del sončne atmosfere
Alternativni opisiPokrivalo, ki je simbol monarhične moči
Atribut monarha
V Rusiji do leta 1917 - dragocen naglavni okras vladarja kot simbol knežje, kraljeve moči
Okrone Cezarja
Pokrivalo, povezano z slavno odkritje Arhimed
Znak kraljevega dostojanstva
Ena od monarhijskih regalij
Halo okoli nebesnega telesa
Carjevo prikrivanje
Kraljeva krona okrašena z dragulji
Kraljevsko pokrivalo
Del zvezdniškega vzdušja
Roman ruskega pisatelja O. P. Smirnova "Severni ..."
Kaj je tiara?
Simbol moči na glavi
latinska "krona"
Monarhovo pokrivalo
Neulovljivi so jo pripeljali nazaj
Kraljeva krona
Kraljeva krona
Obleka primerna za kralja
Okrona kralja
ozvezdje jug...
Zlata krona
krona (latinica)
Kraljevo pokrivalo
Kaj dela monarhova glava
Kraljeva krona
Kraljevsko dragoceno pokrivalo
Krona njegovega veličanstva
Sončna krona
Blagovna znamka čokolade Royal
Diadem
Solarni pokrivalo
Predmet postavljen na kraljevo glavo
Simbol monarhične moči
. (koruna) nazobčan okras na vrhu krone ikone
Monarch klobuk
Čokolada s kraljevskim imenom
Dragoceno pokrivalo
Simbol kraljeve moči
Cesarjeva krona
Mehiško pivo
Kaj je na kraljevi glavi?
Kraljev klobuk
Pokrivalo monarhov
Kraljeva krona okrašena z dragulji
Dragoceno pokrivalo, predmet palačnega obreda
Halo okoli nebesnega telesa
G. naglavni okras iz zlata z dragimi kamni; to je ena od regalij, ki pripadajo vladarjem: krona, zlati rob, združen z loki na kroni, s konvencionalnimi znaki stopnje vladarskega ranga. Papeška krona se imenuje tiara. Železna langobardska krona, konec šestega stoletja. Karel Veliki in Napoleon Prvi sta bila okronana. Zakladnica, vlada. Uradnik iz krone, ne z volitvami. Kronsko obzidje, parapet, vojaško. njegovo zgornjo ravnino. Krona bo odvrnila. okras v obliki krone; olon. dekliško pokrivalo, trak. Krona, povezana s krono, državna, iz zakladnice ali državna. V obliki krone, v obliki krone, v obliki krone, izdelan v obliki krone. Okronati koga, prvič postaviti krono na glavo suverene osebe, opraviti slovesni cerkveni obred ustoličenja; okronati kraljestvo. -sya, biti okronan; okronati se. Kronanje sre. kronanje ž. izvajanje tega rituala; prvi, pomen dejanja; drugič, pomen dogodka in samega praznovanja
latinska "krona"
Blagovna znamka čokolade Royal
Roman ruskega pisatelja O. P. Smirnova "Severni ..."
Solarni pokrivalo
Kaj je tiara
Kaj je na kraljevi glavi?
Kraljeva krona
Vodilno pokrivalo v republiki ni primerno
Ushanka pripada kmetu, a carju?
Atmosfera je plinasta lupina našega planeta, ki se vrti skupaj z Zemljo. Plin v ozračju imenujemo zrak. Atmosfera je v stiku s hidrosfero in delno prekriva litosfero. Toda zgornje meje je težko določiti. Običajno velja, da se atmosfera razteza navzgor približno tri tisoč kilometrov. Tam gladko teče v brezzračni prostor.
Kemična sestava zemeljske atmosfere
Nastanek kemična sestava atmosfera se je začela pred približno štirimi milijardami let. Sprva je bila atmosfera sestavljena le iz lahkih plinov - helija in vodika. Po mnenju znanstvenikov so bili prvi predpogoji za nastanek plinske lupine okoli Zemlje vulkanski izbruhi, ki so skupaj z lavo izvrgli ogromno plini Kasneje se je začela izmenjava plinov z vodnimi prostori, z živimi organizmi in s produkti njihove dejavnosti. Sestava zraka se je postopoma spreminjala in moderna oblika zabeleženo pred več milijoni let.
Glavni sestavini ozračja sta dušik (približno 79 %) in kisik (20 %). Preostali odstotek (1 %) prihaja iz naslednjih plinov: argon, neon, helij, metan, ogljikov dioksid, vodik, kripton, ksenon, ozon, amoniak, žveplov in dušikov dioksid, dušikov oksid in ogljikov monoksid, ki so vključeni v to en odstotek.
Poleg tega zrak vsebuje vodno paro in delce (cvetni prah, prah, kristali soli, aerosolne nečistoče).
Nedavno so znanstveniki opazili ne kvalitativno, ampak kvantitativno spremembo nekaterih sestavin zraka. In razlog za to je človek in njegove dejavnosti. Samo v zadnjih 100 letih se je raven ogljikovega dioksida znatno povečala! To je polno številnih težav, med katerimi so najbolj globalne podnebne spremembe.
Nastanek vremena in podnebja
Ozračje igra ključno vlogo pri oblikovanju podnebja in vremena na Zemlji. Veliko je odvisno od količine sončne svetlobe, narave podlage in atmosferskega kroženja.
Poglejmo dejavnike po vrsti.
1. Ozračje prepušča toploto sončnih žarkov in absorbira škodljiva sevanja. Dejstvo, da sončni žarki padajo na različne dele Zemlje pod različne kote, so vedeli že stari Grki. Sama beseda "podnebje" v prevodu iz stare grščine pomeni "pobočje". Torej na ekvatorju sončni žarki padajo skoraj navpično, zato je tukaj zelo vroče. Bližje ko je poloma, večji je kot naklona. In temperatura pade.
2. Zaradi neenakomernega segrevanja Zemlje nastajajo zračni tokovi v ozračju. Razvrščeni so glede na velikost. Najmanjši (desetine in stotine metrov) so lokalni vetrovi. Sledijo monsuni in pasati, cikloni in anticikloni ter planetarna frontalna območja.
Vse te zračne mase se nenehno premikajo. Nekatere med njimi so precej statične. Na primer pasati, ki pihajo iz subtropskih območij proti ekvatorju. Gibanje drugih je v veliki meri odvisno od atmosferskega tlaka.
3. Atmosferski tlak je še en dejavnik, ki vpliva na nastanek podnebja. To je zračni tlak na površini zemlje. Kot veste, se zračne mase premikajo iz območja z visokim atmosferskim tlakom proti območju, kjer je ta nižji.
Skupaj je dodeljenih 7 con. Ekvator je območje nizkega zračnega tlaka. Poleg tega je na obeh straneh ekvatorja do tridesetih zemljepisnih širin območje visokega tlaka. Od 30° do 60° - spet nizek tlak. In od 60° do polov je območje visokega tlaka. Zračne mase krožijo med temi conami. Tisti, ki prihajajo z morja na kopno, prinašajo dež in slabo vreme, tisti, ki pihajo s celin, pa prinašajo jasno in suho vreme. Na mestih, kjer trčijo zračni tokovi, se oblikujejo atmosferske fronte, za katere so značilne padavine in slabo, vetrovno vreme.
Znanstveniki so dokazali, da je tudi dobro počutje osebe odvisno od atmosferskega tlaka. Avtor: mednarodni standardi normalni atmosferski tlak je 760 mm Hg. kolono pri temperaturi 0°C. Ta indikator se izračuna za tista zemljišča, ki so skoraj na ravni morske gladine. Z višino tlak pada. Zato je na primer za Sankt Peterburg 760 mm Hg. - to je norma. Toda za Moskvo, ki se nahaja višje, je normalni tlak 748 mm Hg.
