μέρος της ατμόσφαιρας του ήλιου
Εναλλακτικές περιγραφέςΜια κόμμωση που είναι σύμβολο της μοναρχικής εξουσίας
Χαρακτηριστικό Monarch
Στη Ρωσία μέχρι το 1917 - ένα πολύτιμο στολίδι του κεφαλιού του ηγεμόνα ως σύμβολο της πριγκιπικής, βασιλικής εξουσίας
Στέφανα Καίσαρα
Η κόμμωση σχετίζεται με διάσημη ανακάλυψηΑρχιμήδης
Σημάδι βασιλικής αξιοπρέπειας
Ένα από τα μοναρχικά βασιλικά
φωτοστέφανο γύρω από ένα ουράνιο σώμα
Η συγκάλυψη του Τσάρου
Βασιλικό στέμμα διακοσμημένο με κοσμήματα
Βασιλική κόμμωση
Μέρος της ατμόσφαιρας ενός αστεριού
Το μυθιστόρημα του Ρώσου συγγραφέα O. P. Smirnov "Northern..."
Τι είναι η τιάρα;
Σύμβολο δύναμης στο κεφάλι
Λατινική "στέμμα"
Η κόμμωση του Monarch
Οι Φευγαλέοι την έφεραν πίσω
Στέμμα του Βασιλιά
Βασιλικό στέμμα
Φόρεμα κατάλληλο για βασιλιά
Στέφει τον βασιλιά
Αστερισμός Νότος...
Χρυσό στέμμα
Στέμμα (Λατινικά)
Η κόμμωση του βασιλιά
Τι κάνει το κεφάλι του μονάρχη
Βασιλικό στέμμα
Βασιλική πολύτιμη κόμμωση
Το στέμμα της Αυτού Μεγαλειότητας
Ηλιακή κορώνα
Βασιλική μάρκα σοκολάτας
Διάδημα
Ηλιακή κόμμωση
Αντικείμενο τοποθετημένο στο βασιλικό κεφάλι
Σύμβολο της μοναρχικής εξουσίας
. (κορούνα) οδοντωτή διακόσμηση στην κορυφή του στέμματος της εικόνας
Καπέλο Monarch
Σοκολάτα με βασιλικό όνομα
Πολύτιμη κόμμωση
Σύμβολο της βασιλικής εξουσίας
Το στέμμα του αυτοκράτορα
Μεξικάνικη μπύρα
Τι έχει στο κεφάλι του βασιλιά;
Καπέλο του βασιλιά
Η κόμμωση των μοναρχών
Βασιλικό στέμμα διακοσμημένο με κοσμήματα
Πολύτιμη κόμμωση, είδος τελετουργικού παλατιού
φωτοστέφανο γύρω από ένα ουράνιο σώμα
Ζ. διακόσμηση κεφαλιού από χρυσό με ακριβές πέτρες. Αυτό είναι ένα από τα ρέγκαλια, αξεσουάρ των ηγεμόνων: ένα στέμμα, ένα χρυσό χείλος, που ενώνονται με τόξα στο στέμμα, με συμβατικά σημάδια του βαθμού του ηγεμόνα. Το παπικό στέμμα ονομάζεται τιάρα. Iron Lombard στέμμα, τέλη 6ου αιώνα. Ο Καρλομάγνος και ο Ναπολέων ο Πρώτος στέφθηκαν. Υπουργείο Οικονομικών, κυβέρνηση. Αξιωματούχος από το στέμμα, όχι εκλογικά. Επάλξεις στέμματος, στηθαίο, στρατιωτικό. το ανώτερο επίπεδο του. Το στέμμα θα μειώσει. διακόσμηση με τη μορφή κορώνας. ολον. κόμμωση κοριτσιού, κορδέλα. Στέμμα, που σχετίζεται με το στέμμα, κράτος, από το ταμείο, ή κρατική. Στέμμα σχήμα, σχήμα κορώνας, -σχήμα, φτιαγμένο με τη μορφή κορώνας. Να στεφανώσει κάποιον, να τοποθετήσει το στέμμα στο κεφάλι ενός κυρίαρχου προσώπου για πρώτη φορά, να εκτελέσει την επίσημη εκκλησιαστική τελετή της ενθρόνισης. να στεφανώσει το βασίλειο. -sya, να στεφθεί? στέψου τον εαυτό σου. Στέψη Τετ. στέψη w. εκτέλεση αυτής της τελετουργίας? πρώτον, νόημα Ενέργειες; δεύτερον, νόημα εκδηλώσεις και την ίδια τη γιορτή
Λατινική "στέμμα"
Βασιλική μάρκα σοκολάτας
Το μυθιστόρημα του Ρώσου συγγραφέα O. P. Smirnov "Northern..."
Ηλιακή κόμμωση
Τι είναι τιάρα
Τι έχει στο κεφάλι του βασιλιά;
Στέμμα του Βασιλιά
Εκτελεστική κόμμωση ακατάλληλη σε μια δημοκρατία
Η Ουσάνκα ανήκει στον αγρότη, αλλά στον Τσάρο;
Η ατμόσφαιρα είναι το αέριο κέλυφος του πλανήτη μας, το οποίο περιστρέφεται μαζί με τη Γη. Το αέριο στην ατμόσφαιρα ονομάζεται αέρας. Η ατμόσφαιρα βρίσκεται σε επαφή με την υδρόσφαιρα και καλύπτει εν μέρει τη λιθόσφαιρα. Αλλά τα ανώτερα όρια είναι δύσκολο να καθοριστούν. Είναι συμβατικά αποδεκτό ότι η ατμόσφαιρα εκτείνεται προς τα πάνω για περίπου τρεις χιλιάδες χιλιόμετρα. Εκεί ρέει ομαλά στον χωρίς αέρα χώρο.
Χημική σύνθεση της ατμόσφαιρας της Γης
Σχηματισμός χημική σύνθεσηη ατμόσφαιρα ξεκίνησε πριν από περίπου τέσσερα δισεκατομμύρια χρόνια. Αρχικά, η ατμόσφαιρα αποτελούνταν μόνο από ελαφρά αέρια - ήλιο και υδρογόνο. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, οι αρχικές προϋποθέσεις για τη δημιουργία ενός κελύφους αερίου γύρω από τη Γη ήταν οι ηφαιστειακές εκρήξεις, οι οποίες, μαζί με τη λάβα, εκτοξεύτηκαν μεγάλο ποσόαέρια Στη συνέχεια, άρχισε η ανταλλαγή αερίων με υδάτινους χώρους, με ζωντανούς οργανισμούς και με τα προϊόντα των δραστηριοτήτων τους. Η σύνθεση του αέρα σταδιακά άλλαξε και σύγχρονη μορφήκαταγράφηκε πριν από αρκετά εκατομμύρια χρόνια.
Τα κύρια συστατικά της ατμόσφαιρας είναι το άζωτο (περίπου 79%) και το οξυγόνο (20%). Το υπόλοιπο ποσοστό (1%) προέρχεται από τα ακόλουθα αέρια: αργό, νέο, ήλιο, μεθάνιο, διοξείδιο του άνθρακα, υδρογόνο, κρυπτό, ξένο, όζον, αμμωνία, θείο και διοξείδια του αζώτου, οξείδιο του αζώτου και μονοξείδιο του άνθρακα, τα οποία περιλαμβάνονται σε αυτό ένα τοις εκατό.
Επιπλέον, ο αέρας περιέχει υδρατμούς και σωματίδια (γύρη, σκόνη, κρύσταλλοι αλατιού, ακαθαρσίες αεροζόλ).
Πρόσφατα, οι επιστήμονες παρατήρησαν όχι μια ποιοτική, αλλά μια ποσοτική αλλαγή σε ορισμένα συστατικά του αέρα. Και ο λόγος για αυτό είναι ο άνθρωπος και οι δραστηριότητές του. Μόνο τα τελευταία 100 χρόνια, τα επίπεδα διοξειδίου του άνθρακα έχουν αυξηθεί σημαντικά! Αυτό είναι γεμάτο με πολλά προβλήματα, το πιο παγκόσμιο από τα οποία είναι η κλιματική αλλαγή.
Διαμόρφωση καιρού και κλίματος
Η ατμόσφαιρα παίζει κρίσιμο ρόλο στη διαμόρφωση του κλίματος και του καιρού στη Γη. Πολλά εξαρτώνται από την ποσότητα του ηλιακού φωτός, τη φύση της υποκείμενης επιφάνειας και την ατμοσφαιρική κυκλοφορία.
Ας δούμε τους παράγοντες με τη σειρά.
1. Η ατμόσφαιρα μεταδίδει τη θερμότητα των ακτίνων του ήλιου και απορροφά την επιβλαβή ακτινοβολία. Το γεγονός ότι οι ακτίνες του Ήλιου πέφτουν σε διάφορα μέρη της Γης κάτω διαφορετικές γωνίες, γνώριζαν οι αρχαίοι Έλληνες. Η ίδια η λέξη «κλίμα» μεταφρασμένη από τα αρχαία ελληνικά σημαίνει «κλίση». Έτσι, στον ισημερινό, οι ακτίνες του ήλιου πέφτουν σχεδόν κάθετα, γι' αυτό και εδώ κάνει πολύ ζέστη. Όσο πιο κοντά στους πόλους, τόσο μεγαλύτερη είναι η γωνία κλίσης. Και η θερμοκρασία πέφτει.
2. Λόγω της ανομοιόμορφης θέρμανσης της Γης, σχηματίζονται ρεύματα αέρα στην ατμόσφαιρα. Ταξινομούνται ανάλογα με τα μεγέθη τους. Οι μικρότεροι (δεκάδες και εκατοντάδες μέτρα) είναι τοπικοί άνεμοι. Ακολουθούν μουσώνες και εμπορικοί άνεμοι, κυκλώνες και αντικυκλώνες και πλανητικές μετωπικές ζώνες.
Όλες αυτές οι αέριες μάζες κινούνται συνεχώς. Μερικά από αυτά είναι αρκετά στατικά. Για παράδειγμα, εμπορεύονται άνεμοι που φυσούν από τις υποτροπικές περιοχές προς τον ισημερινό. Η κίνηση των άλλων εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από την ατμοσφαιρική πίεση.
3. Η ατμοσφαιρική πίεση είναι ένας άλλος παράγοντας που επηρεάζει τη διαμόρφωση του κλίματος. Αυτή είναι η πίεση του αέρα στην επιφάνεια της γης. Όπως είναι γνωστό, οι αέριες μάζες μετακινούνται από μια περιοχή με υψηλή ατμοσφαιρική πίεση προς μια περιοχή όπου αυτή η πίεση είναι χαμηλότερη.
Κατανέμονται συνολικά 7 ζώνες. Ο ισημερινός είναι μια ζώνη χαμηλής πίεσης. Περαιτέρω, και στις δύο πλευρές του ισημερινού μέχρι τα γεωγραφικά πλάτη του τριάντα υπάρχει μια περιοχή υψηλής πίεσης. Από 30° έως 60° - πάλι χαμηλή πίεση. Και από τις 60° έως τους πόλους είναι μια ζώνη υψηλής πίεσης. Μεταξύ αυτών των ζωνών κυκλοφορούν αέριες μάζες. Αυτά που έρχονται από τη θάλασσα στη στεριά φέρνουν βροχή και κακοκαιρία, και αυτά που φυσούν από τις ηπείρους φέρνουν καθαρό και ξηρό καιρό. Σε μέρη όπου συγκρούονται ρεύματα αέρα, σχηματίζονται ατμοσφαιρικές μέτωπες ζώνες, οι οποίες χαρακτηρίζονται από βροχόπτωση και κακό, θυελλώδη καιρό.
Οι επιστήμονες έχουν αποδείξει ότι ακόμη και η ευημερία ενός ατόμου εξαρτάται από την ατμοσφαιρική πίεση. Με διεθνή πρότυπαΗ κανονική ατμοσφαιρική πίεση είναι 760 mm Hg. στήλη σε θερμοκρασία 0°C. Αυτός ο δείκτης υπολογίζεται για εκείνες τις περιοχές γης που βρίσκονται σχεδόν στο επίπεδο της στάθμης της θάλασσας. Με το υψόμετρο η πίεση μειώνεται. Επομένως, για παράδειγμα, για την Αγία Πετρούπολη 760 mm Hg. - αυτός είναι ο κανόνας. Αλλά για τη Μόσχα, η οποία βρίσκεται υψηλότερα, η κανονική πίεση είναι 748 mm Hg.
Η πίεση αλλάζει όχι μόνο κατακόρυφα, αλλά και οριζόντια. Αυτό γίνεται ιδιαίτερα αισθητό κατά το πέρασμα των κυκλώνων.
Η δομή της ατμόσφαιρας
Η ατμόσφαιρα θυμίζει layer cake. Και κάθε στρώμα έχει τα δικά του χαρακτηριστικά.
