Süd yolu - Şaşa Qalaktikası
Günəş atmosferi - fotosfer
Fotosfer
- Günəşin atmosferi günəş kənarının görünən kənarından 200-300 km daha dərindən başlayır. Atmosferin bu ən dərin təbəqələrinə fotosfer deyilir. Onların qalınlığı günəş radiusunun üç mində birindən çox olmadığı üçün fotosfer bəzən şərti olaraq Günəşin səthi adlanır.
Fotosferdəki qazların sıxlığı təxminən Yerin stratosferindəki sıxlığı ilə eynidir və Yer səthindən yüzlərlə dəfə azdır. Fotosferin temperaturu 300 km dərinlikdə 8000 K-dən ən çox 4000 K-ə qədər azalır. üst təbəqələr. Radiasiyasını hiss etdiyimiz həmin orta təbəqənin temperaturu təxminən 6000 K-dir. Belə şəraitdə demək olar ki, bütün qaz molekulları ayrı-ayrı atomlara parçalanır. Yalnız fotosferin ən yuxarı təbəqələrində nisbətən az sadə molekullar və H 2, OH, CH kimi radikallar qorunub saxlanılır.
Günəş atmosferində xüsusi rolu iki elektronlu proton olan yer təbiətində tapılmayan mənfi hidrogen ionu oynayır. Bu qeyri-adi birləşmə fotosferin nazik xarici, ən soyuq qatında mənfi yüklü sərbəst elektronlar kalsium, natrium, maqnezium, dəmir və digər metalların asanlıqla ionlaşan atomları tərəfindən təmin edilən neytral hidrogen atomlarına “yapışdıqda” baş verir. İstehsal edildikdə, mənfi hidrogen ionları görünən işığın çox hissəsini yayır. İonlar eyni işığı həvəslə udurlar, buna görə də atmosferin qeyri-şəffaflığı dərinliklə sürətlə artır. Buna görə də Günəşin görünən kənarı bizə çox kəskin görünür.
Günəş haqqında demək olar ki, bütün biliklərimiz onun spektrinin öyrənilməsinə əsaslanır - göy qurşağı ilə eyni təbiətə malik dar çoxrəngli zolaq. İlk dəfə günəş şüasının yoluna prizma qoyan Nyuton belə bir zolaq aldı və qışqırdı: "Spektr!"(lat. spektr - "görmə"). Sonralar Günəşin spektrində tünd xəttlər müşahidə olundu və rənglərin sərhədləri hesab edildi.
Yüksək böyüdücü teleskopda fotosferin incə detallarını müşahidə edə bilərsiniz: sanki hamısı dar qaranlıq yollar şəbəkəsi ilə ayrılmış kiçik parlaq taxıllarla - qranullarla səpələnmişdir. Qranulyasiya isti qaz axınlarının yuxarı qalxması və daha soyuq olanların batması ilə qarışdırılmasının nəticəsidir. Xarici təbəqələrdə onların arasındakı temperatur fərqi nisbətən kiçikdir (200-300 K), lakin daha dərin, konvektiv zonada daha böyükdür və qarışdırma daha intensivdir. Günəşin xarici təbəqələrindəki konveksiya atmosferin ümumi quruluşunun müəyyən edilməsində böyük rol oynayır. Nəhayət, günəş fəaliyyətinin bütün müxtəlif təzahürlərinin səbəbi günəş maqnit sahələri ilə mürəkkəb qarşılıqlı təsir nəticəsində konveksiyadır. Maqnit sahələri Günəşdəki bütün proseslərdə iştirak edir. Zaman zaman günəş atmosferinin kiçik bir bölgəsində Yerdəkindən bir neçə min dəfə güclü olan cəmlənmiş maqnit sahələri yaranır. İonlaşmış plazma yaxşı keçiricidir, güclü maqnit sahəsinin maqnit induksiyası xətləri boyunca hərəkət edə bilməz. Buna görə də, belə yerlərdə isti qazların aşağıdan qarışması və yüksəlməsi maneə törədilir və qaranlıq bir bölgə - günəş ləkəsi görünür. Göz qamaşdıran fotosferin fonunda tamamilə qara görünür, baxmayaraq ki, əslində onun parlaqlığı cəmi on zəifdir.
