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Descripciones alternativasUn tocado que es símbolo del poder monárquico.
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En Rusia hasta 1917: un precioso adorno para la cabeza del gobernante como símbolo del poder real y principesco.
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Parte de la atmósfera de una estrella.
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G. decoración de la cabeza hecha de oro con piedras caras; Este es uno de los atributos, accesorios de los gobernantes: una corona, un borde dorado, unido por arcos en la corona, con signos convencionales del grado del rango del gobernante. La corona papal se llama tiara. Corona lombarda de hierro, de finales del siglo VI. Carlomagno y Napoleón I fueron coronados. Hacienda, gobierno. Un funcionario de la corona, no por elección. Muralla de corona, parapeto, militar. su plano superior. La corona restará valor. decoración en forma de corona; olón. tocado de niña, cinta. Corona, relacionada con la corona, estado, del tesoro o de propiedad estatal. En forma de corona, en forma de corona, en forma de corona, realizada en forma de corona. Coronar a alguien, colocar por primera vez la corona sobre la cabeza de una persona soberana, realizar el solemne rito eclesiástico de entronización; para coronar el reino. -sya, ser coronado; coronate a ti mismo. Miércoles de coronación. coronación w. realizar este ritual; primero, significado comportamiento; segundo, significado eventos y la celebración en sí
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La atmósfera es la capa gaseosa de nuestro planeta, que gira junto con la Tierra. El gas de la atmósfera se llama aire. La atmósfera está en contacto con la hidrosfera y cubre parcialmente la litosfera. Pero los límites superiores son difíciles de determinar. Se acepta convencionalmente que la atmósfera se extiende hacia arriba a lo largo de unos tres mil kilómetros. Allí fluye suavemente hacia un espacio sin aire.
Composición química de la atmósfera terrestre.
Formación composición química la atmósfera comenzó hace unos cuatro mil millones de años. Inicialmente, la atmósfera estaba formada únicamente por gases ligeros: helio e hidrógeno. Según los científicos, los requisitos iniciales para la creación de una capa de gas alrededor de la Tierra fueron las erupciones volcánicas que, junto con la lava, expulsaron gran cantidad gases Posteriormente se inició el intercambio de gases con los espacios acuáticos, con los organismos vivos y con los productos de sus actividades. La composición del aire cambió gradualmente y forma moderna registrado hace varios millones de años.
Los principales componentes de la atmósfera son el nitrógeno (alrededor del 79%) y el oxígeno (20%). El porcentaje restante (1%) está compuesto por los siguientes gases: argón, neón, helio, metano, dióxido de carbono, hidrógeno, criptón, xenón, ozono, amoníaco, dióxidos de azufre y nitrógeno, óxido nitroso y monóxido de carbono, que se incluyen en este uno por ciento.
Además, el aire contiene vapor de agua y partículas (polen, polvo, cristales de sal, impurezas de aerosoles).
Recientemente, los científicos han notado un cambio no cualitativo, sino cuantitativo, en algunos ingredientes del aire. Y la razón de esto es el hombre y sus actividades. ¡Sólo en los últimos 100 años, los niveles de dióxido de carbono han aumentado significativamente! Esto está plagado de muchos problemas, el más global de los cuales es el cambio climático.
Formación del tiempo y el clima.
La atmósfera juega un papel fundamental en la configuración del clima y el tiempo en la Tierra. Mucho depende de la cantidad de luz solar, la naturaleza de la superficie subyacente y la circulación atmosférica.
Veamos los factores en orden.
1. La atmósfera transmite el calor de los rayos del sol y absorbe radiaciones nocivas. El hecho de que los rayos del Sol incidan en diferentes partes de la Tierra bajo diferentes ángulos, lo sabían los antiguos griegos. La propia palabra "clima" traducida del griego antiguo significa "pendiente". Entonces, en el ecuador, los rayos del sol caen casi verticalmente, por eso hace mucho calor aquí. Cuanto más cerca de los polos, mayor será el ángulo de inclinación. Y la temperatura baja.
2. Debido al calentamiento desigual de la Tierra, se forman corrientes de aire en la atmósfera. Se clasifican según sus tamaños. Los más pequeños (decenas y cientos de metros) son los vientos locales. A esto le siguen los monzones y los vientos alisios, los ciclones y anticiclones y las zonas frontales planetarias.
Todas estas masas de aire están en constante movimiento. Algunos de ellos son bastante estáticos. Por ejemplo, los vientos alisios que soplan desde los subtrópicos hacia el ecuador. El movimiento de otros depende en gran medida de la presión atmosférica.
3. La presión atmosférica es otro factor que influye en la formación del clima. Esta es la presión del aire sobre la superficie de la tierra. Como es sabido, las masas de aire se desplazan desde una zona con alta presión atmosférica hacia una zona donde esta presión es menor.
Se asignan un total de 7 zonas. El ecuador es una zona de baja presión. Además, a ambos lados del ecuador hasta las latitudes treinta hay una zona de alta presión. De 30° a 60°: nuevamente baja presión. Y desde los 60° hasta los polos hay una zona de alta presión. Entre estas zonas circulan masas de aire. Las que vienen del mar a la tierra traen lluvia y mal tiempo, y las que soplan desde los continentes traen tiempo claro y seco. En los lugares donde chocan las corrientes de aire se forman zonas de frente atmosférico, que se caracterizan por precipitaciones y clima inclemente y ventoso.
Los científicos han demostrado que incluso el bienestar humano depende de la presión atmosférica. Por estándares internacionales La presión atmosférica normal es de 760 mm Hg. columna a una temperatura de 0°C. Este indicador se calcula para aquellas áreas de tierra que están casi al nivel del mar. Con la altitud la presión disminuye. Por tanto, por ejemplo, para San Petersburgo 760 mm Hg. - esta es la norma. Pero para Moscú, que se encuentra más arriba, la presión normal es de 748 mm Hg.
La presión cambia no solo verticalmente sino también horizontalmente. Esto se siente especialmente durante el paso de los ciclones.
La estructura de la atmósfera.
El ambiente recuerda a un pastel de capas. Y cada capa tiene sus propias características.
. Troposfera- la capa más cercana a la Tierra. El "espesor" de esta capa cambia con la distancia al ecuador. Por encima del ecuador, la capa se extiende hacia arriba entre 16 y 18 km, en las zonas templadas entre 10 y 12 km y en los polos entre 8 y 10 km.
Es aquí donde se encuentran el 80% de la masa total de aire y el 90% del vapor de agua. Aquí se forman nubes, surgen ciclones y anticiclones. La temperatura del aire depende de la altitud de la zona. En promedio, disminuye 0,65° C cada 100 metros.
. tropopausa- capa de transición de la atmósfera. Su altura varía desde varios cientos de metros hasta 1-2 km. La temperatura del aire en verano es más alta que en invierno. Por ejemplo, encima de los polos en invierno hace -65° C. Y encima del ecuador hace -70° C en cualquier época del año.
. Estratosfera- Se trata de una capa cuyo límite superior se encuentra a una altitud de 50 a 55 kilómetros. La turbulencia aquí es pequeña y el contenido de vapor de agua en el aire es insignificante. Pero hay mucho ozono. Su concentración máxima se encuentra a una altitud de 20-25 km. En la estratosfera, la temperatura del aire comienza a subir y alcanza los +0,8° C. Esto se debe a que la capa de ozono interactúa con la radiación ultravioleta.
. estratopausa- una capa intermedia baja entre la estratosfera y la mesosfera que la sigue.