. Τροποσφαίρα- το στρώμα που βρίσκεται πιο κοντά στη Γη. Το «πάχος» αυτού του στρώματος αλλάζει με την απόσταση από τον ισημερινό. Πάνω από τον ισημερινό, το στρώμα εκτείνεται προς τα πάνω κατά 16-18 km, στις εύκρατες ζώνες κατά 10-12 km, στους πόλους κατά 8-10 km.
Εδώ περιέχεται το 80% της συνολικής μάζας αέρα και το 90% των υδρατμών. Εδώ σχηματίζονται σύννεφα, προκύπτουν κυκλώνες και αντικυκλώνες. Η θερμοκρασία του αέρα εξαρτάται από το υψόμετρο της περιοχής. Κατά μέσο όρο, μειώνεται κατά 0,65°C για κάθε 100 μέτρα.
. Τροπόπαυση- μεταβατικό στρώμα της ατμόσφαιρας. Το ύψος του κυμαίνεται από αρκετές εκατοντάδες μέτρα έως 1-2 χιλιόμετρα. Η θερμοκρασία του αέρα το καλοκαίρι είναι υψηλότερη από το χειμώνα. Για παράδειγμα, πάνω από τους πόλους το χειμώνα είναι -65° C. Και πάνω από τον ισημερινό είναι -70° C οποιαδήποτε εποχή του χρόνου.
. Στρατόσφαιρα- αυτό είναι ένα στρώμα του οποίου το ανώτερο όριο βρίσκεται σε υψόμετρο 50-55 χιλιομέτρων. Οι αναταράξεις εδώ είναι χαμηλές, η περιεκτικότητα σε υδρατμούς στον αέρα είναι αμελητέα. Αλλά υπάρχει πολύ όζον. Η μέγιστη συγκέντρωσή του βρίσκεται σε υψόμετρο 20-25 km. Στη στρατόσφαιρα, η θερμοκρασία του αέρα αρχίζει να αυξάνεται και φτάνει τους +0,8° C. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι το στρώμα του όζοντος αλληλεπιδρά με την υπεριώδη ακτινοβολία.
. Στρατόπαυση- ένα χαμηλό ενδιάμεσο στρώμα μεταξύ της στρατόσφαιρας και της μεσόσφαιρας που την ακολουθεί.
. Μεσόσφαιρα- το ανώτερο όριο αυτού του στρώματος είναι 80-85 χιλιόμετρα. Πολύπλοκες φωτοχημικές διεργασίες που περιλαμβάνουν ελεύθερες ρίζες συμβαίνουν εδώ. Είναι αυτοί που παρέχουν αυτή την απαλή μπλε λάμψη του πλανήτη μας, που φαίνεται από το διάστημα.
Οι περισσότεροι κομήτες και μετεωρίτες καίγονται στη μεσόσφαιρα.
. Μεσόπαυση- το επόμενο ενδιάμεσο στρώμα, η θερμοκρασία του αέρα στο οποίο είναι τουλάχιστον -90°.
. Θερμόσφαιρα- το κάτω όριο αρχίζει σε υψόμετρο 80 - 90 km, και το ανώτερο όριο του στρώματος εκτείνεται περίπου στα 800 km. Η θερμοκρασία του αέρα ανεβαίνει. Μπορεί να κυμαίνεται από +500° C έως +1000° C. Κατά τη διάρκεια της ημέρας, οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας ανέρχονται σε εκατοντάδες βαθμούς! Αλλά ο αέρας εδώ είναι τόσο σπάνιος που η κατανόηση του όρου «θερμοκρασία» όπως φανταζόμαστε δεν είναι κατάλληλη εδώ.
. Ιονόσφαιρα- συνδυάζει τη μεσόσφαιρα, τη μεσόπαυση και τη θερμόσφαιρα. Ο αέρας εδώ αποτελείται κυρίως από μόρια οξυγόνου και αζώτου, καθώς και από σχεδόν ουδέτερο πλάσμα. Οι ακτίνες του ήλιου που εισέρχονται στην ιονόσφαιρα ιονίζουν έντονα τα μόρια του αέρα. Στο κατώτερο στρώμα (έως 90 km) ο βαθμός ιοντισμού είναι χαμηλός. Όσο υψηλότερος, τόσο μεγαλύτερος είναι ο ιονισμός. Άρα, σε υψόμετρο 100-110 km συγκεντρώνονται ηλεκτρόνια. Αυτό βοηθά στην αντανάκλαση βραχέων και μεσαίων ραδιοκυμάτων.
Το σημαντικότερο στρώμα της ιονόσφαιρας είναι το ανώτερο, το οποίο βρίσκεται σε υψόμετρο 150-400 km. Η ιδιαιτερότητά του είναι ότι αντανακλά ραδιοκύματα και αυτό διευκολύνει τη μετάδοση ραδιοφωνικών σημάτων σε σημαντικές αποστάσεις.
Είναι στην ιονόσφαιρα που εμφανίζεται ένα τέτοιο φαινόμενο όπως το σέλας.
. Εξώσφαιρα- αποτελείται από άτομα οξυγόνου, ηλίου και υδρογόνου. Το αέριο σε αυτό το στρώμα είναι πολύ σπάνιο και τα άτομα υδρογόνου συχνά διαφεύγουν στο διάστημα. Επομένως, αυτό το στρώμα ονομάζεται «ζώνη διασποράς».
Ο πρώτος επιστήμονας που πρότεινε ότι η ατμόσφαιρά μας έχει βάρος ήταν ο Ιταλός E. Torricelli. Ο Ostap Bender, για παράδειγμα, στο μυθιστόρημά του «The Golden Calf» θρηνούσε ότι κάθε άτομο πιέζεται από μια στήλη αέρα βάρους 14 κιλών! Όμως ο μεγάλος μηχανικός έκανε λίγο λάθος. Ένας ενήλικας βιώνει πίεση 13-15 τόνων! Αλλά δεν νιώθουμε αυτό το βάρος, γιατί η ατμοσφαιρική πίεση εξισορροπείται από την εσωτερική πίεση ενός ατόμου. Το βάρος της ατμόσφαιράς μας είναι 5.300.000.000.000.000 τόνοι. Ο αριθμός είναι κολοσσιαία, αν και είναι μόνο το ένα εκατομμυριοστό του βάρους του πλανήτη μας.
Ατμόσφαιρα
Η ατμόσφαιρα της Γης είναι ο αέρας που αναπνέουμε, το αέριο κέλυφος της Γης που μας είναι οικείο. Τέτοια κοχύλια έχουν και άλλοι πλανήτες. Τα αστέρια αποτελούνται εξ ολοκλήρου από αέριο, αλλά τα εξωτερικά τους στρώματα ονομάζονται επίσης ατμόσφαιρες. Στην περίπτωση αυτή, εκείνα τα στρώματα από τα οποία τουλάχιστον μέρος της ακτινοβολίας μπορεί να διαφύγει ελεύθερα στον περιβάλλοντα χώρο χωρίς να απορροφηθεί από τα υπερκείμενα στρώματα θεωρούνται εξωτερικά.
Photosphere
Η φωτόσφαιρα του Ήλιου ξεκινά 200-300 km βαθύτερα από την ορατή άκρη του ηλιακού δίσκου. Αυτά τα βαθύτερα στρώματα της ατμόσφαιρας ονομάζονται φωτόσφαιρα. Δεδομένου ότι το πάχος τους δεν υπερβαίνει το ένα τρία χιλιοστό της ηλιακής ακτίνας, η φωτόσφαιρα ονομάζεται μερικές φορές συμβατικά επιφάνεια του Ήλιου.
Η πυκνότητα των αερίων στη φωτόσφαιρα είναι περίπου η ίδια με τη στρατόσφαιρα της Γης και εκατοντάδες φορές μικρότερη από ό,τι στην επιφάνεια της Γης. Η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας μειώνεται από 8000 K σε βάθος 300 km σε 4000 K στα ανώτερα στρώματα. Η θερμοκρασία του μεσαίου στρώματος, η ακτινοβολία από την οποία αντιλαμβανόμαστε, είναι περίπου 6000 Κ.
Κάτω από τέτοιες συνθήκες, σχεδόν όλα τα μόρια αερίου αποσυντίθενται σε μεμονωμένα άτομα. Μόνο στα ανώτερα στρώματα της φωτόσφαιρας διατηρούνται σχετικά λίγα απλά μόρια και ρίζες του τύπου H 2, OH και CH.
Ιδιαίτερο ρόλο στην ηλιακή ατμόσφαιρα παίζει το αρνητικό ιόν υδρογόνου, το οποίο δεν βρίσκεται στη γήινη φύση, που είναι ένα πρωτόνιο με δύο ηλεκτρόνια. Αυτή η ασυνήθιστη ένωση εμφανίζεται στο λεπτό εξωτερικό, «πιο κρύο» στρώμα της φωτόσφαιρας όταν αρνητικά φορτισμένα ελεύθερα ηλεκτρόνια, τα οποία παρέχονται από εύκολα ιονιζόμενα άτομα ασβεστίου, νατρίου, μαγνησίου, σιδήρου και άλλων μετάλλων, «κολλάνε» σε ουδέτερα άτομα υδρογόνου. Όταν δημιουργούνται, τα αρνητικά ιόντα υδρογόνου εκπέμπουν το μεγαλύτερο μέρος του ορατού φωτός. Τα ιόντα απορροφούν άπληστα αυτό το ίδιο φως, γι' αυτό και η αδιαφάνεια της ατμόσφαιρας αυξάνεται γρήγορα με το βάθος. Επομένως, η ορατή άκρη του Ήλιου μας φαίνεται πολύ αιχμηρή.
Σχεδόν όλες οι γνώσεις μας για τον Ήλιο βασίζονται στη μελέτη του φάσματος του - μια στενή πολύχρωμη λωρίδα της ίδιας φύσης με το ουράνιο τόξο. Για πρώτη φορά, τοποθετώντας ένα πρίσμα στην πορεία μιας ηλιακής ακτίνας, ο Νεύτων έλαβε μια τέτοια λωρίδα και αναφώνησε:
"Φάσμα!" (Λατινικό φάσμα - "όραμα"). Αργότερα, σκούρες γραμμές παρατηρήθηκαν στο φάσμα του Ήλιου και θεωρήθηκαν τα όρια των χρωμάτων. Το 1815, ο Γερμανός φυσικός Joseph Fraunhofer έδωσε την πρώτη λεπτομερή περιγραφή τέτοιων γραμμών στο ηλιακό φάσμα και άρχισαν να αποκαλούνται από αυτόν. Αποδείχθηκε ότι οι γραμμές Fraunhofer αντιστοιχούν σε ορισμένα μέρη του φάσματος που απορροφώνται έντονα από άτομα διαφόρων ουσιών (δείτε το άρθρο «Ανάλυση ορατού φωτός»). Σε ένα τηλεσκόπιο με υψηλή μεγέθυνση, μπορείτε να παρατηρήσετε λεπτές λεπτομέρειες της φωτόσφαιρας: όλα φαίνονται σκορπισμένα με μικρούς φωτεινούς κόκκους - κόκκους, που χωρίζονται από ένα δίκτυο στενών σκοτεινών μονοπατιών. Η κοκκοποίηση είναι το αποτέλεσμα της ανάμειξης των θερμότερων ροών αερίων που ανεβαίνουν και των ψυχρότερων που κατεβαίνουν. Η διαφορά θερμοκρασίας μεταξύ τους στα εξωτερικά στρώματα είναι σχετικά μικρή (200-300 K), αλλά πιο βαθιά, στη ζώνη μεταφοράς, είναι μεγαλύτερη και η ανάμειξη γίνεται πολύ πιο έντονη. Η μεταφορά στα εξωτερικά στρώματα του Ήλιου παίζει τεράστιο ρόλο, καθοριστικό γενική δομήατμόσφαιρα.
Τελικά, η συναγωγή, ως αποτέλεσμα μιας πολύπλοκης αλληλεπίδρασης με τα ηλιακά μαγνητικά πεδία, είναι η αιτία όλων των διαφορετικών εκδηλώσεων της ηλιακής δραστηριότητας. Τα μαγνητικά πεδία εμπλέκονται σε όλες τις διεργασίες στον Ήλιο. Κατά καιρούς, συγκεντρωμένα μαγνητικά πεδία προκύπτουν σε μια μικρή περιοχή της ηλιακής ατμόσφαιρας, αρκετές φορές ισχυρότερη από ό,τι στη Γη. Το ιονισμένο πλάσμα είναι καλός αγωγός, δεν μπορεί να αναμιχθεί στις γραμμές μαγνητικής επαγωγής ενός ισχυρού μαγνητικού πεδίου. Επομένως, σε τέτοια μέρη, η ανάμειξη και η άνοδος των καυτών αερίων από κάτω εμποδίζεται και εμφανίζεται μια σκοτεινή περιοχή - μια ηλιακή κηλίδα. Στο φόντο της εκθαμβωτικής φωτόσφαιρας, φαίνεται εντελώς μαύρο, αν και στην πραγματικότητα η φωτεινότητά του είναι μόνο δέκα φορές πιο αδύναμη.
