część atmosfery słonecznej
Alternatywne opisyNakrycie głowy będące symbolem władzy monarchicznej
Atrybut monarchy
W Rosji do 1917 r. - cenna ozdoba głowy władcy jako symbol władzy książęcej, królewskiej
Koronuje Cezara
Nakrycie głowy związane z słynne odkrycie Archimedes
Znak godności królewskiej
Jedno z regali monarchicznych
Halo wokół ciała niebieskiego
tuszowanie cara
Korona królewska ozdobiona klejnotami
Królewskie nakrycie głowy
Część atmosfery gwiazdy
Powieść rosyjskiego pisarza O. P. Smirnowa „Północ...”
Co to jest tiara?
Symbol władzy na głowie
Łacińska „korona”
Nakrycie głowy monarchy
Nieuchwytni sprowadzili ją z powrotem
Korona Króla
Królewska korona
Strój godny króla
Koronuje króla
Konstelacja Południe...
złota korona
Korona (łac.)
Nakrycie głowy króla
Co robi głowa monarchy
Królewska korona
Królewskie cenne nakrycie głowy
Korona Jego Królewskiej Mości
Korona słoneczna
Marka czekolady królewskiej
Diadem
Słoneczne nakrycie głowy
Przedmiot umieszczony na głowie królewskiej
Symbol władzy monarchicznej
. (koruna) postrzępiona dekoracja na szczycie korony ikony
Kapelusz monarchy
Czekolada o królewskim imieniu
Cenne nakrycie głowy
Symbol władzy królewskiej
Korona Cesarska
Meksykańskie piwo
Co siedzi na głowie króla?
Kapelusz królewski
Nakrycie głowy monarchów
Korona królewska ozdobiona klejnotami
Cenne nakrycie głowy, przedmiot ceremonii pałacowych
Halo wokół ciała niebieskiego
G. dekoracja głowy wykonana ze złota z drogimi kamieniami; jest to jedno z insygniów należących do władców: korona, złota obręcz, scalona łukami na koronie, z umownymi oznaczeniami stopnia rangi władcy. Korona papieska nazywana jest tiarą. Korona lombardzka z żelaza, koniec VI wieku. Koronowano Karola Wielkiego i Napoleona I. Skarb, rząd. Urzędnik koronny, a nie z wyborów. Wał koronny, parapet, wojskowy. jego górną płaszczyznę. Korona odmówi. dekoracja w formie korony; olon. nakrycie głowy dziewczynki, wstążka. Korona, związana z koroną, państwem, ze skarbu państwa lub państwem. W kształcie korony, w kształcie korony, w kształcie, wykonane w formie korony. Ukoronować kogoś, po raz pierwszy założyć koronę na głowę suwerennej osoby, dokonać uroczystego kościelnego obrzędu intronizacji; ukoronować królestwo. -sya, być koronowanym; koronuj się. Koronacja śr. koronacja W. wykonanie tego rytuału; po pierwsze, czyli działania; drugie, czyli wydarzenia i samo świętowanie
Łacińska „korona”
Marka czekolady królewskiej
Powieść rosyjskiego pisarza O. P. Smirnowa „Północ…”
Słoneczne nakrycie głowy
Co to jest tiara
Co siedzi na głowie króla?
Korona Króla
Nakrycie głowy dyrektora nieodpowiednie w republice
Uszanka należy do chłopa, ale do cara?
Atmosfera to gazowa powłoka naszej planety, która obraca się wraz z Ziemią. Gaz znajdujący się w atmosferze nazywany jest powietrzem. Atmosfera styka się z hydrosferą i częściowo pokrywa litosferę. Ale górne granice są trudne do ustalenia. Konwencjonalnie przyjmuje się, że atmosfera rozciąga się w górę na odległość około trzech tysięcy kilometrów. Tam płynnie przechodzi w pozbawioną powietrza przestrzeń.
Skład chemiczny atmosfery ziemskiej
Tworzenie skład chemiczny atmosfera powstała około czterech miliardów lat temu. Początkowo atmosfera składała się wyłącznie z lekkich gazów - helu i wodoru. Według naukowców początkowymi warunkami powstania powłoki gazowej wokół Ziemi były erupcje wulkanów, które wraz z lawą wyrzuciły wielka ilość gazy Następnie wymiana gazowa rozpoczęła się w przestrzeniach wodnych, organizmach żywych i produktach ich działalności. Skład powietrza stopniowo się zmieniał i nowoczesna forma odnotowano kilka milionów lat temu.
Głównymi składnikami atmosfery są azot (około 79%) i tlen (20%). Pozostałą część (1%) stanowią następujące gazy: argon, neon, hel, metan, dwutlenek węgla, wodór, krypton, ksenon, ozon, amoniak, dwutlenek siarki i azotu, podtlenek azotu i tlenek węgla, które wchodzą w skład tego jeden procent.
Ponadto powietrze zawiera parę wodną i cząstki stałe (pyłki, kurz, kryształki soli, zanieczyszczenia w postaci aerozolu).
Ostatnio naukowcy zaobserwowali nie jakościową, ale ilościową zmianę niektórych składników powietrza. A powodem tego jest człowiek i jego działania. Tylko w ciągu ostatnich 100 lat poziom dwutlenku węgla znacznie wzrósł! Wiąże się to z wieloma problemami, z których najbardziej globalnym są zmiany klimatyczne.
Kształtowanie się pogody i klimatu
Atmosfera odgrywa kluczową rolę w kształtowaniu klimatu i pogody na Ziemi. Wiele zależy od ilości światła słonecznego, rodzaju podłoża i cyrkulacji atmosferycznej.
Przyjrzyjmy się czynnikom w kolejności.
1. Atmosfera przepuszcza ciepło promieni słonecznych i pochłania szkodliwe promieniowanie. Fakt, że promienie słoneczne padają na różne części Ziemi pod różne kąty, wiedzieli starożytni Grecy. Samo słowo „klimat” w tłumaczeniu ze starożytnej greki oznacza „zbocze”. Tak więc na równiku promienie słoneczne padają prawie pionowo, dlatego jest tu bardzo gorąco. Im bliżej biegunów, tym większy kąt nachylenia. I temperatura spada.
2. Z powodu nierównomiernego ogrzewania Ziemi w atmosferze powstają prądy powietrza. Są one klasyfikowane według ich rozmiarów. Najmniejsze (dziesiątki i setki metrów) to wiatry lokalne. Następnie następują monsuny i pasaty, cyklony i antycyklony oraz planetarne strefy czołowe.
Wszystkie te masy powietrza stale się poruszają. Niektóre z nich są dość statyczne. Na przykład pasaty wiejące z obszarów podzwrotnikowych w kierunku równika. Ruch innych zależy w dużej mierze od ciśnienia atmosferycznego.
3. Kolejnym czynnikiem wpływającym na powstawanie klimatu jest ciśnienie atmosferyczne. Jest to ciśnienie powietrza panujące na powierzchni ziemi. Jak wiadomo, masy powietrza przemieszczają się z obszaru o wyższym ciśnieniu atmosferycznym do obszaru, w którym ciśnienie to jest niższe.
W sumie przydzielono 7 stref. Równik jest strefą niskiego ciśnienia. Ponadto po obu stronach równika aż do trzydziestych szerokości geograficznych znajduje się obszar wysokiego ciśnienia. Od 30° do 60° – znowu niskie ciśnienie. A od 60° do biegunów znajduje się strefa wysokiego ciśnienia. Pomiędzy tymi strefami krążą masy powietrza. Te, które przybywają z morza na ląd, przynoszą deszcz i złą pogodę, a te, które wieją z kontynentów, przynoszą czystą i suchą pogodę. W miejscach zderzenia prądów powietrza tworzą się strefy frontów atmosferycznych, które charakteryzują się opadami atmosferycznymi i niesprzyjającą, wietrzną pogodą.
Naukowcy udowodnili, że nawet dobrostan człowieka zależy od ciśnienia atmosferycznego. Przez międzynarodowe standardy normalne ciśnienie atmosferyczne wynosi 760 mm Hg. kolumnie w temperaturze 0°C. Wskaźnik ten jest obliczany dla obszarów lądowych, które znajdują się prawie na poziomie morza. Wraz z wysokością ciśnienie maleje. Dlatego na przykład dla Petersburga 760 mm Hg. - to norma. Ale dla Moskwy, która znajduje się wyżej, normalne ciśnienie wynosi 748 mm Hg.
Ciśnienie zmienia się nie tylko w pionie, ale także w poziomie. Jest to szczególnie odczuwalne podczas przechodzenia cyklonów.