. mesosfera- el límite superior de esta capa es de 80 a 85 kilómetros. Aquí tienen lugar complejos procesos fotoquímicos en los que participan radicales libres. Son ellos quienes aportan ese suave brillo azul de nuestro planeta, que se ve desde el espacio.
La mayoría de los cometas y meteoritos se queman en la mesosfera.
. mesopausia- la siguiente capa intermedia, cuya temperatura del aire es de al menos -90°.
. termosfera- el límite inferior de la capa comienza a una altitud de 80 a 90 km, y el límite superior de la capa se extiende aproximadamente a 800 km. La temperatura del aire está aumentando. Puede variar de +500° C a +1000° C. ¡Durante el día las fluctuaciones de temperatura ascienden a cientos de grados! Pero el aire aquí es tan enrarecido que entender el término “temperatura” como lo imaginamos no es apropiado aquí.
. Ionosfera- combina la mesosfera, la mesopausa y la termosfera. El aire aquí se compone principalmente de moléculas de oxígeno y nitrógeno, así como de plasma casi neutro. Los rayos del sol que ingresan a la ionosfera ionizan fuertemente las moléculas de aire. En la capa inferior (hasta 90 km) el grado de ionización es bajo. Cuanto más alto, mayor es la ionización. Entonces, a una altitud de 100-110 km, los electrones se concentran. Esto ayuda a reflejar ondas de radio cortas y medianas.
La capa más importante de la ionosfera es la superior, que se encuentra a una altitud de 150 a 400 km. Su peculiaridad es que refleja ondas de radio, lo que facilita la transmisión de señales de radio a distancias considerables.
Es en la ionosfera donde ocurre un fenómeno como la aurora.
. Exosfera- está formado por átomos de oxígeno, helio e hidrógeno. El gas de esta capa está muy enrarecido y los átomos de hidrógeno a menudo escapan al espacio exterior. Por lo tanto, esta capa se llama “zona de dispersión”.
El primer científico que sugirió que nuestra atmósfera tiene peso fue el italiano E. Torricelli. Ostap Bender, por ejemplo, en su novela “El becerro de oro” lamentaba que cada persona esté presionada por una columna de aire que pesa 14 kg. Pero el gran intrigante estaba un poco equivocado. ¡Un adulto experimenta una presión de 13 a 15 toneladas! Pero no sentimos esta pesadez, porque la presión atmosférica está equilibrada por la presión interna de una persona. El peso de nuestra atmósfera es de 5.300.000.000.000.000 de toneladas. La cifra es colosal, aunque es sólo una millonésima parte del peso de nuestro planeta.
Atmósfera
La atmósfera terrestre es el aire que respiramos, la capa gaseosa de la Tierra que nos resulta familiar. Otros planetas también tienen conchas similares. Las estrellas están formadas enteramente de gas, pero sus capas exteriores también se denominan atmósferas. En este caso, se consideran externas aquellas capas desde las cuales al menos una parte de la radiación puede escapar libremente al espacio circundante sin ser absorbida por las capas superpuestas.
Fotosfera
La fotosfera del Sol comienza entre 200 y 300 km más profundamente que el borde visible del disco solar. Estas capas más profundas de la atmósfera se llaman fotosfera. Dado que su espesor no supera la tres milésima parte del radio solar, a la fotosfera a veces se la llama convencionalmente la superficie del Sol.
La densidad de los gases en la fotosfera es aproximadamente la misma que en la estratosfera de la Tierra y cientos de veces menor que en la superficie de la Tierra. La temperatura de la fotosfera disminuye de 8000 K a una profundidad de 300 km a 4000 K en las capas superiores. La temperatura de la capa media, la radiación que percibimos, es de unos 6000 K.
En tales condiciones, casi todas las moléculas de gas se desintegran en átomos individuales. Sólo en las capas superiores de la fotosfera se conservan relativamente pocas moléculas simples y radicales del tipo H 2, OH y CH.
Un papel especial en la atmósfera solar lo desempeña el ion hidrógeno negativo, que no se encuentra en la naturaleza terrestre, y que es un protón con dos electrones. Este compuesto inusual se produce en la delgada capa externa y "más fría" de la fotosfera cuando los electrones libres cargados negativamente, que son entregados por átomos de calcio, sodio, magnesio, hierro y otros metales fácilmente ionizables, se "pegan" a átomos de hidrógeno neutros. Cuando se generan, los iones de hidrógeno negativos emiten la mayor parte de la luz visible. Los iones absorben con avidez esta misma luz, por lo que la opacidad de la atmósfera aumenta rápidamente con la profundidad. Por tanto, el borde visible del Sol nos parece muy nítido.
Casi todo nuestro conocimiento sobre el Sol se basa en el estudio de su espectro: una estrecha franja multicolor de la misma naturaleza que un arco iris. Por primera vez, al colocar un prisma en la trayectoria de un rayo solar, Newton recibió tal raya y exclamó:
"¡Espectro!" (Espectro latino - “visión”). Más tarde, se observaron líneas oscuras en el espectro del Sol y se las consideró los límites de los colores. En 1815, el físico alemán Joseph Fraunhofer dio la primera descripción detallada de este tipo de líneas en el espectro solar, y comenzaron a llevar su nombre. Resultó que las líneas de Fraunhofer corresponden a ciertas partes del espectro que son fuertemente absorbidas por átomos de diversas sustancias (ver el artículo "Análisis de la luz visible"). Con un telescopio de gran aumento se pueden observar detalles sutiles de la fotosfera: todo parece sembrado de pequeños granos brillantes, gránulos, separados por una red de estrechos caminos oscuros. La granulación es el resultado de la mezcla de flujos de gas más cálidos que ascienden y otros más fríos que descienden. La diferencia de temperatura entre ellas en las capas exteriores es relativamente pequeña (200-300 K), pero más profunda, en la zona convectiva, es mayor y la mezcla se produce mucho más intensamente. La convección en las capas exteriores del Sol juega un papel muy importante, determinando estructura general atmósfera.
En última instancia, es la convección, como resultado de una compleja interacción con los campos magnéticos solares, la causa de todas las diversas manifestaciones de la actividad solar. Los campos magnéticos están involucrados en todos los procesos del Sol. A veces, en una pequeña región de la atmósfera solar surgen campos magnéticos concentrados, varias veces más fuertes que en la Tierra. El plasma ionizado es un buen conductor; no puede mezclarse a través de las líneas de inducción magnética de un campo magnético fuerte. Por lo tanto, en esos lugares se inhibe la mezcla y el ascenso de gases calientes desde abajo y aparece un área oscura: una mancha solar. Contra el fondo de la deslumbrante fotosfera, parece completamente negro, aunque en realidad su brillo es sólo diez veces menor.
Con el tiempo, el tamaño y la forma de las manchas cambian mucho. Habiendo aparecido en forma de un punto apenas perceptible, un poro, la mancha aumenta gradualmente su tamaño hasta varias decenas de miles de kilómetros. Las manchas grandes, por regla general, consisten en una parte oscura (núcleo) y una parte menos oscura: la penumbra, cuya estructura le da a la mancha la apariencia de un vórtice. Las manchas están rodeadas por áreas más brillantes de la fotosfera, llamadas fáculas o campos de llamaradas.
La fotosfera pasa gradualmente a las capas exteriores más enrarecidas de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona.