Tlak se ne spreminja samo navpično, ampak tudi vodoravno. To se še posebej občuti ob prehodu ciklonov.
Struktura ozračja
Vzdušje spominja na plast torto. In vsaka plast ima svoje značilnosti.
. Troposfera- plast, ki je najbližja Zemlji. "Debelina" te plasti se spreminja z oddaljenostjo od ekvatorja. Nad ekvatorjem se plast razteza navzgor za 16-18 km, v zmernih pasovih za 10-12 km, na polih za 8-10 km.
Tu je 80% celotne zračne mase in 90% vodne pare. Tu nastajajo oblaki, nastajajo cikloni in anticikloni. Temperatura zraka je odvisna od nadmorske višine območja. V povprečju se zmanjša za 0,65° C na vsakih 100 metrov.
. Tropopavza- prehodna plast ozračja. Njegova višina se giblje od nekaj sto metrov do 1-2 km. Temperatura zraka poleti je višja kot pozimi. Na primer, nad poli pozimi je -65° C. In nad ekvatorjem je -70° C kadar koli v letu.
. Stratosfera- to je plast, katere zgornja meja leži na nadmorski višini 50-55 kilometrov. Turbulenca je tu majhna, vsebnost vodne pare v zraku je zanemarljiva. Je pa veliko ozona. Njegova največja koncentracija je na nadmorski višini 20-25 km. V stratosferi začne temperatura zraka naraščati in doseže +0,8° C. To je posledica dejstva, da ozonski plašč interagira z ultravijoličnim sevanjem.
. Stratopavza- nizka vmesna plast med stratosfero in mezosfero, ki ji sledi.
. Mezosfera- zgornja meja te plasti je 80-85 kilometrov. Tu potekajo zapleteni fotokemični procesi, ki vključujejo proste radikale. Oni so tisti, ki poskrbijo za tisti nežno modri sij našega planeta, ki ga vidimo iz vesolja.
Večina kometov in meteoritov zgori v mezosferi.
. Mezopavza- naslednji vmesni sloj, katerega temperatura zraka je najmanj -90 °.
. Termosfera- spodnja meja se začne na nadmorski višini 80 - 90 km, zgornja meja plasti pa poteka približno na 800 km. Temperatura zraka narašča. Lahko se giblje od +500° C do +1000° C. Čez dan temperaturna nihanja znašajo več sto stopinj! Toda tukajšnji zrak je tako redek, da razumevanje izraza "temperatura", kot si ga predstavljamo, tukaj ni primerno.
. Ionosfera- združuje mezosfero, mezopavzo in termosfero. Tukajšnji zrak je sestavljen predvsem iz molekul kisika in dušika ter kvazinevtralne plazme. Sončni žarki, ki vstopajo v ionosfero, močno ionizirajo molekule zraka. V spodnji plasti (do 90 km) je stopnja ionizacije nizka. Višja kot je, večja je ionizacija. Torej, na nadmorski višini 100-110 km so elektroni koncentrirani. To prispeva k odboju kratkih in srednjih radijskih valov.
Najpomembnejša plast ionosfere je zgornja, ki se nahaja na nadmorski višini 150-400 km. Njegova posebnost je, da odbija radijske valove, kar olajša prenos radijskih signalov na velike razdalje.
V ionosferi se pojavi takšen pojav, kot je aurora.
. Eksosfera- sestoji iz atomov kisika, helija in vodika. Plin v tej plasti je zelo redek in atomi vodika pogosto uidejo v vesolje. Zato se ta plast imenuje "disperzijska cona".
Prvi znanstvenik, ki je predlagal, da ima naša atmosfera težo, je bil Italijan E. Torricelli. Ostap Bender je na primer v svojem romanu "Zlato tele" obžaloval, da vsakega človeka pritiska zračni stolpec, ki tehta 14 kg! Toda veliki spletkar se je malo zmotil. Odrasla oseba doživi pritisk 13-15 ton! Toda te teže ne čutimo, ker je atmosferski tlak uravnotežen z notranjim pritiskom osebe. Teža našega ozračja je 5.300.000.000.000.000 ton. Številka je ogromna, čeprav je le milijoninka teže našega planeta.
Vzdušje
Zemljina atmosfera je zrak, ki ga dihamo, plinasta ovojnica Zemlje, ki nam je znana. Takšne lupine imajo tudi drugi planeti. Zvezde so v celoti sestavljene iz plina, vendar njihove zunanje plasti imenujemo tudi atmosfera. V tem primeru se za zunanje štejejo tiste plasti, iz katerih lahko vsaj del sevanja prosto uhaja v okoliški prostor, ne da bi ga absorbirale zgornje plasti.
Fotosfera
Fotosfera Sonca se začne 200-300 km globlje od vidnega roba sončnega diska. Te najgloblje plasti ozračja imenujemo fotosfera. Ker njihova debelina ni večja od ene tritisočinke sončnega polmera, se fotosfera včasih običajno imenuje površina Sonca.
Gostota plinov v fotosferi je približno enaka kot v zemeljski stratosferi in stokrat manjša kot na Zemljinem površju. Temperatura fotosfere se zniža od 8000 K v globini 300 km do 4000 K v najvišjih plasteh. Temperatura srednje plasti, sevanje iz katere zaznavamo, je približno 6000 K.
V takih pogojih skoraj vse molekule plina razpadejo na posamezne atome. Le v najvišjih plasteh fotosfere je ohranjenih relativno malo enostavnih molekul in radikalov tipa H 2, OH in CH.
Posebno vlogo v sončni atmosferi ima negativni vodikov ion, ki ga v zemeljski naravi ni, to je proton z dvema elektronoma. Ta nenavadna spojina se pojavi v tankem zunanjem, "najhladnejšem" sloju fotosfere, ko se negativno nabiti prosti elektroni, ki jih dostavijo zlahka ionizirani atomi kalcija, natrija, magnezija, železa in drugih kovin, "prilepijo" na nevtralne atome vodika. Ko nastanejo, negativni vodikovi ioni oddajajo večino vidne svetlobe. Ioni to isto svetlobo pohlepno absorbirajo, zato motnost ozračja z globino hitro narašča. Zato se nam zdi vidni rob Sonca zelo oster.
Skoraj vse naše znanje o Soncu temelji na preučevanju njegovega spektra - ozkega večbarvnega traku iste narave kot mavrica. Newton je prvič, ko je postavil prizmo na pot sončnega žarka, prejel tak trak in vzkliknil:
"Spekter!" (Latinski spekter - "vid"). Kasneje so v spektru Sonca opazili temne črte in jih imeli za meje barv. Leta 1815 je nemški fizik Joseph Fraunhofer podal prvi podroben opis takšnih črt v sončnem spektru in začeli so jih imenovati po njem. Izkazalo se je, da Fraunhoferjeve črte ustrezajo določenim delom spektra, ki jih atomi različnih snovi močno absorbirajo (glej članek "Analiza vidne svetlobe"). V teleskopu z veliko povečavo lahko opazujete subtilne podrobnosti fotosfere: zdi se, da je vse posuta z majhnimi svetlimi zrnci - granulami, ločenimi z mrežo ozkih temnih poti. Granulacija je posledica mešanja tokov toplejših plinov, ki se dvigajo, in hladnejših, ki se spuščajo. Temperaturna razlika med njimi v zunanjih plasteh je razmeroma majhna (200-300 K), globlje, v konvektivnem območju, pa je večja in mešanje poteka veliko intenzivneje. Konvekcija v zunanjih plasteh Sonca ima veliko vlogo, odločilno splošna struktura vzdušje.