Struktura atmosfery
Atmosfera przypomina tort warstwowy. Każda warstwa ma swoją własną charakterystykę.
. Troposfera- warstwa najbliższa Ziemi. „Grubość” tej warstwy zmienia się wraz z odległością od równika. Nad równikiem warstwa rozciąga się w górę o 16-18 km, w strefach umiarkowanych o 10-12 km, na biegunach o 8-10 km.
To tutaj znajduje się 80% całkowitej masy powietrza i 90% pary wodnej. Tworzą się tu chmury, powstają cyklony i antycyklony. Temperatura powietrza zależy od wysokości nad poziomem morza. Średnio zmniejsza się o 0,65° C na każde 100 metrów.
. Tropopauza- warstwa przejściowa atmosfery. Jego wysokość waha się od kilkuset metrów do 1-2 km. Temperatura powietrza latem jest wyższa niż zimą. Przykładowo nad biegunami zimą jest -65°C. A nad równikiem o każdej porze roku -70°C.
. Stratosfera- jest to warstwa, której górna granica leży na wysokości 50-55 kilometrów. Turbulencje są tu niewielkie, zawartość pary wodnej w powietrzu znikoma. Ale jest dużo ozonu. Jego maksymalne stężenie występuje na wysokości 20-25 km. W stratosferze temperatura powietrza zaczyna rosnąć i osiąga +0,8° C. Dzieje się tak na skutek interakcji warstwy ozonowej z promieniowaniem ultrafioletowym.
. Stratopauza- niska warstwa pośrednia między stratosferą a następującą po niej mezosferą.
. Mezosfera- górna granica tej warstwy wynosi 80-85 kilometrów. Zachodzą tu złożone procesy fotochemiczne z udziałem wolnych rodników. To one zapewniają delikatny, niebieski blask naszej planety, który widać z kosmosu.
Większość komet i meteorytów spala się w mezosferze.
. Mezopauza- następna warstwa pośrednia, w której temperatura powietrza wynosi co najmniej -90°.
. Termosfera- dolna granica zaczyna się na wysokości 80 - 90 km, a górna granica warstwy przebiega na wysokości około 800 km. Temperatura powietrza rośnie. Może wahać się od +500° C do +1000° C. W ciągu dnia wahania temperatury sięgają setek stopni! Ale powietrze tutaj jest tak rozrzedzone, że rozumienie terminu „temperatura” w taki sposób, w jaki go sobie wyobrażamy, nie jest tutaj właściwe.
. Jonosfera- łączy mezosferę, mezopauzę i termosferę. Powietrze tutaj składa się głównie z cząsteczek tlenu i azotu, a także quasi-obojętnej plazmy. Promienie słoneczne wpadające do jonosfery silnie jonizują cząsteczki powietrza. W warstwie dolnej (do 90 km) stopień jonizacji jest niski. Im wyższa, tym większa jonizacja. Tak więc na wysokości 100-110 km elektrony są skoncentrowane. Pomaga to odbijać krótkie i średnie fale radiowe.
Najważniejszą warstwą jonosfery jest górna, która znajduje się na wysokości 150-400 km. Jego osobliwością jest to, że odbija fale radiowe, co ułatwia transmisję sygnałów radiowych na znaczne odległości.
To właśnie w jonosferze występuje zjawisko takie jak zorza polarna.
. Egzosfera- składa się z atomów tlenu, helu i wodoru. Gaz w tej warstwie jest bardzo rozrzedzony i atomy wodoru często uciekają w przestrzeń kosmiczną. Dlatego warstwę tę nazywa się „strefą dyspersyjną”.
Pierwszym naukowcem, który zasugerował, że nasza atmosfera ma wagę, był Włoch E. Torricelli. Na przykład Ostap Bender w swojej powieści „Złoty cielec” ubolewał, że na każdego człowieka naciska słup powietrza ważący 14 kg! Ale wielki intrygant trochę się pomylił. Dorosły doświadcza nacisku 13-15 ton! Ale nie odczuwamy tego ciężaru, ponieważ ciśnienie atmosferyczne równoważy ciśnienie wewnętrzne człowieka. Masa naszej atmosfery wynosi 5 300 000 000 000 000 ton. Liczba jest kolosalna, chociaż stanowi zaledwie jedną milionową masy naszej planety.
Atmosfera
Atmosfera ziemska to powietrze, którym oddychamy, gazowa powłoka Ziemi, która jest nam znana. Inne planety również mają takie muszle. Gwiazdy składają się w całości z gazu, ale ich zewnętrzne warstwy nazywane są także atmosferami. W tym przypadku za zewnętrzne uważa się te warstwy, z których przynajmniej część promieniowania może swobodnie przedostać się do otaczającej przestrzeni bez pochłaniania przez warstwy leżące wyżej.
Fotosfera
Fotosfera Słońca zaczyna się 200-300 km głębiej niż widoczna krawędź dysku słonecznego. Te najgłębsze warstwy atmosfery nazywane są fotosferą. Ponieważ ich grubość wynosi nie więcej niż jedną trzytysięczną promienia Słońca, fotosferę czasami nazywa się konwencjonalnie powierzchnią Słońca.
Gęstość gazów w fotosferze jest w przybliżeniu taka sama jak w ziemskiej stratosferze i setki razy mniejsza niż na powierzchni Ziemi. Temperatura fotosfery spada od 8000 K na głębokości 300 km do 4000 K w najwyższych warstwach. Temperatura warstwy środkowej, z której odbieramy promieniowanie, wynosi około 6000 K.
W takich warunkach prawie wszystkie cząsteczki gazu rozpadają się na pojedyncze atomy. Tylko w najwyższych warstwach fotosfery zachowało się stosunkowo niewiele prostych cząsteczek i rodników typu H 2, OH i CH.
Szczególną rolę w atmosferze słonecznej odgrywa ujemny jon wodoru, nie występujący w przyrodzie ziemskiej, czyli proton z dwoma elektronami. Ten niezwykły związek występuje w cienkiej zewnętrznej, „najzimniejszej” warstwie fotosfery, gdy ujemnie naładowane wolne elektrony, które są dostarczane przez łatwo zjonizowane atomy wapnia, sodu, magnezu, żelaza i innych metali, „przyklejają się” do obojętnych atomów wodoru. Po wygenerowaniu ujemne jony wodoru emitują większość światła widzialnego. Jony łapczywie pochłaniają to samo światło, dlatego nieprzezroczystość atmosfery szybko rośnie wraz z głębokością. Dlatego widoczna krawędź Słońca wydaje nam się bardzo ostra.
Prawie cała nasza wiedza o Słońcu opiera się na badaniu jego widma - wąskiego, wielobarwnego paska o tej samej naturze co tęcza. Po raz pierwszy umieszczając pryzmat na drodze promienia słonecznego, Newton otrzymał taki pasek i wykrzyknął:
"Widmo!" (spektrum łacińskie - „wizja”). Później w widmie Słońca zauważono ciemne linie i uznano je za granice kolorów. W 1815 roku niemiecki fizyk Joseph Fraunhofer podał pierwszy szczegółowy opis takich linii w widmie słonecznym i zaczęto nazywać je jego imieniem. Okazało się, że linie Fraunhofera odpowiadają pewnym fragmentom widma, które są silnie absorbowane przez atomy różnych substancji (patrz artykuł „Analiza światła widzialnego”). W teleskopie o dużym powiększeniu można zaobserwować subtelne szczegóły fotosfery: wszystko wydaje się usiane małymi jasnymi ziarnami - granulkami, oddzielonymi siecią wąskich ciemnych ścieżek. Granulacja jest wynikiem mieszania się strumieni cieplejszych gazów wznoszących się i zimniejszych opadających. Różnica temperatur między nimi w warstwach zewnętrznych jest stosunkowo niewielka (200-300 K), ale głębiej, w strefie konwekcyjnej, jest większa, a mieszanie zachodzi znacznie intensywniej. Konwekcja w zewnętrznych warstwach Słońca odgrywa ogromną rolę determinującą struktura ogólna atmosfera.