Atmósfera
La cromosfera (del griego: “esfera de color”) recibe su nombre por su color violeta rojizo. Es visible durante los eclipses solares totales como un anillo brillante y irregular alrededor del disco negro de la Luna, que acaba de eclipsar al Sol. La cromosfera es muy heterogénea y está formada principalmente por lenguas alargadas (espículas), que le dan el aspecto de hierba quemada. La temperatura de estos chorros cromosféricos es dos o tres veces mayor que en la fotosfera y la densidad es cientos de miles de veces menor. La longitud total de la cromosfera es de 10 a 15 mil kilómetros.
El aumento de temperatura en la cromosfera se explica por la propagación de ondas y campos magnéticos que penetran en ella desde la zona convectiva. La sustancia se calienta de forma muy parecida a como si estuviera en un horno microondas gigante. La velocidad del movimiento térmico de las partículas aumenta, las colisiones entre ellas se vuelven más frecuentes y los átomos pierden sus electrones externos: la sustancia se convierte en un plasma ionizado caliente. Estos mismos procesos fisicos También mantienen una temperatura inusualmente alta en las capas más externas de la atmósfera solar, que se encuentran por encima de la cromosfera.
A menudo, durante los eclipses (y con la ayuda de instrumentos espectrales especiales, y sin esperar los eclipses) sobre la superficie del Sol se pueden observar "fuentes", "nubes", "embudos", "arbustos", "arcos" y otras formaciones brillantemente luminosas de las sustancias cromosféricas. Pueden ser estacionarios o cambiar lentamente, rodeados de chorros suaves y curvos que fluyen dentro o fuera de la cromosfera, elevándose decenas y cientos de miles de kilómetros. Estas son las formaciones más ambiciosas de la atmósfera solar: las protuberancias. Cuando se observan en la línea espectral roja emitida por los átomos de hidrógeno, aparecen sobre el fondo del disco solar como filamentos oscuros, largos y curvos.
Las prominencias tienen aproximadamente la misma densidad y temperatura que la Cromosfera. Pero están por encima y rodeados por capas superiores de la atmósfera solar, más elevadas y muy enrarecidas. Las protuberancias no caen en la cromosfera porque su materia está sostenida por los campos magnéticos de las regiones activas del Sol.
Por primera vez, el astrónomo francés Pierre Jansen y su colega inglés Joseph Lockyer observaron por primera vez el espectro de una prominencia fuera de un eclipse en 1868. La rendija del espectroscopio está colocada de modo que intersecta el borde del Sol, y si una prominencia es ubicado cerca de él, entonces se puede ver su espectro de radiación. Dirigiendo la rendija a diferentes partes de la prominencia o cromosfera, es posible estudiarlas por partes. El espectro de protuberancias, al igual que la cromosfera, está formado por líneas brillantes, principalmente hidrógeno, helio y calcio. Líneas de emisión de otros elementos quimicos También están presentes, pero son mucho más débiles.
Algunas protuberancias, que han permanecido durante mucho tiempo sin cambios notables, parecen explotar repentinamente y su materia es arrojada al espacio interplanetario a una velocidad de cientos de kilómetros por segundo. La apariencia de la cromosfera también cambia con frecuencia, lo que indica el movimiento continuo de los gases que la constituyen.
A veces ocurre algo parecido a explosiones en áreas muy pequeñas de la atmósfera del Sol. Se trata de las llamadas llamaradas cromosféricas. Suelen durar varias decenas de minutos. Durante las llamaradas en las líneas espectrales del hidrógeno, el helio, el calcio ionizado y algunos otros elementos, el brillo de una sección separada de la cromosfera aumenta repentinamente decenas de veces. La radiación ultravioleta y de rayos X aumenta con especial fuerza: a veces su potencia es varias veces mayor que la potencia de radiación total del Sol en esta región de onda corta del espectro antes de la llamarada.
Manchas, antorchas, protuberancias, llamaradas cromosféricas: todas estas son manifestaciones de la actividad solar. A medida que aumenta la actividad, aumenta el número de estas formaciones en el Sol.
Corona
A diferencia de la fotosfera y la cromosfera, la parte más exterior de la atmósfera del Sol, la corona, tiene una extensión enorme: se extiende a lo largo de millones de kilómetros, lo que corresponde a varios radios solares, y su débil extensión va aún más lejos.
La densidad de la materia en la corona solar disminuye con la altura mucho más lentamente que la densidad del aire en la atmósfera terrestre. La disminución de la densidad del aire a medida que asciende está determinada por la gravedad de la Tierra. En la superficie del Sol, la fuerza de gravedad es mucho mayor y parecería que su atmósfera no debería ser alta. En realidad es extraordinariamente extenso. En consecuencia, existen algunas fuerzas que actúan en contra de la atracción del Sol. ¡Estas fuerzas están asociadas con las enormes velocidades de movimiento de los átomos y electrones en la corona, calentada a una temperatura de 1 a 2 millones de grados!
La corona se observa mejor durante la fase total de un eclipse solar. Es cierto que en los pocos minutos que dura es muy difícil esbozar no sólo los detalles individuales, sino también vista general coronas El ojo del observador apenas comienza a acostumbrarse al repentino crepúsculo, y un brillante rayo de Sol que emerge detrás del borde de la Luna ya anuncia el final del eclipse. Por lo tanto, los bocetos de la corona realizados por observadores experimentados durante el mismo eclipse eran a menudo muy diferentes. Ni siquiera fue posible determinar con precisión su color.
La invención de la fotografía proporcionó a los astrónomos un método de investigación objetivo y documental. Sin embargo, conseguir una buena fotografía de la corona tampoco es fácil. El hecho es que su parte más cercana al Sol, la llamada corona interior, es relativamente brillante, mientras que la corona exterior más alejada parece tener un brillo muy pálido. Por tanto, si la corona exterior es claramente visible en las fotografías, la interior resulta sobreexpuesta, y en fotografías donde los detalles de la corona interior son visibles, la exterior es completamente invisible. Para superar esta dificultad, durante un eclipse se suele intentar tomar varias fotografías de la corona a la vez, con velocidades de obturación largas y cortas. O la corona se fotografía colocando un filtro "radial" especial delante de la placa fotográfica, que debilita las zonas anulares de luz brillante. partes internas coronas En tales fotografías, se puede rastrear su estructura a distancias de muchos radios solares.
Estructura del sol
1 – núcleo, 2 – zona de equilibrio radiativo, 3 – zona convectiva, 4 – fotosfera, 5 – cromosfera, 6 – corona, 7 – manchas, 8 – granulación, 9 – prominencia
Estructura interna del sol. Centro
La parte central del Sol, con un radio de unos 150.000 km (0,2 - 0,25 radios solares), en la que se producen reacciones termonucleares, se llama núcleo solar.
La densidad de la sustancia en el núcleo es de aproximadamente 150.000 kg/m³ (150 veces mayor que la densidad del agua y ~6,6 veces mayor que la densidad del metal más pesado de la Tierra: el iridio), y la temperatura en el centro del núcleo es más de 14 millones de K.
Porque Las temperaturas y densidades más altas deberían ocurrir en las partes centrales del Sol. Las reacciones nucleares y la liberación de energía que las acompaña ocurren con mayor intensidad cerca del mismo centro del Sol; En el núcleo, junto con la reacción protón-protón, el ciclo del carbono juega un papel importante.
Sólo como resultado de la reacción protón-protón, cada segundo se convierten en energía 4,26 millones de toneladas de materia, pero este valor es insignificante en comparación con la masa del Sol: 2,1027 toneladas. Estructura interna del sol.