Zamanla ləkələrin ölçüsü və forması çox dəyişir. Çətinliklə nəzərə çarpan bir nöqtə - məsamə şəklində yaranan ləkə tədricən ölçüsünü bir neçə on minlərlə kilometrə qədər artırır. Böyük ləkələr, bir qayda olaraq, qaranlıq hissədən (əsas) və daha az qaranlıq hissədən ibarətdir - strukturu ləkəyə burulğan görünüşünü verir. Ləkələr fakula və ya məşəl sahələri adlanan fotosferin daha parlaq sahələri ilə əhatə olunmuşdur.
Fotosfer tədricən günəş atmosferinin daha seyrəkləşmiş xarici təbəqələrinə - xromosferə və taclara keçir.
Günəş atmosferi - xromosfer
Xromosfer
(yunanca "rəng sferası") qırmızı-bənövşəyi rənginə görə belə adlandırılmışdır. Tam Günəş tutulmaları zamanı Günəşi yenicə tutmuş Ayın qara diski ətrafında cırıq parlaq halqa kimi görünür. Xromosfer çox heterojendir və əsasən uzanmış uzanmış dillərdən (spikulalardan) ibarətdir və ona yanan ot görünüşü verir. Bu xromosfer jetlərinin temperaturu fotosferdəkindən iki-üç dəfə yüksək, sıxlığı isə yüz minlərlə dəfə aşağıdır. Xromosferin ümumi uzunluğu 10-15 min kilometrdir.
Xromosferdə temperaturun artması konvektiv zonadan ona nüfuz edən dalğaların və maqnit sahələrinin yayılması ilə izah olunur. Maddə sanki nəhəngdə baş verirsə, eyni şəkildə qızdırılır mikrodalğalı soba. Hissəciklərin istilik hərəkətlərinin sürətləri artır, onların arasında toqquşmalar tez-tez baş verir və atomlar xarici elektronlarını itirirlər: maddə isti ionlaşmış plazmaya çevrilir. Eyni fiziki proseslər günəş atmosferinin xromosferdən yuxarıda yerləşən ən kənar təbəqələrinin qeyri-adi yüksək temperaturunu da saxlayır.
Tez-tez tutulmalar zamanı (və xüsusi spektral alətlərin köməyi ilə - hətta tutulmaları gözləmədən də) Günəşin səthinin üstündə qəribə formalı "fəvvarələr", "buludlar", "qunlar", "kollar", "tağlar" müşahidə edilə bilər. və xromosfer maddələrindən başqa parlaq işıq saçan birləşmələr. Onlar sabit və ya yavaş-yavaş dəyişir, xromosferə daxil olan və ya ondan çıxan, on və yüz minlərlə kilometr yüksələn hamar əyri reaktivlərlə əhatə olunmuşdur. Bunlar günəş atmosferinin ən möhtəşəm formasiyalarıdır - görkəmli yerlər. Hidrogen atomları tərəfindən buraxılan qırmızı spektral xəttdə müşahidə edildikdə, onlar günəş diskinin fonunda qaranlıq, uzun və əyri saplar şəklində görünür.
Prominenslər xromosferlə təxminən eyni sıxlığa və temperatura malikdir. Lakin onlar onun üstündədirlər və günəş atmosferinin daha yüksək, çox seyrəkləşmiş yuxarı təbəqələri ilə əhatə olunublar. Prominenslər xromosferə düşmür, çünki onların maddəsi Günəşin aktiv bölgələrinin maqnit sahələri tərəfindən dəstəklənir.
İlk dəfə tutulmadan kənarda görünmə spektrini 1868-ci ildə fransız astronomu Pierre Jansen və onun ingilis həmkarı Cozef Lokyer müşahidə etmişlər. Spektroskopun yarığı Günəşin kənarından keçəcək şəkildə yerləşdirilib və əgər qabarıqlıq varsa yaxınlığında yerləşir, onda onun radiasiya spektrini görə bilərsiniz. Yarışı qabarıqlığın və ya xromosferin müxtəlif hissələrinə yönəltməklə, onları hissə-hissə öyrənmək olar. Xromosferdəki kimi qabarıqlıqların spektri parlaq xətlərdən, əsasən hidrogen, helium və kalsiumdan ibarətdir. Başqalarının emissiya xətləri kimyəvi elementlər da mövcuddur, lakin onlar daha zəifdirlər.