Navsezadnje je konvekcija, kot posledica kompleksne interakcije s sončnimi magnetnimi polji, vzrok za vse raznolike manifestacije sončne aktivnosti. Magnetna polja so vpletena v vse procese na Soncu. Včasih se v majhnem območju sončne atmosfere pojavijo koncentrirana magnetna polja, ki so nekajkrat močnejša kot na Zemlji. Ionizirana plazma je dober prevodnik; ne more se mešati čez magnetne indukcijske črte močnega magnetnega polja. Zato je na takih mestih onemogočeno mešanje in dvig vročih plinov od spodaj in pojavi se temno območje - sončna pega. Na ozadju bleščeče fotosfere se zdi popolnoma črna, čeprav je v resnici njena svetlost le desetkrat šibkejša.
Sčasoma se velikost in oblika madežev močno spremenita. Ko se pojavi v obliki komaj opazne točke - pore, se pega postopoma poveča na nekaj deset tisoč kilometrov. Velike pege so praviloma sestavljene iz temnega dela (jedra) in manj temnega dela - penumbre, katere struktura daje madežu videz vrtinca. Pege so obdane s svetlejšimi območji fotosfere, ki jih imenujemo fakule ali žareča polja.
Fotosfera postopoma prehaja v bolj redke zunanje plasti sončne atmosfere - kromosfero in korono.
kromosfera
Kromosfera (grško: "barvna krogla") je tako imenovana po rdečkasto-vijolični barvi. Med popolnimi sončnimi mrki je viden kot raztrgan, svetel obroč okoli črnega diska Lune, ki je pravkar zasenčila Sonce. Kromosfera je zelo heterogena in je sestavljena predvsem iz podolgovatih podolgovatih jezikov (spikul), ki ji dajejo videz goreče trave. Temperatura teh kromosferskih curkov je dva do trikrat višja kot v fotosferi, gostota pa stotisočkrat manjša. Skupna dolžina kromosfere je 10-15 tisoč kilometrov.
Povišanje temperature v kromosferi je razloženo s širjenjem valov in magnetnih polj, ki prodirajo vanj iz konvektivnega območja. Snov se segreva približno tako, kot če bi bila v ogromni mikrovalovni pečici. Hitrost toplotnega gibanja delcev se poveča, trki med njimi so pogostejši, atomi izgubijo svoje zunanje elektrone: snov postane vroča ionizirana plazma. Te iste fizikalni procesi Prav tako ohranjajo nenavadno visoko temperaturo v najbolj oddaljenih plasteh sončne atmosfere, ki se nahajajo nad kromosfero.
Pogosto med mrki (in s pomočjo posebnih spektralnih instrumentov - in ne da bi čakali na mrke) nad površjem Sonca opazimo nenavadno oblikovane "fontane", "oblake", "lijake", "grmovje", "loke" in druge svetlo svetleče tvorbe iz kromosferskih snovi. Lahko mirujejo ali se počasi spreminjajo, obdani z gladkimi ukrivljenimi curki, ki tečejo v kromosfero ali iz nje, ter se dvigajo na desetine in sto tisoče kilometrov. To so najbolj ambiciozne tvorbe sončne atmosfere – prominence. Ko jih opazujemo v rdeči spektralni črti, ki jo oddajajo vodikovi atomi, se na ozadju sončnega diska zdijo temni, dolgi in ukrivljeni filamenti.
Prominence imajo približno enako gostoto in temperaturo kot kromosfera. Vendar so nad njim in obdani z višjimi, zelo redkimi zgornjimi plastmi sončne atmosfere. Prominence ne padejo v kromosfero, ker je njihova snov podprta z magnetnimi polji aktivnih območij Sonca.
Prvič sta spekter prominence izven mrka opazovala francoski astronom Pierre Jansen in njegov angleški kolega Joseph Lockyer leta 1868. Reža spektroskopa je postavljena tako, da seka rob Sonca, in če je prominec ki se nahaja v njegovi bližini, potem je mogoče videti njegov spekter sevanja. Z usmerjanjem reže na različne dele prominence ali kromosfere jih je mogoče preučevati po delih. Spekter prominenc je tako kot kromosfera sestavljen iz svetlih črt, predvsem vodika, helija in kalcija. Emisijske linije drugih kemični elementi so tudi prisotni, vendar so veliko šibkejši.
Nekatere prominence, ki so dolgo ostale brez opaznih sprememb, nenadoma eksplodirajo in njihova snov se vrže v medplanetarni prostor s hitrostjo več sto kilometrov na sekundo. Tudi videz kromosfere se pogosto spreminja, kar kaže na neprekinjeno gibanje njenih sestavnih plinov.
Včasih se zgodi nekaj podobnega eksplozijam na zelo majhnih območjih Sončeve atmosfere. To so tako imenovani kromosferski izbruhi. Običajno trajajo več deset minut. Med izbruhi v spektralnih črtah vodika, helija, ioniziranega kalcija in nekaterih drugih elementov se sij ločenega odseka kromosfere nenadoma poveča več desetkrat. Še posebej močno se poveča ultravijolično in rentgensko sevanje: včasih je njegova moč nekajkrat višja od skupne moči sončnega sevanja v tem kratkovalovnem območju spektra pred izbruhom.
Pege, bakle, prominence, kromosferski izbruhi - vse to so manifestacije sončne aktivnosti. Z naraščajočo aktivnostjo se število teh tvorb na Soncu povečuje.
krona
Za razliko od fotosfere in kromosfere ima skrajni del Sončeve atmosfere – korona – velik obseg: razteza se na milijone kilometrov, kar ustreza več sončnim polmerom, njegova šibka raztegnjenost pa sega še dlje.
Gostota snovi v Sončevi koroni pada z višino veliko počasneje kot gostota zraka v zemeljski atmosferi. Zmanjšanje gostote zraka, ko se dvigne, določa gravitacija Zemlje. Na površini Sonca je gravitacijska sila veliko večja in zdi se, da njegova atmosfera ne bi smela biti visoka. V resnici je izredno obsežen. Posledično obstajajo nekatere sile, ki delujejo proti privlačnosti Sonca. Te sile so povezane z ogromnimi hitrostmi gibanja atomov in elektronov v koroni, segreti na temperaturo 1 - 2 milijona stopinj!
Korono je najbolje opazovati v popolni fazi sončnega mrka. Res je, v nekaj minutah, kolikor traja, je zelo težko skicirati ne le posamezne podrobnosti, ampak celo splošni pogled krone Opazovalčevo oko se šele začne privajati na nenaden mrak in svetel sončni žarek, ki se pojavi izza Luninega roba, že naznani konec mrka. Zato so bile skice korone, ki so jih med istim mrkom naredili izkušeni opazovalci, pogosto zelo različne. Niti njegove barve ni bilo mogoče natančno določiti.
Izum fotografije je astronomom dal objektivno in dokumentirano metodo raziskovanja. Vendar tudi dobro posneti krono ni enostavno. Dejstvo je, da je njegov del, ki je najbližje Soncu, tako imenovana notranja korona, razmeroma svetla, medtem ko je daljnosežna zunanja korona videti kot zelo bled sij. Če je torej na fotografijah jasno vidna zunanja krona, se notranja izkaže za preosvetljeno, na fotografijah, kjer so vidni detajli notranje krone, pa je zunanja popolnoma nevidna. Da bi premagali to težavo, med mrkom običajno poskušajo posneti več fotografij korone hkrati - z dolgimi in kratkimi hitrostmi zaklopa. Ali pa se korona fotografira tako, da se pred fotografsko ploščo postavi poseben "radialni" filter, ki oslabi obročaste cone svetlega notranji deli krone Na takšnih fotografijah lahko njegovo strukturo zasledimo na razdaljah mnogih sončnih radijev.