Zona de equilibrio radiante
A medida que se aleja del centro del Sol, la temperatura y la densidad disminuyen, la liberación de energía debida al ciclo del carbono se detiene rápidamente y, hasta una distancia de 0,2 a 0,3 de radio, la temperatura llega a ser inferior a 5 millones de K. y la densidad también cae significativamente. Como resultado, aquí prácticamente no ocurren reacciones nucleares. Estas capas sólo transmiten hacia el exterior la radiación que se produce a mayores profundidades.
Es significativo que en lugar de cada cuanto absorbido de alta energía, las partículas, por regla general, emitan varios cuantos de menor energía como resultado de sucesivas transiciones en cascada. Por lo tanto, en lugar de cuantos γ, aparecen rayos X, en lugar de rayos X, aparecen cuantos UV, que, a su vez, ya están en las capas externas "fragmentados" en cuantos de radiación visible y térmica, finalmente emitida por el Sol. .
La parte del Sol en la que la liberación de energía debida a reacciones nucleares es insignificante y el proceso de transferencia de energía se produce únicamente mediante la absorción de radiación y la posterior reemisión se denomina zona de equilibrio radiativo. Ocupa un área de aproximadamente 0,3 a 0,7 radios solares.
Zona convectiva
Por encima del nivel de equilibrio radiativo, la propia sustancia comienza a participar en la transferencia de energía.
Directamente debajo de las capas exteriores observables del Sol, en aproximadamente 0,3 de su radio, se forma una zona convectiva en la que se transfiere energía por convección.
En la zona convectiva se produce una mezcla vórtice del plasma. Según datos modernos, el papel de la zona convectiva en la física de los procesos solares es excepcionalmente importante, ya que es en ella donde se originan diversos movimientos de materia solar y campos magnéticos.
La estructura de la atmósfera solar. Fotosfera
Las capas más externas del Sol (la atmósfera solar) suelen dividirse en fotosfera, cromosfera y corona.
La fotosfera es esa parte de la atmósfera solar en la que se forma la radiación visible, que tiene un espectro continuo. Por tanto, casi toda la energía solar que nos llega se emite en la fotosfera. La fotosfera es visible cuando se observa directamente el Sol con luz blanca en forma de su "superficie" aparente.
El espesor de la fotosfera, es decir. La longitud de las capas, de donde proviene más del 90% de la radiación en el rango visible, es de menos de 200 km, es decir. aproximadamente 3·10–4 R. Como muestran los cálculos, cuando se observa tangencialmente a tales capas, su espesor visible disminuye varias veces, como resultado de lo cual, cerca del borde mismo del disco solar (extremidad), se produce la caída más rápida de brillo en un período de menos de 10– 4 R. Por esta razón, el borde del Sol aparece excepcionalmente nítido. La concentración de partículas en la fotosfera es de 1016 a 1017 por 1 cm3 (en condiciones normales, 1 cm3 de la atmósfera terrestre contiene 2,7 1019 moléculas). La presión en la fotosfera es de aproximadamente 0,1 atm y la temperatura de la fotosfera es de 5000 a 7000 K.
En tales condiciones, se ionizan átomos con potenciales de ionización de varios voltios (Na, K, Ca). Los elementos restantes, incluido el hidrógeno, permanecen predominantemente en estado neutro.
La fotosfera es la única región del Sol con hidrógeno neutro. Sin embargo, como resultado de una ionización insignificante del hidrógeno y una ionización casi completa de los metales, todavía contiene electrones libres. Estos electrones juegan un papel extremadamente importante: cuando se combinan con átomos de hidrógeno neutros, forman iones de hidrógeno negativos H -
Los iones de hidrógeno negativos se forman en cantidades insignificantes: de cada 100 millones de átomos de hidrógeno, en promedio, solo uno se convierte en ion negativo.
Los iones H– tienen la propiedad de absorber radiación inusualmente fuerte, especialmente en las regiones IR y visible del espectro. Por tanto, a pesar de su insignificante concentración, los iones de hidrógeno negativos son la principal razón que determina la absorción de radiación en la región visible del espectro por la materia fotosférica. El enlace del segundo electrón con el átomo es muy débil y, por lo tanto, incluso los fotones IR pueden destruir el ion hidrógeno negativo.
La radiación se produce cuando los electrones son capturados por átomos neutros. Formado tras la captura
Los fotones determinan el brillo de las fotosferas del Sol y las estrellas cercanas a él en temperatura. Así, amarillento
La luz del Sol, que comúnmente se llama “blanca”, surge cuando se añade otro electrón a un átomo de hidrógeno.
La afinidad electrónica de un átomo de H neutro es de 0,75 eV. Cuando un electrón ( mi) con energía superior a 0,75 eV, su exceso se elimina radiación electromagnética mi+H → H– + ħ ω, una parte importante del cual se encuentra en el rango visible.
Las observaciones de la fotosfera revelan su fina estructura, que recuerda a nubes cúmulos. Las formaciones redondas y ligeras se llaman gránulos y toda la estructura se llama granulación. Las dimensiones angulares de los gránulos no superan en promedio un arco de 1", lo que corresponde a 725 km al Sol. Cada gránulo individual existe durante un promedio de 5 a 10 minutos, después de lo cual se desintegra y aparece en su lugar.
Los gránulos están rodeados de espacios oscuros, formando células o panales. Las líneas espectrales en los gránulos y en los espacios entre ellos se desplazan hacia los lados azul y rojo, respectivamente. Esto significa que la sustancia en los gránulos sube y alrededor de ellos desciende. La velocidad de estos movimientos es de 1 a 2 km/s.
La granulación es una manifestación de la zona convectiva ubicada debajo de la fotosfera observada en la fotosfera. En la zona convectiva, la mezcla activa de materia se produce como resultado del ascenso y caída de masas individuales de gas (elementos de convección). Habiendo recorrido un camino aproximadamente igual a su tamaño, parecen disolverse en ambiente, generando nuevas inhomogeneidades. En las capas exteriores, más frías,
los tamaños de estas heterogeneidades son más pequeños
Atmósfera
En las capas exteriores de la fotosfera, donde la densidad disminuye hasta 3×10-8 g/cm3, la temperatura alcanza valores por debajo de 4.200 K. Este valor de temperatura resulta ser el mínimo para toda la atmósfera solar. en más capas altas la temperatura comienza a subir nuevamente. Primero, se produce un lento aumento de la temperatura hasta varias decenas de miles de kelvin, acompañado de la ionización del hidrógeno y luego del helio. Esta parte de la atmósfera solar se llama cromosfera.
La razón de un calentamiento tan fuerte de las capas más externas de la atmósfera solar es la energía de las ondas acústicas (sonoras) que surgen en la fotosfera como resultado del movimiento de los elementos de convección.
En las capas superiores de la zona convectiva, directamente debajo de la fotosfera, los movimientos convectivos se ralentizan drásticamente y la convección se detiene repentinamente. Por lo tanto, la fotosfera desde abajo está constantemente, por así decirlo, "bombardeada" por elementos convectivos. De estos impactos surgen en él perturbaciones, que se observan en forma de gránulos, y él mismo comienza a oscilar con un período correspondiente a la frecuencia de las oscilaciones de la propia fotosfera (unos 5 minutos). Estas vibraciones y perturbaciones que se producen en la fotosfera generan en ella ondas que son de naturaleza similar a las ondas sonoras del aire. Cuando se extiende hacia arriba, es decir. En capas con menor densidad, estas ondas aumentan su amplitud a varios kilómetros y se convierten en
ondas de choque.