Με την πάροδο του χρόνου, το μέγεθος και το σχήμα των κηλίδων αλλάζουν πολύ. Έχοντας εμφανιστεί με τη μορφή ενός ελάχιστα αισθητού σημείου - ενός πόρου, το σημείο αυξάνει σταδιακά το μέγεθός του σε αρκετές δεκάδες χιλιάδες χιλιόμετρα. Οι μεγάλες κηλίδες, κατά κανόνα, αποτελούνται από ένα σκοτεινό μέρος (πυρήνας) και ένα λιγότερο σκοτεινό μέρος - ημισφαίριο, η δομή του οποίου δίνει στο σημείο την εμφάνιση μιας δίνης. Οι κηλίδες περιβάλλονται από φωτεινότερες περιοχές της φωτόσφαιρας, που ονομάζονται faculae ή flare fields.
Η φωτόσφαιρα περνά σταδιακά στα πιο σπάνια εξωτερικά στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας - τη χρωμόσφαιρα και το στέμμα.
Χρωμόσφαιρα
Η χρωμόσφαιρα (ελληνικά: «σφαίρα χρώματος») ονομάζεται έτσι για το κοκκινωπό-ιώδες χρώμα της. Είναι ορατό κατά τη διάρκεια ολικών εκλείψεων ηλίου ως ένας κουρελιασμένος, φωτεινός δακτύλιος γύρω από τον μαύρο δίσκο της Σελήνης, που μόλις έχει επισκιάσει τον Ήλιο. Η χρωμόσφαιρα είναι πολύ ετερογενής και αποτελείται κυρίως από επιμήκεις επιμήκεις γλώσσες (spicules), δίνοντάς της την όψη φλεγόμενου χόρτου. Η θερμοκρασία αυτών των χρωμοσφαιρικών πίδακα είναι δύο έως τρεις φορές υψηλότερη από ό,τι στη φωτόσφαιρα και η πυκνότητα είναι εκατοντάδες χιλιάδες φορές μικρότερη. Το συνολικό μήκος της χρωμόσφαιρας είναι 10-15 χιλιάδες χιλιόμετρα.
Η αύξηση της θερμοκρασίας στη χρωμόσφαιρα εξηγείται από τη διάδοση κυμάτων και μαγνητικών πεδίων που διεισδύουν σε αυτήν από τη ζώνη μεταφοράς. Η ουσία θερμαίνεται σχεδόν με τον ίδιο τρόπο σαν να ήταν σε έναν τεράστιο φούρνο μικροκυμάτων. Η ταχύτητα της θερμικής κίνησης των σωματιδίων αυξάνεται, οι συγκρούσεις μεταξύ τους γίνονται πιο συχνές και τα άτομα χάνουν τα εξωτερικά τους ηλεκτρόνια: η ουσία γίνεται ένα καυτό ιονισμένο πλάσμα. Αυτά τα ίδια φυσικές διεργασίεςΔιατηρούν επίσης μια ασυνήθιστα υψηλή θερμοκρασία στα πιο εξωτερικά στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας, τα οποία βρίσκονται πάνω από τη χρωμόσφαιρα.
Συχνά κατά τη διάρκεια εκλείψεων (και με τη βοήθεια ειδικών φασματικών οργάνων - και χωρίς να περιμένουμε εκλείψεις) πάνω από την επιφάνεια του Ήλιου μπορεί κανείς να παρατηρήσει παράξενα σχήματα «συντριβάνια», «σύννεφα», «χοάνες», «θάμνους», «καμάρες» και άλλοι έντονα φωτεινοί σχηματισμοί από τις χρωμοσφαιρικές ουσίες. Μπορούν να είναι ακίνητα ή να αλλάζουν αργά, να περιβάλλονται από ομαλούς καμπυλωτούς πίδακες που ρέουν μέσα ή έξω από τη χρωμόσφαιρα, ανεβαίνοντας δεκάδες και εκατοντάδες χιλιάδες χιλιόμετρα. Αυτοί είναι οι πιο φιλόδοξοι σχηματισμοί της ηλιακής ατμόσφαιρας - προεξοχές. Όταν παρατηρούνται στην κόκκινη φασματική γραμμή που εκπέμπεται από άτομα υδρογόνου, εμφανίζονται στο φόντο του ηλιακού δίσκου ως σκοτεινά, μακριά και καμπύλα νήματα.
Οι προεξοχές έχουν περίπου την ίδια πυκνότητα και θερμοκρασία με τη χρωμόσφαιρα. Αλλά βρίσκονται πάνω από αυτό και περιβάλλονται από υψηλότερα, εξαιρετικά σπάνια ανώτερα στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας. Οι προεξοχές δεν εμπίπτουν στη χρωμόσφαιρα επειδή η ύλη τους υποστηρίζεται από τα μαγνητικά πεδία ενεργών περιοχών του Ήλιου.
Για πρώτη φορά, το φάσμα μιας προεξοχής έξω από μια έκλειψη παρατηρήθηκε από τον Γάλλο αστρονόμο Pierre Jansen και τον Άγγλο συνάδελφό του Joseph Lockyer το 1868. Η σχισμή του φασματοσκοπίου είναι τοποθετημένη έτσι ώστε να τέμνει την άκρη του Ήλιου και εάν μια προεξοχή είναι που βρίσκεται κοντά του, τότε μπορεί να φανεί το φάσμα ακτινοβολίας του. Κατευθύνοντας τη σχισμή σε διαφορετικά σημεία της προεξοχής ή της χρωμόσφαιρας, είναι δυνατό να μελετηθούν τμηματικά. Το φάσμα των προεξοχών, όπως και η χρωμόσφαιρα, αποτελείται από φωτεινές γραμμές, κυρίως υδρογόνο, ήλιο και ασβέστιο. Γραμμές εκπομπής άλλων χημικά στοιχείαείναι επίσης παρόντες, αλλά είναι πολύ πιο αδύναμοι.
Ορισμένες προεξοχές, έχοντας παραμείνει για μεγάλο χρονικό διάστημα χωρίς αξιοσημείωτες αλλαγές, ξαφνικά φαίνεται να εκρήγνυνται και η ύλη τους εκτοξεύεται στον διαπλανητικό χώρο με ταχύτητα εκατοντάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Η εμφάνιση της χρωμόσφαιρας αλλάζει επίσης συχνά, υποδηλώνοντας τη συνεχή κίνηση των αερίων που την αποτελούν.
Μερικές φορές κάτι παρόμοιο με εκρήξεις συμβαίνει σε πολύ μικρές περιοχές της ατμόσφαιρας του Ήλιου. Αυτές είναι οι λεγόμενες χρωμοσφαιρικές εκλάμψεις. Συνήθως διαρκούν αρκετές δεκάδες λεπτά. Κατά τις εκλάμψεις στις φασματικές γραμμές υδρογόνου, ηλίου, ιονισμένου ασβεστίου και ορισμένων άλλων στοιχείων, η λάμψη ενός ξεχωριστού τμήματος της χρωμόσφαιρας ξαφνικά αυξάνεται δεκάδες φορές. Η υπεριώδης ακτινοβολία και η ακτινοβολία ακτίνων Χ αυξάνονται ιδιαίτερα έντονα: μερικές φορές η ισχύς της είναι αρκετές φορές μεγαλύτερη από τη συνολική ισχύ ακτινοβολίας του Ήλιου σε αυτήν την περιοχή βραχέων κυμάτων του φάσματος πριν από την έκλαμψη.
Κηλίδες, δάδες, προεξοχές, χρωμοσφαιρικές εκλάμψεις - όλα αυτά είναι εκδηλώσεις ηλιακής δραστηριότητας. Με την αυξανόμενη δραστηριότητα, ο αριθμός αυτών των σχηματισμών στον Ήλιο αυξάνεται.
Στέμμα
Σε αντίθεση με τη φωτόσφαιρα και τη χρωμόσφαιρα, το εξώτατο μέρος της ατμόσφαιρας του Ήλιου - το στέμμα - έχει τεράστια έκταση: εκτείνεται σε εκατομμύρια χιλιόμετρα, που αντιστοιχεί σε αρκετές ηλιακές ακτίνες, και η ασθενής προέκτασή του προχωρά ακόμη περισσότερο.
Η πυκνότητα της ύλης στο ηλιακό στέμμα μειώνεται με το ύψος πολύ πιο αργά από την πυκνότητα του αέρα στην ατμόσφαιρα της γης. Η μείωση της πυκνότητας του αέρα καθώς ανεβαίνει καθορίζεται από τη βαρύτητα της Γης. Στην επιφάνεια του Ήλιου, η δύναμη της βαρύτητας είναι πολύ μεγαλύτερη και φαίνεται ότι η ατμόσφαιρά του δεν πρέπει να είναι υψηλή. Στην πραγματικότητα είναι εξαιρετικά εκτεταμένο. Κατά συνέπεια, υπάρχουν κάποιες δυνάμεις που δρουν ενάντια στην έλξη του Ήλιου. Αυτές οι δυνάμεις συνδέονται με τις τεράστιες ταχύτητες κίνησης ατόμων και ηλεκτρονίων στο στέμμα, που θερμαίνονται σε θερμοκρασία 1 - 2 εκατομμυρίων βαθμών!
Η κορώνα παρατηρείται καλύτερα κατά τη διάρκεια της συνολικής φάσης μιας έκλειψης Ηλίου. Είναι αλήθεια ότι στα λίγα λεπτά που διαρκεί, είναι πολύ δύσκολο να σκιαγραφήσεις όχι μόνο μεμονωμένες λεπτομέρειες, αλλά ακόμη και γενική μορφήκορώνες Το μάτι του παρατηρητή μόλις αρχίζει να συνηθίζει στο ξαφνικό λυκόφως και μια φωτεινή ακτίνα του Ήλιου που αναδύεται πίσω από την άκρη της Σελήνης αναγγέλλει ήδη το τέλος της έκλειψης. Ως εκ τούτου, τα σκίτσα του στέμματος που έγιναν από έμπειρους παρατηρητές κατά τη διάρκεια της ίδιας έκλειψης ήταν συχνά πολύ διαφορετικά. Δεν ήταν καν δυνατό να προσδιοριστεί με ακρίβεια το χρώμα του.
Η εφεύρεση της φωτογραφίας έδωσε στους αστρονόμους μια αντικειμενική και τεκμηριωμένη μέθοδο έρευνας. Ωστόσο, το να πετύχεις μια καλή βολή του στέμματος δεν είναι επίσης εύκολο. Το γεγονός είναι ότι το πλησιέστερο μέρος του στον Ήλιο, το λεγόμενο εσωτερικό στέμμα, είναι σχετικά φωτεινό, ενώ το μακρινό εξωτερικό στέμμα φαίνεται να είναι μια πολύ χλωμή λάμψη. Επομένως, εάν η εξωτερική κορώνα είναι καθαρά ορατή στις φωτογραφίες, η εσωτερική αποδεικνύεται υπερβολική και σε φωτογραφίες όπου φαίνονται οι λεπτομέρειες της εσωτερικής κορώνας, η εξωτερική είναι εντελώς αόρατη. Για να ξεπεράσουν αυτή τη δυσκολία, κατά τη διάρκεια μιας έκλειψης συνήθως προσπαθούν να τραβήξουν πολλές φωτογραφίες του στέμματος ταυτόχρονα - με μεγάλες και μικρές ταχύτητες κλείστρου. Ή το στέμμα φωτογραφίζεται τοποθετώντας ένα ειδικό «ακτινωτό» φίλτρο μπροστά από τη φωτογραφική πλάκα, το οποίο αποδυναμώνει τις ζώνες δακτυλίου του φωτεινού εσωτερικά μέρηκορώνες Σε τέτοιες φωτογραφίες, η δομή του μπορεί να εντοπιστεί σε αποστάσεις πολλών ηλιακών ακτίνων.
Δομή του Ήλιου
1 – πυρήνας, 2 – ζώνη ισορροπίας ακτινοβολίας, 3 – ζώνη μεταφοράς, 4 – φωτόσφαιρα, 5 – χρωμόσφαιρα, 6 – στέμμα, 7 – κηλίδες, 8 – κοκκοποίηση, 9 – προεξοχή
Εσωτερική δομή του Ήλιου. Πυρήνας
Το κεντρικό τμήμα του Ήλιου με ακτίνα περίπου 150.000 km (0,2 - 0,25 ηλιακές ακτίνες), στο οποίο συμβαίνουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, ονομάζεται ηλιακός πυρήνας.
