega sevanja sonca, temperatura je od 6600 K (na začetku) do 4400 K (na zgornjem robu fotooktivnosti).
Dejstvo je, sonce izgleda kot popoln krog z jasnimi mejami samo zato, ker na meji fotookfera, njegova svetlost pade 100-krat v manj kot eni sekundo loka. Zaradi te zemlje je Sončni disk opazno manj svetel kot središče, njihova svetlost pa je le 20% svetlosti diskovnega centra.
Kromosphere. - Druga atmosferska plast sonca, zunanja lupina zvezde, debelina približno 2.000 km, ki obdaja fotosfera. Temperatura kromosfere se poveča z višino 4000 do 20.000 K. Gledanje sonca iz tal, ne vidimo kromosfere zaradi nizke gostote. Lahko ga opazimo le med sončnimi eclipsi - intenzivnim rdečim sijajem okoli robov sončnega diska, to je kromosfera zvezde.
Solarna krona - Zadnja zunanja lupina sončnega vzdušja. Krona je sestavljena iz izrušenja izbok in energije, odhajajoče in izbruhnejo nekaj sto tisoč, še več kot milijon kilometrov v vesolje, ki tvorijo sončni veter.. Povprečna koronalna temperatura je do 2 milijona K, vendar lahko pride do 20 milijonov K., kot v primeru kromosfere - iz Zemlje, je sončna krona vidna samo med ECLIPSES. Premaga majhna gostota snovi sončne krone ne dovoljuje, da jo opazuje pri normalnih pogojih.
sončni veter.
sončni veter. - pretok nabitih delcev (protonov in elektronov), ki jih ogrevajo zunanje plasti zvezda atmosfere, ki se razteza na meje našega planetarnega sistema. Vrstice vsako sekundo izgubijo milijone ton njihove mase zaradi tega pojava.
V bližini orbite planeta Zemlja Hitrost solarnih delcev doseže 400 kilometrov na sekundo (se premikajo po našem zvezdastem sistemu s supersonično hitrostjo) in gostoto sončnih vetrov od več do nekaj deset ioniziranih delcev v kubičnem centimetru.
To je bil sončni veter neusmiljeno "Treplet" vzdušje planetov, "pihanje" plinov, ki jih vsebuje v njem v odprtem prostoru, je v veliki meri odgovoren. Da bi se uprli sončnemu vetru Zemlje, omogoča magnetno polje planeta, ki služi kot nevidna zaščita pred sončnim vetrom in preprečuje odtok atmosferskih atomov v odprt prostor. V trku sončnega vetra z magnetnim poljem planeta se pojavi optični pojav, ki na tleh pokličemo - polarne lučiz magnetnimi nevihtami.
Vendar pa je brezposelnost in koristi sončnega vetra - to "piha" iz sončnega sistema in prostorskega sevanja galaktičnega porekla - in zato varuje naš zvezdni sistem od zunanjega, galaktičnega sevanja.
Iščete lepoto polarnih radianov, je težko verjeti, da so ta platišča viden znak sončnega vetra in magnetosfere zemlje
Protuboyrans.
Površina sonca, ki jo vidimo, je znana kot fotosfera. To je območje, kjer svetloba iz jedra končno doseže površino. Photosfera temperatura je približno 6000 K, in sveti z belo svetlobo.
Tik nad fotosfero, atmosfera razteza več sto tisoč kilometrov. Razmislimo o stavbi ozračja sonca.
Prva plast v atmosferi ima minimalno temperaturo in se nahaja na razdalji približno 500 km nad površino fotookferije, s temperaturo okoli 4000 K. Za zvezdo je precej kul.
Kromosphere.
Naslednji sloj je znan kot kromosfera. To je le okoli 10.000 km od površine. Na vrhu kromosfere lahko temperatura doseže 20.000 K. Kromosfera je nevidna brez posebne opreme, ki uporablja ozkopasovne optične filtre. Giant Solar Proubebers se lahko dvigne v kromosfero na višino 150.000 km.
Nad kromosfero je prehodni sloj. Pod tem slojem je gravitacija prevladujoča sila. V prehodnem območju se temperatura hitro dvigne, ker helij postane popolnoma ioniziran.
Solarna krona
Naslednji sloj je krona, in se širi od sonca na milijone kilometrov v vesolju. Krono lahko vidite med popolnim Eclipse, ko je disk zaprt z Luno. Temperatura krone je približno 200-kratno vročo površino.
Medtem ko je temperatura fotosfere le 6000 K, lahko krona doseže 1-3 milijona stopinj Kelvin. Znanstveniki še vedno ne vedo, zakaj je tako visoko.
Hellosphere.
Zgornji del atmosfere se imenuje Heliosfera. To je mehurček prostora, napolnjen s sončnim vetrom, se razteza približno 20 astronomskih enot (1 AE. To je razdalja od tal na sonce). Konec koncev se Heliosfera postopoma premika v medzvezdna medij.
Vprašanja programa:
Kemična sestava sončnega ozračja;
Vrtenje sonca;
Poškodbe sončnega diska do roba;
Zunanje plasti sončnega atmosfere: kromosfera in krona;
Radio in rentgensko sevanje Sonca.
Povzetek:
Kemična sestava sončnega ozračja;
V vidnem območju je sevanje sonca neprekinjen spekter, ob ozadju, od katerih je več deset tisoč temnih absorpcijskih linij, imenovanih fraungaferov.. Največja intenzivnost neprekinjenega spektra sega v sisenskem delu, v valovnih dolžinah 4300 - 5000 A. na obeh straneh maksimalne intenzivnosti spektra zmanjšuje.
Opativnost Opažanja je pokazala, da sonce izžareva v nevidno kratko valovno in dolgovalno paleto spektra. V regiji Kratkovalo se spekter dramatično spremeni. Intenzivnost neprekinjenega spektra se hitro pade, temne fraunofer linije pa se nadomesti z emisijo.
Najmočnejša linija sončnega spektra je v ultravijolični regiji. Ta resonančna linija vodika L CO valovne dolžine 1216 A. V vidnem območju so najbolj intenzivne resonančne črte N in na ionizirano kalcij najbolj intenzivna. Po njih, prve linije balmerske serije vodikovega H , H , H , nato resonančne natrijeve črte, magnezij, železo, titanove linije in drugi elementi nato sledijo intenzivnosti. Preostale številne črte so identificirane s spektro približno 70 znanih kemičnih elementov iz tabele D.I. MendelEva. Prisotnost teh linij v sončnem spektru označuje prisotnost ustreznih elementov v sončnem vzdušju. Ustanovljena je prisotnost vodika, helija, dušika, ogljika, kisika, magnezija, natrija, železa, kalcija itd.
Prevladujoči element na soncu je vodik. Predstavlja 70% mase Sonca. Naslednji je helij - 29% mase. Preostali del elementov se skupaj vzamejo za nekaj več kot 1%.
Vrtenje Sonca.
Opažanja posameznih delov na sončnem disku, kot tudi merjenje premikov spektralnih linij v različnih točkah, ki jih pravijo o gibanju sončne snovi okoli enega od sončnih premerov, imenovanih os vrtenjaSonce.