Ostatecznie to konwekcja, będąca wynikiem złożonej interakcji ze słonecznymi polami magnetycznymi, jest przyczyną wszystkich różnorodnych przejawów aktywności słonecznej. Pola magnetyczne biorą udział we wszystkich procesach zachodzących na Słońcu. Czasami w niewielkim obszarze atmosfery słonecznej powstają skoncentrowane pola magnetyczne, kilkakrotnie silniejsze niż na Ziemi. Zjonizowana plazma jest dobrym przewodnikiem; nie może mieszać się z liniami indukcji magnetycznej silnego pola magnetycznego. Dlatego w takich miejscach mieszanie się i unoszenie gorących gazów od dołu jest zahamowane i pojawia się ciemny obszar - plama słoneczna. Na tle oślepiającej fotosfery wydaje się całkowicie czarna, choć w rzeczywistości jej jasność jest tylko dziesięciokrotnie słabsza.
Z biegiem czasu wielkość i kształt plam znacznie się zmienia. Pojawiając się w postaci ledwo zauważalnego punktu - poru, plama stopniowo zwiększa swój rozmiar do kilkudziesięciu tysięcy kilometrów. Duże plamy z reguły składają się z ciemnej części (rdzenia) i mniej ciemnej części - półcienia, którego struktura nadaje plamie wygląd wiru. Plamy są otoczone jaśniejszymi obszarami fotosfery, zwanymi faculae lub polami rozbłysków.
Fotosfera stopniowo przechodzi do bardziej rozrzedzonych zewnętrznych warstw atmosfery słonecznej - chromosfery i korony.
Chromosfera
Chromosfera (gr. „kula koloru”) została tak nazwana ze względu na jej czerwono-fioletowy kolor. Jest widoczny podczas całkowitych zaćmień Słońca jako poszarpany, jasny pierścień wokół czarnego dysku Księżyca, który właśnie zaćmił Słońce. Chromosfera jest bardzo niejednorodna i składa się głównie z wydłużonych, wydłużonych języków (kolców), co nadaje jej wygląd płonącej trawy. Temperatura tych dżetów chromosferycznych jest od dwóch do trzech razy wyższa niż w fotosferze, a gęstość jest setki tysięcy razy mniejsza. Całkowita długość chromosfery wynosi 10-15 tysięcy kilometrów.
Wzrost temperatury w chromosferze tłumaczy się propagacją fal i pól magnetycznych przenikających do niej ze strefy konwekcyjnej. Substancję podgrzewa się w podobny sposób, jak w gigantycznej kuchence mikrofalowej. Zwiększa się prędkość ruchu termicznego cząstek, zderzenia między nimi stają się częstsze, a atomy tracą swoje zewnętrzne elektrony: substancja staje się gorącą zjonizowaną plazmą. Te same procesy fizyczne Utrzymują także niezwykle wysoką temperaturę w najbardziej zewnętrznych warstwach atmosfery słonecznej, które znajdują się nad chromosferą.
Często podczas zaćmień (przy pomocy specjalnych instrumentów spektralnych - i to bez czekania na zaćmienia) nad powierzchnią Słońca można obserwować dziwacznie ukształtowane „fontanny”, „chmury”, „lejki”, „krzaki”, „łuki” i inne jasno świecące formacje z substancji chromosferycznych. Mogą być nieruchome lub powoli się zmieniać, otoczone gładkimi zakrzywionymi strumieniami, które wpływają do chromosfery lub z niej, wznosząc się na dziesiątki i setki tysięcy kilometrów. Są to najbardziej ambitne formacje atmosfery słonecznej - wzniesienia. Obserwujone na czerwonej linii widmowej emitowanej przez atomy wodoru, pojawiają się one na tle dysku słonecznego jako ciemne, długie i zakrzywione włókna.
Protuberancje mają w przybliżeniu taką samą gęstość i temperaturę jak Chromosfera. Ale znajdują się nad nim i są otoczone wyższymi, bardzo rozrzedzonymi górnymi warstwami atmosfery słonecznej. Protuberancje nie wpadają do chromosfery, ponieważ ich materia jest podtrzymywana przez pola magnetyczne aktywnych obszarów Słońca.
Po raz pierwszy widmo protuberancji poza zaćmieniem zaobserwowali francuski astronom Pierre Jansen i jego angielski kolega Joseph Lockyer w 1868 roku. Szczelina spektroskopu jest ustawiona w taki sposób, że przecina krawędź Słońca, a jeśli protuberancja jest znajduje się w jego pobliżu, wówczas można zobaczyć widmo jego promieniowania. Kierując szczelinę w różne części wypukłości lub chromosfery, można je badać fragmentarycznie. Widmo protuberancji, podobnie jak chromosfera, składa się z jasnych linii, głównie wodoru, helu i wapnia. Linie emisyjne innych pierwiastki chemiczne też są, ale są dużo słabsze.
Niektóre protuberancje, które przez długi czas pozostawały bez zauważalnych zmian, nagle wydają się eksplodować, a ich materia zostaje wyrzucona w przestrzeń międzyplanetarną z prędkością setek kilometrów na sekundę. Wygląd chromosfery również często się zmienia, co wskazuje na ciągły ruch gazów wchodzących w jej skład.
Czasami coś podobnego do eksplozji ma miejsce w bardzo małych obszarach atmosfery słonecznej. Są to tak zwane rozbłyski chromosferyczne. Zwykle trwają one kilkadziesiąt minut. Podczas rozbłysków w liniach widmowych wodoru, helu, zjonizowanego wapnia i niektórych innych pierwiastków blask oddzielnej części chromosfery nagle wzrasta dziesiątki razy. Szczególnie silnie wzrasta promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie: czasami jego moc jest kilkakrotnie większa niż całkowita moc promieniowania Słońca w tym krótkofalowym obszarze widma przed rozbłyskiem.
Plamy, pochodnie, wzniesienia, rozbłyski chromosferyczne – wszystko to jest przejawem aktywności Słońca. Wraz ze wzrostem aktywności wzrasta liczba tych formacji na Słońcu.
Korona
W przeciwieństwie do fotosfery i chromosfery, najbardziej zewnętrzna część atmosfery Słońca – korona – ma ogromny zasięg: rozciąga się na miliony kilometrów, co odpowiada kilku promieniom Słońca, a jej słabe rozszerzenie sięga jeszcze dalej.
Gęstość materii w koronie słonecznej zmniejsza się wraz z wysokością znacznie wolniej niż gęstość powietrza w atmosferze ziemskiej. Spadek gęstości powietrza w miarę jego wzrostu zależy od grawitacji Ziemi. Na powierzchni Słońca siła grawitacji jest znacznie większa i wydawałoby się, że jego atmosfera nie powinna być wysoka. W rzeczywistości jest niezwykle rozległy. W rezultacie istnieją pewne siły, które przeciwdziałają przyciąganiu Słońca. Siły te związane są z ogromnymi prędkościami ruchu atomów i elektronów w koronie nagrzanej do temperatury 1 – 2 milionów stopni!
Koronę najlepiej obserwować podczas całkowitej fazy zaćmienia słońca. To prawda, że w ciągu kilku minut bardzo trudno jest naszkicować nie tylko poszczególne szczegóły, ale nawet forma ogólna korony Oko obserwatora dopiero zaczyna przyzwyczajać się do nagłego zmierzchu, a wyłaniający się zza krawędzi Księżyca jasny promień Słońca zapowiada już koniec zaćmienia. Dlatego szkice korony wykonane przez doświadczonych obserwatorów podczas tego samego zaćmienia często bardzo się od siebie różniły. Nie udało się nawet dokładnie określić jego koloru.
Wynalazek fotografii dał astronomom obiektywną i dokumentalną metodę badań. Jednak dobre ujęcie korony również nie jest łatwe. Faktem jest, że jej część najbliższa Słońcu, tak zwana korona wewnętrzna, jest stosunkowo jasna, podczas gdy daleko sięgająca korona zewnętrzna jawi się jako bardzo blada poświata. Dlatego jeśli na zdjęciach korona zewnętrzna jest wyraźnie widoczna, to wewnętrzna okazuje się prześwietlona, a na zdjęciach, na których widoczne są szczegóły korony wewnętrznej, zewnętrzna jest całkowicie niewidoczna. Aby pokonać tę trudność, podczas zaćmienia zwykle próbują wykonać kilka zdjęć korony na raz - przy długich i krótkich czasach otwarcia migawki. Lub koronę fotografuje się umieszczając przed kliszą specjalny filtr „promieniowy”, który osłabia strefy pierścieniowe jasnych części wewnętrzne korony Na takich zdjęciach jego strukturę można prześledzić w odległościach wielu promieni słonecznych.