Η πυκνότητα της ουσίας στον πυρήνα είναι περίπου 150.000 kg/m³ (150 φορές υψηλότερη από την πυκνότητα του νερού και ~6,6 φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του βαρύτερου μετάλλου στη Γη - το ιρίδιο), και η θερμοκρασία στο κέντρο του πυρήνα είναι πάνω από 14 εκατομμύρια Κ.
Επειδή Οι υψηλότερες θερμοκρασίες και πυκνότητες θα πρέπει να είναι στα κεντρικά μέρη του Ήλιου οι πυρηνικές αντιδράσεις και η συνοδευτική απελευθέρωση ενέργειας συμβαίνει πιο έντονα κοντά στο κέντρο του Ήλιου. Στον πυρήνα, μαζί με την αντίδραση πρωτονίου-πρωτονίου, ο κύκλος του άνθρακα παίζει σημαντικό ρόλο.
Ως αποτέλεσμα μόνο της αντίδρασης πρωτονίου-πρωτονίου, 4,26 εκατομμύρια τόνοι ύλης μετατρέπονται σε ενέργεια κάθε δευτερόλεπτο, αλλά αυτή η τιμή είναι ασήμαντη σε σύγκριση με τη μάζα του Ήλιου - 2·1027 τόνοι. Εσωτερική δομή του Ήλιου.
Ακτινοβόλος Ζώνη Ισορροπίας
Καθώς απομακρύνεστε από το κέντρο του Ήλιου, η θερμοκρασία και η πυκνότητα μειώνονται, η απελευθέρωση ενέργειας λόγω του κύκλου του άνθρακα σταματά γρήγορα και σε απόσταση 0,2–0,3 ακτίνας, η θερμοκρασία γίνεται μικρότερη από 5 εκατομμύρια K, και η πυκνότητα πέφτει επίσης σημαντικά. Ως αποτέλεσμα, πυρηνικές αντιδράσεις πρακτικά δεν συμβαίνουν εδώ. Αυτά τα στρώματα μεταδίδουν μόνο ακτινοβολία που εμφανίζεται σε μεγαλύτερα βάθη προς τα έξω.
Είναι σημαντικό ότι αντί για κάθε απορροφούμενο κβάντο υψηλής ενέργειας, τα σωματίδια, κατά κανόνα, εκπέμπουν αρκετά κβάντα χαμηλότερων ενεργειών ως αποτέλεσμα διαδοχικών μεταπτώσεων καταρράκτη. Επομένως, αντί για γ-κβάντα εμφανίζονται ακτίνες Χ, αντί για ακτίνες Χ εμφανίζονται κβάντα UV, τα οποία με τη σειρά τους είναι ήδη στα εξωτερικά στρώματα «κατακερματισμένα» σε κβάντα ορατής και θερμικής ακτινοβολίας, που τελικά εκπέμπονται από τον Ήλιο. .
Εκείνο το μέρος του Ήλιου στο οποίο η απελευθέρωση ενέργειας λόγω πυρηνικών αντιδράσεων είναι ασήμαντη και η διαδικασία μεταφοράς ενέργειας συμβαίνει μόνο μέσω της απορρόφησης της ακτινοβολίας και της επακόλουθης επανεκπομπής ονομάζεται ζώνη ισορροπίας ακτινοβολίας. Καταλαμβάνει έκταση από περίπου 0,3 έως 0,7 ηλιακές ακτίνες.
Συναγωγική ζώνη
Πάνω από το επίπεδο της ισορροπίας της ακτινοβολίας, η ίδια η ουσία αρχίζει να συμμετέχει στη μεταφορά ενέργειας.
Ακριβώς κάτω από τα παρατηρήσιμα εξωτερικά στρώματα του Ήλιου, σε περίπου 0,3 της ακτίνας του, σχηματίζεται μια ζώνη μεταφοράς στην οποία η ενέργεια μεταφέρεται με συναγωγή.
Στη ζώνη συναγωγής, λαμβάνει χώρα ανάμιξη στροβιλισμού του πλάσματος. Σύμφωνα με τα σύγχρονα δεδομένα, ο ρόλος της συναγωγής ζώνης στη φυσική των ηλιακών διεργασιών είναι εξαιρετικά μεγάλος, καθώς σε αυτήν προέρχονται διάφορες κινήσεις ηλιακής ύλης και μαγνητικών πεδίων.
Η δομή της ηλιακής ατμόσφαιρας. Photosphere
Τα εξωτερικά στρώματα του Ήλιου (η ηλιακή ατμόσφαιρα) συνήθως χωρίζονται σε φωτόσφαιρα, χρωμόσφαιρα και στέμμα.
Η φωτόσφαιρα είναι εκείνο το τμήμα της ηλιακής ατμόσφαιρας στο οποίο σχηματίζεται η ορατή ακτινοβολία, η οποία έχει συνεχές φάσμα. Έτσι, σχεδόν όλη η ηλιακή ενέργεια που έρχεται σε εμάς εκπέμπεται στη φωτόσφαιρα. Η φωτόσφαιρα είναι ορατή όταν παρατηρούμε απευθείας τον Ήλιο σε λευκό φως με τη μορφή της φαινομενικής «επιφάνειάς» του.
Το πάχος της φωτόσφαιρας, δηλ. Το μήκος των στρωμάτων, από όπου προέρχεται περισσότερο από το 90% της ακτινοβολίας στο ορατό εύρος, είναι μικρότερο από 200 km, δηλ. περίπου 3·10–4 R. Όπως δείχνουν οι υπολογισμοί, όταν παρατηρούνται εφαπτομενικά σε τέτοια στρώματα, το φαινομενικό πάχος τους μειώνεται αρκετές φορές, με αποτέλεσμα, κοντά στην άκρη του ηλιακού δίσκου (άκρο), η ταχύτερη πτώση της φωτεινότητας εμφανίζεται σε μια περίοδο μικρότερη από 10– 4 R. Για το λόγο αυτό, η άκρη του Ήλιου φαίνεται εξαιρετικά αιχμηρή. Η συγκέντρωση των σωματιδίων στη φωτόσφαιρα είναι 1016–1017 ανά 1 cm3 (υπό κανονικές συνθήκες, 1 cm3 της ατμόσφαιρας της γης περιέχει 2,7 1019 μόρια). Η πίεση στη φωτόσφαιρα είναι περίπου 0,1 atm και η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας είναι 5.000 – 7.000 Κ.
Κάτω από τέτοιες συνθήκες, άτομα με δυναμικό ιονισμού πολλών βολτ (Na, K, Ca) ιονίζονται. Τα υπόλοιπα στοιχεία, συμπεριλαμβανομένου του υδρογόνου, παραμένουν κυρίως σε ουδέτερη κατάσταση.
Η φωτόσφαιρα είναι η μόνη περιοχή ουδέτερου υδρογόνου στον Ήλιο. Ωστόσο, ως αποτέλεσμα ασήμαντου ιοντισμού του υδρογόνου και σχεδόν πλήρους ιονισμού των μετάλλων, εξακολουθεί να περιέχει ελεύθερα ηλεκτρόνια. Αυτά τα ηλεκτρόνια παίζουν έναν εξαιρετικά σημαντικό ρόλο: όταν συνδυάζονται με ουδέτερα άτομα υδρογόνου, σχηματίζουν αρνητικά ιόντα υδρογόνου H -
Τα αρνητικά ιόντα υδρογόνου σχηματίζονται σε αμελητέες ποσότητες: από τα 100 εκατομμύρια άτομα υδρογόνου, κατά μέσο όρο, μόνο ένα μετατρέπεται σε αρνητικό ιόν.
Τα ιόντα H- έχουν την ιδιότητα της ασυνήθιστα ισχυρής απορρόφησης της ακτινοβολίας, ειδικά στις IR και ορατές περιοχές του φάσματος. Επομένως, παρά την ασήμαντη συγκέντρωσή τους, τα αρνητικά ιόντα υδρογόνου είναι ο κύριος λόγος που καθορίζει την απορρόφηση της ακτινοβολίας στην ορατή περιοχή του φάσματος από τη φωτοσφαιρική ύλη. Ο δεσμός του δεύτερου ηλεκτρονίου με το άτομο είναι πολύ αδύναμος, και επομένως ακόμη και τα φωτόνια υπερύθρων μπορούν να καταστρέψουν το αρνητικό ιόν υδρογόνου.
Η ακτινοβολία συμβαίνει όταν τα ηλεκτρόνια συλλαμβάνονται από ουδέτερα άτομα. Σχηματίστηκε κατά τη σύλληψη
Τα φωτόνια καθορίζουν τη λάμψη των φωτοσφαιρών του Ήλιου και των άστρων που βρίσκονται κοντά του σε θερμοκρασία. Έτσι, κιτρινωπό
Το φως του Ήλιου, το οποίο συνήθως ονομάζεται «λευκό», προκύπτει όταν ένα άλλο ηλεκτρόνιο προστίθεται σε ένα άτομο υδρογόνου.
Η συγγένεια ηλεκτρονίων ενός ουδέτερου ατόμου Η είναι 0,75 eV. Όταν ένα ηλεκτρόνιο προστίθεται στο άτομο Η ( μι) με ενέργεια μεγαλύτερη από 0,75 eV, η περίσσευσή του απομακρύνεται ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία μι+H → H– + ħ ω, σημαντικό μέρος του οποίου εμπίπτει στο ορατό εύρος.
Οι παρατηρήσεις της φωτόσφαιρας αποκαλύπτουν τη λεπτή δομή της, που θυμίζει κοντινές αποστάσεις Σωρευτικά σύννεφα. Οι ελαφροί στρογγυλοί σχηματισμοί ονομάζονται κόκκοι και ολόκληρη η δομή ονομάζεται κοκκοποίηση. Οι γωνιακές διαστάσεις των κόκκων κατά μέσο όρο δεν είναι περισσότερες από 1" τόξο, που αντιστοιχεί σε 725 km στον Ήλιο. Κάθε μεμονωμένος κόκκος υπάρχει κατά μέσο όρο για 5-10 λεπτά, μετά από τα οποία αποσυντίθεται και στη θέση του εμφανίζεται
Οι κόκκοι περιβάλλονται από σκοτεινούς χώρους, σχηματίζοντας κύτταρα ή κηρήθρες. Οι φασματικές γραμμές στους κόκκους και στα κενά μεταξύ τους μετατοπίζονται στην μπλε και κόκκινη πλευρά, αντίστοιχα. Αυτό σημαίνει ότι η ουσία στους κόκκους ανεβαίνει και γύρω τους βυθίζεται. Η ταχύτητα αυτών των κινήσεων είναι 1–2 km/s.
Η κοκκοποίηση είναι μια εκδήλωση της ζώνης μεταφοράς που βρίσκεται κάτω από τη φωτόσφαιρα που παρατηρείται στη φωτόσφαιρα. Στη ζώνη μεταφοράς, η ενεργή ανάμιξη της ύλης συμβαίνει ως αποτέλεσμα της ανόδου και της πτώσης μεμονωμένων μαζών αερίου (στοιχεία μεταφοράς). Έχοντας διανύσει ένα μονοπάτι περίπου ίσο με το μέγεθός τους, φαίνεται να διαλύονται περιβάλλον, δημιουργώντας νέες ανομοιογένειες. Στα εξωτερικά, ψυχρότερα στρώματα,
τα μεγέθη αυτών των ετερογενειών είναι μικρότερα
Χρωμόσφαιρα
Στα εξωτερικά στρώματα της φωτόσφαιρας, όπου η πυκνότητα μειώνεται στα 3×10-8 g/cm3, η θερμοκρασία φτάνει σε τιμές κάτω από 4.200 K. Αυτή η τιμή θερμοκρασίας αποδεικνύεται ότι είναι η ελάχιστη για ολόκληρη την ηλιακή ατμόσφαιρα. Σε περισσότερα υψηλά στρώματαη θερμοκρασία αρχίζει να ανεβαίνει ξανά. Πρώτον, υπάρχει μια αργή αύξηση της θερμοκρασίας σε αρκετές δεκάδες χιλιάδες kelvins, που συνοδεύεται από τον ιονισμό του υδρογόνου και στη συνέχεια του ηλίου. Αυτό το μέρος της ηλιακής ατμόσφαιρας ονομάζεται χρωμόσφαιρα.
Ο λόγος για μια τέτοια ισχυρή θέρμανση των εξωτερικών στρωμάτων της ηλιακής ατμόσφαιρας είναι η ενέργεια των ακουστικών (ηχητικών) κυμάτων, που προκύπτουν στη φωτόσφαιρα ως αποτέλεσμα της κίνησης των στοιχείων μεταφοράς.