Letalo, ki poteka skozi središče sonca in pravokotno na os vrtenja, se imenuje ravnina sončnega ekvatorja. Oblikuje kot 7 0 15 z ekliptično ravnino in prečka površino sonca vzdolž ekvatorja. Kot med ravnino ekvatorja in polmera, porabljenega iz središča sonca na tej točki na njegovo površino, se imenuje heliografska širina.
Kotna hitrost vrtenja sonca se zmanjšuje, ko se odstranjuje iz ekvatorja in se približuje polu.
V povprečju, \u003d 14 °, 4 - 2º, 7 SIN 2 B, kjer je B halowing zemljepisna širina. Kotna hitrost se meri s kotom vrtenja na dan.
Ciniarno obdobje ekvatorialne regije je 25 dni, v bližini Poljakov, ki jih doseže 30 dni. Zaradi vrtenja Zemlje okoli sonca se zdi, da je njena vrtenje bolj upočasnjeno in enako 27 oziroma 32 dni (sinodično obdobje).
Poškodbe sončnega diska do roba
Fotosfera je glavni del sončnega ozračja, v katerem se oblikuje vidno sevanje, ki ima neprekinjen značaj. Tako oddaja skoraj vsako sončno energijo, ki nam prihaja. Fotosfera je tanka plinska plast z dolžino več sto kilometrov, precej neprozorna. Photosfera je vidna, ko je sonce neposredno opazno v beli svetlobi v obliki navidezno "površine".
Pri opazovanju sončnega diska je opazen njegov zatemnitev do roba. Ko odstranite iz centra, se svetlost zelo hitro zmanjša. Ta učinek je pojasnjen z dejstvom, da v fotoosferi je dvig temperature z globino.
Za različne točke sončnega diska je značilno kot , ki je žarek vida z normalno na površino sonca na obravnavanem mestu. V središču diska je ta kot 0, žarek vida pa sovpada s polmerom sonca. Na robu \u003d 90 in žarek pogleda zdrsne vzdolž tangenta do plasti sonca. Večina sevanja določene plinske plasti prihaja iz ravni na optičnih globinah. Ko je pogled kažejo plasti fotosfere na velikem kotu, je optična globina dosežena v več zunanjih plasti, kjer je temperatura manj. Posledično je intenzivnost sevanja iz robov sončnega diska nižja od intenzivnosti sevanja njegove sredine.
Zmanjšanje svetlosti sončnega diska na rob v prvem približevanju se lahko zastopa s formulo:
I () \u003d i 0 (1 - u + cos),
kjer i () je svetlost na točki, v kateri je žarek vida kota ° C normalnost, i 0 je svetlost sevanja središča diska, u je koeficient sorazmernosti, odvisno od valovna dolžina.
Vizualne in fotografske opazovanja fotosfera vam omogočajo, da zaznate svojo fino strukturo, ki spominja na tesno urejene Cumulus Clouds. Svetle zaokrožene formacije se imenujejo granule in celotna struktura - granulacija. Kotne dimenzije granul ne predstavljajo več kot 1 "ARC, ki ustreza 700 km. Vsaka posamezna granula obstaja 5-10 minut, po kateri se razpade, in nove granule se oblikujejo na svojem mestu. Granule so obdane s temnimi intervali. V granulah se snov dvigne, in padejo okoli njih. Hitrost teh gibov je 1-2 km / s.
Granulacija - manifestacija konvektivnega območja, ki se nahaja pod fotookfero. V konvektivnem območju je snov mešana zaradi dviga in znižanja posameznih plinskih mas.
Razlog za pojav konvekcije v zunanjih plasth sonca je dve pomembni okoliščinah. Po eni strani se temperatura neposredno pod fotosfero zelo hitro raste globoko in sega ne more zagotoviti sevanja iz globljih vročih plasti. Zato se energija prenaša s samimi premikajočimi nehomogenostmi. Po drugi strani pa so te nehomogenosti preživele, če plin ni v celoti v njih, ampak le delno ionizirana.
Ko se premaknete na spodnje plasti fotozmere, je plin nevtraliziran in ne more oblikovati stabilne nehomogenosti. Zato se v zgornjih delih konvektivnega območja zavirajo konvektivna gibanja, konvekcija pa je popolnoma ustavljena. Oscilacije in motnje v fotoosferi povzročajo akustične valove. Zunanje plasti konvektivnega območja predstavljajo vrsto resonatorja, v katerem so 5-minutne nihanja navdušena v obliki stoječih valov.
Zunanje sončne atmosferske plasti: Kromosfera in krona
Gostota snovi v fotosferi se hitro zmanjšuje z višino in zunanje plasti so močno redke. V zunanjih plasth fotosfere temperatura doseže 4500 K, nato pa se začne ponovno rasti. Obstaja počasen dvig temperature na več deset tisoč stopinj, ki jih spremlja ionizacija vodika in helija. Ta del atmosfere se imenuje kromosphere.. V zgornjih plasth kromosfere gostota snovi doseže 10 -15 g / cm 3.
V 1 cm 3 teh pečatov kromosfera vsebuje okoli 10 9 atomov, vendar se temperatura poveča na milijon stopinj. Tukaj se začne večina zunanjega dela vzdušja sonca, ki se imenuje solarna krona. Razlog za ogrevanje najbolj zunanjih plasti sončnega ozračja je energija akustičnih valov, ki nastanejo v fotosferi. Pri širjenju, v plasti z manjšo gostoto, ti valovi povečajo svojo amplitudo na več kilometrov in se spremenijo v udarne valove. Kot posledica pojava udarnih valov, je razpršitev valov, kar povečuje kaotične hitrosti gibanja delcev in povečuje temperaturo.
Integralna svetlost kromosfere je na stotine krat manj kot svetlost fotosifera. Zato je treba opazovati kromosfero, je treba uporabiti posebne metode za razlikovanje njenega šibkega sevanja od močnega toka fotosferskega sevanja. Najbolj priročne metode so opažanja v trenutkih Eclipses. Dolžina kromosfere je 12 - 15.000 km.
Pri preučevanju fotografij kromosfere je vidna heterogenost, najmanjša se imenuje spikula.. Spikulas imajo podolgovato obliko, podolgovati v radialni smeri. Njihova dolžina je več tisoč km. Debelina je približno 1.000 km. S hitrostmi več ducat km / s špekulah se dvigne s kromosfere na krono in raztopi v njem. Skozi govorniki pride do presnove kromosfere s preoblikovanjem krone. Smicilas tvorijo večjo strukturo, imenovano kromosfersko mrežo, ki jo generira gibanje valov, ki jih povzročajo bistveno veliki in globlje elemente konvektivnega območja pod-Shifer kot granule.
Crown.ima zelo majhno svetlost, zato jo lahko opazimo le v polni fazi sončnih mrk. Zunaj Eclipse, je opaziti s pomočjo coronografije. Krona nima ostrih obrisov in ima nepravilno obliko, ki se sčasoma močno spreminja. Najbolj presenetljiv del krone, odstranjen iz umove, ne več kot 0,2 - 0,3 polmera sonca se imenuje notranja krona, ostalo, zelo razširjen del - zunanja krona. Pomembna značilnost krone je njena sevalna struktura. Rays so različnih dolžin, do ducata in več solarnega polmera. Notranja krona je bogata s strukturnimi formacijami, ki spominjajo na luknje, čelade, individualne oblake.