Struktura Słońca
1 – rdzeń, 2 – strefa równowagi radiacyjnej, 3 – strefa konwekcyjna, 4 – fotosfera, 5 – chromosfera, 6 – korona, 7 – plamy, 8 – granulacja, 9 – wyeksponowanie
Wewnętrzna struktura Słońca. Rdzeń
Centralna część Słońca o promieniu około 150 000 km (0,2 - 0,25 promienia Słońca), w której zachodzą reakcje termojądrowe, nazywana jest jądrem słonecznym.
Gęstość substancji w rdzeniu wynosi około 150 000 kg/m3 (150 razy więcej niż gęstość wody i ~6,6 razy więcej niż gęstość najcięższego metalu na Ziemi – irydu), a temperatura panująca w środku rdzenia wynosi ponad 14 milionów K.
Ponieważ Najwyższe temperatury i gęstości powinny występować w centralnych częściach Słońca, a towarzyszące im uwalnianie energii zachodzi najintensywniej w pobliżu samego centrum Słońca. W jądrze, wraz z reakcją proton-proton, znaczącą rolę odgrywa obieg węgla.
W wyniku samej reakcji proton-proton w każdej sekundzie w energię zamienia się 4,26 miliona ton materii, ale wartość ta jest niewielka w porównaniu z masą Słońca – 2,1027 ton. Wewnętrzna struktura Słońca.
Promienna strefa równowagi
W miarę oddalania się od centrum Słońca temperatura i gęstość spadają, uwalnianie energii w wyniku obiegu węgla szybko zatrzymuje się, a do odległości 0,2–0,3 promienia temperatura spada poniżej 5 milionów K, a gęstość również znacznie spada. W rezultacie reakcje jądrowe praktycznie tu nie zachodzą. Warstwy te przepuszczają na zewnątrz jedynie promieniowanie występujące na większych głębokościach.
Znamienne jest, że zamiast każdego zaabsorbowanego kwantu o dużej energii, cząstki w wyniku kolejnych przejść kaskadowych z reguły emitują kilka kwantów o niższych energiach. Dlatego zamiast kwantów γ pojawiają się promienie rentgenowskie, zamiast promieni rentgenowskich pojawiają się kwanty UV, które z kolei są już w zewnętrznych warstwach „rozdrobnione” na kwanty promieniowania widzialnego i cieplnego, ostatecznie wyemitowane przez Słońce .
Ta część Słońca, w której uwalnianie energii w wyniku reakcji jądrowych jest nieznaczne, a proces przenoszenia energii zachodzi jedynie poprzez absorpcję promieniowania, a następnie reemisję, nazywa się strefą równowagi radiacyjnej. Zajmuje obszar od około 0,3 do 0,7 promienia Słońca.
Strefa konwekcyjna
Powyżej poziomu równowagi radiacyjnej sama substancja zaczyna brać udział w przenoszeniu energii.
Bezpośrednio pod widocznymi zewnętrznymi warstwami Słońca, na obszarze około 0,3 jego promienia, tworzy się strefa konwekcyjna, w której energia przenoszona jest na drodze konwekcji.
W strefie konwekcyjnej następuje wirowe mieszanie plazmy. Według współczesnych danych rola strefy konwekcyjnej w fizyce procesów słonecznych jest wyjątkowo duża, ponieważ to w niej powstają różne ruchy materii słonecznej i pól magnetycznych.
Struktura atmosfery słonecznej. Fotosfera
Najbardziej zewnętrzne warstwy Słońca (atmosfera słoneczna) są zwykle podzielone na fotosferę, chromosferę i koronę.
Fotosfera to ta część atmosfery słonecznej, w której powstaje promieniowanie widzialne, która ma widmo ciągłe. Zatem prawie cała docierająca do nas energia słoneczna jest emitowana w fotosferze. Fotosfera jest widoczna podczas bezpośredniej obserwacji Słońca w świetle białym w postaci jego pozornej „powierzchni”.
Grubość fotosfery, tj. Długość warstw, z których pochodzi ponad 90% promieniowania w zakresie widzialnym, wynosi niecałe 200 km, tj. około 3,10–4 R. Jak pokazują obliczenia, obserwując stycznie do takich warstw, ich pozorna grubość maleje kilkukrotnie, w wyniku czego w pobliżu samego brzegu dysku słonecznego (odnogi) najszybszy spadek jasności następuje w okresie krótszym niż 10– 4 R. Z tego powodu krawędź Słońca wydaje się wyjątkowo ostra. Stężenie cząstek w fotosferze wynosi 1016–1017 na 1 cm3 (w normalnych warunkach 1 cm3 atmosfery ziemskiej zawiera 2,7 1019 cząsteczek). Ciśnienie w fotosferze wynosi około 0,1 atm, a temperatura fotosfery wynosi 5000 – 7000 K.
W takich warunkach jonizacji ulegają atomy o potencjałach jonizacyjnych rzędu kilku woltów (Na, K, Ca). Pozostałe pierwiastki, w tym wodór, pozostają przeważnie w stanie obojętnym.
Fotosfera to jedyny obszar na Słońcu, w którym występuje neutralny wodór. Jednak w wyniku niewielkiej jonizacji wodoru i prawie całkowitej jonizacji metali nadal zawiera wolne elektrony. Elektrony te odgrywają niezwykle ważną rolę: łącząc się z obojętnymi atomami wodoru, tworzą ujemne jony wodoru H -
Ujemne jony wodoru powstają w znikomych ilościach: średnio na 100 milionów atomów wodoru tylko jeden zamienia się w jon ujemny.
Jony H– mają właściwość niezwykle silnej absorpcji promieniowania, zwłaszcza w zakresie podczerwieni i światła widzialnego. Dlatego też, pomimo ich nieznacznego stężenia, ujemne jony wodorowe są główną przyczyną decydującą o absorpcji promieniowania w widzialnym obszarze widma przez materię fotosferyczną. Wiązanie drugiego elektronu z atomem jest bardzo słabe, dlatego nawet fotony IR mogą zniszczyć ujemny jon wodorowy.
Promieniowanie zachodzi, gdy elektrony są wychwytywane przez atomy obojętne. Powstał po schwytaniu
fotony określają blask fotosfer Słońca i gwiazd znajdujących się w jego pobliżu pod względem temperatury. Zatem żółtawy
Światło Słońca, powszechnie nazywane „białym”, powstaje, gdy do atomu wodoru dodaje się kolejny elektron.
Powinowactwo elektronowe obojętnego atomu H wynosi 0,75 eV. Kiedy elektron zostanie dodany do atomu H ( mi) o energii większej niż 0,75 eV, jej nadmiar jest odprowadzany promieniowanie elektromagnetyczne mi+H → H– + ħ ω, którego znaczna część mieści się w zakresie widzialnym.
Obserwacje fotosfery ujawniają jej delikatną strukturę, przypominającą blisko siebie rozmieszczone chmury Cumulus. Lekkie okrągłe formacje nazywane są granulkami, a cała struktura nazywana jest granulacją. Wymiary kątowe granulek wynoszą średnio nie więcej niż 1" łuk, co odpowiada 725 km na Słońcu. Każda pojedyncza granulka istnieje średnio przez 5–10 minut, po czym rozpada się i na swoim miejscu pojawia się
Granulki otoczone są ciemnymi przestrzeniami, tworząc komórki lub plastry miodu. Linie widmowe w granulkach i przestrzeniach między nimi są przesunięte odpowiednio w stronę niebieską i czerwoną. Oznacza to, że substancja zawarta w granulkach unosi się, a wokół nich opada. Prędkość tych ruchów wynosi 1–2 km/s.
Granulacja jest przejawem strefy konwekcyjnej znajdującej się pod fotosferą obserwowaną w fotosferze. W strefie konwekcyjnej następuje aktywne mieszanie materii w wyniku unoszenia się i opadania poszczególnych mas gazu (elementów konwekcyjnych). Po przebyciu ścieżki w przybliżeniu równej ich rozmiarowi wydają się rozpuszczać środowisko, generując nowe niejednorodności. W zewnętrznych, zimniejszych warstwach,
rozmiary tych niejednorodności są mniejsze
Chromosfera
W zewnętrznych warstwach fotosfery, gdzie gęstość spada do 3×10-8 g/cm3, temperatura osiąga wartości poniżej 4200 K. Ta wartość temperatury okazuje się minimalna dla całej atmosfery słonecznej. W więcej wysokie warstwy temperatura znów zaczyna rosnąć. Najpierw następuje powolny wzrost temperatury do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów, któremu towarzyszy jonizacja wodoru, a następnie helu. Ta część atmosfery słonecznej nazywana jest chromosferą.