Στα ανώτερα στρώματα της ζώνης μεταφοράς, ακριβώς κάτω από τη φωτόσφαιρα, οι μετααγωγικές κινήσεις επιβραδύνονται απότομα και η μεταφορά ξαφνικά σταματά. Έτσι, η φωτόσφαιρα από κάτω «βομβαρδίζεται» συνεχώς, όπως λέγαμε, από συναγωγικά στοιχεία. Από αυτές τις κρούσεις, προκύπτουν διαταραχές σε αυτό, που παρατηρούνται με τη μορφή κόκκων, και το ίδιο αρχίζει να ταλαντώνεται με μια περίοδο που αντιστοιχεί στη συχνότητα των ταλαντώσεων της ίδιας της φωτόσφαιρας (περίπου 5 λεπτά). Αυτές οι δονήσεις και οι διαταραχές που προκύπτουν στη φωτόσφαιρα δημιουργούν κύματα σε αυτήν που είναι κοντά στη φύση των ηχητικών κυμάτων στον αέρα. Όταν απλώνεται προς τα πάνω, δηλ. σε στρώματα με χαμηλότερη πυκνότητα, αυτά τα κύματα αυξάνουν το πλάτος τους σε αρκετά χιλιόμετρα και μετατρέπονται σε
κρουστικά κύματα.
Το μήκος της χρωμόσφαιρας είναι αρκετές χιλιάδες χιλιόμετρα. Η χρωμόσφαιρα έχει ένα φάσμα εκπομπής που αποτελείται από φωτεινές γραμμές. Αυτό το φάσμα είναι πολύ παρόμοιο με το φάσμα του Ήλιου, στο οποίο όλες οι γραμμές απορρόφησης αντικαθίστανται από γραμμές εκπομπής και δεν υπάρχει σχεδόν κανένα συνεχές φάσμα. Ωστόσο, στο φάσμα της χρωμόσφαιρας, οι γραμμές των ιονισμένων στοιχείων είναι ισχυρότερες από ό,τι στο φάσμα της φωτόσφαιρας. Συγκεκριμένα, οι γραμμές ηλίου είναι πολύ ισχυρές στο φάσμα της χρωμόσφαιρας, ενώ στο φάσμα του Fraunhofer είναι πρακτικά αόρατες. Αυτά τα φασματικά χαρακτηριστικά επιβεβαιώνουν μια αύξηση της θερμοκρασίας στη χρωμόσφαιρα.
Κατά τη μελέτη των εικόνων της χρωμόσφαιρας, το πρώτο πράγμα που τραβάει την προσοχή είναι η ανομοιογενής δομή της, η οποία είναι πολύ πιο έντονη από την κοκκοποίηση στη φωτόσφαιρα.
Οι μικρότεροι δομικοί σχηματισμοί στη χρωμόσφαιρα ονομάζονται spicules. Έχουν μακρόστενο σχήμα, και είναι επιμήκεις κυρίως στην ακτινωτή διεύθυνση. Το μήκος τους είναι αρκετές χιλιάδες χιλιόμετρα και το πάχος τους είναι περίπου 1.000 χιλιόμετρα. Με ταχύτητες αρκετών δεκάδων km/s, τα spicules ανεβαίνουν από τη χρωμόσφαιρα στο στέμμα και διαλύονται σε αυτό.
Μέσω των spicules, η ουσία της χρωμόσφαιρας ανταλλάσσεται με το υπερκείμενο στέμμα.
Υπάρχουν εκατοντάδες χιλιάδες αιχμές που υπάρχουν στον Ήλιο ταυτόχρονα.
Τα spicules με τη σειρά τους σχηματίζουν μια μεγαλύτερη δομή που ονομάζεται χρωμοσφαιρικό δίκτυο, που δημιουργείται από κυματικές κινήσεις που προκαλούνται από πολύ μεγαλύτερα και βαθύτερα στοιχεία
υποφωτοσφαιρική μετααγωγική ζώνη από τους κόκκους.
Το χρωμοσφαιρικό δίκτυο φαίνεται καλύτερα σε εικόνες με έντονες γραμμές στην μακρινή περιοχή UV του φάσματος,
για παράδειγμα, στη γραμμή συντονισμού 304 Α του ιονισμένου ηλίου.
Το χρωμοσφαιρικό δίκτυο αποτελείται από μεμονωμένα κύτταρα που κυμαίνονται σε μέγεθος από 30 έως 60 χιλιάδες km.
Στέμμα
Στα ανώτερα στρώματα της χρωμόσφαιρας, όπου η πυκνότητα του αερίου είναι μόνο 10–15 g/cm3, συμβαίνει ένα άλλο εξαιρετικό πράγμα απότομη αύξησηθερμοκρασίες μέχρι περίπου ένα εκατομμύριο Κέλβιν. Εδώ ξεκινά το πιο εξωτερικό και λεπτό τμήμα της ατμόσφαιρας του Ήλιου, που ονομάζεται ηλιακό στέμμα.
Η φωτεινότητα του ηλιακού στέμματος είναι ένα εκατομμύριο φορές μικρότερη από τη φωτόσφαιρα και δεν υπερβαίνει τη φωτεινότητα της Σελήνης στην πανσέληνο. Ως εκ τούτου, το ηλιακό στέμμα μπορεί να παρατηρηθεί κατά τη διάρκεια της συνολικής φάσης των ηλιακών εκλείψεων, και εκτός των εκλείψεων - με τη βοήθεια ειδικών τηλεσκοπίων (στεφανογράφων), στα οποία είναι διατεταγμένη μια τεχνητή έκλειψη του Ήλιου.
Το στέμμα δεν έχει έντονα περιγράμματα και έχει ακανόνιστο σχήμα που αλλάζει πολύ με την πάροδο του χρόνου. Αυτό μπορεί να κριθεί συγκρίνοντας τις εικόνες του που λαμβάνονται κατά τη διάρκεια διαφόρων εκλείψεων. Το λαμπρότερο τμήμα του στέμματος, που βρίσκεται όχι περισσότερο από 0,2-0,3 ηλιακές ακτίνες από το άκρο, ονομάζεται συνήθως εσωτερικό στέμμα και το υπόλοιπο, ένα πολύ εκτεταμένο τμήμα, είναι το εξωτερικό στέμμα. Ένα σημαντικό χαρακτηριστικό του στέμματος είναι η λαμπερή δομή του. Οι ακτίνες έρχονται σε διάφορα μήκη έως δώδεκα ή περισσότερες ηλιακές ακτίνες. Στη βάση, οι ακτίνες συνήθως πυκνώνουν, μερικές από αυτές λυγίζουν προς τις γειτονικές.
Το φάσμα του κορώνα έχει μια σειρά από σημαντικά χαρακτηριστικά. Βασίζεται σε ένα αδύναμο συνεχές υπόβαθρο με κατανομή ενέργειας που επαναλαμβάνει την κατανομή ενέργειας στο συνεχές φάσμα του Ήλιου. Σε αυτό το φόντο
συνεχές φάσμα, φωτεινές γραμμές εκπομπής παρατηρούνται στο εσωτερικό στέμμα, η ένταση των οποίων μειώνεται με την απόσταση από τον Ήλιο. Οι περισσότερες από αυτές τις γραμμές δεν μπορούν να ληφθούν σε εργαστηριακά φάσματα. Στο εξωτερικό στέμμα παρατηρούνται γραμμές Fraunhofer του ηλιακού φάσματος, οι οποίες διαφέρουν από τις φωτοσφαιρικές γραμμές στη σχετικά μεγαλύτερη υπολειμματική τους ένταση.
Η ακτινοβολία της κορώνας είναι πολωμένη και σε απόσταση περίπου 0,5 Rαπό την άκρη του Ήλιου η πόλωση αυξάνεται περίπου στο 50% και σε μεγαλύτερες αποστάσεις μειώνεται ξανά.__
Η ακτινοβολία κορώνας είναι διασκορπισμένο φως από τη φωτόσφαιρα και η πόλωση αυτής της ακτινοβολίας καθιστά δυνατό τον προσδιορισμό της φύσης των σωματιδίων στα οποία συμβαίνει η σκέδαση - αυτά είναι ελεύθερα ηλεκτρόνια.
Η εμφάνιση αυτών των ελεύθερων ηλεκτρονίων μπορεί να προκληθεί μόνο από τον ιονισμό της ουσίας. Ωστόσο, γενικά, το ιονισμένο αέριο (πλάσμα) πρέπει να είναι ουδέτερο. Κατά συνέπεια, η συγκέντρωση των ιόντων στο στέμμα πρέπει επίσης να αντιστοιχεί στη συγκέντρωση των ηλεκτρονίων.
Οι γραμμές εκπομπής του ηλιακού στέμματος ανήκουν σε συνηθισμένα χημικά στοιχεία, αλλά σε πολύ υψηλά στάδια ιοντισμού. Η πιο έντονη - πράσινη στεφανιαία γραμμή με μήκος κύματος 5303 Å - εκπέμπεται από το ιόν Fe XIV, δηλ. ένα άτομο σιδήρου που του λείπουν 13 ηλεκτρόνια. Μια άλλη έντονη - η κόκκινη στεφανιαία γραμμή (6.374 Å) - ανήκει στα άτομα του εννεαπλάσιου ιονισμένου σιδήρου Fe X. Οι υπόλοιπες γραμμές εκπομπής ταυτίζονται με τα ιόντα Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII , Ca XV, Ar X κ.λπ.
Έτσι, το ηλιακό στέμμα είναι ένα σπάνιο πλάσμα με θερμοκρασία περίπου ένα εκατομμύριο Κέλβιν.
Ζωδιακό φως και αντιακτινοβολία
Μια λάμψη παρόμοια με την «ψεύτικη κορώνα» μπορεί επίσης να παρατηρηθεί σε μεγάλες αποστάσεις από τον Ήλιο
μορφή ζωδιακού φωτός.
Το ζωδιακό φως παρατηρείται τις σκοτεινές νύχτες χωρίς φεγγάρι την άνοιξη και το φθινόπωρο στα νότια γεωγραφικά πλάτη σύντομα
μετά τη δύση του ηλίου ή λίγο πριν την ανατολή του ηλίου. Αυτή τη στιγμή, η εκλειπτική υψώνεται ψηλά πάνω από τον ορίζοντα και μια ελαφριά λωρίδα που τρέχει κατά μήκος της γίνεται αισθητή. Καθώς πλησιάζει τον Ήλιο, που βρίσκεται κάτω από τον ορίζοντα, η λάμψη εντείνεται και η λωρίδα διαστέλλεται σχηματίζοντας ένα τρίγωνο. Η φωτεινότητά του μειώνεται σταδιακά με την αύξηση της απόστασης από τον Ήλιο.
Στην περιοχή του ουρανού απέναντι από τον Ήλιο, η φωτεινότητα του ζωδιακού φωτός αυξάνεται ελαφρώς, σχηματίζοντας μια ελλειπτική νεφελώδη κηλίδα με διάμετρο περίπου 10º, η οποία ονομάζεται αντιακτινοβολία. Αντί-γυαλάδα
που προκαλείται από την αντανάκλαση του ηλιακού φωτός από την κοσμική σκόνη.
ηλιόλουστος άνεμος
Το ηλιακό στέμμα έχει μια δυναμική συνέχεια πολύ πέρα από την τροχιά της Γης σε αποστάσεις της τάξης των 100 AU.
Υπάρχει μια συνεχής εκροή πλάσματος από το ηλιακό στέμμα με ταχύτητα που σταδιακά αυξάνεται με την απόσταση από τον Ήλιο. Αυτή η επέκταση του ηλιακού στέμματος στον διαπλανητικό χώρο ονομάζεται ηλιακός άνεμος.
Λόγω του ηλιακού ανέμου, ο Ήλιος χάνει περίπου 1 εκατομμύριο τόνους ύλης κάθε δευτερόλεπτο. Ο ηλιακός άνεμος αποτελείται κυρίως από ηλεκτρόνια, πρωτόνια και πυρήνες ηλίου (σωματίδια άλφα). οι πυρήνες άλλων στοιχείων και τα ουδέτερα σωματίδια περιέχονται σε πολύ μικρές ποσότητες.
Ο ηλιακός άνεμος (η ροή των σωματιδίων – πρωτονίων, ηλεκτρονίων κ.λπ.) συχνά συγχέεται με την επίδραση πίεσης του ηλιακού φωτός (τη ροή των φωτονίων). Η πίεση του ηλιακού φωτός είναι σήμερα αρκετές χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από την πίεση του ηλιακού ανέμου. Οι ουρές των κομητών, που κατευθύνονται πάντα προς την αντίθετη κατεύθυνση από τον Ήλιο, σχηματίζονται επίσης από την πίεση του φωτός και όχι από τον ηλιακό άνεμο.
38. Ενεργοί σχηματισμοί στην ηλιακή ατμόσφαιρα: κηλίδες, θύλακες, κροκκίδες, χρωμοσφαιρικές εκλάμψεις, προεξοχές. Κυκλικότητα της ηλιακής δραστηριότητας.