Struktura Sonca
1 – jedro, 2 – cona radiacijskega ravnovesja, 3 – konvektivna cona, 4 – fotosfera, 5 – kromosfera, 6 – korona, 7 – pege, 8 – granulacija, 9 – prominence
Notranja struktura Sonca. Jedro
Osrednji del Sonca s polmerom okoli 150.000 km (0,2 - 0,25 sončnega polmera), v katerem potekajo termonuklearne reakcije, imenujemo sončno jedro.
Gostota snovi v jedru je približno 150.000 kg/m³ (150-krat večja od gostote vode in ~6,6-krat večja od gostote najtežje kovine na Zemlji – iridija), temperatura v središču jedra pa je več kot 14 milijonov K.
Ker Najvišje temperature in gostote naj bi bile v osrednjem delu Sonca, jedrske reakcije in spremljajoče sproščanje energije najintenzivneje potekajo blizu samega središča Sonca. V jedru ima skupaj z reakcijo proton-proton pomembno vlogo ogljikov cikel.
Samo zaradi reakcije proton-proton se vsako sekundo v energijo pretvori 4,26 milijona ton snovi, vendar je ta vrednost nepomembna v primerjavi z maso Sonca - 2·1027 ton. Notranja struktura Sonca.
Območje radiantnega ravnovesja
Ko se oddaljujete od središča Sonca, se temperatura in gostota nižata, sproščanje energije zaradi kroženja ogljika se hitro ustavi in do razdalje 0,2–0,3 radija postane temperatura nižja od 5 milijonov K, močno pade tudi gostota. Posledično jedrske reakcije tukaj praktično ne potekajo. Te plasti prenašajo samo sevanje, ki se pojavi v večjih globinah, navzven.
Pomembno je, da namesto vsakega absorbiranega kvanta visoke energije delci praviloma oddajajo več kvantov nižjih energij kot rezultat zaporednih kaskadnih prehodov. Zato se namesto γ-kvantov pojavijo rentgenski žarki, namesto rentgenskih žarki UV-kvanti, ki pa so že v zunanjih plasteh »razdrobljeni« v kvante vidnega in toplotnega sevanja, ki jih na koncu oddaja Sonce. .
Tisti del Sonca, v katerem je sproščanje energije zaradi jedrskih reakcij zanemarljivo in se proces prenosa energije zgodi le z absorpcijo sevanja in poznejšo ponovno emisijo, imenujemo območje radiacijskega ravnovesja. Zavzema površino od približno 0,3 do 0,7 sončnega polmera.
Konvektivna cona
Nad nivojem sevalnega ravnovesja snov sama začne sodelovati pri prenosu energije.
Neposredno pod vidnimi zunanjimi plastmi Sonca, na približno 0,3 njegovega radija, se oblikuje konvekcijsko območje, v katerem se energija prenaša s konvekcijo.
V konvektivnem območju pride do vrtinčnega mešanja plazme. Po sodobnih podatkih je vloga konvektivne cone v fiziki sončnih procesov izjemno velika, saj v njej izvirajo različna gibanja sončne snovi in magnetna polja.
Struktura sončne atmosfere. Fotosfera
Najbolj oddaljene plasti Sonca (sončevo ozračje) običajno delimo na fotosfero, kromosfero in korono.
Fotosfera je tisti del sončne atmosfere, v katerem nastaja vidno sevanje, ki ima zvezen spekter. Tako se skoraj vsa sončna energija, ki prihaja do nas, oddaja v fotosferi. Fotosfera je vidna pri neposrednem opazovanju Sonca v beli svetlobi v obliki njegove navidezne "površine".
Debelina fotosfere, tj. Dolžina plasti, od koder prihaja več kot 90 % sevanja v vidnem območju, je manj kot 200 km, tj. približno 3·10–4 R. Kot kažejo izračuni, se pri opazovanju tangencialno na takšne plasti njihova navidezna debelina večkrat zmanjša, zaradi česar se blizu samega roba sončnega diska (limba) pojavi najhitrejši padec svetlosti v obdobju, krajšem od 10– 4 R. Zaradi tega je rob Sonca videti izjemno oster. Koncentracija delcev v fotosferi je 1016–1017 na 1 cm3 (pri normalnih pogojih vsebuje 1 cm3 zemeljske atmosfere 2,7 1019 molekul). Tlak v fotosferi je približno 0,1 atm, temperatura fotosfere pa 5000 – 7000 K.
V takih pogojih so atomi z ionizacijskimi potenciali več voltov (Na, K, Ca) ionizirani. Preostali elementi, vključno z vodikom, ostajajo pretežno v nevtralnem stanju.
Fotosfera je edino področje nevtralnega vodika na Soncu. Vendar pa zaradi neznatne ionizacije vodika in skoraj popolne ionizacije kovin še vedno vsebuje proste elektrone. Ti elektroni imajo izjemno pomembno vlogo: ko se združijo z nevtralnimi vodikovimi atomi, tvorijo negativne vodikove ione H -
Negativni vodikovi ioni nastajajo v zanemarljivih količinah: od 100 milijonov vodikovih atomov se v povprečju samo eden spremeni v negativni ion.
Ioni H– imajo lastnost, da nenavadno močno absorbirajo sevanje, zlasti v IR in vidnem delu spektra. Zato so negativni vodikovi ioni, kljub njihovi neznatni koncentraciji, glavni vzrok za absorpcijo sevanja v vidnem območju spektra s fotosfersko snovjo. Vez drugega elektrona z atomom je zelo šibka, zato lahko tudi IR fotoni uničijo negativni vodikov ion.
Sevanje nastane, ko nevtralni atomi ujamejo elektrone. Nastala ob ujetju
fotoni določajo sij fotosfer Sonca in zvezd, ki so mu po temperaturi blizu. Tako, rumenkasto
Sončna svetloba, ki se običajno imenuje "bela", nastane, ko se vodikovemu atomu doda še en elektron.
Elektronska afiniteta nevtralnega atoma H je 0,75 eV. Ko je atomu H dodan elektron ( e) z energijo, večjo od 0,75 eV, se njen presežek odnese elektromagnetno sevanje e+H → H– + ħ ω, katerega velik del pade v vidno območje.
Opazovanja fotosfere razkrivajo njeno fino strukturo, ki spominja na tesno razporejene kumulusni oblaki. Svetle okrogle tvorbe imenujemo granule, celotno strukturo pa granulacija. Kotne dimenzije granul v povprečju niso večje od 1" loka, kar ustreza 725 km na Soncu. Vsaka posamezna granula obstaja v povprečju 5–10 minut, nato razpade in se na njenem mestu pojavi
Granule so obdane s temnimi prostori, ki tvorijo celice ali satje. Spektralne črte v granulah in v prostorih med njimi so premaknjene na modro oziroma rdečo stran. To pomeni, da se snov v zrncih dvigne in okoli njih potopi. Hitrost teh gibanj je 1–2 km/s.
Granulacija je manifestacija konvektivne cone, ki se nahaja pod fotosfero, opazovano v fotosferi. V konvektivnem območju se aktivno mešanje snovi pojavi kot posledica dviga in spuščanja posameznih plinskih mas (konvekcijski elementi). Ko so prepotovali pot, ki je približno enaka njihovi velikosti, se zdi, da se raztopijo v okolju, ki ustvarja nove nehomogenosti. V zunanjih, hladnejših plasteh,
velikosti teh nehomogenosti so manjše
kromosfera
V zunanjih plasteh fotosfere, kjer se gostota zmanjša na 3 × 10-8 g / cm3, temperatura doseže vrednosti pod 4200 K. Ta vrednost temperature se izkaže za minimalno za celotno sončno atmosfero. V več visoke plasti temperatura začne ponovno naraščati. Najprej pride do počasnega zvišanja temperature na nekaj deset tisoč kelvinov, ki ga spremlja ionizacija vodika in nato helija. Ta del sončne atmosfere se imenuje kromosfera.