Przyczyną tak silnego nagrzewania najbardziej zewnętrznych warstw atmosfery słonecznej jest energia fal akustycznych (dźwiękowych), które powstają w fotosferze w wyniku ruchu elementów konwekcyjnych.
W najwyższych warstwach strefy konwekcyjnej, bezpośrednio pod fotosferą, ruchy konwekcyjne są gwałtownie spowalniane i konwekcja nagle zatrzymuje się. Zatem fotosfera od dołu jest stale niejako „bombardowana” elementami konwekcyjnymi. W wyniku tych uderzeń powstają w niej zaburzenia obserwowane w postaci granulek, a ona sama zaczyna oscylować z okresem odpowiadającym częstotliwości własnych oscylacji fotosfery (około 5 minut). Te wibracje i zaburzenia zachodzące w fotosferze generują w niej fale, które z natury są zbliżone do fal dźwiękowych w powietrzu. Przy rozprzestrzenianiu się w górę, tj. na warstwy o mniejszej gęstości, fale te zwiększają swoją amplitudę do kilku kilometrów i zamieniają się w
fale uderzeniowe.
Długość chromosfery wynosi kilka tysięcy km. Chromosfera ma widmo emisyjne składające się z jasnych linii. Widmo to jest bardzo podobne do widma Słońca, w którym wszystkie linie absorpcyjne są zastąpione liniami emisyjnymi i prawie nie ma widma ciągłego. Jednak w widmie chromosfery linie zjonizowanych pierwiastków są silniejsze niż w widmie fotosfery. W szczególności linie helu są bardzo silne w widmie chromosfery, podczas gdy w widmie Fraunhofera są praktycznie niewidoczne. Te cechy widmowe potwierdzają wzrost temperatury w chromosferze.
Badając obrazy chromosfery, pierwszą rzeczą, która przyciąga uwagę, jest jej niejednorodna struktura, która jest znacznie bardziej wyraźna niż granulacja w fotosferze.
Najmniejsze formacje strukturalne w chromosferze nazywane są spikulami. Mają podłużny kształt i są wydłużone głównie w kierunku promieniowym. Ich długość wynosi kilka tysięcy km, a grubość około 1000 km. Przy prędkościach kilkudziesięciu km/s drzazgi unoszą się z chromosfery do korony i rozpuszczają się w niej.
Przez drzazgi substancja chromosfery jest wymieniana z leżącą nad nią koroną.
Na Słońcu znajdują się jednocześnie setki tysięcy spikul.
Spikule z kolei tworzą większą strukturę zwaną siecią chromosferyczną, generowaną przez ruchy fal powodowane przez znacznie większe i głębsze elementy
subfotosferyczną strefę konwekcyjną niż granulki.
Sieć chromosferyczną najlepiej widać na obrazach z mocnymi liniami w dalekim obszarze widma UV,
na przykład w linii rezonansowej 304 Å zjonizowanego helu.
Sieć chromosferyczna składa się z pojedynczych komórek o wielkości od 30 do 60 tys. km.
Korona
W górnych warstwach chromosfery, gdzie gęstość gazu wynosi zaledwie 10–15 g/cm3, zachodzi kolejna niezwykła rzecz ostry wzrost temperatury dochodzące do miliona kelwinów. To tutaj zaczyna się najbardziej zewnętrzna i najcieńsza część atmosfery Słońca, zwana koroną słoneczną.
Jasność korony słonecznej jest milion razy mniejsza niż fotosfery i nie przekracza jasności Księżyca podczas pełni. Dlatego koronę słoneczną można obserwować podczas całkowitej fazy zaćmień Słońca, a także poza zaćmieniami - za pomocą specjalnych teleskopów (koronografów), w których aranżowane jest sztuczne zaćmienie Słońca.
Korona nie ma ostrych konturów i ma nieregularny kształt, który z biegiem czasu znacznie się zmienia. Można to ocenić porównując jej obrazy uzyskane podczas różnych zaćmień. Najjaśniejsza część korony, położona nie dalej niż 0,2-0,3 promienia Słońca od kończyny, nazywana jest zwykle koroną wewnętrzną, a pozostała, bardzo rozbudowana część, to korona zewnętrzna. Ważną cechą korony jest jej promienna struktura. Promienie występują w różnej długości, aż do kilkunastu lub więcej promieni słonecznych. U podstawy promienie zwykle gęstnieją, niektóre z nich wyginają się w kierunku sąsiednich.
Widmo korony ma wiele ważnych cech. Opiera się na słabym, ciągłym tle z rozkładem energii, który powtarza rozkład energii w ciągłym widmie Słońca. Na tym tle
widmie ciągłym, w koronie wewnętrznej obserwuje się jasne linie emisyjne, których intensywność maleje wraz z odległością od Słońca. Większości tych linii nie można uzyskać w widmach laboratoryjnych. W koronie zewnętrznej obserwuje się linie Fraunhofera widma słonecznego, które różnią się od linii fotosferycznych stosunkowo większą intensywnością szczątkową.
Promieniowanie koronowe jest spolaryzowane i odbywa się w odległości około 0,5 Rod krawędzi Słońca polaryzacja wzrasta do około 50%, a przy większych odległościach ponownie maleje.__
Promieniowanie koronowe to rozproszone światło pochodzące z fotosfery, a polaryzacja tego promieniowania pozwala ustalić charakter cząstek, na których zachodzi rozpraszanie - są to wolne elektrony.
Pojawienie się tych wolnych elektronów może być spowodowane jedynie jonizacją substancji. Jednak ogólnie rzecz biorąc, zjonizowany gaz (plazma) musi być obojętny. Dlatego stężenie jonów w koronie musi również odpowiadać stężeniu elektronów.
Linie emisyjne korony słonecznej należą do zwykłych pierwiastków chemicznych, ale w bardzo wysokich stadiach jonizacji. Najbardziej intensywna – zielona linia koronalna o długości fali 5303 Å – emitowana jest przez jon Fe XIV, tj. atom żelaza pozbawiony 13 elektronów. Kolejna intensywna – czerwona linia koronalna (6374 Å) – należy do atomów dziewięciokrotnie zjonizowanego żelaza Fe X. Pozostałe linie emisyjne utożsamiane są z jonami Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII , Ca XV, Ar X itp.
Zatem korona słoneczna jest rozrzedzoną plazmą o temperaturze około miliona kelwinów.
Światło zodiakalne i przeciwpromieniowanie
Blask podobny do „fałszywej korony” można zaobserwować także w dużych odległościach od Słońca
postać światła zodiakalnego.
Światło zodiakalne będzie wkrótce obserwowane w ciemne, bezksiężycowe noce wiosną i jesienią na południowych szerokościach geograficznych
po zachodzie słońca lub tuż przed wschodem słońca. W tym czasie ekliptyka wznosi się wysoko nad horyzontem i zauważalny staje się biegnący wzdłuż niej jasny pasek. W miarę zbliżania się do Słońca, które znajduje się poniżej horyzontu, blask nasila się, a pasek rozszerza się, tworząc trójkąt. Jego jasność stopniowo maleje wraz ze wzrostem odległości od Słońca.
W obszarze nieba naprzeciw Słońca jasność światła zodiakalnego nieznacznie wzrasta, tworząc eliptyczną mgławicową plamę o średnicy około 10°, zwaną antyradiancją. Przeciwpołysk
spowodowane odbiciem światła słonecznego od pyłu kosmicznego.
słoneczny wiatr
Korona słoneczna ma dynamiczną kontynuację daleko poza orbitę Ziemi na odległości rzędu 100 jednostek astronomicznych.
Istnieje ciągły wypływ plazmy z korony słonecznej z prędkością, która stopniowo zwiększa się wraz z odległością od Słońca. Ta ekspansja korony słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną nazywana jest wiatrem słonecznym.
Z powodu wiatru słonecznego Słońce traci około 1 miliona ton materii na sekundę. Wiatr słoneczny składa się głównie z elektronów, protonów i jąder helu (cząstek alfa); jądra innych pierwiastków i cząstki obojętne występują w bardzo małych ilościach.
Wiatr słoneczny (przepływ cząstek - protonów, elektronów itp.) jest często mylony z ciśnieniem światła słonecznego (przepływem fotonów). Ciśnienie światła słonecznego jest obecnie kilka tysięcy razy większe niż ciśnienie wiatru słonecznego. Ogony komet, zawsze skierowane w stronę przeciwną do Słońca, również powstają w wyniku nacisku światła, a nie wiatru słonecznego.
38. Formacje aktywne w atmosferze słonecznej: plamy, faculae, flocculi, rozbłyski chromosferyczne, protuberancje. Cykliczność aktywności słonecznej.