Ενεργοί σχηματισμοί στην ηλιακή ατμόσφαιρα
Από καιρό σε καιρό, στην ηλιακή ατμόσφαιρα εμφανίζονται ταχέως μεταβαλλόμενοι ενεργοί σχηματισμοί, έντονα διαφορετικοί από τις γύρω αδιατάρακτες περιοχές, οι ιδιότητες και η δομή των οποίων δεν αλλάζουν καθόλου ή σχεδόν εντελώς με το χρόνο. Στη φωτόσφαιρα, τη χρωμόσφαιρα και το στέμμα, οι εκδηλώσεις της ηλιακής δραστηριότητας είναι πολύ διαφορετικές. Ωστόσο, όλοι τους συνδέονται με έναν κοινό λόγο. Αυτός ο λόγος είναι το μαγνητικό πεδίο, πάντα
υπάρχουν σε ενεργές περιοχές.
Η προέλευση και η αιτία των αλλαγών στα μαγνητικά πεδία στον Ήλιο δεν είναι πλήρως κατανοητές. Τα μαγνητικά πεδία μπορούν να συγκεντρωθούν σε οποιοδήποτε στρώμα του Ήλιου (για παράδειγμα, στη βάση της ζώνης μεταφοράς) και περιοδικές αυξήσεις στα μαγνητικά πεδία μπορεί να προκληθούν από πρόσθετες διεγέρσεις ρευμάτων στο ηλιακό πλάσμα.
Οι πιο κοινές εκδηλώσεις ηλιακής δραστηριότητας είναι οι κηλίδες, οι κεφαλές, οι κροκίδες και οι προεξοχές.
Ηλιακές κηλίδες
Η πιο διάσημη εκδήλωση της ηλιακής δραστηριότητας είναι οι ηλιακές κηλίδες, οι οποίες εμφανίζονται συνήθως σε ολόκληρες ομάδες.
Η ηλιακή κηλίδα εμφανίζεται ως ένας μικροσκοπικός πόρος, που μόλις διακρίνεται από τα σκοτεινά διαστήματα μεταξύ των κόκκων. Μετά από μια μέρα, ο πόρος εξελίσσεται σε ένα στρογγυλό σκοτεινό σημείο με ένα αιχμηρό όριο, η διάμετρος του οποίου αυξάνεται σταδιακά σε μέγεθος αρκετών δεκάδων χιλιάδων χιλιομέτρων. Το φαινόμενο αυτό συνοδεύεται από μια σταδιακή αύξηση της έντασης του μαγνητικού πεδίου, η οποία στο κέντρο των μεγάλων κηλίδων φθάνει σε πολλές χιλιάδες εστέρες. Το μέγεθος του μαγνητικού πεδίου καθορίζεται από τη διάσπαση των φασματικών γραμμών Zeeman.
Μερικές φορές εμφανίζονται αρκετές μικρές κηλίδες σε μια μικρή περιοχή που εκτείνεται παράλληλα με τον ισημερινό - μια ομάδα κηλίδων. Μεμονωμένες κηλίδες εμφανίζονται κυρίως στα δυτικά και ανατολικά άκρα της περιοχής, όπου οι πυθμένας της κηλίδας -προπορευόμενος (δυτικός) και ουρός (ανατολικός) - αναπτύσσονται πιο έντονα από άλλους. Τα μαγνητικά πεδία και των δύο κύριων ηλιακών κηλίδων και των μικρών γειτονικών τους έχουν πάντα αντίθετη πολικότητα, και επομένως μια τέτοια ομάδα ηλιακών κηλίδων ονομάζεται διπολική
3-4 ημέρες μετά την εμφάνιση μεγάλων κηλίδων, εμφανίζεται γύρω τους μια λιγότερο σκούρα μισοφέγγαρα, με χαρακτηριστική ακτινωτή δομή. Η ημίσφαιρα περιβάλλει το κεντρικό τμήμα της ηλιακής κηλίδας, που ονομάζεται umbra.
Με την πάροδο του χρόνου, η περιοχή που καταλαμβάνει μια ομάδα κηλίδων σταδιακά αυξάνεται, φτάνοντας στο μέγιστο
τιμές περίπου τη δέκατη ημέρα. Μετά από αυτό, οι κηλίδες αρχίζουν σταδιακά να μειώνονται και να εξαφανίζονται, πρώτα το μικρότερο από αυτά, μετά η ουρά (που προηγουμένως έχει χωριστεί σε πολλά σημεία) και τέλος η κορυφαία.
Γενικά, όλη αυτή η διαδικασία διαρκεί περίπου δύο μήνες, αλλά πολλές ομάδες ηλιακών κηλίδων δεν έχουν χρόνο να το κάνουν
περάστε από όλα τα στάδια που περιγράφηκαν και εξαφανιστείτε νωρίτερα.
Το κεντρικό τμήμα του σημείου φαίνεται μόνο μαύρο λόγω της υψηλής φωτεινότητας της φωτόσφαιρας. Μάλιστα στο κέντρο
Η φωτεινότητα των κηλίδων είναι μόνο μια τάξη μεγέθους μικρότερη, και η φωτεινότητα του ημίσεου είναι περίπου τα 3/4 της φωτεινότητας της φωτόσφαιρας. Με βάση τον νόμο Stefan-Boltzmann, αυτό σημαίνει ότι η θερμοκρασία στην ηλιακή κηλίδα είναι 2–2,5 χιλιάδες K μικρότερη από ό,τι στη φωτόσφαιρα.
Η μείωση της θερμοκρασίας στην ηλιακή κηλίδα εξηγείται από την επίδραση του μαγνητικού πεδίου στη μεταφορά. Ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο αναστέλλει την κίνηση της ύλης που συμβαίνει κατά μήκος των γραμμών δύναμης. Επομένως, στη ζώνη μεταφοράς κάτω από την ηλιακή κηλίδα εξασθενεί η κυκλοφορία των αερίων, που μεταφέρει σημαντικό μέρος της ενέργειας από τα βάθη προς τα έξω. Ως αποτέλεσμα, η θερμοκρασία του σημείου αποδεικνύεται χαμηλότερη από ό,τι στην αδιατάρακτη φωτόσφαιρα.
Η μεγάλη συγκέντρωση του μαγνητικού πεδίου στη σκιά των προπορευόμενων και ουραίων ηλιακών κηλίδων υποδηλώνει ότι το κύριο μέρος της μαγνητικής ροής της ενεργού περιοχής στον Ήλιο περιέχεται σε έναν τεράστιο σωλήνα γραμμών πεδίου που αναδύονται από τη σκιά της ηλιακής κηλίδας βόρειας πολικότητας και εισερχόμενοι πίσω στην ηλιακή κηλίδα νότιας πολικότητας.
Ωστόσο, λόγω της υψηλής αγωγιμότητας του ηλιακού πλάσματος και του φαινομένου της αυτοεπαγωγής, μαγνητικά πεδία με ισχύ αρκετών χιλιάδων όστερων δεν μπορούν ούτε να προκύψουν ούτε να εξαφανιστούν μέσα σε λίγες ημέρες που αντιστοιχούν στο χρόνο εμφάνισης και αποσύνθεσης μιας ομάδας ηλιακών κηλίδων.
Έτσι, μπορεί να υποτεθεί ότι οι μαγνητικοί σωλήνες βρίσκονται κάπου στη ζώνη μεταφοράς και η εμφάνιση ομάδων ηλιακών κηλίδων σχετίζεται με την επίπλευση τέτοιων σωλήνων.
Δάδες
Σε μη διαταραγμένες περιοχές της φωτόσφαιρας υπάρχει μόνο ένα γενικό μαγνητικό πεδίο του Ήλιου, η ισχύς του οποίου είναι περίπου 1 Oe Σε ενεργές περιοχές, η ισχύς του μαγνητικού πεδίου αυξάνεται εκατοντάδες ή ακόμη και χιλιάδες φορές.
Μια ελαφρά αύξηση του μαγνητικού πεδίου σε δεκάδες και εκατοντάδες Oe συνοδεύεται από την εμφάνιση στη φωτόσφαιρα μιας φωτεινότερης περιοχής που ονομάζεται δάδα. Συνολικά, τα faculae μπορούν να καταλάβουν ένα σημαντικό ποσοστό ολόκληρης της ορατής επιφάνειας του Ήλιου. Έχουν μια χαρακτηριστική λεπτή δομή και αποτελούνται από πολυάριθμες φλέβες, φωτεινές κουκκίδες και οζίδια - κόκκους πυρσού.
Οι ακίδες είναι καλύτερα ορατές στην άκρη του ηλιακού δίσκου (εδώ η αντίθεση τους με τη φωτόσφαιρα είναι περίπου 10%), ενώ στο κέντρο είναι σχεδόν εντελώς αόρατες. Αυτό σημαίνει ότι σε κάποιο επίπεδο στη φωτόσφαιρα το λοφίο είναι θερμότερο από τη γειτονική αδιατάρακτη περιοχή κατά 200–300 K και, συνολικά, προεξέχει ελαφρώς πάνω από το επίπεδο
αδιατάρακτη φωτόσφαιρα.
Η εμφάνιση ενός φακού συνδέεται με μια σημαντική ιδιότητα του μαγνητικού πεδίου - εμποδίζει την κίνηση της ιονισμένης ύλης που εμφανίζεται στις γραμμές δύναμης. Αν το μαγνητικό πεδίο έχει αρκετό μεγάλη ενέργεια, τότε «επιτρέπει» την κίνηση της ύλης μόνο κατά μήκος των γραμμών δύναμης.
Ένα ασθενές μαγνητικό πεδίο στην περιοχή του λοφίου δεν μπορεί να σταματήσει τις σχετικά ισχυρές συναγωγικές κινήσεις. Ωστόσο, μπορεί να τους δώσει έναν πιο σωστό χαρακτήρα. Τυπικά, κάθε στοιχείο μεταφοράς, εκτός από τη γενική άνοδο ή πτώση στην κατακόρυφο, κάνει μικρές τυχαίες κινήσεις στο οριζόντιο επίπεδο. Αυτές οι κινήσεις, που οδηγούν σε τριβή μεταξύ των επιμέρους στοιχείων μεταφοράς, αναστέλλονται από το μαγνητικό πεδίο που υπάρχει στην περιοχή του λοφίου, το οποίο διευκολύνει τη μεταφορά και επιτρέπει στα θερμά αέρια να ανέβουν σε μεγαλύτερο ύψος και να μεταφέρουν μεγαλύτερη ροή ενέργειας. Έτσι, η εμφάνιση του λοφίου συνδέεται με αυξημένη συναγωγή που προκαλείται από ένα ασθενές μαγνητικό πεδίο.
Οι πυρσοί είναι σχετικά σταθεροί σχηματισμοί. Μπορούν να υπάρχουν για αρκετές εβδομάδες ή και μήνες χωρίς πολλές αλλαγές.
Κροκίδες
Η χρωμόσφαιρα πάνω από τις ηλιακές κηλίδες και τις φυσαλίδες αυξάνει τη φωτεινότητά της και η αντίθεση μεταξύ της διαταραγμένης και της μη διαταραγμένης χρωμόσφαιρας αυξάνεται με το ύψος. Αυτές οι φωτεινότερες περιοχές της χρωμόσφαιρας ονομάζονται κροκίδες. Η αύξηση της φωτεινότητας μιας κροκίδωσης σε σύγκριση με την περιβάλλουσα αδιατάρακτη χρωμόσφαιρα δεν παρέχει λόγους για τον προσδιορισμό της θερμοκρασίας της, καθώς σε μια σπάνια και πολύ διαφανή χρωμόσφαιρα για ένα συνεχές φάσμα, η σχέση μεταξύ θερμοκρασίας και ακτινοβολίας δεν υπακούει στους Planck και Stefan- Νόμοι Boltzmann.
Η αύξηση της φωτεινότητας της κροκίδωσης στα κεντρικά μέρη μπορεί να εξηγηθεί από την αύξηση της πυκνότητας της ύλης στη χρωμόσφαιρα κατά 3-5 φορές σε σχεδόν σταθερή τιμή θερμοκρασίας ή με μια ελαφρά αύξηση της θερμοκρασίας. Ηλιακές λάμψεις
Στη χρωμόσφαιρα και το στέμμα, πιο συχνά σε μια μικρή περιοχή μεταξύ αναπτυσσόμενων ηλιακών κηλίδων, ειδικά κοντά στη διεπαφή πολικότητας ισχυρών μαγνητικών πεδίων, παρατηρούνται οι πιο ισχυρές και ταχέως αναπτυσσόμενες εκδηλώσεις ηλιακής δραστηριότητας, που ονομάζονται ηλιακές εκλάμψεις.
Στην αρχή της έξαρσης, η φωτεινότητα ενός από τους ελαφρούς όζους του κροκιδώματος αυξάνεται ξαφνικά. Συχνά σε λιγότερο από ένα λεπτό, ισχυρή ακτινοβολία εξαπλώνεται κατά μήκος ενός μακρύ σχοινιού ή πλημμυρίζει μια ολόκληρη περιοχή μήκους δεκάδων χιλιάδων χιλιομέτρων.