Vzrok za tako močno segrevanje najbolj oddaljenih plasti Sončeve atmosfere je energija akustičnih (zvočnih) valov, ki nastanejo v fotosferi kot posledica gibanja konvekcijskih elementov.
V najvišjih plasteh konvektivne cone, neposredno pod fotosfero, se konvekcijska gibanja močno upočasnijo in konvekcija nenadoma preneha. Tako je fotosfera od spodaj nenehno, tako rekoč, "bombardirana" s konvektivnimi elementi. Zaradi teh udarcev v njej nastanejo motnje, ki jih opazimo v obliki zrnc, sama pa začne nihati s periodo, ki ustreza frekvenci lastnih nihanj fotosfere (približno 5 minut). Ti tresljaji in motnje, ki se pojavljajo v fotosferi, v njej ustvarjajo valove, ki so po naravi podobni zvočnim valovanjem v zraku. Pri širjenju navzgor, tj. v plasti z manjšo gostoto ti valovi povečajo svojo amplitudo na več kilometrov in se spremenijo v
udarni valovi.
Dolžina kromosfere je več tisoč km. Kromosfera ima emisijski spekter, sestavljen iz svetlih črt. Ta spekter je zelo podoben spektru Sonca, v katerem so vse absorpcijske črte nadomeščene z emisijskimi črtami, neprekinjenega spektra pa skorajda ni. Vendar pa so v spektru kromosfere črte ioniziranih elementov močnejše kot v spektru fotosfere. Zlasti črte helija so zelo močne v spektru kromosfere, medtem ko so v Fraunhoferjevem spektru praktično nevidne. Te spektralne značilnosti potrjujejo povišanje temperature v kromosferi.
Pri proučevanju slik kromosfere najprej pritegne pozornost njena nehomogena struktura, ki je veliko bolj izrazita kot granulacija v fotosferi.
Najmanjše strukturne tvorbe v kromosferi se imenujejo spikule. Imajo podolgovato obliko in so podolgovate predvsem v radialni smeri. Njihova dolžina je več tisoč km, njihova debelina pa približno 1000 km. Pri hitrostih več deset km/s se spikule dvignejo iz kromosfere v korono in se v njej raztopijo.
Preko spikul se substanca kromosfere izmenjuje s korono, ki jo pokriva.
Na Soncu hkrati obstaja več sto tisoč spikul.
Spikule tvorijo večjo strukturo, imenovano kromosferska mreža, ki jo ustvarjajo valovna gibanja, ki jih povzročajo veliko večji in globlji elementi.
subfotosfersko konvektivno cono kot granule.
Kromosfersko mrežo je najbolje videti na slikah z močnimi črtami v daljnem UV območju spektra,
na primer v resonančni črti 304 Å ioniziranega helija.
Kromosfersko mrežo sestavljajo posamezne celice velikosti od 30 do 60 tisoč km.
krona
V zgornjih plasteh kromosfere, kjer je gostota plina le 10–15 g/cm3, se dogaja še ena izjemna stvar. močno povečanje temperature do približno milijon kelvinov. Tu se začne najbolj zunanji in najtanjši del Sončeve atmosfere, imenovan sončna korona.
Svetlost sončne korone je milijonkrat manjša od svetlosti fotosfere in ne presega svetlosti lune ob polni luni. Zato je mogoče sončno korono opazovati med popolno fazo sončnih mrkov in zunaj mrkov - s pomočjo posebnih teleskopov (koronografov), v katerih je urejen umetni sončni mrk.
Krona nima ostrih obrisov in ima nepravilno obliko, ki se sčasoma močno spreminja. To lahko ocenimo s primerjavo njegovih slik, pridobljenih med različnimi mrki. Najsvetlejši del korone, ki se nahaja največ 0,2-0,3 sončnih polmerov od kraka, se običajno imenuje notranja korona, preostali del, zelo razširjen del, pa je zunanja korona. Pomembna lastnost krone je njena sijoča struktura. Žarki so različnih dolžin do ducat ali več sončnih radijev. Na dnu se žarki običajno zgostijo, nekateri se upognejo proti sosednjim.
Spekter korone ima številne pomembne značilnosti. Temelji na šibkem zveznem ozadju z energijsko porazdelitvijo, ki ponavlja energijsko porazdelitev v zveznem spektru Sonca. Na tem ozadju
neprekinjenega spektra so v notranji koroni opazne svetle emisijske črte, katerih intenziteta pada z oddaljenostjo od Sonca. Večine teh črt ni mogoče dobiti v laboratorijskih spektrih. V zunanji koroni opazimo Fraunhoferjeve črte sončnega spektra, ki se od fotosferskih črt razlikujejo po relativno večji rezidualni intenziteti.
Koronsko sevanje je polarizirano in na razdalji približno 0,5 Rod roba Sonca se polarizacija poveča na približno 50 %, na večjih razdaljah pa spet upada.__
Koronsko sevanje je razpršena svetloba iz fotosfere, polarizacija tega sevanja pa omogoča ugotavljanje narave delcev, na katerih pride do sipanja - to so prosti elektroni.
Pojav teh prostih elektronov lahko povzroči samo ionizacija snovi. Na splošno pa mora biti ioniziran plin (plazma) nevtralen. Posledično mora koncentracija ionov v koroni ustrezati tudi koncentraciji elektronov.
Emisijske črte sončne korone pripadajo običajnim kemičnim elementom, vendar v zelo visoki stopnji ionizacije. Najbolj intenzivno - zeleno koronalno linijo z valovno dolžino 5303 Å - oddaja ion Fe XIV, t.j. atom železa, ki nima 13 elektronov. Druga intenzivna - rdeča koronalna črta (6374 Å) - pripada atomom devetkrat ioniziranega železa Fe X. Preostale emisijske črte so identificirane z ioni Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII , Ca XV, Ar X itd.
Tako je sončna korona redčena plazma s temperaturo približno milijon kelvinov.
Zodiakalna svetloba in protisevanje
Sijaj, podoben "lažni koroni", lahko opazimo tudi na velikih razdaljah od Sonca v
oblika zodiakalne svetlobe.
Zodiakalno svetlobo opazimo v temnih nočeh brez lune spomladi in jeseni na južnih zemljepisnih širinah kmalu
po sončnem zahodu ali tik pred sončnim vzhodom. V tem času se ekliptika dvigne visoko nad obzorjem in postane opazen svetel trak, ki poteka vzdolž nje. Ko se približuje Soncu, ki je pod obzorjem, se sij okrepi, trak pa razširi in oblikuje trikotnik. Njegova svetlost postopoma upada z večanjem oddaljenosti od Sonca.
Na območju neba nasproti Sonca se svetlost zodiakalne svetlobe rahlo poveča in tvori eliptično megličasto pego s premerom približno 10º, ki se imenuje antiradiance. Protisijaj
ki jih povzroča odboj sončne svetlobe od kozmičnega prahu.
sončni veter
Sončna korona ima dinamično nadaljevanje daleč onkraj Zemljine orbite na razdalje reda 100 AU.
Iz Sončeve korone nenehno odteka plazma s hitrostjo, ki postopoma narašča z oddaljenostjo od Sonca. To širjenje sončne korone v medplanetarni prostor imenujemo sončni veter.
Zaradi sončnega vetra Sonce vsako sekundo izgubi približno 1 milijon ton snovi. Sončni veter je sestavljen predvsem iz elektronov, protonov in helijevih jeder (alfa delcev); jedra drugih elementov in nevtralnih delcev so v zelo majhnih količinah.
Sončni veter (pretok delcev – protonov, elektronov itd.) se pogosto zamenjuje s tlačnim učinkom sončne svetlobe (pretok fotonov). Pritisk sončne svetlobe je trenutno nekaj tisočkrat večji od pritiska sončnega vetra. Tudi repi kometov, vedno usmerjeni v nasprotno smer od Sonca, nastanejo zaradi pritiska svetlobe, in ne zaradi sončnega vetra.