Sevanje krona je razpršena svetloba fotookfera. Ta svetloba je močno polarizirana. Takšna polarizacija lahko povzroči le brezplačne elektrone. V 1 cm 3 kronske snovi vsebuje približno 10 8 brezplačnih elektronov. Videz takega števila brezplačnih elektronov mora biti posledica ionizacije. Torej v kroni v 1 cm 3 vsebuje približno 10 8 ionov. Skupna koncentracija snovi mora biti 2 . 10 8. Solarna krona je redko plazma s temperaturo približno milijon kelvinov. Rezultat visoke temperature je velika dolžina krone. Dolžina krone je na stotine, ki je večja od debeline fotosfere in je na stotine tisoč kilometrov.
Radijski in rentgenski sevanje sonca
Z.poglavna krona je popolnoma pregledna za vidno sevanje, vendar slabo pogrešajo radijske valove, ki doživljajo močno absorpcijo in lom. Na metrov valovi svetlost krone doseže milijon stopinj. Na kratkih valovih se zmanjšuje. To je posledica povečanja globine, kjer sevanje prihaja od, zaradi zmanjšanja absorpcijskih lastnosti plazme.
Radijska emisija solarne krone je izslejena na razdalji več deset radijskih tokov. To je mogoče zaradi dejstva, da sonce vsako leto prehaja z močnim virom radijske emisije - rakovice meglice in sončne krone zasenči. Razprševanje sevanja meglice v heterogenostih krone se pojavi. Opazijo sončne radijske emisije, ki jih povzročajo plazemska nihanja, povezana s prehodom skozi to s kozmičnimi žarki med kromosferskimi utripami.
X-ray sevanjeŠtudiral je s posebnimi teleskopi, nameščenimi na vesoljskem plovilu. Redgena slika sonca ima nepravilno obliko z množico svetlih madežev in "potrkano" strukturo. V bližini optične udeja, opazno povečanje svetlosti v obliki nehomogenega obroča. Zlasti svetle madeže, ki so opazili nad centri sončne dejavnosti, na območjih, kjer obstajajo močni viri radijske emisije na decimetre in meter valovi. To pomeni, da se rentgensko sevanje pojavi predvsem s solarno krono. Rentgenske opazovanja Sonca vam omogočajo, da izvedete podrobne študije o strukturi sončne krone neposredno v projekciji na soncu. Poleg svetlih območij sijaja krone nad madežami se najdejo obsežna temna območja, ki niso povezana z nobenimi opaznimi formacijami v vidnih žarkih. Poklicani so koronalne luknjein so povezani z deli sončnega ozračja, v katerih magnetna polja ne tvorijo zank. Koronalne luknje so vir ojačanja sončnega vetra. Lahko obstajajo za več vrtljajev sonca in povzročajo 27-dnevno periodičnost pojavov občutljivih na sevanje telesa na Zemlji.
Preskusna vprašanja:
Kateri kemijski elementi prevladujejo v sončnem vzdušju?
Kako se lahko naučim o kemijski sestavi Sonca?
Kakšno obdobje sonca se vrti okoli njegove osi?
Ali obdobje vrtenja ekvatorialnih in polarnih regij sonca sovpada?
Kaj je fotosfera sonca?
Katera zgradba ima sončno photosfero?
Kaj je povzročilo zatemnitev sončnega diska do roba?
Kaj je granulacija?
Kaj je sončna krona?
Kakšna je gostota snovi v kroni?
Kaj je sončna kromosfera?
Kaj je govornik?
Kakšna je temperatura krone?
Kaj pojasnjuje velika temperatura krone?
Kakšne so značilnosti emisije radia Sun?
Katera področja sonca so odgovorna za videz rentgenskega sevanja?
Literatura:
Kononovich e.v., Moroz V.I. Potek splošne astronome. M., uredniški URSS, 2004.
GALUZO I.V., Golubev V.A., Shimbalev a.a. Načrtovanje in metode izvajanja lekcij. Astronomija v razredu 11. \\ t Minsk. Aversev. 2003.
Wipl f.l. Družina sonca. M. MIR. 1984.
Shklovsky I. S. Starzda: njihovo rojstvo, življenje in smrt. M. Znanost. 1984.
Ko vidimo sončno poletno pokrajino, se nam zdi, da je celotna slika, kot če je napolnjena s svetlobo. Vendar, če pogledate sonce s pomočjo posebnih naprav, bomo ugotovili, da celotno površino opomni z ogromnim morjem, kjer se bodo požarni valovi smejali in se premikajo madeže. Katere so glavne komponente sončnega vzdušja? Kateri procesi se pojavljajo v naših zvezdah in kakšne snovi vstopajo v svojo kompozicijo?
Skupni podatki
Sonce je nebeško telo, ki je zvezda, in edini v sončnem sistemu. Planeti, asteroidi, sateliti in drugi vesoljski predmeti se vrtijo okoli njega. Kemijska sestava Sonca je približno enaka na kateri koli točki. Vendar se bistveno spremeni, ko se zvezda približuje središče, kjer se njeno jedro nahaja. Znanstveniki so ugotovili, da je sončno vzdušje razdeljeno na več plasti.
Kateri kemijski elementi so vključeni na sonce
Ne vedno, človeštvo je dalo tiste podatke o soncu, ki ima danes znanost. Ko so zagovorniki verskega sveta trdili, da je svet nemogoče vedeti. In kot potrditev njegovih idej, so vodila dejstvo, da oseba ni dana vedeti, kaj kemična sestava sonca. Vendar se je napredek v znanosti prepričljivo izkazal za zmotje takšnih stališč. Še posebej napredne znanstvenike v študiji zvezde po izumu spektroskopa. Kemijska sestava Sonca in Stars Znanstveniki so preučevana z uporabo spektralne analize. Torej, ugotovili, da je sestava naše zvezde zelo raznolika. Leta 1942 so raziskovalci odkrili, da je na soncu prisotno celo zlato, čeprav to ni toliko.
Druge snovi
Predvsem kemijska sestava Sonca vključuje elemente, kot je vodik in helij. Njihova razširjenost označuje plinasto naravo naše zvezde. Vsebnost drugih elementov, na primer, magnezij, kisik, dušik, železo, kalcij je rahlo.
S pomočjo spektralne analize so raziskovalci izvedeli, katere snovi niso ravno na površini te zvezde. Na primer, klor, živo srebro in bor. Vendar znanstveniki kažejo, da so te snovi, poleg glavnih kemijskih elementov, ki so del Sonca, lahko v svojem jedru. Skoraj 42%, naša zvezda je sestavljena iz vodika. Približno 23% je predstavljalo vse kovine, ki so na soncu.