Στην ορατή περιοχή του φάσματος, η αύξηση της φωταύγειας εμφανίζεται κυρίως στις φασματικές γραμμές του υδρογόνου, του ιονισμένου ασβεστίου και άλλων μετάλλων. Το επίπεδο του συνεχούς φάσματος αυξάνεται επίσης, μερικές φορές τόσο πολύ που το φλας γίνεται ορατό σε λευκό φως στο φόντο της φωτόσφαιρας. Ταυτόχρονα με την ορατή ακτινοβολία, η ένταση της ακτινοβολίας UV και των ακτίνων Χ, καθώς και η ισχύς της εκπομπής ηλιακού ραδιοφώνου, αυξάνεται πολύ.
Κατά τη διάρκεια των εκλάμψεων, παρατηρούνται οι φασματικές γραμμές ακτίνων Χ με το μικρότερο μήκος κύματος (δηλαδή οι «σκληρότερες») και ακόμη, σε ορισμένες περιπτώσεις, οι ακτίνες γ. Η έκρηξη όλων αυτών των τύπων ακτινοβολίας συμβαίνει σε λίγα λεπτά. Αφού φτάσει στο μέγιστο, το επίπεδο ακτινοβολίας εξασθενεί σταδιακά μέσα σε αρκετές δεκάδες λεπτά.
Όλα τα παραπάνω φαινόμενα εξηγούνται από την απελευθέρωση μεγάλη ποσότηταενέργεια ασταθούς πλάσματος που βρίσκεται στην περιοχή ενός πολύ ανομοιογενούς μαγνητικού πεδίου. Ως αποτέλεσμα της αλληλεπίδρασης του μαγνητικού πεδίου και του πλάσματος, ένα σημαντικό μέρος της ενέργειας του μαγνητικού πεδίου μετατρέπεται σε θερμότητα, θερμαίνοντας το αέριο σε θερμοκρασία δεκάδων εκατομμυρίων kelvins και επίσης πηγαίνει για να επιταχύνει τα σύννεφα πλάσματος.
Ταυτόχρονα με την επιτάχυνση των μακροσκοπικών νεφών πλάσματος, οι σχετικές κινήσεις του πλάσματος και των μαγνητικών πεδίων οδηγούν στην επιτάχυνση μεμονωμένων σωματιδίων σε υψηλές ενέργειες: ηλεκτρόνια έως δεκάδες keV και πρωτόνια έως δεκάδες MeV.
Η ροή τέτοιων ηλιακών σωματιδίων έχει σημαντικό αντίκτυπο στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας της Γης και στο μαγνητικό της πεδίο.
Προεξοχές
Οι ενεργοί σχηματισμοί που παρατηρούνται στο στέμμα είναι προεξέχοντες. Σε σύγκριση με το περιβάλλον πλάσμα, αυτά είναι πιο πυκνά και πιο «ψυχρά» σύννεφα, που λάμπουν περίπου στις ίδιες φασματικές γραμμές με τη χρωμόσφαιρα.
Οι προεξοχές μπορεί να είναι πολύ διάφορες μορφέςκαι μεγέθη. Τις περισσότερες φορές πρόκειται για μεγάλους, πολύ επίπεδους σχηματισμούς που βρίσκονται σχεδόν κάθετα στην επιφάνεια του Ήλιου. Επομένως, όταν προβάλλονται στον ηλιακό δίσκο, οι προεξοχές μοιάζουν με κυρτά νήματα.
Οι προεξοχές είναι οι μεγαλύτεροι σχηματισμοί στην ηλιακή ατμόσφαιρα, το μήκος τους φτάνει τις εκατοντάδες χιλιάδες χιλιόμετρα, αν και το πλάτος τους δεν ξεπερνά τα 6.000–10.000 χιλιόμετρα. Τα κάτω μέρη τους συγχωνεύονται με τη χρωμόσφαιρα και τα πάνω τους εκτείνονται για δεκάδες χιλιάδες χιλιόμετρα. Ωστόσο, υπάρχουν προεξοχές πολύ μεγαλύτερων μεγεθών.
Η ανταλλαγή ύλης μεταξύ της χρωμόσφαιρας και του στέμματος γίνεται συνεχώς μέσω των προεξοχών. Αυτό αποδεικνύεται από τις συχνά παρατηρούμενες κινήσεις τόσο των ίδιων των προεξοχών όσο και των επιμέρους τμημάτων τους, που συμβαίνουν σε ταχύτητες δεκάδων και εκατοντάδων km/s.
Η εμφάνιση, η ανάπτυξη και η μετακίνηση των προεξοχών σχετίζεται στενά με την εξέλιξη των ομάδων ηλιακών κηλίδων. Στα πρώτα στάδια ανάπτυξης της ενεργού περιοχής, σχηματίζονται βραχύβιες και ταχέως μεταβαλλόμενες ηλιακές κηλίδες.
προεξοχές κοντά στις ηλιακές κηλίδες. Σε μεταγενέστερα στάδια, εμφανίζονται σταθερές ήρεμες προεξοχές, που υπάρχουν χωρίς αισθητές αλλαγές για αρκετές εβδομάδες ή ακόμη και μήνες, μετά από τις οποίες μπορεί ξαφνικά να ξεκινήσει ένα στάδιο ενεργοποίησης της προεξοχής, που εκδηλώνεται με την εμφάνιση ισχυρών κινήσεων, εκτοξεύσεων ύλης στο στέμμα και την εμφάνιση των ταχέως κινούμενων εκρηκτικών προεξοχών.
Οι εκρήξεις, ή εκρήξεις, μοιάζουν με τεράστια σιντριβάνια στην όψη, που φτάνουν σε ύψη έως και 1,7 εκατομμύρια χιλιόμετρα πάνω από την επιφάνεια του Ήλιου. Οι κινήσεις των θρόμβων ύλης σε αυτά συμβαίνουν γρήγορα. εκρήγνυνται με ταχύτητες εκατοντάδων km/s και αλλάζουν το σχήμα τους αρκετά γρήγορα. Καθώς το υψόμετρο αυξάνεται, η προεξοχή εξασθενεί και εξαφανίζεται. Σε ορισμένες προεξοχές, παρατηρήθηκαν έντονες αλλαγές στην ταχύτητα κίνησης μεμονωμένων συστάδων. Οι εκρηκτικές προεξοχές είναι βραχύβιες.
Ηλιακή Δραστηριότητα
Όλοι οι θεωρούμενοι ενεργοί σχηματισμοί στην ηλιακή ατμόσφαιρα σχετίζονται στενά μεταξύ τους.
Η εμφάνιση εξάρσεων και κροκκίδων πάντα προηγείται της εμφάνισης κηλίδων.
Οι εστίες εμφανίζονται κατά την ταχύτερη ανάπτυξη μιας ομάδας ηλιακών κηλίδων ή ως αποτέλεσμα ισχυρών αλλαγών που συμβαίνουν σε αυτές.
Ταυτόχρονα εμφανίζονται προεξοχές, οι οποίες συχνά συνεχίζουν να υπάρχουν για μεγάλο χρονικό διάστημα μετά την κατάρρευση της ενεργού περιοχής.
Το σύνολο όλων των εκδηλώσεων της ηλιακής δραστηριότητας που σχετίζονται με ένα δεδομένο τμήμα της ατμόσφαιρας και αναπτύσσονται σε ορισμένο χρόνο ονομάζεται κέντρο ηλιακής δραστηριότητας.
Ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων και άλλων σχετικών εκδηλώσεων της ηλιακής δραστηριότητας αλλάζει περιοδικά. Η εποχή που ο αριθμός των κέντρων δραστηριότητας είναι μεγαλύτερος ονομάζεται μέγιστη ηλιακή δραστηριότητα και όταν δεν υπάρχουν καθόλου ή σχεδόν καθόλου, ονομάζεται ελάχιστη.
Ως μέτρο του βαθμού ηλιακής δραστηριότητας, το λεγόμενο. Αριθμοί λύκων ανάλογοι με το άθροισμα συνολικός αριθμόςκηλίδες φάκαι δεκαπλάσιο τον αριθμό των ομάδων τους σολ: W= κ(φά+ 10σολ).
Συντελεστής αναλογικότητας κεξαρτάται από την ισχύ του εργαλείου που χρησιμοποιείται. Συνήθως, οι αριθμοί των λύκων υπολογίζονται κατά μέσο όρο (για παράδειγμα, σε μήνες ή χρόνια) και ένα γράφημα της εξάρτησης της ηλιακής δραστηριότητας από
Η καμπύλη ηλιακής δραστηριότητας δείχνει ότι τα μέγιστα και τα ελάχιστα εναλλάσσονται κατά μέσο όρο κάθε 11 χρόνια, αν και τα χρονικά διαστήματα μεταξύ μεμονωμένων διαδοχικών μέγιστων μπορεί να
κυμαίνονται από 7 έως 17 ετών.
Κατά τη διάρκεια της ελάχιστης περιόδου, συνήθως δεν υπάρχουν κηλίδες στον Ήλιο για κάποιο χρονικό διάστημα. Στη συνέχεια αρχίζουν να εμφανίζονται μακριά από τον ισημερινό, σε γεωγραφικά πλάτη περίπου ±35°. Στη συνέχεια, η ζώνη σχηματισμού κηλίδων κατεβαίνει σταδιακά προς τον ισημερινό. Ωστόσο, σε περιοχές μικρότερες από 8° από τον ισημερινό, οι κηλίδες είναι πολύ σπάνιες.
Ένα σημαντικό χαρακτηριστικό του κύκλου ηλιακής δραστηριότητας είναι ο νόμος των αλλαγών στη μαγνητική πολικότητα των ηλιακών κηλίδων. Κατά τη διάρκεια κάθε 11ετούς κύκλου, όλα τα κύρια σημεία των διπολικών ομάδων έχουν κάποια πολικότητα στο βόρειο ημισφαίριο και το αντίθετο στο νότιο. Το ίδιο ισχύει και για τις κηλίδες της ουράς, στις οποίες η πολικότητα είναι πάντα αντίθετη από αυτή της κύριας κηλίδας. Στον επόμενο κύκλο, η πολικότητα των κηλίδων που οδηγούν και της ουράς αντιστρέφεται. Ταυτόχρονα, αλλάζει η πολικότητα του γενικού μαγνητικού πεδίου του Ήλιου, οι πόλοι του οποίου βρίσκονται κοντά στους πόλους περιστροφής.
Πολλά άλλα χαρακτηριστικά έχουν επίσης μια ενδεκαετή κυκλικότητα: η αναλογία της επιφάνειας του Ήλιου που καταλαμβάνουν οι κεφαλές και οι κροκκίδες, η συχνότητα των εκλάμψεων, ο αριθμός των προεξοχών, καθώς και το σχήμα της κορώνας και
ηλιακή αιολική ενέργεια.
Η κυκλικότητα της ηλιακής δραστηριότητας είναι ένα από τα σημαντικότερα προβλήματα της σύγχρονης ηλιακής φυσικής, το οποίο δεν έχει ακόμη επιλυθεί πλήρως.
Όταν παρατηρούμε ένα ηλιόλουστο καλοκαιρινό τοπίο, μας φαίνεται ότι ολόκληρη η εικόνα πλημμυρίζει από φως. Ωστόσο, αν κοιτάξουμε τον ήλιο με τη βοήθεια ειδικών οργάνων, θα διαπιστώσουμε ότι ολόκληρη η επιφάνειά του θυμίζει μια γιγάντια θάλασσα, όπου μαίνεται πύρινα κύματα και κινούνται κηλίδες. Ποια είναι τα κύρια συστατικά της ηλιακής ατμόσφαιρας; Ποιες διεργασίες συμβαίνουν μέσα στο αστέρι μας και ποιες ουσίες περιλαμβάνονται στη σύνθεσή του;
Συνολικές πληροφορίες
Ο Ήλιος είναι ένα ουράνιο σώμα που είναι αστέρι, και το μοναδικό στο Ηλιακό Σύστημα. Πλανήτες, αστεροειδείς, δορυφόροι και άλλα διαστημικά αντικείμενα περιστρέφονται γύρω του. Η χημική σύσταση του Ήλιου είναι περίπου η ίδια σε οποιοδήποτε σημείο του. Ωστόσο, αλλάζει σημαντικά καθώς πλησιάζει το κέντρο του άστρου, όπου βρίσκεται ο πυρήνας του. Οι επιστήμονες ανακάλυψαν ότι η ηλιακή ατμόσφαιρα χωρίζεται σε πολλά στρώματα.