38. Aktivne tvorbe v sončni atmosferi: pege, fakule, flokuli, kromosferski izbruhi, prominence. Cikličnost sončne aktivnosti.
Aktivne formacije v sončni atmosferi
Od časa do časa se v sončni atmosferi pojavijo hitro spreminjajoče se aktivne formacije, ki se močno razlikujejo od okoliških nemotenih območij, katerih lastnosti in struktura se s časom sploh ali skoraj popolnoma ne spremenijo. V fotosferi, kromosferi in koroni so manifestacije sončne aktivnosti zelo različne. Vse pa jih povezuje skupen razlog. Ta razlog je vedno magnetno polje
prisoten v aktivnih regijah.
Izvor in vzrok sprememb magnetnih polj na Soncu nista popolnoma pojasnjena. Magnetna polja so lahko koncentrirana v kateri koli plasti Sonca (na primer na dnu konvektivnega območja), periodična povečanja magnetnih polj pa lahko povzročijo dodatna vzbujanja tokov v sončni plazmi.
Najpogostejše manifestacije sončne aktivnosti so pege, fakule, kosmiči in prominence.
Sončne pege
Najbolj znana manifestacija sončne aktivnosti so sončne pege, ki se običajno pojavljajo v celih skupinah.
Sončna pega je videti kot majhna pora, ki se komaj razlikuje od temnih prostorov med zrnci. Po enem dnevu se pora razvije v okroglo temno liso z ostro mejo, katere premer se postopoma povečuje do velikosti nekaj deset tisoč km. Ta pojav spremlja postopno povečevanje jakosti magnetnega polja, ki v središču velikih pik doseže več tisoč oerstedov. Magnituda magnetnega polja je določena z Zeemanovo cepitvijo spektralnih črt.
Včasih se na majhnem območju, ki se razprostira vzporedno z ekvatorjem, pojavi več majhnih peg – skupina peg. Posamezne pege se pretežno pojavljajo na zahodnem in vzhodnem robu območja, kjer se dna pege - vodilna (zahodna) in repna (vzhodna) - razvijeta močneje od ostalih. Magnetna polja obeh glavnih sončnih peg in majhnih, ki mejijo nanje, imajo vedno nasprotno polariteto, zato se takšna skupina sončnih peg imenuje bipolarna
3-4 dni po pojavu velikih madežev se okoli njih pojavi manj temna penumbra, ki ima značilno radialno strukturo. Penumbra obdaja osrednji del sončne pege, imenovan senca.
Sčasoma se površina, ki jo zaseda skupina madežev, postopoma povečuje in doseže svoj maksimum
vrednosti približno deseti dan. Po tem se lise začnejo postopoma zmanjševati in izginjati, najprej najmanjše med njimi, nato rep (ki je pred tem razpadel na več pik) in končno vodilni.
Na splošno ta celoten proces traja približno dva meseca, vendar številne skupine sončnih peg za to nimajo časa
gredo skozi vse opisane stopnje in prej izginejo.
Osrednji del pege je zaradi visoke svetlosti fotosfere videti črn. Pravzaprav v središču
Svetlost pik je le za red velikosti manjša, svetlost penumbre pa je približno 3/4 svetlosti fotosfere. Na podlagi Stefan-Boltzmannovega zakona to pomeni, da je temperatura v sončni pegi 2–2,5 tisoč K nižja kot v fotosferi.
Znižanje temperature v sončni pegi je razloženo z vplivom magnetnega polja na konvekcijo. Močno magnetno polje zavira gibanje snovi, ki se pojavi čez silnice. Zato je v konvektivnem območju pod sončno pego kroženje plinov, ki prenaša pomemben del energije iz globin navzven, oslabljeno. Posledično se izkaže, da je temperatura pege nižja kot v nemoteni fotosferi.
Velika koncentracija magnetnega polja v senci vodilne in repne sončne pege nakazuje, da je glavnina magnetnega toka aktivnega območja na Soncu vsebovana v velikanski cevi silnic polja, ki izhajajo iz sence sončne pege severne polarnosti. in vstop nazaj v sončevo pego južne polarnosti.
Vendar pa zaradi visoke prevodnosti sončne plazme in pojava samoindukcije magnetna polja z jakostjo več tisoč oerstedov ne morejo niti nastati niti izginiti v nekaj dneh, ki ustrezajo času pojava in razpada skupine sončnih peg.
Tako lahko domnevamo, da se magnetne cevi nahajajo nekje v konvektivnem območju, nastanek skupin sončnih peg pa je povezan z lebdenjem takih cevi.
Bakle
V nemotenih območjih fotosfere obstaja samo splošno magnetno polje Sonca, katerega jakost je približno 1 Oe. V aktivnih območjih se jakost magnetnega polja poveča sto in celo tisočkrat.
Rahlo povečanje magnetnega polja na desetine in stotine Oe spremlja pojav v fotosferi svetlejšega območja, imenovanega bakla. Skupno lahko fakule zavzemajo znaten delež celotne vidne površine Sonca. Imajo značilno fino strukturo in so sestavljeni iz številnih žil, svetlih pik in nodulov - torch granul.
Fakule so najbolje vidne na robu sončnega diska (tu je njihov kontrast s fotosfero okoli 10 %), medtem ko so v središču skoraj popolnoma nevidne. To pomeni, da je na neki ravni v fotosferi oblak bolj vroč kot sosednje nemoteno območje za 200–300 K in na splošno rahlo štrli nad nivo
nemoteno fotosfero.
Pojav bakle je povezan s pomembno lastnostjo magnetnega polja - preprečuje gibanje ionizirane snovi, ki se pojavi čez silnice. Če ima magnetno polje dovolj odlična energija, potem "omogoča" gibanje snovi le vzdolž silnic.
Šibko magnetno polje v območju oblaka ne more zaustaviti relativno močnih konvektivnih gibanj. Lahko pa jim da pravilnejši značaj. Običajno vsak element konvekcije poleg splošnega vzpona ali padca v navpičnici naredi majhne naključne premike v vodoravni ravnini. Ta gibanja, ki vodijo do trenja med posameznimi elementi konvekcije, so zavirana z magnetnim poljem, ki je prisotno v območju oblaka, kar olajša konvekcijo in omogoča, da se vroči plini dvignejo na večjo višino in prenesejo večji pretok energije. Tako je pojav oblaka povezan s povečano konvekcijo, ki jo povzroča šibko magnetno polje.
Bakle so razmeroma stabilne tvorbe. Lahko obstajajo več tednov ali celo mesecev brez večjih sprememb.
Kosmiči
Kromosfera nad sončnimi pegami in fakulami povečuje svojo svetlost, kontrast med moteno in nemoteno kromosfero pa se povečuje z višino. Ta svetlejša področja kromosfere se imenujejo kosmiči. Povečanje svetlosti flokule v primerjavi z okoliško nemoteno kromosfero ne daje podlage za določanje njene temperature, saj v redki in zelo prozorni kromosferi za neprekinjen spekter razmerje med temperaturo in sevanjem ni v skladu s Planckom in Stefanom. Boltzmannovi zakoni.
Povečanje svetlosti flokule v osrednjih delih je mogoče razložiti s povečanjem gostote snovi v kromosferi za 3-5 krat pri skoraj stalni vrednosti temperature ali z rahlim zvišanjem temperature. Sončni izbruhi
V kromosferi in koroni, najpogosteje v majhnem območju med razvijajočimi se sončnimi pegami, še posebej v bližini meje polarnosti močnih magnetnih polj, opazimo najmočnejše in najhitreje razvijajoče se manifestacije sončne aktivnosti, imenovane sončni izbruhi.