Tako kot večina parametrov drugih nebesnih teles, se značilnosti naše zvezde izračunajo le teoretično s pomočjo računalniške tehnologije. Kot začetni podatki so takšni kazalniki kot polmer zvezde, mase in njegove temperature. Trenutno so znanstveniki ugotovili, da je kemijska sestava Sonca predstavljena s 69 elementi. Spektralna analiza ima v teh študijah veliko vlogo. Zahvaljujoč njemu je bila ustanovljena sestava ozračja naše zvezde. Zanimivo je bil tudi zanimiv vzorec: niz kemičnih elementov v sestavi sonca je presenetljivo podobna kompoziciji kamnitih meteoritov. To dejstvo je pomemben dokaz, da imajo ti nebesni organi skupen izvor.
Požarna krona
To je plast močnega rešene plazme. Njegova temperatura doseže 2 milijona kelvinov, gostota snovi pa presega gostoto zemeljske atmosfere na več sto milijonov krat. Tumi atomi ne morejo biti v nevtralnem stanju, nenehno se soočajo in ionizirajo. Krona je močan vir ultravijoličnega sevanja. Naš celoten planetarni sistem je izpostavljen sončnemu vetru. Njegova začetna hitrost je enaka skoraj 1 tisoč km / s, vendar se od odstrani od zvezde, se postopoma zmanjšuje. Hitrost sončnega vetra na površini zemlje je približno 400 km / s.
Splošne ideje o kroni
Sončna krona se včasih imenuje vzdušje. Vendar pa je samo sami. Najlažji od vse krone je opaziti med popolnim Eclipse. Kljub temu bo zelo težko skicirati, ker Eclipse traja le nekaj minut. Ko je bila izumljena fotografija, so astronomi lahko dobili objektivni pogled na solarno krono.
Že po opravljenih prvih slikah so raziskovalci uspeli zaznati območij, ki so povezani s povečano aktivnostjo zvezde. Krona sonca ima sevalno strukturo. To ni le najbolj vroča del njegovega ozračja, ampak tudi v zvezi z našim planetom je najbližje. Pravzaprav smo nenehno znotraj nje, ker sončni veter prodre v najbolj oddaljene kotičke sončnega sistema. Vendar pa od svojega vpliva sevanja zaščiteni z zemeljskim ozračjem.
Jedro, kromosfera in fotosfera
Osrednji del naše zvezde se imenuje jedro. Njegov polmer je približno četrtina celotnega Sun Radiusa. Snov v notranjosti jedra je zelo stisnjena. Bližje površini zvezde je tako imenovana konvektivna cona, kjer je gibanje snovi, ki generira magnetno polje. Končno, vidna površina sonca se imenuje Photosfera. To je debelina več kot 300 km. Iz fotoapara na Zemlji pride sončno sevanje. Njegova temperatura doseže približno 4.800 kelvinov. Vodik tukaj se ohranja skoraj v nevtralnem stanju. Kromosfera se nahaja nad fotosfero. Njegova debelina je približno 3 tisoč km. Čeprav sta kromosfera in krona sonca nad fotosfero, znanstveniki ne porabijo jasnih meja med temi plasti.
Protuboyrans.
Kromosfera ima zelo nizko gostoto in sevanje je slabše od sončne krone. Vendar pa lahko tukaj opazujete zanimiv pojav: ogromne plamene, katerih višina je več tisoč kilometrov. Imenujejo se sončne protederje. Včasih se izbokline dvignejo na višino milijona kilometrov nad površino zvezde.
Raziskave
Psupubeans so značilni za iste indikatorje gostote kot kromosfero. Vendar pa se nahajajo neposredno nad njim in ga obkrožite z redkami plasti. Prvič v zgodovini astronomije, so izbokline opazili raziskovalec iz France Pierre Zhansena in njegovega angleškega kolega Josepha Lokimer leta 1868 njihov spekter vključuje več svetlih linij. Kemijska sestava sonca in izboklin je zelo podobna. Predstavlja ga predvsem vodik, helij in kalcij, prisotnost drugih elementov pa je zanemarljiv.
Nekateri produbenani, ki so obstajali določeno obdobje brez vidnih sprememb, nenadoma eksplodirajo. Njihova snov z ogromno hitrostjo, ki je dosegla več kilometrov na sekundo, se vrže v bližnji zunanji prostor. Videz kromosfere se pogosto spreminja, kar kaže na različne procese, ki se pojavljajo na površini sonca, vključno z gibanjem plinov.
Na območjih zvezd s povečano aktivnostjo, ne le izbokljenja je mogoče opaziti, ampak tudi madeže, kot tudi ojačanje magnetnih polj. Včasih se s pomočjo posebne opreme na soncu najdejo izbruhe določenih gostih plinov, katerih temperatura lahko doseže velike spremenljivke.
Chromospheric utripa
Včasih radijska emisija naše zvezde poveča na stotine tisočkrat. Tak pojav se imenuje kromosferska bliskavica. Spremlja ga nastajanja točk na površini sonca. Prvič, utripe so bile obravnavane kot povečanje svetlosti kromosfere, nato pa se je izkazalo, da so celoten kompleks različnih pojavov: močno povečanje radijskih emisij (rentgenski in gama sevanje), izmet mase od krona, protonske rakete.
Sklepamo
Torej smo ugotovili, da je kemijska sestava sonca večinoma predstavljata dve snovi: vodik in helij. Seveda obstajajo drugi elementi, vendar je njihov odstotek nizek. Poleg tega znanstveniki niso odkrili nobenih novih kemikalij, ki bi bili del zvezde in na zemlji ne bi bilo odsotnega. V sončni fotosferi je nastanek vidnega sevanja. Po drugi strani pa je velik pomen za ohranjanje življenja na našem planetu.
Sonce je vroče telo, ki nenehno oddaja površino, obdana z oblakom plinov. Njihova temperatura ni tako visoka, kot plini znotraj zvezde, vendar je impresivno. Spektralna analiza vam omogoča, da ugotovite, kaj kemična sestava sonca in zvezd. In ker so spektri mnogih zvezd zelo podobni spektri soncu, to pomeni, da je njihova sestava približno enaka.
Danes so procesi, ki se pojavljajo na površini in znotraj glavnega sijaja našega planetarnega sistema, vključno s študijem njegove kemične sestave, preučujejo astronomi v posebnih solarnih opazovanjih.
Struktura Sonca.
1 - jedro, 2 - cona sevalnega ravnotežja, 3 - konvektivna cona, 4 - fotosfera, 5 - kromosfera, 6 - krona, 7 - madeži, 8 - granulacija, 9 - PROTUBENETS \\ t
Notranja struktura sonca. Jedro
Osrednji del sonca s polmerom približno 150.000 km (0,2 - 0,25 polmera sonca), v katerem se pojavijo termonuklearne reakcije, se imenuje solarno jedro.
Gostota snovi v jedru je približno 150.000 kg / m³ (150-krat višja od gostote vode in v 6,6-krat večja od gostote težkih kovin na zemlji - iridia), in temperatura v središču jedra je več kot 14 milijonov K.
Ker Največje temperature in gostote bi morale biti v osrednjih delih sonca, jedrskih reakcij in njihova spremljevalna izdaja energije se najbolj intenzivno pojavljajo v bližini središča Sonca. V jedru, skupaj z reakcijo Proton-Proton, ima ogljikov cikel pomembno vlogo.
Kot rezultat odzivne reakcije Proton-Proton, 4,26 milijona ton snovi spremeni v energijo, vendar pa je ta vrednost zanemarljiva v primerjavi z maso Sonca - 2 · 1027 ton. Notranja struktura sonca.