Aktywne formacje w atmosferze słonecznej
Od czasu do czasu w atmosferze słonecznej pojawiają się szybko zmieniające się aktywne formacje, znacznie różniące się od otaczających je niezakłóconych obszarów, których właściwości i struktura nie zmieniają się wcale lub prawie całkowicie z biegiem czasu. W fotosferze, chromosferze i koronie przejawy aktywności słonecznej są bardzo różne. Wszystkie jednak łączy wspólny powód. Powodem jest zawsze pole magnetyczne
występuje w regionach aktywnych.
Pochodzenie i przyczyna zmian pól magnetycznych na Słońcu nie są w pełni poznane. Pola magnetyczne mogą skupiać się w dowolnej warstwie Słońca (na przykład u podstawy strefy konwekcyjnej), a okresowe wzrosty pól magnetycznych mogą być spowodowane dodatkowym wzbudzeniem prądów w plazmie słonecznej.
Najczęstszymi przejawami aktywności słonecznej są plamy, faculae, flocculi i wypukłości.
Plamy słoneczne
Najbardziej znanym przejawem aktywności Słońca są plamy słoneczne, które zwykle pojawiają się całymi grupami.
Plama słoneczna wygląda jak maleńki por, ledwo odróżnialny od ciemnych przestrzeni pomiędzy granulkami. Po jednym dniu por przekształca się w okrągłą ciemną plamę z ostrą granicą, której średnica stopniowo zwiększa się do rozmiarów kilkudziesięciu tysięcy km. Zjawisku temu towarzyszy stopniowy wzrost natężenia pola magnetycznego, które w centrum dużych plam sięga kilku tysięcy oerstedów. Wielkość pola magnetycznego jest określana przez rozszczepienie Zeemana linii widmowych.
Czasami na niewielkim obszarze rozciągającym się równolegle do równika pojawia się kilka małych plamek – grupa plam. Pojedyncze plamki występują przeważnie na zachodnich i wschodnich krańcach obszaru, gdzie dna plamki – czołowa (zachodnia) i ogonowa (wschodnia) – rozwijają się silniej niż pozostałe. Pola magnetyczne zarówno głównych plam słonecznych, jak i małych sąsiadujących z nimi, mają zawsze przeciwną polaryzację, dlatego taką grupę plam słonecznych nazywa się dwubiegunowymi
3-4 dni po pojawieniu się dużych plam wokół nich pojawia się mniej ciemny półcień, mający charakterystyczną promienistą strukturę. Półcień otacza centralną część plamy słonecznej, zwaną cieniem.
Z biegiem czasu obszar zajmowany przez grupę plamek stopniowo się zwiększa, osiągając maksimum
wartości około dziesiątego dnia. Następnie plamy zaczynają stopniowo się zmniejszać i znikać, najpierw najmniejsza z nich, potem ogon (wcześniej podzielony na kilka plam), a na końcu wiodący.
Ogólnie rzecz biorąc, cały ten proces trwa około dwóch miesięcy, ale wiele grup plam słonecznych nie ma na to czasu
przejść przez wszystkie opisane etapy i zniknąć wcześniej.
Centralna część plamki wydaje się czarna jedynie ze względu na dużą jasność fotosfery. A właściwie w centrum
Jasność plam jest tylko o rząd wielkości mniejsza, a jasność półcienia wynosi w przybliżeniu 3/4 jasności fotosfery. Na podstawie prawa Stefana-Boltzmanna oznacza to, że temperatura w plamie słonecznej jest o 2–2,5 tys. K niższa niż w fotosferze.
Spadek temperatury plamy słonecznej tłumaczy się wpływem pola magnetycznego na konwekcję. Silne pole magnetyczne utrudnia ruch materii zachodzący w poprzek linii siły. Dlatego w strefie konwekcyjnej pod plamą słoneczną cyrkulacja gazów, która przenosi znaczną część energii z głębin na zewnątrz, jest osłabiona. W rezultacie temperatura plamki okazuje się niższa niż w niezakłóconej fotosferze.
Duże stężenie pola magnetycznego w cieniu wiodących i końcowych plam słonecznych sugeruje, że główna część strumienia magnetycznego obszaru aktywnego na Słońcu zawarta jest w gigantycznej tubie linii pola wyłaniających się z cienia plamy słonecznej o polaryzacji północnej i powrót do plamy słonecznej o polaryzacji południowej.
Jednak ze względu na wysoką przewodność plazmy słonecznej i zjawisko samoindukcji, pola magnetyczne o sile kilku tysięcy oerstedów nie mogą ani powstać, ani zniknąć w ciągu kilku dni odpowiadających czasowi pojawienia się i zaniku grupy plam słonecznych.
Można zatem założyć, że rurki magnetyczne znajdują się gdzieś w strefie konwekcyjnej, a powstawanie grup plam słonecznych wiąże się z unoszeniem się takich rur.
Pochodnie
W niezakłóconych obszarach fotosfery występuje jedynie ogólne pole magnetyczne Słońca, którego siła wynosi około 1 Oe. W obszarach aktywnych natężenie pola magnetycznego wzrasta setki, a nawet tysiące razy.
Nieznacznemu wzrostowi pola magnetycznego do dziesiątek i setek Oe towarzyszy pojawienie się w fotosferze jaśniejszego obszaru zwanego pochodnią. W sumie faculae mogą zajmować znaczną część całej widocznej powierzchni Słońca. Mają charakterystyczną drobną strukturę i składają się z licznych żyłek, jasnych kropek i guzków - granulek pochodni.
Faculae są najlepiej widoczne na krawędzi dysku słonecznego (tutaj ich kontrast z fotosferą wynosi około 10%), natomiast w centrum są prawie całkowicie niewidoczne. Oznacza to, że na pewnym poziomie fotosfery pióropusz jest gorętszy od sąsiedniego obszaru niezakłóconego o 200–300 K i w całości nieznacznie wystaje ponad poziom
niezakłócona fotosfera.
Z wyglądem pochodni wiąże się istotna właściwość pola magnetycznego – zapobiega ona przemieszczaniu się zjonizowanej materii w poprzek linii sił. Jeśli pole magnetyczne wystarczy świetna energia, wówczas „pozwala” na ruch materii jedynie wzdłuż linii sił.
Słabe pole magnetyczne w obszarze smugi nie jest w stanie zatrzymać stosunkowo silnych ruchów konwekcyjnych. Może jednak nadać im bardziej poprawny charakter. Zazwyczaj każdy element konwekcji, oprócz ogólnego wznoszenia się lub opadania w pionie, powoduje niewielkie przypadkowe ruchy w płaszczyźnie poziomej. Ruchy te, prowadzące do tarcia pomiędzy poszczególnymi elementami konwekcji, są hamowane przez obecne w obszarze smugi pole magnetyczne, które ułatwia konwekcję i pozwala na unoszenie się gorących gazów na większą wysokość i przenoszenie większego przepływu energii. Zatem pojawienie się pióropusza wiąże się ze zwiększoną konwekcją spowodowaną słabym polem magnetycznym.
Pochodnie są stosunkowo stabilnymi formacjami. Mogą istnieć przez kilka tygodni lub nawet miesięcy bez większych zmian.
Flokuły
Chromosfera nad plamami słonecznymi i faculae zwiększa swoją jasność, a kontrast między zakłóconą i niezakłóconą chromosferą wzrasta wraz z wysokością. Te jaśniejsze obszary chromosfery nazywane są kłaczkami. Wzrost jasności kłaczki w porównaniu do otaczającej ją niezakłóconej chromosfery nie daje podstaw do określenia jej temperatury, ponieważ w rozrzedzonej i bardzo przezroczystej chromosferze dla widma ciągłego związek między temperaturą a promieniowaniem nie jest zgodny z zasadą Plancka i Stefana- Prawa Boltzmanna.
Wzrost jasności kłaczków w częściach centralnych można wytłumaczyć 3–5-krotnym wzrostem gęstości materii w chromosferze przy prawie stałej wartości temperatury lub przy niewielkim wzroście temperatury. Rozbłyski słoneczne
W chromosferze i koronie, najczęściej na niewielkim obszarze pomiędzy rozwijającymi się plamami słonecznymi, szczególnie w pobliżu styku biegunów silnych pól magnetycznych, obserwuje się najsilniejsze i najszybciej rozwijające się przejawy aktywności słonecznej, zwane rozbłyskami słonecznymi.
