Structura soarelui și atmosfera ei

Pentru a explora structura internă a procesului de luare Sun este acum o călătorie imaginară de la centrul luminii la suprafață. Dar cum putem determina temperatura si densitatea bolul solare la diferite adâncimi? Cum putem afla ce procese au loc în soare?

Se pare că majoritatea parametrilor fizici de stele (soarele nostru este, de asemenea, o stea!) Nu sunt măsurate și calculate teoretic cu ajutorul calculatoarelor. Intrarea pentru aceste calcule sunt doar câteva caracteristici generale ale stelei, cum ar fi masa sa, raza, și condițiile fizice care predomină la temperatura de suprafață, lungimea și densitatea atmosferei, și altele asemenea. Compoziția chimică a stelei (in special la soare), determinate prin mijloace spectrale. Și pe baza acestor astrofizician teoretice a crea un model matematic al Soarelui În cazul în care acest model este în concordanță cu rezultatele observațiilor, aceasta poate fi considerată o bună aproximare a realității. Și noi, bazate pe un astfel de model, încercați să-și imagineze adâncimi exotice au fost o stea.

Partea centrală a Soarelui se numește nucleul său. Substanța din interiorul miezului solar este extrem de comprimat. Raza sa este de aproximativ 1/4 raza soarelui, iar volumul este de 1/45 (puțin mai mult de 2%) din volumul total al soarelui. Cu toate acestea, miezul corpurilor de iluminat ambalate aproape o jumătate de masă solară. Acest lucru este posibil datorită unui grad foarte ridicat de ionizare a unui material solar. Condițiile de acolo sunt exact ceea ce sunt necesare pentru un miez de reactor de fuziune este o stație de putere condus gigant, în cazul în care se naște energia solară.

Trecerea de la centrul soarelui pentru aproximativ 1/4 din raza sa, vom intra în așa-numita zonă de radiații de transfer de energie. Cea mai lunga zona interioară a Soarelui poate fi imaginat ca un pereții centralei nucleare, prin care energia solară este încet curgând afară. Dar mai aproape de suprafața solară, temperatura mai mică și presiunea. Aceasta are ca rezultat un turbionară și amestecarea a transferului de energie substanță apare predominant de substanță. Un astfel de proces de transfer de energie se numește convecție și straturi subterane Soarelui, unde are loc - zona convectivă. Cercetatorii cred ca soarele rolul său în fizica proceselor solare este extrem de mare. Aici apar diferite mișcări ale substanței solare și câmpurile magnetice.

În cele din urmă, avem suprafața vizibilă a soarelui. Din moment ce Soarele nostru - o minge plasmă stele fierbinte, el, spre deosebire de Pământ, Luna, Marte, iar planetele ca pot fi prezente de suprafață, înțeleasă în sensul deplin al cuvântului. Și dacă vorbim despre suprafața Soarelui, este concept relativ.

Suprafața luminoasă aparentă a Soarelui, situat direct deasupra zonei convectiva, numit fotosfera, care a tradus din greacă înseamnă „sfera de lumina“.

Fotosferei - un strat de 300 km. Ea vine la noi de la această radiație solară. Și când ne uităm la Soare cu Pământul, fotosfera, este doar stratul care pătrunde în viziunea noastră. Radiații din straturile mai profunde pentru noi nu mai vine, și este imposibil să le vezi.

Temperatura din fotosfera crește cu adâncimea, iar media este estimat la 5800 K.

Ea vine din partea fotosferă principală a unei radiații optice (vizibil) de la soare. Aici, densitatea medie a gazului este mai mică decât 1/1000 densitatea aerului inspirat și temperatura deoarece se apropie de marginea exterioară a Fotosfera scade la 4800 K. Hidrogenul în aceste condiții rămâne aproape complet în starea neutră.

Astrofizică pentru o mare suprafață de primire ușoară a bazei fotosfera. Aceeași Fotosfera ei consideră cea mai de jos strat (interior) al atmosferei solare. Deasupra este aranjat încă două straturi, care formează straturile exterioare ale atmosferei solare - cromosfera si corona. Deși limite clare între aceste trei straturi nu există, uita-te la principalele lor caracteristici distinctive.

Galben-alb fotosfera lumina are un spectru continuu, adică are forma unei benzi continue de culorile curcubeului, cu trecerea treptată de la roșu la violet. Dar, în straturile inferioare ale cromosferă rarefiată, în așa numita temperatură joasă, unde temperatura este coborâtă până la 4200 K, lumina soarelui este supus absorbției, prin liniile de absorbție înguste sunt formate în spectrul solar. Acestea sunt numite linii Fraunhofer, în numele optica german Josef Frau și popândăi, care în 1816 măsurat cu exactitate lungimile de undă de 754 de linii.

Până în prezent, spectrul solar este înregistrat peste 26 de mii. Linii întunecate de intensitate variabilă care rezultă din absorbția atomilor de lumină „rece“. Și, din moment ce fiecare element chimic are propriul set caracteristic de linii de absorbție, acest lucru face posibil să se determine prezența în straturile exterioare ale atmosferei solare.