Zobni sevalno ravnotežje
Ker se temperatura odstrani iz središča Sonca in gostota postane manj, emisija energije zaradi ogljikovega cikla se hitro ustavi, in do razdalje 0,2-0,3 polmera, temperatura postane manj kot 5 milijonov K, in Gostota se znatno zmanjša. Kot rezultat, jedrske reakcije tukaj praktično ne pojavijo. Te plasti prenesejo samo zunanje sevanje, ki se je zgodilo v večji globini.
Pomembno je, da namesto vsakega absorbiranega kvanta visokih energetskih delcev, praviloma, se več KSperts manjših energij oddaja kot posledica zaporednih kaskadnih prehodov. Zato, namesto γ-kvantnih, rentgenskega žarka, namesto rentgenskega razreda - UV, ki je, nato pa je že v zunanjih slojih "zdrobljena" na kvancionalnem vidnem in toplotnem sevanju, končno oddaja Sonce.
Del Sonca, v katerem je sprostitev energije na račun jedrskih reakcij nepomembna in proces prenosa energije se pojavi samo s absorpcijo sevanja in naknadno ponovno energijo, se imenuje območje sevalnega ravnovesja. Zavzema površino približno 0,3 do 0,7 sončnega radija.
Konvektivna cona.
Nad ravni sevalnega ravnovesja pri prenosu energije, sama snov začne sodelovati.
Neposredno pod opazovanimi zunanjimi plastmi sonca, za približno 0,3 polmera, se oblikuje konvektivna cona, v kateri se energija prenese na konvekcijo.
V konvektivnem območju je vrtinec, ki mešanje plazme. Po mnenju sodobnih podatkov je vloga konvektivnega območja v solarni fiziki izjemno velika, saj je to prav v njej različne sončne gibe in magnetna polja.
Stavba ozračja sonca. Fotosfera.
Najbolj zunanje plasti sonca (vzdušje sonca) je narejeno, da se razdeli na fotosfero, kromosfero in krono.
Fotosfera se imenuje del sončnega ozračja, v katerem se oblikuje vidno sevanje, ki ima neprekinjen spekter. Torej, v fotosferi, skoraj vsa sončna energija, ki prihajajo na nas, oddaja. Photosfera je vidna, ko je sonce neposredno opazno v beli svetlobi v obliki navidezno "površine".
Debelina fotosfere, tj. Dolžina plasti prihaja od tam, kjer je več kot 90% sevanja v vidnem območju, manj kot 200 km, tj. približno 3 · 10-4 R.. Ker izračuni kažejo, ko so opazili na tangentih v takšne plasti, se njihova vidna debelina večkrat zmanjša, zaradi česar se ob robu na robu sončnega diska (udelja) najhitrejša padec svetlosti pojavi manj kot 10-4 R.. Iz tega razloga se zdi, da je rob sonca izključno oster. Koncentracija delcev v fotosferi je 1016-1017 v 1 cm3 (pri normalnih pogojih v 1 cm3 zemeljske atmosfere, 2,7 × 1019 molekul so vsebovane. Tlak v fotosferi je približno 0,1 atm., Temperatura fotookfera pa je 5.000 - 7.000 K.
V takih pogojih so atomi z ionizacijskimi potenciali v več voltih (NA, K, CA) ionizirani. Preostali elementi, vključno z vodikom, ostanejo pretežno v nevtralnem stanju.
Fotosfera je edina površina nevtralnega vodika na soncu. Vendar pa je zaradi manjše ionizacije vodika in praktično popolne ionizacije kovin še vedno brezplačne elektrone. Ti elektroni imajo izjemno pomembno vlogo: povezovanje z nevtralnimi vodikovimi atomi, ki tvorijo negativne vodikove ione n -
Negativne vodikove ione se oblikujejo v nepomembnem znesku: od 100 milijonov vodikovih atomov v povprečju samo eno se spremeni v negativni ion.
Ioni n- imajo lastnost izjemno močno absorbiranja sevanja, zlasti na IR in vidnih območjih spektra. Zato so kljub nepomembni koncentraciji negativni vodikov ioni glavni vzrok, ki določa absorpcijo sevalne fotooksifuhere snovi v vidnem območju spektra. Povezava drugega elektrona z atomom je zelo šibka, zato lahko tudi fotoni IR območja uničijo negativni ion vodika.
Sevanje se pojavi, ko so elektroni posneli z nevtralnimi atomi. Med Capture
photoni in določijo luminiscenco fotoosfere sonca in zvezd, ki so blizu njega pri temperaturi. Torej, rumenkasto
svetloba sonca, ki se imenuje "bela", se pojavi, ko je vodik priključen na drug elektronski atom.
Afiniteta za elektron nevtralnega atoma H je 0,75 EV. Ko je priključen na atom elektrone e.) Z energijo, ki je večja od 0,75 EV, se njegov presežek izvede z elektromagnetnim sevanjem e.+ H → H-+ ħ Ω, pomemben del, ki pade v viden obseg.
Opažanja fotosfera vam omogočajo, da odkrijete svojo fino strukturo, ki spominja na tesno urejene Cumulus oblake. Lahke zaobljene formacije se imenujejo granule, celotna struktura pa je granulacija. Kotne dimenzije granul v povprečju predstavljajo največ 1 "ARC, ki ustreza 725 km na soncu. Vsaka posamezna granula obstaja v povprečju 5-10 minut, po katerem se razpade, na njenem mestu pa se pojavi.
Granule so obdane s temnimi intervali, ki tvorijo celice ali celice. Spektralne linije v granulah in med njimi so premaknjene med njimi, v modri barvi in \u200b\u200brdeči obraz. To pomeni, da se v granulah snov dvigne, in padejo okoli njih. Hitrost teh gibov je 1-2 km / s.
Granulacija - opažena v fotosfunčni manifestaciji konvektivnega območja, ki se nahaja pod fotookfero. V konvektivnem območju je aktivna mešanica snovi zaradi dviganja in znižanja posamezne mase plina (elemente konvekcije). Po opravljenem načinu, ki je približno enaka njegovi velikosti, se zdi, da se v okolju raztezajo, ustvarja nove nehomogenosti. V zunanjih, hladnejših plasti,
dimenzije teh nehomogenosti so manj
Kromosphere.
V zunanjih plasth fotosfere, kjer se gostota zmanjša na vrednost 3 × 10-8 g / cm3, temperatura doseže vrednosti pod 4.200 K. Ta temperaturna vrednost je minimalna za celotno sončno vzdušje. V višjih slojih se ponovno poveča temperatura. Prvič, počasna naraščajoča temperatura poteka na več deset tisoč Kelvinov, ki jo spremlja vodikov ionizacija, nato pa Helium. Ta del sončnega vzdušja se imenuje kromosfera.
Razlog za tako močno segrevanje najbolj zunanjih plasti sončnega vzdušja je energija akustičnih (zvočnih) valov, ki se pojavljajo v fotosferi, kot posledica gibanja konvekcijskih elementov.