Na początku rozbłysku jasność jednego z jasnych guzków kłaczka nagle wzrasta. Często w ciągu niecałej minuty silne promieniowanie rozprzestrzenia się wzdłuż długiej liny lub zalewa cały obszar o długości dziesiątek tysięcy kilometrów.
W widzialnym obszarze widma wzrost luminescencji występuje głównie w liniach widmowych wodoru, zjonizowanego wapnia i innych metali. Zwiększa się także poziom widma ciągłego, czasami tak bardzo, że błysk staje się widoczny w świetle białym na tle fotosfery. Równolegle z promieniowaniem widzialnym znacznie wzrasta natężenie promieniowania UV i rentgenowskiego, a także moc słonecznej emisji radiowej.
Podczas rozbłysków obserwuje się linie widmowe promieniowania rentgenowskiego o najkrótszej długości fali (tj. „najtwardsze”), a w niektórych przypadkach nawet promienie γ. Wybuch wszystkich tych rodzajów promieniowania następuje w ciągu kilku minut. Po osiągnięciu maksimum poziom promieniowania stopniowo słabnie w ciągu kilkudziesięciu minut.
Wszystkie powyższe zjawiska są wyjaśnione przez uwolnienie duża ilość energia niestabilnej plazmy zlokalizowanej w obszarze bardzo niejednorodnego pola magnetycznego. W wyniku oddziaływania pola magnetycznego i plazmy znaczna część energii pola magnetycznego zamienia się w ciepło, podgrzewając gaz do temperatury kilkudziesięciu milionów kelwinów, a także przyspiesza obłoki plazmy.
Równolegle z przyspieszaniem makroskopowych obłoków plazmy, względne ruchy plazmy i pola magnetycznego prowadzą do przyspieszania poszczególnych cząstek do wysokich energii: elektronów do kilkudziesięciu keV i protonów do kilkudziesięciu MeV.
Przepływ takich cząstek słonecznych ma istotny wpływ na górne warstwy atmosfery ziemskiej i jej pole magnetyczne.
Wyróżnienia
Aktywne formacje obserwowane w koronie to protuberancje. W porównaniu z otaczającą plazmą są to gęstsze i „zimniejsze” chmury, świecące w przybliżeniu w tych samych liniach widmowych co chromosfera.
Wyróżnienia mogą być bardzo różne formy i rozmiary. Najczęściej są to długie, bardzo płaskie formacje położone niemal prostopadle do powierzchni Słońca. Dlatego protuberancje rzutowane na dysk słoneczny wyglądają jak zakrzywione włókna.
Protuberancje to największe formacje w atmosferze słonecznej, ich długość sięga setek tysięcy km, choć szerokość nie przekracza 6 000–10 000 km. Ich dolne części łączą się z chromosferą, a górne rozciągają się na dziesiątki tysięcy km. Istnieją jednak wypukłości o znacznie większych rozmiarach.
Wymiana materii pomiędzy chromosferą a koroną odbywa się stale poprzez wzniesienia. Świadczą o tym często obserwowane ruchy zarówno samych wzniesień, jak i ich poszczególnych części, występujące z prędkościami dziesiątek i setek km/s.
Pojawianie się, rozwój i ruch protuberancji jest ściśle powiązany z ewolucją grup plam słonecznych. Na pierwszych etapach rozwoju obszaru aktywnego powstają krótkotrwałe i szybko zmieniające się plamy słoneczne.
wybrzuszenia w pobliżu plam słonecznych. W późniejszych stadiach pojawiają się stabilne, ciche wybrzuszenia, istniejące bez zauważalnych zmian przez kilka tygodni, a nawet miesięcy, po czym nagle może nastąpić etap aktywacji wyniosłości, objawiający się występowaniem silnych ruchów, wyrzutami materii do korony i pojawieniem się szybko poruszających się erupcyjnych wzniesień.
Erupcje lub erupcje przypominają z wyglądu ogromne fontanny, osiągające wysokość do 1,7 miliona km nad powierzchnią Słońca. Ruchy grudek materii w nich zachodzą szybko; wybuchają z prędkością setek km/s i dość szybko zmieniają swój kształt. Wraz ze wzrostem wysokości widoczność słabnie i zanika. W niektórych wyniosłościach zaobserwowano gwałtowne zmiany w szybkości przemieszczania się poszczególnych kęp. Wybrzuszenia erupcyjne są krótkotrwałe.
Aktywność słoneczna
Wszystkie rozważane formacje aktywne w atmosferze słonecznej są ze sobą ściśle powiązane.
Pojawienie się rozbłysków i kłaczków zawsze poprzedza pojawienie się plam.
Ogniska powstają podczas najszybszego wzrostu grupy plam słonecznych lub w wyniku zachodzących w nich silnych zmian.
Jednocześnie pojawiają się protuberancje, które często istnieją jeszcze przez długi czas po zapadnięciu się obszaru aktywnego.
Całość wszelkich przejawów aktywności słonecznej związanych z daną częścią atmosfery i rozwijających się w określonym czasie nazywa się centrum aktywności słonecznej.
Liczba plam słonecznych i innych związanych z nimi przejawów aktywności słonecznej zmienia się okresowo. Epokę, w której liczba ośrodków aktywności jest największa, nazywa się maksimum aktywności słonecznej, a gdy nie ma ich wcale lub prawie nie ma ich wcale, nazywa się minimum.
Jako miarę stopnia aktywności słonecznej stosuje się tzw. Liczby Wolfa proporcjonalne do sumy Łączna kropki F i dziesięciokrotność liczby ich grup G: W= k(F+ 10G).
Czynnik proporcjonalności k zależy od mocy użytego narzędzia. Zazwyczaj liczby Wolfa są uśredniane (na przykład z miesięcy lub lat) i tworzą wykres zależności aktywności słonecznej
Krzywa aktywności Słońca pokazuje, że maksima i minima występują naprzemiennie średnio co 11 lat, chociaż odstępy czasowe pomiędzy kolejnymi maksimami mogą
wahają się od 7 do 17 lat.
W okresie minimalnym zazwyczaj przez pewien czas na Słońcu nie ma plam. Następnie zaczynają pojawiać się daleko od równika, na szerokości geograficznej około ± 35°. Następnie strefa powstawania plam stopniowo opada w kierunku równika. Jednakże na obszarach oddalonych o mniej niż 8° od równika plamy występują bardzo rzadko.
Ważną cechą cyklu aktywności słonecznej jest prawo zmian polaryzacji magnetycznej plam słonecznych. Podczas każdego 11-letniego cyklu wszystkie wiodące miejsca grup dwubiegunowych mają pewną polaryzację na półkuli północnej i odwrotnie na półkuli południowej. To samo dotyczy plamek ogonowych, w których biegunowość jest zawsze przeciwna do biegunowości plamki wiodącej. W następnym cyklu polaryzacja plamek wiodących i końcowych zostaje odwrócona. Jednocześnie zmienia się polaryzacja ogólnego pola magnetycznego Słońca, którego bieguny znajdują się w pobliżu biegunów obrotu.
Wiele innych cech również ma jedenastoletnią cykliczność: proporcja powierzchni Słońca zajmowana przez faculae i flocculi, częstotliwość rozbłysków, liczba protuberancji, a także kształt korony i
energia wiatru słonecznego.
Cykliczność aktywności Słońca jest jednym z najważniejszych problemów współczesnej fizyki Słońca, który nie został jeszcze w pełni rozwiązany.
Kiedy obserwujemy słoneczny letni krajobraz, wydaje nam się, że cały obraz jest zalany światłem. Jeśli jednak przyjrzymy się słońcu za pomocą specjalnych przyrządów, odkryjemy, że cała jego powierzchnia przypomina gigantyczne morze, w którym szaleją ogniste fale i poruszają się plamy. Jakie są główne składniki atmosfery słonecznej? Jakie procesy zachodzą wewnątrz naszej gwiazdy i jakie substancje wchodzą w jej skład?
Całkowita informacja
Słońce jest ciałem niebieskim będącym gwiazdą i jedynym w Układzie Słonecznym. Wokół niego krążą planety, asteroidy, satelity i inne obiekty kosmiczne. Skład chemiczny Słońca jest w przybliżeniu taki sam w każdym jego punkcie. Zmienia się jednak znacząco w miarę zbliżania się do centrum gwiazdy, gdzie znajduje się jej jądro. Naukowcy odkryli, że atmosfera słoneczna jest podzielona na kilka warstw.
Z jakich pierwiastków chemicznych składa się Słońce?