Ποια χημικά στοιχεία απαρτίζουν τον Ήλιο;
Η ανθρωπότητα δεν είχε πάντα τα δεδομένα για τον Ήλιο που έχει σήμερα η επιστήμη. Μια φορά κι έναν καιρό, οι υποστηρικτές της θρησκευτικής κοσμοθεωρίας υποστήριζαν ότι ο κόσμος δεν μπορεί να γίνει γνωστός. Και ως επιβεβαίωση των ιδεών τους, ανέφεραν το γεγονός ότι δεν είναι δυνατό για ένα άτομο να γνωρίζει ποια είναι η χημική σύσταση του Ήλιου. Ωστόσο, η πρόοδος στην επιστήμη έχει αποδείξει πειστικά την πλάνη τέτοιων απόψεων. Οι επιστήμονες έχουν προχωρήσει ιδιαίτερα στη μελέτη των άστρων μετά την εφεύρεση του φασματοσκοπίου. Οι επιστήμονες μελετούν τη χημική σύσταση του Ήλιου και των άστρων χρησιμοποιώντας φασματική ανάλυση. Έτσι, ανακάλυψαν ότι η σύνθεση του αστεριού μας είναι πολύ διαφορετική. Το 1942, οι ερευνητές ανακάλυψαν ότι υπήρχε ακόμη και χρυσός στον Ήλιο, αν και όχι πολύ.
Άλλες ουσίες
Η χημική σύσταση του Ήλιου περιλαμβάνει κυρίως στοιχεία όπως το υδρογόνο και το ήλιο. Η κυριαρχία τους χαρακτηρίζει την αέρια φύση του άστρου μας. Η περιεκτικότητα σε άλλα στοιχεία, για παράδειγμα, μαγνήσιο, οξυγόνο, άζωτο, σίδηρος, ασβέστιο, είναι ασήμαντη.
Χρησιμοποιώντας φασματική ανάλυση, οι ερευνητές ανακάλυψαν ποιες ουσίες σίγουρα δεν υπάρχουν στην επιφάνεια αυτού του άστρου. Για παράδειγμα, χλώριο, υδράργυρος και βόριο. Ωστόσο, οι επιστήμονες προτείνουν ότι αυτές οι ουσίες, εκτός από τα βασικά χημικά στοιχεία που απαρτίζουν τον Ήλιο, ενδέχεται να βρίσκονται στον πυρήνα του. Σχεδόν το 42% του αστεριού μας αποτελείται από υδρογόνο. Περίπου το 23% προέρχεται από όλα τα μέταλλα που αποτελούν μέρος του Ήλιου.
Όπως οι περισσότερες παράμετροι άλλων ουράνιων σωμάτων, τα χαρακτηριστικά του άστρου μας υπολογίζονται μόνο θεωρητικά χρησιμοποιώντας τεχνολογία υπολογιστών. Τα αρχικά δεδομένα είναι δείκτες όπως η ακτίνα του άστρου, η μάζα του και η θερμοκρασία του. Οι επιστήμονες έχουν πλέον διαπιστώσει ότι η χημική σύνθεση του Ήλιου αντιπροσωπεύεται από 69 στοιχεία. Η φασματική ανάλυση παίζει σημαντικό ρόλο σε αυτές τις μελέτες. Για παράδειγμα, χάρη σε αυτόν καθιερώθηκε η σύνθεση της ατμόσφαιρας του αστεριού μας. Ανακαλύφθηκε επίσης ένα ενδιαφέρον μοτίβο: το σύνολο των χημικών στοιχείων στη σύνθεση του Ήλιου είναι εκπληκτικά παρόμοιο με τη σύνθεση των πέτρινων μετεωριτών. Το γεγονός αυτό αποτελεί σημαντική απόδειξη υπέρ του γεγονότος ότι αυτά ουράνια σώματαέχουν κοινή καταγωγή.
Κορώνα πυρός
Είναι ένα στρώμα πλάσματος εξαιρετικά σπάνιου. Η θερμοκρασία του φτάνει τα 2 εκατομμύρια Kelvin και η πυκνότητα της ουσίας υπερβαίνει την πυκνότητα της ατμόσφαιρας της γης εκατοντάδες εκατομμύρια φορές. Εδώ τα άτομα δεν μπορούν να είναι σε ουδέτερη κατάσταση συγκρούονται συνεχώς και ιονίζονται. Το στέμμα είναι ισχυρή πηγή υπεριωδης ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ. Ολόκληρο το πλανητικό μας σύστημα είναι εκτεθειμένο στον ηλιακό άνεμο. Η αρχική του ταχύτητα είναι σχεδόν 1.000 km/sec, αλλά καθώς απομακρύνεται από το αστέρι σταδιακά μειώνεται. Η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου στην επιφάνεια της γης είναι περίπου 400 km/sec.
Γενικές ιδέες για το στέμμα
Το ηλιακό στέμμα μερικές φορές ονομάζεται ατμόσφαιρα. Ωστόσο, είναι μόνο το εξωτερικό του μέρος. Ο ευκολότερος χρόνος για να παρατηρήσετε το στέμμα είναι κατά τη διάρκεια μιας ολικής έκλειψης. Ωστόσο, θα είναι πολύ δύσκολο να το σκιαγραφήσετε, γιατί η έκλειψη διαρκεί μόνο λίγα λεπτά. Όταν εφευρέθηκε η φωτογραφία, οι αστρονόμοι μπόρεσαν να πάρουν μια αντικειμενική εικόνα του ηλιακού στέμματος.
Μετά τη λήψη των πρώτων εικόνων, οι ερευνητές μπόρεσαν να ανιχνεύσουν περιοχές που σχετίζονται με αυξημένη δραστηριότητα των αστεριών. Το στέμμα του Ήλιου έχει μια ακτινοβόλο δομή. Δεν είναι μόνο το πιο καυτό μέρος της ατμόσφαιράς του, αλλά είναι και το πιο κοντινό στον πλανήτη μας. Στην πραγματικότητα, βρισκόμαστε συνεχώς μέσα στα όριά του, γιατί ο ηλιακός άνεμος διεισδύει στις πιο απομακρυσμένες γωνιές του ηλιακού συστήματος. Ωστόσο, από την ακτινοβολία μας προστατεύει η ατμόσφαιρα της γης.
Πυρήνας, χρωμόσφαιρα και φωτόσφαιρα
Το κεντρικό τμήμα του αστεριού μας ονομάζεται πυρήνας. Η ακτίνα του είναι περίπου το ένα τέταρτο της συνολικής ακτίνας του Ήλιου. Η ύλη μέσα στον πυρήνα είναι πολύ συμπιεσμένη. Πιο κοντά στην επιφάνεια του άστρου βρίσκεται η λεγόμενη συναγωγική ζώνη, όπου συμβαίνει η κίνηση της ύλης, δημιουργώντας ένα μαγνητικό πεδίο. Τέλος, η ορατή επιφάνεια του Ήλιου ονομάζεται φωτόσφαιρα. Είναι ένα στρώμα πάχους άνω των 300 km. Από τη φωτόσφαιρα έρχεται η ηλιακή ακτινοβολία στη Γη. Η θερμοκρασία του φτάνει περίπου τα 4800 Kelvin. Το υδρογόνο εδώ παραμένει πρακτικά ουδέτερο. Πάνω από τη φωτόσφαιρα βρίσκεται η χρωμόσφαιρα. Το πάχος του είναι περίπου 3 χιλιάδες χιλιόμετρα. Αν και η χρωμόσφαιρα και το ηλιακό στέμμα βρίσκονται πάνω από τη φωτόσφαιρα, οι επιστήμονες δεν χαράσσουν σαφή όρια μεταξύ αυτών των στρωμάτων.
Προεξοχές
Η χρωμόσφαιρα έχει πολύ χαμηλή πυκνότητα και είναι κατώτερη σε ένταση ακτινοβολίας από το ηλιακό στέμμα. Ωστόσο, εδώ μπορείτε να δείτε ενδιαφέρον φαινόμενο: γιγάντιες φλόγες, ύψους πολλών χιλιάδων χιλιομέτρων. Ονομάζονται ηλιακές προεξοχές. Μερικές φορές οι προεξοχές ανεβαίνουν σε ύψος έως και ένα εκατομμύριο χιλιόμετρα πάνω από την επιφάνεια του άστρου.
Ερευνα
Οι προεξοχές χαρακτηρίζονται από τους ίδιους δείκτες πυκνότητας με τη χρωμόσφαιρα. Ωστόσο, βρίσκονται ακριβώς από πάνω του και περιβάλλονται από τα αραιά στρώματά του. Για πρώτη φορά στην ιστορία της αστρονομίας, οι προεξοχές παρατηρήθηκαν από τον Γάλλο ερευνητή Pierre Jansen και τον Άγγλο συνάδελφό του Joseph Lockyer το 1868. Το φάσμα τους περιλαμβάνει πολλές φωτεινές γραμμές. Η χημική σύσταση του Ήλιου και των προεξοχών είναι πολύ παρόμοια. Περιέχει κυρίως υδρογόνο, ήλιο και ασβέστιο και η παρουσία άλλων στοιχείων είναι αμελητέα.
Κάποιες προεξοχές, έχοντας υπάρξει για ένα ορισμένο χρονικό διάστημα χωρίς ορατές αλλαγές, ξαφνικά εκραγεί. Η ουσία τους εκτοξεύεται στο κοντινό διάστημα με τεράστια ταχύτητα, φτάνοντας αρκετά χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. ΕμφάνισηΗ χρωμόσφαιρα αλλάζει συχνά, γεγονός που υποδεικνύει διάφορες διαδικασίες, που εμφανίζεται στην επιφάνεια του Ήλιου, συμπεριλαμβανομένης της κίνησης των αερίων.
Σε περιοχές του άστρου με αυξημένη δραστηριότητα, μπορεί κανείς να παρατηρήσει όχι μόνο προεξοχές, αλλά και κηλίδες, καθώς και αυξημένα μαγνητικά πεδία. Μερικές φορές, με τη βοήθεια ειδικού εξοπλισμού, ανιχνεύονται εκλάμψεις ιδιαίτερα πυκνών αερίων στον Ήλιο, η θερμοκρασία των οποίων μπορεί να φτάσει σε τεράστιες τιμές.
Χρωμοσφαιρικές εκλάμψεις
Μερικές φορές η εκπομπή ραδιοφώνου από το αστέρι μας αυξάνεται εκατοντάδες χιλιάδες φορές. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται χρωμοσφαιρική έκλαμψη. Συνοδεύεται από το σχηματισμό κηλίδων στην επιφάνεια του Ήλιου. Στην αρχή, οι εκλάμψεις παρατηρήθηκαν με τη μορφή αύξησης της φωτεινότητας της χρωμόσφαιρας, αλλά αργότερα αποδείχθηκε ότι αντιπροσωπεύουν ένα ολόκληρο σύμπλεγμα διάφορα φαινόμενα: απότομη αύξηση στην εκπομπή ραδιοφώνου (ακτινοβολία ακτίνων Χ και γάμμα), εκτόξευση μάζας από το στέμμα, εκλάμψεις πρωτονίων.
Βγάζοντας συμπεράσματα
Έτσι, ανακαλύψαμε ότι η χημική σύνθεση του Ήλιου αντιπροσωπεύεται κυρίως από δύο ουσίες: το υδρογόνο και το ήλιο. Υπάρχουν βέβαια και άλλα στοιχεία, αλλά το ποσοστό τους είναι χαμηλό. Επιπλέον, οι επιστήμονες δεν έχουν ανακαλύψει κανένα νέο ΧΗΜΙΚΕΣ ΟΥΣΙΕΣ, που θα ήταν μέρος του άστρου και ταυτόχρονα θα απουσίαζε από τη Γη. Η ορατή ακτινοβολία σχηματίζεται στην ηλιακή φωτόσφαιρα. Αυτό, με τη σειρά του, έχει τεράστια σημασία για τη διατήρηση της ζωής στον πλανήτη μας.
Ο ήλιος είναι ένα καυτό σώμα που εκπέμπει συνεχώς η επιφάνειά του περιβάλλεται από ένα σύννεφο αερίων. Η θερμοκρασία τους δεν είναι τόσο υψηλή όσο αυτή των αερίων μέσα στο αστέρι, αλλά εξακολουθεί να είναι εντυπωσιακή. Η φασματική ανάλυση μας επιτρέπει να μάθουμε από απόσταση ποια είναι η χημική σύσταση του Ήλιου και των άστρων. Και δεδομένου ότι τα φάσματα πολλών αστεριών είναι πολύ παρόμοια με τα φάσματα του Ήλιου, αυτό σημαίνει ότι η σύνθεσή τους είναι περίπου η ίδια.
Σήμερα, οι διεργασίες που συμβαίνουν στην επιφάνεια και μέσα στο κύριο αστέρι του πλανητικού μας συστήματος, συμπεριλαμβανομένης της μελέτης της χημικής του σύστασης, μελετώνται από αστρονόμους σε ειδικά ηλιακά παρατηρητήρια.