V najbolj zgornjih slojih konvektivnega območja, neposredno pod fotosfero, so konvektivna gibanja dramatično zaviranje in konvekcija nenadoma ustavi. Torej, fotosfera od spodaj je nenehno kot "bombardirani" konvektivni elementi. Od teh udarcev so motnje, opažene v obliki granul, in sama prihaja na oscilacijsko gibanje z obdobjem, ki ustreza frekvenci lastnih nihanj fotosfera (približno 5 minut). Ta nihanja in motnje, ki nastanejo v fotosferi, ustvarjajo valove v njem, po naravi blizu zvočnih valov v zraku. Ko se razširi, t.e. V plasti z manj gostote, ti valovi povečajo svojo amplitudo na več kilometrov in se spremenijo v
Šok valovi.
Dolžina kromosfere je več tisoč km. Kromosfera ima emisijski spekter, ki je sestavljen iz svetlih linij. Ta spekter je zelo podoben soncu spektra, v katerem se vse absorpcijske linije zamenjajo na sevalni liniji, in neprekinjen spekter je skoraj odsoten. Vendar pa je v spektru kromosfere, da je linija ioniziranih elementov močnejša kot v spektru fotosfere. Zlasti v spektru kromosfere so helijske linije zelo močne, v spektru Phraungafferja pa praktično niso vidne. Te značilnosti spektra potrjujejo dvig temperature v kromosferi.
Pri proučevanju slik kromosfere je njena nehomogena struktura pripravljena na sebi, kar je bistveno močno izgovarja kot granulacijo v fotosfera.
Najmanjše strukturne formacije v kromosferi se imenujejo SPS. Imajo podolgovato obliko in raztegnjene predvsem v radialni smeri. Njihova dolžina je več tisoč km, debelina pa je približno 1.000 km. S hitrostmi več ducat km / s špekulah se dvigne s kromosfere na krono in raztopi v njem.
Skozi govorniki pride do presnove kromosfere s preoblikovanjem krone.
Hkrati je na stotine tisoč govorcev.
Spikulas v zameno oblikujejo večjo strukturo, imenovano Kromosferska mreža, ki jo generira gibanje valov povzročil bistveno velikih in globljih elementov
podfotosfersko konvektivno območje kot granule.
Kromosferična mreža je najboljša vidna na slikah v močnih linijah na oddaljenem območju UV spektra,
na primer, v resonančni liniji 304 Å ionizirani helij.
Kromosferična mreža je sestavljena iz ločenih celic od 30 do 60 tisoč km.
Crown.
V zgornjem kromospnem slojih, kjer je gostota plina le 10-15 g / cm3, se pojavi še en izjemno oster povečanje temperature, približno milijon kelvin. Tukaj je najbolj zunanji in najbolj redki del vzdušja sonca, ki se je začel s solarno krono.
Svetlost sončne krone je milijonkrat manj kot fotosferski, in ne presega svetlosti lune v polni luni. Zato je mogoče opazovati solarno krono v celoti fazi solarnih ochips, in zunaj Eclipse - s pomočjo posebnih teleskopov (coronografih), v katerih je umetna mrk Sonca zadovoljna.
Krona nima ostrih obrisov in ima nepravilno obliko, ki se sčasoma močno spreminja. To se lahko presoja s primerjavo slik, pridobljenih med različnimi esklipsi. Najbolj presenetljiv del krone, oddaljene od okončine, ne več kot 0,2-0,3 polmera sonca, je običajno, da se imenuje notranjo krono, ostalo, zelo razširjen del, je zunanja krona. Pomembna značilnost krone je njena sevalna struktura. Rays so različnih dolžin do ducata in več solarnega polmera. Na dnu se žarki običajno zgostijo, nekateri od njih se upogibajo k sosednji.
Spekter krone ima številne pomembne značilnosti. To je osnova za to je šibko neprekinjeno ozadje z distribucijo energije, ki ponavlja porazdelitev energije v neprekinjenem spektru Sonca. Glede na to
neprekinjen spekter v notranjem kronu je opaziti svetle emisijske linije, katerih intenzivnost se zmanjša z odstranitvijo od Sonca. Večina teh vrstic ne prejme v laboratorijskih spektrih. V zunanji kroni je phoungonova linije sončnega spektra, ki se razlikujejo od fotosferske relativno večje preostale intenzivnosti.
Sevanje krone je polarizirano in na razdalji približno 0,5 R. rob Polarizacije sonca se poveča na približno 50%, na dolge razdalje pa se ponovno zmanjša .__
Sevanje krone je razpršena svetloba fotosifera, polarizacija tega sevanja pa omogoča naravo delcev, na katerih se pojavi razprševanje, je brezplačen elektroni.
Videz teh prostih elektronov lahko povzroči samo ionizacija snovi. Vendar pa mora na splošno ionizirani plin (plazma) nevtralen. Zato bi morala koncentracija ionov v kroni ustrezala tudi koncentraciji elektronov.
Linije emisije sončne krone pripadajo običajnim kemičnim elementom, vendar v zelo visokih stopnjah ionizacije. Najbolj intenzivna je zelena koronalna črta z valovno dolžino 5303 Å - oddajajo FE XIV ion, t.j. Iron atom, brez 13 elektronov. Druga intenzivna - rdeča koronalna črta (6 374 Å) - spada v atome devetletnega ioniziranega železa FE X. Preostale emisijske linije so identificirane s FE XI, FE XIII, NI XIII, NI XV, NI XVI, CA XII, CA XV , Ar X in Dr.
Tako je sončna krona redko plazma s temperaturo približno milijon kelvinov.
Zodiakalna svetloba in anti-Cose
Glow, podoben "lažni kroni", je mogoče opaziti na velikih razdaljah od sonca
oblika zodiakalne svetlobe.
Zodiakalna svetloba opazimo v temnih obeskih noči spomladi in jeseni v južnih latitudih kmalu
po sončnem zahodu ali v kratkem pred sončnim vzhodom. V tem času se ekliptična dvigne visoko nad obzorjem, in postane lahek trak, ki poteka po njej. Ko se približuje soncu, ki je pod obzorjem, se poveljnik ojača in pasu se širi, ki tvori trikotnik. Postopoma pade svetlost s povečanjem razdalje od sonca.
Na nebu, nasprotje soncu, svetlost zodiakalne svetlobe se rahlo poveča, ki tvori eliptično megleno mesto s premerom okoli 10 °, ki se imenuje anti-anti-cose. Anti-eyed.
zaradi odsevanja sončne svetlobe iz kozmičnega prahu.
sončni veter.
Solarna krona ima dinamično nadaljevanje, ki presega orbito Zemlje do razdalje okoli 100 AE.
S solarne krone, konstantna plazma poteče po hitrosti postopoma narašča, ko sonce odstrani. Ta širitev sončne krone v medplanernem prostoru se imenuje sončni veter.
Zaradi sončnega vetra sonce vsako sekundo izgubi približno 1 milijon ton snovi. Sončni veter sestoji predvsem iz elektronov, protonov in helija jedra (alfa delce); Jedra drugih elementov in nevtralnih delcev so vsebovane v zelo majhni količini.