Ludzkość nie zawsze dysponowała takimi danymi o Słońcu, jakie posiada obecnie nauka. Dawno, dawno temu zwolennicy światopoglądu religijnego argumentowali, że świata nie można poznać. Na potwierdzenie swoich poglądów przytoczyli fakt, że człowiek nie jest w stanie poznać składu chemicznego Słońca. Jednakże postęp nauki w przekonujący sposób udowodnił błędność takich poglądów. Naukowcy poczynili szczególne postępy w badaniu gwiazd po wynalezieniu spektroskopu. Naukowcy badają skład chemiczny Słońca i gwiazd za pomocą analizy widmowej. Odkryli więc, że skład naszej gwiazdy jest bardzo zróżnicowany. W 1942 roku badacze odkryli, że w Słońcu jest nawet złoto, choć nie jest go dużo.
Inne substancje
Skład chemiczny Słońca obejmuje głównie pierwiastki takie jak wodór i hel. Ich przewaga charakteryzuje gazową naturę naszej gwiazdy. Zawartość innych pierwiastków, np. magnezu, tlenu, azotu, żelaza, wapnia, jest niewielka.
Korzystając z analizy widmowej, naukowcy odkryli, jakich substancji na pewno nie ma na powierzchni tej gwiazdy. Na przykład chlor, rtęć i bor. Naukowcy sugerują jednak, że substancje te, oprócz podstawowych pierwiastków chemicznych tworzących Słońce, mogą znajdować się w jego jądrze. Prawie 42% naszej gwiazdy składa się z wodoru. Około 23% pochodzi ze wszystkich metali wchodzących w skład Słońca.
Podobnie jak większość parametrów innych ciał niebieskich, charakterystyka naszej gwiazdy jest obliczana wyłącznie teoretycznie przy użyciu technologii komputerowej. Dane początkowe to wskaźniki, takie jak promień gwiazdy, jej masa i temperatura. Naukowcy ustalili obecnie, że skład chemiczny Słońca reprezentuje 69 pierwiastków. Analiza spektralna odgrywa w tych badaniach główną rolę. Na przykład dzięki niemu ustalono skład atmosfery naszej gwiazdy. Odkryto także ciekawy wzór: zestaw pierwiastków chemicznych w składzie Słońca jest zaskakująco podobny do składu kamiennych meteorytów. Fakt ten jest ważnym dowodem na rzecz tego, że te ciała niebieskie mają wspólne pochodzenie.
Korona ognia
Jest to warstwa wysokorozrzedzonej plazmy. Jego temperatura sięga 2 milionów Kelwinów, a gęstość substancji przekracza gęstość atmosfery ziemskiej setki milionów razy. Tutaj atomy nie mogą znajdować się w stanie neutralnym; stale zderzają się i jonizują. Korona jest potężne źródło promieniowanie ultrafioletowe. Cały nasz układ planetarny jest wystawiony na działanie wiatru słonecznego. Jego początkowa prędkość wynosi prawie 1 tys. km/s, jednak w miarę oddalania się od gwiazdy stopniowo maleje. Prędkość wiatru słonecznego na powierzchni ziemi wynosi około 400 km/s.
Ogólne pomysły na temat korony
Koronę słoneczną nazywa się czasem atmosferą. Jest to jednak tylko jego zewnętrzna część. Koronę najłatwiej obserwować podczas całkowitego zaćmienia. Bardzo trudno będzie jednak to naszkicować, gdyż zaćmienie trwa zaledwie kilka minut. Kiedy wynaleziono fotografię, astronomom udało się uzyskać obiektywny obraz korony słonecznej.
Po wykonaniu pierwszych zdjęć badaczom udało się wykryć obszary powiązane ze zwiększoną aktywnością gwiazdy. Korona słoneczna ma promienną strukturę. Jest to nie tylko najgorętsza część atmosfery, ale także najbliższa naszej planecie. Tak naprawdę jesteśmy stale w jego granicach, ponieważ wiatr słoneczny przenika do najodleglejszych zakątków Układu Słonecznego. Jednakże przed skutkami promieniowania chroni nas atmosfera ziemska.
Jądro, chromosfera i fotosfera
Centralna część naszej gwiazdy nazywana jest jądrem. Jego promień jest równy w przybliżeniu jednej czwartej całkowitego promienia Słońca. Materia wewnątrz jądra jest bardzo skompresowana. Bliżej powierzchni gwiazdy znajduje się tzw. strefa konwekcyjna, w której następuje ruch materii generujący pole magnetyczne. Wreszcie widoczna powierzchnia Słońca nazywana jest fotosferą. Jest to warstwa o grubości ponad 300 km. To właśnie z fotosfery promieniowanie słoneczne dociera do Ziemi. Jego temperatura sięga około 4800 kelwinów. Wodór pozostaje tutaj praktycznie neutralny. Nad fotosferą znajduje się chromosfera. Jego miąższość wynosi około 3 tys. km. Chociaż chromosfera i korona słoneczna znajdują się nad fotosferą, naukowcy nie wyznaczają wyraźnych granic między tymi warstwami.
Wyróżnienia
Chromosfera ma bardzo małą gęstość i ma gorszą intensywność promieniowania niż korona słoneczna. Jednak tutaj możesz zobaczyć ciekawe zjawisko: gigantyczne płomienie, wysokie na kilka tysięcy kilometrów. Nazywa się je protuberancjami słonecznymi. Czasami protuberancje wznoszą się na wysokość nawet miliona kilometrów nad powierzchnią gwiazdy.
Badania
Protuberancje charakteryzują się tymi samymi wskaźnikami gęstości co chromosfera. Znajdują się one jednak bezpośrednio nad nim i są otoczone jego rzadkimi warstwami. Po raz pierwszy w historii astronomii francuski badacz Pierre Jansen i jego angielski kolega Joseph Lockyer zaobserwowali protuberancje w 1868 roku. Ich widmo obejmuje kilka jasnych linii. Skład chemiczny Słońca i protuberancji jest bardzo podobny. Zawiera głównie wodór, hel i wapń, a obecność innych pierwiastków jest znikoma.
Niektóre prominenty, które istniały przez pewien czas bez widoczne zmiany, nagle eksplodować. Ich substancja jest wyrzucana w pobliską przestrzeń kosmiczną z gigantyczną prędkością, sięgającą kilku kilometrów na sekundę. Wygląd chromosfera często się zmienia, co wskazuje różne procesy, zachodzące na powierzchni Słońca, w tym ruch gazów.
W obszarach gwiazdy o zwiększonej aktywności można zaobserwować nie tylko protuberancje, ale także plamy, a także zwiększone pola magnetyczne. Czasami za pomocą specjalnego sprzętu wykrywa się na Słońcu rozbłyski szczególnie gęstych gazów, których temperatura może osiągnąć ogromne wartości.
Rozbłyski chromosferyczne
Czasami emisja radiowa naszej gwiazdy wzrasta setki tysięcy razy. Zjawisko to nazywane jest rozbłyskiem chromosferycznym. Towarzyszy temu powstawanie plam na powierzchni Słońca. Początkowo rozbłyski zauważono w postaci wzrostu jasności chromosfery, później jednak okazało się, że reprezentują one cały kompleks różne zjawiska: gwałtowny wzrost emisji radiowej (promieniowanie rentgenowskie i gamma), wyrzut masy z korony, rozbłyski protonów.
Wyciągać wnioski
Odkryliśmy więc, że skład chemiczny Słońca reprezentują głównie dwie substancje: wodór i hel. Oczywiście są jeszcze inne elementy, ale ich procent jest niewielki. Ponadto naukowcy nie odkryli żadnego nowego substancje chemiczne, który byłby częścią gwiazdy i jednocześnie byłby nieobecny na Ziemi. Promieniowanie widzialne powstaje w fotosferze słonecznej. To z kolei ma ogromne znaczenie dla utrzymania życia na naszej planecie.
Słońce jest gorącym ciałem, które stale emituje. Jego powierzchnia jest otoczona chmurą gazów. Ich temperatura nie jest tak wysoka jak temperatura gazów wewnątrz gwiazdy, ale i tak robi wrażenie. Analiza spektralna pozwala nam poznać na odległość skład chemiczny Słońca i gwiazd. A ponieważ widma wielu gwiazd są bardzo podobne do widm Słońca, oznacza to, że ich skład jest w przybliżeniu taki sam.
Dziś procesy zachodzące na powierzchni i we wnętrzu głównej gwiazdy naszego układu planetarnego, w tym badanie jej składu chemicznego, są badane przez astronomów w specjalnych obserwatoriach słonecznych.