Na začetku izbruha se svetlost enega od svetlih nodulov flokulusa nenadoma poveča. Pogosto se v manj kot minuti močno sevanje razširi po dolgi vrvi ali pa preplavi celotno območje, dolgo več deset tisoč kilometrov.
V vidnem območju spektra pride do povečanja luminiscence predvsem v spektralnih linijah vodika, ioniziranega kalcija in drugih kovin. Poveča se tudi raven zveznega spektra, včasih tako močno, da postane blisk viden v beli svetlobi na ozadju fotosfere. Hkrati z vidnim sevanjem se močno poveča intenzivnost UV in rentgenskega sevanja ter moč sončnega radijskega sevanja.
Med izbruhi opazimo spektralne črte rentgenskih žarkov z najkrajšo valovno dolžino (tj. »najtrše«) in celo, v nekaterih primerih, žarke γ. Izbruh vseh teh vrst sevanja se zgodi v nekaj minutah. Po dosegu maksimuma raven sevanja postopoma slabi v nekaj deset minutah.
Vse zgoraj navedene pojave pojasnjuje sproščanje velika količina energija nestabilne plazme, ki se nahaja v območju zelo nehomogenega magnetnega polja. Zaradi interakcije magnetnega polja in plazme se pomemben del energije magnetnega polja spremeni v toploto, segreje plin na temperaturo več deset milijonov kelvinov in gre tudi za pospeševanje plazemskih oblakov.
Hkrati s pospeševanjem makroskopskih plazemskih oblakov relativna gibanja plazme in magnetnih polj povzročijo pospešek posameznih delcev do visokih energij: elektronov do deset keV in protonov do deset MeV.
Tok takšnih sončnih delcev pomembno vpliva na zgornje plasti Zemljine atmosfere in njeno magnetno polje.
Prominence
Aktivne formacije, ki jih opazimo v koroni, so prominence. V primerjavi z okoliško plazmo so to gostejši in »hladnejši« oblaki, ki svetijo v približno enakih spektralnih linijah kot kromosfera.
Prominence so lahko zelo različne oblike in velikosti. Najpogosteje so to dolge, zelo ravne formacije, ki se nahajajo skoraj pravokotno na površino Sonca. Zato so prominence, projicirane na sončni disk, videti kot ukrivljene niti.
Prominence so največje formacije v sončni atmosferi, njihova dolžina doseže več sto tisoč kilometrov, čeprav njihova širina ne presega 6.000–10.000 km. Njihovi spodnji deli se spajajo s kromosfero, zgornji deli pa se raztezajo na desettisoče km. Vendar pa obstajajo izbokline veliko večjih velikosti.
Izmenjava snovi med kromosfero in korono nenehno poteka skozi prominence. To dokazujejo pogosto opažena gibanja tako samih prominenc kot njihovih posameznih delov, ki se dogajajo s hitrostjo deset in sto km/s.
Pojav, razvoj in gibanje prominence je tesno povezano z razvojem skupin sončnih peg. Na prvih stopnjah razvoja aktivne regije nastanejo kratkotrajne in hitro spreminjajoče se sončne pege.
prominence v bližini sončnih peg. V poznejših fazah se pojavijo stabilne tihe prominence, ki brez opaznih sprememb obstajajo več tednov in celo mesecev, nato pa lahko nenadoma nastopi stopnja aktivacije prominence, ki se kaže v pojavu močnih premikov, izbruhov snovi v korono in pojavu hitro premikajočih se eruptivnih prominenc.
Eruptivni ali eruptivni po videzu spominjajo na ogromne fontane, ki segajo do višine do 1,7 milijona km nad površino Sonca. Premiki strdkov snovi v njih se zgodijo hitro; izbruhnejo s hitrostjo več sto km/s in zelo hitro spremenijo svojo obliko. Z naraščanjem nadmorske višine prominenca oslabi in se razblini. V nekaterih prominencah so bile opazne močne spremembe v hitrosti gibanja posameznih grudic. Eruptivne prominence so kratkotrajne.
Sončna aktivnost
Vse obravnavane aktivne formacije v sončni atmosferi so med seboj tesno povezane.
Pojav izbruhov in kosmičev je vedno pred pojavom madežev.
Izbruhi se pojavijo med najhitrejšo rastjo skupine sončnih peg ali kot posledica močnih sprememb v njih.
Hkrati se pojavijo prominence, ki pogosto obstajajo še dolgo po propadu aktivne regije.
Skupek vseh pojavov sončne aktivnosti, povezanih z danim delom atmosfere in se razvijajo v določenem času, imenujemo središče sončne aktivnosti.
Število sončnih peg in drugih povezanih manifestacij sončne aktivnosti se občasno spreminja. Obdobje, ko je centrov aktivnosti največje, imenujemo maksimum sončne aktivnosti, ko jih ni ali jih skoraj ni, pa minimum.
Kot merilo stopnje sončne aktivnosti je t.i. Wolfova števila sorazmerna z vsoto skupno število lise f in desetkratno število njihovih skupin g: W= k(f+ 10g).
Faktor sorazmernosti k odvisno od moči uporabljenega orodja. Običajno so Wolfova števila povprečna (na primer v mesecih ali letih) in graf odvisnosti sončne aktivnosti od
Krivulja sončne aktivnosti kaže, da se maksimumi in minimumi izmenjujejo v povprečju vsakih 11 let, čeprav so časovni intervali med posameznimi zaporednimi maksimumi lahko
od 7 do 17 let.
V minimalnem obdobju na Soncu običajno nekaj časa ni peg. Nato se začnejo pojavljati daleč od ekvatorja, na približno ±35° zemljepisne širine. Nato se območje nastajanja madežev postopoma spušča proti ekvatorju. Vendar so na območjih manj kot 8° od ekvatorja pege zelo redke.
Pomembna značilnost cikla sončne aktivnosti je zakon o spremembi magnetne polarnosti sončnih peg. V vsakem 11-letnem ciklu imajo vse vodilne točke bipolarnih skupin določeno polarnost na severni polobli in nasprotno na južni polobli. Enako velja za repne pege, pri katerih je polarnost vedno nasprotna polarnosti vodilne pege. V naslednjem ciklu se polarnost vodilne in repne pege obrne. Hkrati se spremeni polarnost splošnega magnetnega polja Sonca, katerega poli se nahajajo v bližini polov vrtenja.
Tudi številne druge značilnosti imajo enajstletno cikličnost: delež sončne površine, ki jo zasedajo fakule in flokuli, pogostost izbruhov, število prominenc, pa tudi oblika korone in
energija sončnega vetra.
Cikličnost sončne aktivnosti je eden najpomembnejših problemov sodobne sončne fizike, ki še ni v celoti rešen.
Ko opazujemo sončno poletno pokrajino, se nam zdi, da je celotna slika preplavljena s svetlobo. Če pa pogledamo sonce s posebnimi instrumenti, ugotovimo, da njegova vsa površina spominja na velikansko morje, kjer divjajo ognjeni valovi in se premikajo pege. Katere so glavne sestavine sončnega ozračja? Kateri procesi se dogajajo v naši zvezdi in katere snovi so vključene v njeno sestavo?
Splošne informacije
Sonce je nebesno telo, ki je zvezda in edino v Osončju. Okoli njega se vrtijo planeti, asteroidi, sateliti in drugi vesoljski objekti. Kemična sestava Sonca je na kateri koli točki približno enaka. Vendar se bistveno spremeni, ko se približa središču zvezde, kjer se nahaja njeno jedro. Znanstveniki so ugotovili, da je sončna atmosfera razdeljena na več plasti.
Kateri kemični elementi sestavljajo Sonce?