Pogosto zmeden sončni veter (pretok delcev - protonov, elektronov itd.) Z učinkom tlaka sončne svetlobe (foton tok). Tlak sončne svetlobe je trenutno več tisočkrat s pritiskom sončnega vetra. Komete repov, ki so vedno usmerjeni na nasprotno stran Sonca, se oblikujejo tudi zaradi pritiska svetlobe in ne na stroške sončnega vetra.
38. Aktivne formacije v sončnem vzdušju: madež, baklami, flokcula, kromosferske utripa, Protubenas. Cikličnost sončne dejavnosti.
Aktivno izobraževanje v sončnem vzdušju
V času v sončnem vzdušju se pojavijo hitro spreminjajoče se aktivne formacije, ki se močno razlikujejo od okoliških območij, lastnosti in strukture, ki so popolnoma ali skoraj sčasoma sčasoma. V fotosfera, kromosfera in krona manifestacije sončne dejavnosti, so zelo različni. Vendar pa so vsi povezani s splošnim razlogom. Tak razlog je magnetno polje, vedno
na aktivnih območjih.
Poreklo in razlog za spremembe v magnetnih poljih na soncu se ne najdejo v celoti. Magnetna polja je mogoče koncentrirati v kateri koli plast sonca (na primer v konvektivni coni), periodične ojačenosti magnetnih polj pa je lahko posledica dodatne vzbujanja tokov v sončni plazmi.
Najpogostejše manifestacije sončne dejavnosti so točke, svetilke, flokcula, PROSUBELAS.
SOLARSKE MESS.
Najbolj znana manifestacija sončne dejavnosti je sončne lise, ki nastanejo, kot pravilo, celotne skupine.
Solarno mesto se pojavi kot majhna por, komaj se razlikuje od temnih granul med granulami. Dan kasneje je čas, da se razvijemo v okroglo temno mesto z ostrimi mejami, katerega premer se postopoma povečuje do velikosti več deset tisoč km. Ta pojav spremlja gladko povečanje napetosti magnetnega polja, ki v središču velikih točk doseže več tisoč Ersted. Velikost magnetnega polja določa Zeemansky cepitev spektralnih linij.
Včasih obstaja več majhnih točk v majhnem območju, raztegnjeno vzporedno z ekvatorjem - skupina točk. Ločene točke se pojavljajo predvsem na zahodnih in vzhodnih ozemljih regije, kjer se dno dna razvije - vodilni (zahodni) in rep (vzhodna). Magnetna polja obeh glavnih madežev in manjša, ki je v bližini njih, vedno imajo nasprotno polarnost, zato se taka skupina točk imenuje Bipolarna
3-4 dni po videzu velikih točk okoli njih je manj temna polovica, ki ima značilno radialno strukturo. Pol-vrata obdaja osrednji del madež, ki se imenuje senca.
Sčasoma se območje, ki ga zaseda skupina točk, postopoma poveča, doseže največje
vrednosti približno desetine. Po tem se madeži začnejo postopoma zmanjševati in izginjati, najprej najmanjše od njih, nato rep (po dihanju v več madežev), končno vodijo.
Na splošno ta celoten proces traja približno dva meseca, vendar številne skupine sončnih madežev nimajo časa
izpolnite vse opisane faze in izginejo.
Osrednji del madeža se zdi črno zaradi velike svetleče fotosfere. V središču
svetlost mag je manj le vrstnega reda, svetlost polovice pa je približno 3/4 od svetleče fotoglezije. Na podlagi koraka Stephen - Boltzmann to pomeni, da je temperatura 2-2,5 tisoč do manj kot v fotosfera.
Zmanjšanje temperature na kraju samem je posledica vpliva magnetnega polja na konvekcijo. Močno magnetno polje zavira gibanje snovi, ki se pojavi prek električnih vodov. Zato je v konvektivnem območju pod madež, kroženje plinov slabi, kar dopušča bistveni del energije iz globine. Posledično se temperatura spotkov izkaže, da je manjša kot v fotookferirani fotosfera.
Velika koncentracija magnetnega polja v senci vodilnih in repnih madežev kaže, da je glavni del magnetnega toka aktivne regije na soncu v ogromnem cevi električne vodov, ki zapuščajo senco mestih severne polarnosti in dohod nazaj v madež južne polarnosti.
Vendar pa zaradi visoke prevodnosti sončne plazme in pojava samo-indukcije, magnetnih polj napetosti v več tisoč ušesnje ne morejo nastati niti ne izginejo v nekaj dneh, ki ustrezajo videzu in razpadanju skupine listov.
Tako se lahko domneva, da se magnetne cevi nahajajo nekje v konvektivnem območju, pojav skupin sončnih točk pa je povezano s pojavom takih cevi.
Bakle
V neopaščenih območjih fotoosfere je le skupno magnetno polje sonca, katerih moč je približno 1 E. na aktivnih območjih, moč magnetnega polja povečuje na stotine in celo tisoče krat.
Rahlo povečanje magnetnega polja do deset in sto E E je priloženo videz v fotosferi svetlejšega območja, ki se imenuje baklo. Skupaj lahko baklake zasedajo pomemben delež celotne vidne površine sonca. Razlikujejo se v značilni fini strukturi in sestojijo iz številnih proge, svetle pike in vozlišč - granule gorilnika.
Najboljše bakle so vidne na robu sončnega diska (tukaj njihov kontrast s fotookfero je približno 10%), medtem ko so skoraj vsi vidni v centru. To pomeni, da na neki ravni v fotosferi gorilnika vročega sosednjega območja UnverTurrturjena območja za 200-300 K in na splošno rahlo nastopa nad raven
neopaščena fotosfera.
Pojav svetilke je posledica pomembne lastnine magnetnega polja - da se prepreči gibanje ionizirane snovi, ki se pojavlja v električni vod. Če ima magnetno polje dovolj veliko energije, potem "priznava" gibanje snovi je le vzdolž električnih vodov.
Šibko magnetno polje na območju gorilnika ne more ustaviti relativno močnih konvektivnih gibanj. Vendar pa jim lahko daje bolj pravilne. Običajno vsak element konvekcije, poleg celotnega dviga ali spuščanja navpične, izvede majhna naključna gibanja v vodoravni ravnini. Ta gibanja, ki vodi do trenja med posameznimi elementi konvekcije, zavira magnetno polje, ki je na voljo na območju baklo, ki omogoča konvekcijo in omogoča, da se vroči plini dvignejo na veliko višino in prenesejo večji pretok energije. Tako je videz bakla povezan z izboljšanjem konvekcije, ki jo povzroča šibko magnetno polje.
Svetilke so razmeroma trajnostna izobrazba. Ne morejo več obstajati v nekaj tednih in celo mesecih.
Floquula.
Kromosphere nad madeži in baklami povečajo njegovo svetlost, in kontrast med motnjo in neizterbobljenim kromosfero raste z višino. Ta svetlejša območja kromosfere se imenujejo floccula. Povečanje svetlosti flokule v primerjavi z okolico, ki je neopaščeno kromosfero ne daje razlogov za določitev njegove temperature, kot je v kromosferi izpraznjen in zelo pregleden za neprekinjen spekter, povezava med temperaturo in sevanjem ne upošteva zakonov Plank in Stephen-Boltzmann.