Compoziția chimică a atmosferei solare similară cu cea a majorității de stele formate in ultimii miliarde de ani (acestea sunt numite stele din a doua generație). În comparație cu corpurile cerești vechi (prima generație de stele) pentru a conține de zece ori mai multe elemente grele, adică elemente mai grele decât heliul. Astrofizicienii cred că elementele mai grele au fost introduse ca urmare a reacțiilor nucleare care apar în timpul exploziei de stele, poate chiar și în timpul exploziilor de galaxii. Formarea de soare în timpul mediul interstelar a fost destul de bine îmbogățit în elemente grele (Sun in sine nu produce încă elemente mai grele decât heliu). Dar Pașa Pamantul si alte planete condensată, se pare că din același nor de gaz și praf ca soarele. Prin urmare, este posibil ca prin studierea compoziției chimice a luminii naturale, suntem, de asemenea, studierea structurii primare a materialului protoplanetară.

Deoarece temperatura din atmosfera solară variază în funcție de înălțimea, la diferite niveluri de linii de absorbție sunt atomi de diferite elemente chimice. Acest lucru permite de a studia diverse straturi atmosferice de lumină mare și pentru a determina întinderea sa.

Deasupra fotosferei este un stil de subțire! atmosfera solara, numita cromosfera, ceea ce înseamnă „sferă colorată“. Luminozitatea sa este mult mai mică decât luminozitatea fotosfera, cromosfera este, prin urmare, vizibilă doar în scurte momente ale eclipselor totale de soare ca un inel roz în jurul discului întunecat al Lunii. cromosfera culoare roșiatică atașat emisiei de hidrogen. Acest gaz linie spectrală cea mai intensă - HA este în regiunea roșie a spectrului, iar hidrogenul din cromosfera este deosebit de mare.

Conform spectrele obținute în timpul eclipselor se poate observa că linia de hidrogen roșie dispare la o altitudine de circa 12 mii. Km deasupra fotosferei și calciu ionizat Lipno încetează să mai fie vizibile la o înălțime de 14 mii. Km. Aici este înălțimea și este considerată ca fiind limita superioară a cromosfera. Pe măsură ce temperatura crește de recuperare, atingând sus-cromosferei 50000 K. Deoarece temperatura crește hidrogenul de ionizare este amplificat și apoi heliu.

O creștere a temperaturii în cromosferă este de înțeles. Este cunoscut faptul că densitatea atmosferei solare scade rapid cu altitudinea si medie rarefiată emite mai puțină energie decât dens. Prin urmare, energia de intrare de soarele încălzește cromosfera sus și coroană situată deasupra ei.

În prezent, Heliofizicienii folosind instrumente speciale observa cromosfera, nu numai în timpul eclipselor solare, dar, de asemenea, în orice zi clar. In timpul unei eclipse totale poate fi văzut învelișul exterior al atmosferei solare - coroana - o strălucire argintie sidefie blândă se extinde în jurul soarelui Eclipsați. Luminozitatea totală a coroanei este de aproximativ o milionime din lumina soarelui sau jumătate lumina lunii pline.

Corona Solar este o plasmă extrem de rarefiată, cu o temperatură apropiată de 2 milioane K. Densitatea masei coronale de sute de miliarde de ori mai mici decât densitatea aerului la suprafață. În astfel de circumstanțe, atomii elementelor chimice pot să nu fie în stare neutră de viteză este atât de mare, încât își pierd aproape toate electronii și ionizat în mod repetat, în timpul coliziunilor reciproce. Acesta este motivul pentru coroana solară constă în principal din protoni (nuclee de hidrogen), nuclee de heliu și electroni liberi.

Temperatura extrem de ridicată a coronei conduce la faptul că substanța este o sursă puternică de ultraviolete și radiografii. Pentru observații este utilizat în aceste regiuni ale spectrului electromagnetic, așa cum este bine cunoscut, ultraviolete și raze X telescoape speciale montate pe nave spațiale și stațiile de cercetare orbitale.

Folosind metode de radio (corona iradiază intensiv contor de unde radio și decimetru) razele coronale „vizibil“ la o distanță de 30 de raze solare de la marginea discului solar. Odată cu îndepărtarea densității corona solară scade foarte lent, iar stratul său cel mai de sus curge în spațiul. Aceasta formează vântul solar.

Numai datorită volatilizarea masa Soarelui la fiecare a doua globulele a scăzut cu nu mai puțin de 400 de mii. Tone.

Vântul solar suflă tot spațiul sistemului nostru planetar. Prin prima rată inițială de până la 1000 km / s, dar apoi scade încet. Viteza vântului orbita Pământului medie de aproximativ 400 km / s. Om na mătură drumul toate gazele emanate de planete și comete, meteoriți mic fir de praf, chiar si particule de raze cosmice de energii joase, luând toate acestea „gunoi“ la marginea sistemului planetar. Figurat vorbind, ne place să înoate în coroana Marea Lumina.