Človeštvo ni vedno imelo podatkov o Soncu, kot jih ima danes znanost. Nekoč so zagovorniki verskega pogleda na svet trdili, da sveta ni mogoče spoznati. In kot potrditev svojih idej so navedli dejstvo, da človek ne more vedeti, kakšna je kemična sestava Sonca. Vendar je napredek v znanosti prepričljivo dokazal zmotnost takšnih pogledov. Znanstveniki so še posebej napredovali pri proučevanju zvezd po izumu spektroskopa. Znanstveniki proučujejo kemično sestavo Sonca in zvezd s spektralno analizo. Tako so ugotovili, da je sestava naše zvezde zelo raznolika. Leta 1942 so raziskovalci odkrili, da je na Soncu celo zlato, čeprav ga ni veliko.
Druge snovi
Kemična sestava Sonca vključuje predvsem elemente, kot sta vodik in helij. Njihova prevlada je značilna za plinasto naravo naše zvezde. Vsebnost drugih elementov, na primer magnezija, kisika, dušika, železa, kalcija, je nepomembna.
S pomočjo spektralne analize so raziskovalci ugotovili, katere snovi zagotovo niso na površini te zvezde. Na primer klor, živo srebro in bor. Vendar znanstveniki domnevajo, da se te snovi poleg osnovnih kemičnih elementov, ki sestavljajo Sonce, morda nahajajo v njegovem jedru. Skoraj 42 % naše zvezde sestavlja vodik. Približno 23 % prihaja iz vseh kovin, ki so del Sonca.
Kot večina parametrov drugih nebesnih teles so tudi značilnosti naše zvezde izračunane le teoretično z uporabo računalniške tehnologije. Začetni podatki so indikatorji, kot so polmer zvezde, njena masa in temperatura. Znanstveniki so zdaj ugotovili, da kemično sestavo Sonca predstavlja 69 elementov. Spektralna analiza ima v teh študijah pomembno vlogo. Na primer, zahvaljujoč njemu je bila ugotovljena sestava atmosfere naše zvezde. Odkrili so tudi zanimiv vzorec: nabor kemičnih elementov v sestavi Sonca je presenetljivo podoben sestavi kamnitih meteoritov. To dejstvo je pomemben dokaz v prid temu, da te nebesna telesa imajo skupen izvor.
Ognjena krona
Je plast zelo redke plazme. Njegova temperatura doseže 2 milijona Kelvinov, gostota snovi pa presega gostoto zemeljske atmosfere za stotine milijonov krat. Tu atomi ne morejo biti v nevtralnem stanju, nenehno trčijo in ionizirajo. Krona je močan vir ultravijolično sevanje. Celoten naš planetarni sistem je izpostavljen sončnemu vetru. Njegova začetna hitrost je skoraj 1 tisoč km/s, a ko se oddaljuje od zvezde, se postopoma zmanjšuje. Hitrost sončnega vetra na površini zemlje je približno 400 km/s.
Splošne ideje o kroni
Sončevo krono včasih imenujemo atmosfera. Vendar je to le njegov zunanji del. Korono je najlažje opazovati med popolnim mrkom. Vendar ga bo zelo težko skicirati, saj mrk traja le nekaj minut. Ko je bila izumljena fotografija, so astronomi lahko dobili objektivno sliko sončne korone.
Po prvih slikah so raziskovalci lahko zaznali področja, ki so povezana s povečano aktivnostjo zvezde. Sončeva korona ima sevalno strukturo. To ni le najbolj vroč del atmosfere, ampak je tudi najbližje našemu planetu. Pravzaprav smo ves čas znotraj njegovih meja, saj sončni veter prodira tudi v najbolj oddaljene kotičke sončnega sistema. Pred njegovimi učinki sevanja pa nas varuje zemeljska atmosfera.
Jedro, kromosfera in fotosfera
Osrednji del naše zvezde imenujemo jedro. Njegov polmer je enak približno četrtini celotnega polmera Sonca. Snov znotraj jedra je zelo stisnjena. Bližje površini zvezde je tako imenovano konvektivno območje, kjer se pojavi gibanje snovi, ki ustvarja magnetno polje. Končno se vidna površina Sonca imenuje fotosfera. Gre za več kot 300 km debelo plast. Iz fotosfere prihaja sončno sevanje na Zemljo. Njegova temperatura doseže približno 4800 Kelvinov. Vodik tukaj ostaja praktično nevtralen. Nad fotosfero je kromosfera. Njegova debelina je približno 3 tisoč km. Čeprav se kromosfera in sončna korona nahajata nad fotosfero, znanstveniki med tema slojema ne začrtajo jasnih meja.
Prominence
Kromosfera ima zelo nizko gostoto in je po intenzivnosti sevanja slabša od sončne korone. Vendar pa tukaj lahko vidite zanimiv pojav: velikanski plameni, visoki nekaj tisoč kilometrov. Imenujejo se sončne prominence. Včasih se prominence dvignejo do višine milijon kilometrov nad površjem zvezde.
Raziskovanje
Za prominence so značilni enaki kazalniki gostote kot za kromosfero. Vendar se nahajajo neposredno nad njim in so obdani z njegovimi redkimi plastmi. Prvič v zgodovini astronomije sta prominence opazila francoski raziskovalec Pierre Jansen in njegov angleški kolega Joseph Lockyer leta 1868. Njihov spekter vključuje več svetlih črt. Kemična sestava Sonca in prominence je zelo podobna. Vsebuje predvsem vodik, helij in kalcij, prisotnost drugih elementov pa je zanemarljiva.
Nekaj poudarkov, ki so obstajali določeno obdobje brez vidne spremembe, nenadoma eksplodira. Njihova snov se izstreli v bližnji vesolje z velikansko hitrostjo, ki doseže nekaj kilometrov na sekundo. Videz kromosfera se pogosto spreminja, kar nakazuje različne procese, ki se dogajajo na površini Sonca, vključno z gibanjem plinov.
V območjih zvezde s povečano aktivnostjo je mogoče opaziti ne le prominence, ampak tudi lise, pa tudi povečana magnetna polja. Včasih s pomočjo posebne opreme na Soncu zaznajo izbruhe posebej gostih plinov, katerih temperatura lahko doseže ogromne vrednosti.
Kromosferski izbruhi
Včasih se radijske emisije naše zvezde povečajo stotisočkrat. Ta pojav se imenuje kromosferski izbruh. Spremlja ga nastanek peg na površini Sonca. Sprva so izbruhe opazili v obliki povečanja svetlosti kromosfere, kasneje pa se je izkazalo, da predstavljajo cel kompleks razni pojavi: močno povečanje radijskih emisij (rentgensko in gama sevanje), izbruh mase iz korone, protonski izbruhi.
Oblikovanje zaključkov
Tako smo ugotovili, da kemično sestavo Sonca predstavljata predvsem dve snovi: vodik in helij. Seveda obstajajo tudi drugi elementi, vendar je njihov odstotek nizek. Poleg tega znanstveniki niso odkrili nobenega novega kemikalije, ki bi bil del zvezde in hkrati ne bi bil na Zemlji. Vidno sevanje nastaja v sončni fotosferi. Ta pa je izjemnega pomena za ohranjanje življenja na našem planetu.
Sonce je vroče telo, ki nenehno seva svojo površino obdaja oblak plinov. Njihova temperatura ni tako visoka kot temperatura plinov v zvezdi, vendar je vseeno impresivna. Spektralna analiza nam omogoča, da na daljavo ugotovimo, kakšna je kemična sestava Sonca in zvezd. In ker so spektri mnogih zvezd zelo podobni spektrom Sonca, to pomeni, da je njihova sestava približno enaka.
Danes procese, ki se dogajajo na površini in v notranjosti glavne zvezde našega planetarnega sistema, vključno s preučevanjem njegove kemične sestave, preučujejo astronomi v posebnih sončnih observatorijih.