La longitud de la cromosfera es de varios miles de kilómetros. La cromosfera tiene un espectro de emisión formado por líneas brillantes. Este espectro es muy similar al espectro del Sol, en el que todas las líneas de absorción son reemplazadas por líneas de emisión y casi no hay un espectro continuo. Sin embargo, en el espectro de la cromosfera las líneas de elementos ionizados son más fuertes que en el espectro de la fotosfera. En particular, las líneas de helio son muy fuertes en el espectro de la cromosfera, mientras que en el espectro de Fraunhofer son prácticamente invisibles. Estas características espectrales confirman un aumento de temperatura en la cromosfera.
Al estudiar imágenes de la cromosfera, lo primero que llama la atención es su estructura no homogénea, mucho más pronunciada que la granulación en la fotosfera.
Las formaciones estructurales más pequeñas de la cromosfera se llaman espículas. Tienen forma oblonga y se alargan principalmente en dirección radial. Su longitud es de varios miles de kilómetros y su espesor es de unos 1.000 kilómetros. A velocidades de varias decenas de kilómetros por segundo, las espículas se elevan desde la cromosfera hacia la corona y se disuelven en ella.
A través de espículas, la sustancia de la cromosfera se intercambia con la corona suprayacente.
En el Sol existen cientos de miles de espículas al mismo tiempo.
Las espículas a su vez forman una estructura más grande llamada red cromosférica, generada por movimientos ondulatorios causados por elementos mucho más grandes y profundos.
zona convectiva subfotosférica que los gránulos.
La red cromosférica se ve mejor en imágenes con líneas fuertes en la región ultravioleta lejana del espectro.
por ejemplo, en la línea de resonancia de 304 Å del helio ionizado.
La red cromosférica consta de células individuales que varían en tamaño de 30 a 60 mil km.
Corona
En las capas superiores de la cromosfera, donde la densidad del gas es sólo de 10 a 15 g/cm3, ocurre otra cosa extraordinaria. fuerte aumento temperaturas de hasta aproximadamente un millón de kelvins. Aquí comienza la parte más externa y delgada de la atmósfera del Sol, llamada corona solar.
El brillo de la corona solar es un millón de veces menor que el de la fotosfera y no supera el brillo de la Luna en luna llena. Por lo tanto, la corona solar se puede observar durante la fase total de los eclipses solares y fuera de los eclipses, con la ayuda de telescopios especiales (coronógrafos), en los que se organiza un eclipse de Sol artificial.
La corona no tiene contornos definidos y tiene una forma irregular que cambia mucho con el tiempo. Esto se puede juzgar comparando las imágenes obtenidas durante varios eclipses. La parte más brillante de la corona, ubicada a no más de 0,2-0,3 radios solares del limbo, suele denominarse corona interior, y el resto, una parte muy extendida, corona exterior. Una característica importante de la corona es su estructura radiante. Los rayos tienen diferentes longitudes, hasta una docena o más de radios solares. En la base, los rayos suelen engrosarse, algunos de ellos se inclinan hacia los vecinos.
El espectro de la corona tiene una serie de características importantes. Se basa en un fondo continuo débil con una distribución de energía que repite la distribución de energía en el espectro continuo del Sol. En este contexto
En el espectro continuo, se observan líneas de emisión brillantes en la corona interior, cuya intensidad disminuye con la distancia al Sol. La mayoría de estas líneas no se pueden obtener en espectros de laboratorio. En la corona exterior se observan las líneas de Fraunhofer del espectro solar, que se diferencian de las líneas fotosféricas por su intensidad residual relativamente mayor.
La radiación de la corona está polarizada y a una distancia de aproximadamente 0,5 Rdesde el borde del Sol la polarización aumenta hasta aproximadamente el 50%, y a mayores distancias vuelve a disminuir.__
La radiación de corona es luz dispersada desde la fotosfera y la polarización de esta radiación permite establecer la naturaleza de las partículas sobre las que se produce la dispersión: son electrones libres.
La aparición de estos electrones libres sólo puede deberse a la ionización de la sustancia. Sin embargo, en general, el gas ionizado (plasma) debe ser neutro. En consecuencia, la concentración de iones en la corona también debe corresponder a la concentración de electrones.
Las líneas de emisión de la corona solar pertenecen a elementos químicos ordinarios, pero en niveles de ionización muy elevados. La más intensa, la línea coronal verde con una longitud de onda de 5303 Å, es emitida por el ion Fe XIV, es decir. un átomo de hierro al que le faltan 13 electrones. Otra línea intensa, la línea coronal roja (6.374 Å), pertenece a los átomos de hierro Fe X, nueve veces ionizado. Las líneas de emisión restantes se identifican con los iones Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII. , Ca XV, Ar X y etc.
Por tanto, la corona solar es un plasma enrarecido con una temperatura de aproximadamente un millón de Kelvin.
Luz zodiacal y contrarradio.
Un resplandor similar a la “falsa corona” también se puede observar a grandes distancias del Sol en
forma de luz zodiacal.
Pronto se observará luz zodiacal en las noches oscuras sin luna de primavera y otoño en las latitudes meridionales.
después del atardecer o poco antes del amanecer. En este momento, la eclíptica se eleva muy por encima del horizonte y se nota una franja clara que la recorre. A medida que se acerca al Sol, que está debajo del horizonte, el brillo se intensifica y la franja se expande formando un triángulo. Su brillo disminuye gradualmente a medida que aumenta la distancia al Sol.
En la zona del cielo opuesta al Sol, el brillo de la luz zodiacal aumenta ligeramente, formando una mancha nebulosa elíptica con un diámetro de unos 10º, que se denomina antirradiancia. contrabrillo
causado por el reflejo de la luz solar en el polvo cósmico.
viento solar
La corona solar tiene una continuación dinámica mucho más allá de la órbita de la Tierra, hasta distancias del orden de 100 UA.
Hay una salida constante de plasma desde la corona solar a una velocidad que aumenta gradualmente con la distancia al Sol. Esta expansión de la corona solar hacia el espacio interplanetario se llama viento solar.
Debido al viento solar, el Sol pierde alrededor de 1 millón de toneladas de materia por segundo. El viento solar se compone principalmente de electrones, protones y núcleos de helio (partículas alfa); los núcleos de otros elementos y partículas neutras están contenidos en cantidades muy pequeñas.
El viento solar (el flujo de partículas: protones, electrones, etc.) a menudo se confunde con el efecto de presión de la luz solar (el flujo de fotones). Actualmente, la presión de la luz solar es varios miles de veces mayor que la presión del viento solar. Las colas de los cometas, siempre orientadas en dirección opuesta al Sol, también se forman por la presión de la luz, y no por el viento solar.
38. Formaciones activas en la atmósfera solar: manchas, fáculas, flóculos, llamaradas cromosféricas, prominencias. Ciclicidad de la actividad solar.
Formaciones activas en la atmósfera solar.
De vez en cuando, aparecen formaciones activas que cambian rápidamente en la atmósfera solar, muy diferentes de las regiones circundantes no perturbadas, cuyas propiedades y estructura no cambian en absoluto o casi por completo con el tiempo. En la fotosfera, la cromosfera y la corona, las manifestaciones de la actividad solar son muy diferentes. Sin embargo, todos están conectados por una razón común. Esta razón es el campo magnético, siempre
Presente en regiones activas.