Povečanje svetlosti flokule v osrednjih delih se lahko pojasni s povečanjem gostote snovi v kromosferi 3-5 krat s skoraj nespremenjeno temperaturno vrednostjo ali s šibko povečanje. Solarne utripa
V kromosferi in krona, najpogosteje na majhnem območju med razvojem madežev, zlasti v bližini meje odseka polarnosti močnih magnetnih polj, najmočnejši in hitri razviti manifestacije sončne dejavnosti, imenovane solarne rakete, so opazili.
Na začetku izbruha, svetlost enega od svetlih vozlišč flokule nenadoma raste. Pogosto manj kot minuto, močna sevanje se razprostira vzdolž dolgega pasu ali nalije celotno območje z več deset tisoč km.
V vidnem območju spektra se okrepitev sijaja pojavlja predvsem v spektralnih linijah vodika, ioniziranega kalcija in drugih kovin. Raven neprekinjenega spektra se prav tako poveča, včasih toliko, da se bliskavica opazna v beli svetlobi na ozadju fotookfera. Hkrati z vidnim sevanjem se intenzivnost UV in rentgenskega sevanja, kot tudi moč emisije sončne radia, močno povečuje.
Med izbruhi, najbolj kratki val (i.e., najbolj "trde") rentgenske spektralne linije in celo v nekaterih primerih γ-sevanje. Splash vseh teh vrst sevanja se pojavi v nekaj minutah. Po doseganju maksimuma se raven sevanja postopoma slabi za več deset minut.
Vsi navedeni pojavi so pojasnjeni z izdajo velike količine energije nestabilne plazme, ki se nahaja v regiji zelo nehomogenega magnetnega polja. Zaradi interakcije magnetnega polja in plazme je pomemben del energije magnetnega polja v vročino, segrevanje plina na temperaturo v več desetih milijonov Kelvinov, pa tudi pospeši plazemske oblake.
Hkrati s pospeševanjem makroskopskih plazemskih oblakov, relativni premiki plazme in magnetnega polja vodijo do pospeševanja posameznih delcev na visoke energije: elektroni do desetine CEV in protonov so do desetine MEV.
Pretok takšnih solarnih delcev ima pomemben vpliv na zgornje plasti ozračja zemlje in njenega magnetnega polja.
Protuboyrans.
Aktivne formacije, opažene v kroni, so PROSUBERANS. V primerjavi z okoliško plazmo je to bolj gosto in "hladni" oblaki, žareče v istih spektralnih linijah kot kromosfera.
ProStubeans so zelo različne oblike in velikosti. Najpogosteje je dolga, zelo ploskanja, ki se nahaja skoraj pravokotna na površino sonca. Zato, v projekciji na sončnem pogonu, PROSUBERANS pogledajo v obliki ukrivljenih vlaken.
ProStubeans so najbolj ambiciozne formacije v sončnem vzdušju, njihova dolžina dosega več sto tisoč km, čeprav širina ne presega 6.000-10000 km. Spodnji deli se združijo s kromosfero, zgornji pa segajo na več deset tisoč km. Vendar pa se najdejo izboklina in bistveno velike velikosti.
Skozi izbokline nenehno pojavljajo presnovo kromosfere in krone. To dokazuje pogosto opazovano gibanje obeh PROSUBERANSA SAJA IN NJIHOVIH PODATKOVNIH DELNIKOV, KI SE NADALJUJEJO S KM TENS in na stotine km / s.
Pojav, razvoj in gibanje produbenov so tesno povezani z razvojem skupin sončnih točk. Na prvih fazah razvoja aktivnega polja madežev, kratkotrajne in hitro spreminjajoče se
prosubeans blizu madežev. V poznejših fazah so stabilne mirne protedele, obstoječe brez opaznih sprememb več tednov, in celo mesece, po kateri lahko nenadoma pridejo korak aktiviranja izbočenosti, ki se kaže v pojav močnih gibanj, emisije snovi v krono in videz hitro premikanja izbruhov glasbenih izboklin.
Vzhodni ali izbruha - po vrstah je podobna ogromnim vodnjakom, kar doseže višine na 1,7 milijona km nad površino Sonca. Gibanje dešnjih snovi v njih se hitro; Lahko izbruhnejo s hitrostjo stotinga km / s in raje hitro spremenijo svoje obrise. Z naraščanjem višine, Prozuaneti oslabijo in razvajajo. V nekaterih izboklinih je bilo močnih sprememb v hitrosti gibanja posameznih strdkov. Eruptivne izbokline so kratke.
Solarna dejavnost
Vse obravnavane aktivne formacije v sončnem vzdušju so tesno povezane med seboj.
Pojav svetilk in flokšev je vedno pred videzom točk.
Utripa se pojavi med najbolj oddaljenim rastjo skupine listov ali zaradi močnih sprememb v njih.
Hkrati se pojavijo protekterji, ki pogosto obstajajo po razpadu aktivnega območja.
Kombinacija vseh manifestacij sončne dejavnosti, povezane s tem razdelkom ozračja in razvoj za določen čas, se imenuje središče sončne dejavnosti.
Število madežev in drugih povezanih manifestacij sončne dejavnosti se občasno razlikuje. ERA, ko je največje število aktivnih centrov največja, se imenuje maksimalna sončna dejavnost, in ko so absolutno ali skoraj sploh, je minimalna.
Merilo stopnje sončne dejavnosti uporablja tako imenovana. Število volkov sorazmerno s skupnim številom madežev f.in ocenjeno število njihovih skupin g.: W.= k.(f.+ 10g.).
Koeficient sorazmernosti k.odvisna od moči uporabljenega orodja. Običajno se povprečne številke Wolfeja povprečijo (na primer mesece ali leta) in zgradijo graf sončne dejavnosti
Krivulja sončne dejavnosti dokazuje, da se Maxima in Minima nadomestita v povprečju vsaka 11 let, čeprav lahko intervali med posameznim zaporedno maksima
odkrijte od 7 do 17 let.
V obdobju minimalnega časa za nekaj časa na soncu, praviloma, sploh. Potem se začnejo pojavljati daleč od ekvatorja, o zemljepisnih širinah ± 35 °. V prihodnosti se obarvana cona postopoma spušča na ekvator. Vendar pa so na območjih oddaljena od ekvatorja, manjše od 8 °, so mesta zelo redka.
Pomembna značilnost cikla sončne dejavnosti je zakon spreminjanja magnetne polaritete madežev. V vsakem 11-letnem ciklu imajo vse vodilne madeži bipolarne skupine nekaj polarnosti na severni polobli in nasprotno na jugu. Enako velja za repne madeže, v katerih je polarnost vedno nasprotna polarnosti vodilnega mesta. V naslednjem ciklu se polarnost vodilnih in repnih točk spremeni v nasprotno. Hkrati, polarnost in celotno magnetno polje sonca, katerih poli so v bližini polov vrtenja.
Enajstletna cikličnost ima številne druge značilnosti: delež sonca, ki ga zasedajo bakle in flokula, pogostost utripov, število protubenov, kot tudi oblika krone in
sončna vetrna energija.
Cikličnost sončne dejavnosti je eden najpomembnejših problemov sodobne fizike sonca, do konca, še ni rešen.