El origen y la causa de los cambios en los campos magnéticos del Sol no se comprenden completamente. Los campos magnéticos pueden concentrarse en cualquier capa del Sol (por ejemplo, en la base de la zona convectiva), y los aumentos periódicos de los campos magnéticos pueden deberse a excitaciones adicionales de corrientes en el plasma solar.
Las manifestaciones más comunes de la actividad solar son manchas, fáculas, flóculos y prominencias.
Manchas solares
La manifestación más famosa de la actividad solar son las manchas solares, que suelen aparecer en grupos enteros.
La mancha solar aparece como un poro diminuto, apenas distinguible de los espacios oscuros entre los gránulos. Al cabo de un día, el poro se convierte en una mancha redonda y oscura con un límite definido, cuyo diámetro aumenta gradualmente hasta alcanzar un tamaño de varias decenas de miles de kilómetros. Este fenómeno va acompañado de un aumento gradual de la intensidad del campo magnético, que en el centro de las grandes manchas alcanza varios miles de oersteds. La magnitud del campo magnético está determinada por la división de Zeeman de las líneas espectrales.
A veces aparecen varios puntos pequeños dentro de un área pequeña extendida paralela al ecuador: un grupo de puntos. Las manchas individuales aparecen predominantemente en los bordes occidental y oriental del área, donde la parte inferior de la mancha, la delantera (occidental) y la cola (oriental), se desarrollan con más fuerza que otras. Los campos magnéticos de las manchas solares principales y de las pequeñas adyacentes a ellas siempre tienen polaridad opuesta y, por lo tanto, este grupo de manchas solares se denomina bipolar.
3-4 días después de la aparición de manchas grandes, aparece a su alrededor una penumbra menos oscura, que tiene una estructura radial característica. La penumbra rodea la parte central de la mancha solar, llamada umbra.
Con el tiempo, el área ocupada por un grupo de manchas aumenta gradualmente hasta alcanzar su máximo.
valores aproximadamente al décimo día. Después de eso, las manchas comienzan a disminuir y desaparecer gradualmente, primero la más pequeña, luego la cola (previamente dividida en varias manchas) y finalmente la líder.
En general, todo este proceso dura unos dos meses, pero muchos grupos de manchas solares no tienen tiempo de
pasar por todas las etapas descritas y desaparecer antes.
La parte central de la mancha sólo aparece negra debido al alto brillo de la fotosfera. De hecho, en el centro
El brillo de las manchas es sólo un orden de magnitud menor y el brillo de la penumbra es aproximadamente 3/4 del brillo de la fotosfera. Según la ley de Stefan-Boltzmann, esto significa que la temperatura en la mancha solar es entre 2 y 2,5 mil K menos que en la fotosfera.
El descenso de temperatura en la mancha solar se explica por la influencia del campo magnético sobre la convección. Un campo magnético fuerte inhibe el movimiento de la materia que se produce a través de las líneas de fuerza. Por tanto, en la zona convectiva bajo la mancha solar, se debilita la circulación de gases, que transfiere una parte importante de la energía desde las profundidades al exterior. Como resultado, la temperatura de la mancha resulta ser más baja que en la fotosfera intacta.
La gran concentración del campo magnético en la sombra de las manchas solares delantera y trasera sugiere que la mayor parte del flujo magnético de la región activa del Sol está contenida en un tubo gigante de líneas de campo que emergen de la sombra de la mancha solar de polaridad norte. y volviendo a entrar en la mancha solar de polaridad sur.
Sin embargo, debido a la alta conductividad del plasma solar y al fenómeno de la autoinducción, los campos magnéticos con una fuerza de varios miles de oersteds no pueden aparecer ni desaparecer en unos pocos días, correspondientes al momento de aparición y decadencia de un grupo de manchas solares.
Por tanto, se puede suponer que los tubos magnéticos se encuentran en algún lugar de la zona convectiva y que la aparición de grupos de manchas solares está asociada con la flotación de dichos tubos.
Antorchas
En las regiones no perturbadas de la fotosfera sólo existe un campo magnético general del Sol, cuya intensidad es de aproximadamente 1 Oe. En las regiones activas, la intensidad del campo magnético aumenta cientos e incluso miles de veces.
Un ligero aumento del campo magnético a decenas y cientos de Oe va acompañado de la aparición en la fotosfera de una región más brillante llamada antorcha. En total, las fáculas pueden ocupar una proporción significativa de toda la superficie visible del Sol. Tienen una estructura fina característica y están formados por numerosas venas, puntos brillantes y nódulos: gránulos de antorcha.
Las fáculas se ven mejor en el borde del disco solar (aquí su contraste con la fotosfera es de aproximadamente el 10%), mientras que en el centro son casi completamente invisibles. Esto significa que en algún nivel de la fotosfera la columna es más caliente que la región vecina no perturbada entre 200 y 300 K y, en general, sobresale ligeramente por encima del nivel
fotosfera intacta.
La aparición de una antorcha está asociada con una propiedad importante del campo magnético: evita el movimiento de la materia ionizada a través de las líneas de fuerza. Si el campo magnético tiene suficiente gran energía, entonces "permite" el movimiento de la materia sólo a lo largo de las líneas de fuerza.
Un campo magnético débil en la región de la pluma no puede detener movimientos convectivos relativamente poderosos. Sin embargo, puede darles un carácter más correcto. Normalmente, cada elemento de convección, además del ascenso o descenso general en la vertical, realiza pequeños movimientos aleatorios en el plano horizontal. Estos movimientos, que provocan fricción entre los elementos individuales de convección, son inhibidos por el campo magnético presente en la región de la pluma, que facilita la convección y permite que los gases calientes se eleven a una mayor altura y transfieran un mayor flujo de energía. Por tanto, la aparición de la columna de humo se asocia con un aumento de la convección provocado por un campo magnético débil.
Las antorchas son formaciones relativamente estables. Pueden existir durante varias semanas o incluso meses sin muchos cambios.
Flóculos
La cromosfera sobre las manchas solares y las fáculas aumenta su brillo, y el contraste entre la cromosfera perturbada y la no perturbada aumenta con la altura. Estas regiones más brillantes de la cromosfera se llaman flóculos. Un aumento en el brillo de un flóculo en comparación con la cromosfera no perturbada circundante no proporciona motivos para determinar su temperatura, ya que en una cromosfera enrarecida y muy transparente para un espectro continuo, la relación entre temperatura y radiación no obedece a Planck y Stefan- Leyes de Boltzmann.
El aumento del brillo del flóculo en las partes centrales puede explicarse por un aumento de la densidad de la materia en la cromosfera de 3 a 5 veces a un valor de temperatura casi constante o con un ligero aumento de temperatura. Llamaradas solares
En la cromosfera y la corona, con mayor frecuencia en una pequeña región entre las manchas solares en desarrollo, especialmente cerca de la interfaz de polaridad de fuertes campos magnéticos, se observan las manifestaciones de actividad solar más poderosas y de más rápido desarrollo, llamadas erupciones solares.
Al comienzo de la llamarada, el brillo de uno de los nódulos luminosos del flóculo aumenta repentinamente. A menudo, en menos de un minuto, una fuerte radiación se propaga a lo largo de una larga cuerda o inunda toda una zona de decenas de miles de kilómetros de longitud.
En la región visible del espectro, el aumento de luminiscencia se produce principalmente en las líneas espectrales del hidrógeno, el calcio ionizado y otros metales. El nivel del espectro continuo también aumenta, a veces tanto que el flash se vuelve visible en luz blanca sobre el fondo de la fotosfera. Simultáneamente con la radiación visible, aumenta considerablemente la intensidad de la radiación ultravioleta y de rayos X, así como la potencia de la emisión de radio solar.
Durante las llamaradas, se observan las líneas espectrales de rayos X de longitud de onda más corta (es decir, las "más duras") e incluso, en algunos casos, rayos γ. La explosión de todos estos tipos de radiación se produce en unos minutos. Después de alcanzar el máximo, el nivel de radiación se debilita gradualmente durante varias decenas de minutos.
Todos los fenómenos anteriores se explican por el lanzamiento. gran cantidad energía de plasma inestable ubicada en la región de un campo magnético muy heterogéneo. Como resultado de la interacción del campo magnético y el plasma, una parte importante de la energía del campo magnético se convierte en calor, calentando el gas a una temperatura de decenas de millones de Kelvin, y también acelera las nubes de plasma.
Simultáneamente con la aceleración de las nubes de plasma macroscópicas, los movimientos relativos del plasma y los campos magnéticos conducen a la aceleración de partículas individuales a altas energías: electrones hasta decenas de keV y protones hasta decenas de MeV.
El flujo de tales partículas solares tiene un impacto significativo en las capas superiores de la atmósfera terrestre y en su campo magnético.
Prominencias
Las formaciones activas observadas en la corona son prominencias. En comparación con el plasma circundante, se trata de nubes más densas y “más frías”, que brillan aproximadamente en las mismas líneas espectrales que la cromosfera.
Las prominencias pueden ser muy varias formas y tamaños. En la mayoría de los casos se trata de formaciones largas y muy planas ubicadas casi perpendiculares a la superficie del Sol. Por lo tanto, cuando se proyectan sobre el disco solar, las protuberancias parecen filamentos curvos.
Las prominencias son las formaciones más grandes de la atmósfera solar, su longitud alcanza cientos de miles de kilómetros, aunque su ancho no supera los 6.000-10.000 km. Sus partes inferiores se fusionan con la cromosfera y sus partes superiores se extienden a lo largo de decenas de miles de kilómetros. Sin embargo, existen protuberancias de tamaños mucho mayores.
El intercambio de materia entre la cromosfera y la corona se produce constantemente a través de las prominencias. Esto se evidencia en los movimientos frecuentemente observados tanto de las protuberancias como de sus partes individuales, que ocurren a velocidades de decenas y cientos de kilómetros por segundo.
La aparición, desarrollo y movimiento de prominencias está estrechamente relacionado con la evolución de los grupos de manchas solares. En las primeras etapas de desarrollo de la región activa, se forman manchas solares de corta duración y que cambian rápidamente.
prominencias cercanas a las manchas solares. En etapas posteriores aparecen protuberancias silenciosas estables, que existen sin cambios notables durante varias semanas e incluso meses, después de las cuales puede comenzar repentinamente una etapa de activación de la protuberancia, que se manifiesta en la aparición de fuertes movimientos, eyecciones de materia a la corona y la aparición. de prominencias eruptivas que se mueven rápidamente.
Eruptivos, o eruptivos, en apariencia se asemejan a enormes fuentes, que alcanzan alturas de hasta 1,7 millones de kilómetros sobre la superficie del Sol. Los movimientos de los coágulos de materia en ellos se producen rápidamente; estallan a velocidades de cientos de km/s y cambian de forma con bastante rapidez. A medida que aumenta la altitud, la prominencia se debilita y se disipa. En algunas protuberancias se observaron cambios bruscos en la velocidad de movimiento de los grupos individuales. Las prominencias eruptivas son de corta duración.
Actividad solar
Todas las formaciones consideradas activas en la atmósfera solar están estrechamente relacionadas entre sí.
La aparición de llamaradas y flóculos siempre precede a la aparición de manchas.
Los brotes se producen durante el crecimiento más rápido de un grupo de manchas solares o como resultado de fuertes cambios que se producen en ellas.
Al mismo tiempo aparecen protuberancias que a menudo persisten durante mucho tiempo después del colapso de la zona activa.
La totalidad de todas las manifestaciones de actividad solar asociadas con una determinada parte de la atmósfera y que se desarrollan durante un tiempo determinado se denomina centro de actividad solar.
El número de manchas solares y otras manifestaciones asociadas de la actividad solar cambian periódicamente. La época en la que el número de centros de actividad es mayor se denomina máxima de actividad solar, y cuando no hay ninguno o casi ninguno, se denomina mínima.
Como medida del grado de actividad solar, el llamado. Números de lobo proporcionales a la suma. número total manchas F y diez veces el número de sus grupos gramo: W.= k(F+ 10gramo).
Factor de proporcionalidad k Depende de la potencia de la herramienta utilizada. Normalmente, los números de Wolf se promedian (por ejemplo, durante meses o años) y se dibuja un gráfico de la dependencia de la actividad solar de
La curva de actividad solar muestra que los máximos y mínimos se alternan en promedio cada 11 años, aunque los intervalos de tiempo entre máximos sucesivos individuales pueden
oscilan entre 7 y 17 años.
Durante el período mínimo, normalmente no hay manchas en el Sol durante algún tiempo. Luego comienzan a aparecer lejos del ecuador, aproximadamente a ±35° de latitud. Posteriormente, la zona de formación de manchas desciende gradualmente hacia el ecuador. Sin embargo, en áreas a menos de 8° del ecuador, las manchas son muy raras.
Una característica importante del ciclo de la actividad solar es la ley de cambios en la polaridad magnética de las manchas solares. Durante cada ciclo de 11 años, todos los puntos principales de los grupos bipolares tienen alguna polaridad en el hemisferio norte y la opuesta en el hemisferio sur. Lo mismo ocurre con los puntos de la cola, en los que la polaridad es siempre opuesta a la del punto principal. En el siguiente ciclo, se invierte la polaridad de los puntos delantero y trasero. Al mismo tiempo, cambia la polaridad del campo magnético general del Sol, cuyos polos se encuentran cerca de los polos de rotación.
Muchas otras características también tienen un ciclo de once años: la proporción del área del Sol ocupada por fáculas y flóculos, la frecuencia de las llamaradas, el número de protuberancias, así como la forma de la corona y
energía eólica solar.
La ciclicidad de la actividad solar es uno de los problemas más importantes de la física solar moderna, que aún no ha sido completamente resuelto.
Cuando observamos un paisaje soleado de verano, nos parece que toda la imagen está inundada de luz. Sin embargo, si miramos el sol con instrumentos especiales, descubriremos que toda su superficie se asemeja a un mar gigante, donde rugen olas de fuego y se mueven manchas. ¿Cuáles son los principales componentes de la atmósfera solar? ¿Qué procesos ocurren dentro de nuestra estrella y qué sustancias se incluyen en su composición?
información general
El Sol es un cuerpo celeste que es una estrella y el único del Sistema Solar. A su alrededor giran planetas, asteroides, satélites y otros objetos espaciales. La composición química del Sol es aproximadamente la misma en cualquier punto de él. Sin embargo, cambia significativamente a medida que se acerca al centro de la estrella, donde se encuentra su núcleo. Los científicos han descubierto que la atmósfera solar está dividida en varias capas.
¿Qué elementos químicos forman el sol?
La humanidad no siempre ha tenido los datos sobre el Sol que tiene la ciencia hoy en día. Érase una vez, los partidarios de la cosmovisión religiosa argumentaron que el mundo no se puede conocer. Y como confirmación de sus ideas, citaron el hecho de que una persona no puede saber cuál es la composición química del Sol. Sin embargo, el progreso de la ciencia ha demostrado de manera convincente la falacia de tales puntos de vista. Los científicos han avanzado especialmente en el estudio de las estrellas tras la invención del espectroscopio. Los científicos estudian la composición química del Sol y las estrellas mediante análisis espectral. Entonces descubrieron que la composición de nuestra estrella es muy diversa. En 1942, los investigadores descubrieron que en el Sol incluso había oro, aunque no mucho.
Otras sustancias
La composición química del Sol incluye principalmente elementos como el hidrógeno y el helio. Su predominio caracteriza la naturaleza gaseosa de nuestra estrella. El contenido de otros elementos, por ejemplo, magnesio, oxígeno, nitrógeno, hierro, calcio, es insignificante.
Mediante análisis espectral, los investigadores descubrieron qué sustancias definitivamente no se encuentran en la superficie de esta estrella. Por ejemplo, cloro, mercurio y boro. Sin embargo, los científicos sugieren que estas sustancias, además de los elementos químicos básicos que componen el Sol, pueden estar ubicadas en su núcleo. Casi el 42% de nuestra estrella se compone de hidrógeno. Aproximadamente el 23% proviene de todos los metales que forman parte del Sol.
Como la mayoría de los parámetros de otros cuerpos celestes, las características de nuestra estrella se calculan sólo teóricamente utilizando tecnología informática. Los datos iniciales son indicadores como el radio de la estrella, su masa y su temperatura. Los científicos ahora han determinado que la composición química del Sol está representada por 69 elementos. El análisis espectral juega un papel importante en estos estudios. Por ejemplo, gracias a él se pudo establecer la composición de la atmósfera de nuestra estrella. También se descubrió un patrón interesante: el conjunto de elementos químicos en la composición del Sol es sorprendentemente similar a la composición de los meteoritos pedregosos. Este hecho es una evidencia importante a favor del hecho de que estos cuerpos celestes tienen un origen común.
corona de fuego
Es una capa de plasma muy enrarecido. Su temperatura alcanza los 2 millones de Kelvin y la densidad de la sustancia supera la densidad de la atmósfera terrestre en cientos de millones de veces. Aquí los átomos no pueden estar en estado neutro; chocan y se ionizan constantemente. la corona es fuente poderosa radiación ultravioleta. Todo nuestro sistema planetario está expuesto al viento solar. Su velocidad inicial es de casi 1.000 km/seg, pero a medida que se aleja de la estrella disminuye gradualmente. La velocidad del viento solar en la superficie de la Tierra es de aproximadamente 400 km/s.
Ideas generales sobre la corona.
A la corona solar a veces se le llama atmósfera. Sin embargo, es sólo su parte externa. El momento más fácil para observar la corona es durante un eclipse total. Sin embargo, será muy difícil esbozarlo, porque el eclipse dura sólo unos minutos. Cuando se inventó la fotografía, los astrónomos pudieron obtener una imagen objetiva de la corona solar.
Después de que se tomaron las primeras imágenes, los investigadores pudieron detectar áreas asociadas con una mayor actividad de la estrella. La corona del Sol tiene una estructura radiante. No sólo es la parte más caliente de su atmósfera, sino que también es la más cercana a nuestro planeta. De hecho, estamos constantemente dentro de sus límites, porque el viento solar penetra hasta los rincones más distantes del sistema solar. Sin embargo, la atmósfera terrestre nos protege de los efectos de la radiación.
Núcleo, cromosfera y fotosfera.
La parte central de nuestra estrella se llama núcleo. Su radio es igual a aproximadamente un cuarto del radio total del Sol. La materia dentro del núcleo está muy comprimida. Más cerca de la superficie de la estrella se encuentra la llamada zona convectiva, donde se produce el movimiento de la materia generando un campo magnético. Finalmente, la superficie visible del Sol se llama fotosfera. Es una capa de más de 300 km de espesor. Es desde la fotosfera que la radiación solar llega a la Tierra. Su temperatura alcanza aproximadamente los 4800 Kelvin. El hidrógeno aquí permanece prácticamente neutral. Por encima de la fotosfera está la cromosfera. Su espesor es de unos 3 mil km. Aunque la cromosfera y la corona solar se encuentran por encima de la fotosfera, los científicos no trazan límites claros entre estas capas.
Prominencias
La cromosfera tiene una densidad muy baja y es inferior en intensidad de radiación a la corona solar. Sin embargo, aquí puedes ver fenómeno interesante: llamas gigantes, de varios miles de kilómetros de altura. Se llaman prominencias solares. A veces, las protuberancias se elevan a una altura de hasta un millón de kilómetros sobre la superficie de la estrella.
Investigación
Las prominencias se caracterizan por los mismos indicadores de densidad que la cromosfera. Sin embargo, se encuentran directamente encima de él y están rodeados por sus escasas capas. Por primera vez en la historia de la astronomía, el investigador francés Pierre Jansen y su colega inglés Joseph Lockyer observaron en 1868 protuberancias. Su espectro incluye varias líneas brillantes. La composición química del Sol y las protuberancias es muy similar. Contiene principalmente hidrógeno, helio y calcio, y la presencia de otros elementos es insignificante.
Algunas protuberancias, habiendo existido durante un cierto período de tiempo sin cambios visibles, explotar de repente. Su sustancia es expulsada al espacio exterior cercano a una velocidad gigantesca, de varios kilómetros por segundo. Apariencia La cromosfera cambia con frecuencia, lo que indica varios procesos, que ocurre en la superficie del Sol, incluido el movimiento de gases.
En las regiones de la estrella con mayor actividad se pueden observar no sólo protuberancias, sino también manchas, así como campos magnéticos aumentados. A veces, con la ayuda de equipos especiales, se detectan en el Sol llamaradas de gases especialmente densos, cuya temperatura puede alcanzar valores enormes.
Llamaradas cromosféricas
A veces, la emisión de radio de nuestra estrella aumenta cientos de miles de veces. Este fenómeno se llama llamarada cromosférica. Se acompaña de la formación de manchas en la superficie del Sol. Al principio, las llamaradas se notaron en forma de un aumento en el brillo de la cromosfera, pero luego resultó que representan todo un complejo. varios fenómenos: un fuerte aumento de las emisiones de radio (rayos X y radiación gamma), eyección de masa de la corona, llamaradas de protones.
Sacar conclusiones
Entonces, descubrimos que la composición química del Sol está representada principalmente por dos sustancias: hidrógeno y helio. Por supuesto, existen otros elementos, pero su porcentaje es bajo. Además, los científicos no han descubierto ninguna novedad. quimicos, que sería parte de la estrella y al mismo tiempo estaría ausente de la Tierra. La radiación visible se forma en la fotosfera solar. Esto, a su vez, es de enorme importancia para el mantenimiento de la vida en nuestro planeta.
El sol es un cuerpo caliente que emite continuamente. Su superficie está rodeada por una nube de gases. Su temperatura no es tan alta como la de los gases dentro de la estrella, pero aun así es impresionante. El análisis espectral nos permite conocer a distancia cuál es la composición química del Sol y las estrellas. Y dado que los espectros de muchas estrellas son muy similares a los espectros del Sol, esto significa que su composición es aproximadamente la misma.
Hoy en día, los astrónomos estudian los procesos que ocurren en la superficie y en el interior de la estrella principal de nuestro sistema planetario, incluido el estudio de su composición química, en observatorios solares especiales.