Bəzi qabarıqlıqlar uzun müddət nəzərə çarpan dəyişikliklər olmadan qəflətən partlayır və onların maddəsi saniyədə yüzlərlə kilometr sürətlə planetlərarası kosmosa atılır. Xromosferin görünüşü də tez-tez dəyişir, bu da onu təşkil edən qazların davamlı hərəkətini göstərir.
Bəzən Günəş atmosferinin çox kiçik bölgələrində partlayışlara bənzər bir şey baş verir. Bunlar xromosfer alovları adlananlardır (ən güclü partlayışa bənzər proseslər cəmi bir neçə dəqiqə davam edə bilər, lakin bu müddət ərzində enerji buraxılır, bəzən 10 25 J-ə çatır). Onlar adətən bir neçə on dəqiqə davam edir. Hidrogen, helium, ionlaşmış kalsium və bəzi digər elementlərin spektral xətlərində alovlanma zamanı xromosferin ayrı-ayrı bölməsinin parlaqlığı birdən-birə on dəfə artır. Ultrabənövşəyi və rentgen şüaları xüsusilə güclü şəkildə artır: bəzən onun gücü alovdan əvvəl spektrin bu qısa dalğalı bölgəsində ümumi günəş radiasiya gücündən bir neçə dəfə yüksək olur.
Ləkələr, məşəllər, çıxıntılar, xromosfer alovları günəş fəaliyyətinin bütün təzahürləridir. Fəaliyyətin artması ilə Günəşdəki bu formasiyaların sayı daha çox olur.
Günəş atmosferi - tac
Tac
Fotosfer və xromosferdən fərqli olaraq, ən çox xarici hissəsi Günəşin atmosferi nəhəngdir: o, milyonlarla kilometrə qədər uzanır ki, bu da bir neçə günəş radiusuna uyğundur və onun zəif uzanması daha da irəli gedir.
Günəş tacındakı maddənin sıxlığı hündürlüklə Yer atmosferindəki havanın sıxlığından daha yavaş azalır. Yüksəldikcə hava sıxlığının azalması Yerin cazibə qüvvəsi ilə müəyyən edilir. Günəşin səthində cazibə qüvvəsi daha güclüdür və görünür, onun atmosferi yüksək olmamalıdır. Əslində, qeyri-adi dərəcədə genişdir. Buna görə də Günəşin cazibəsinə qarşı hərəkət edən bəzi qüvvələr var. Bu qüvvələr tacda 1-2 milyon dərəcəyə qədər qızdırılan atomların və elektronların nəhəng hərəkət sürəti ilə əlaqələndirilir!
Tac ən yaxşı günəş tutulmasının tam fazasında müşahidə olunur. Düzdür, bir neçə dəqiqə ərzində təkcə fərdi təfərrüatları deyil, hətta eskizləri də çəkmək çox çətindir. ümumi forma taclar. Müşahidəçinin gözü qəfil toranlığa yenicə öyrəşməyə başlayır və Ayın kənarının arxasından peyda olan Günəşin parlaq şüası artıq tutulmanın bitdiyini xəbər verir. Buna görə də, tez-tez eyni tutulma zamanı təcrübəli müşahidəçilər tərəfindən hazırlanmış tacın eskizləri çox fərqli olurdu. Onun rəngini dəqiq müəyyən etmək belə mümkün olmayıb.
Fotoqrafiyanın ixtirası astronomlara obyektiv və sənədli tədqiqat metodu verdi. Bununla belə, tacın yaxşı şəklini almaq da asan deyil. Fakt budur ki, onun Günəşə ən yaxın hissəsi, sözdə daxili tac nisbətən parlaqdır, uzaqlara uzanan xarici tac isə çox solğun bir parıltı kimi görünür. Buna görə də, fotoşəkillərdə xarici tac aydın görünürsə, daxili tac həddindən artıq ifşa olunur və daxili tacın təfərrüatlarının göründüyü fotoşəkillərdə xarici tamamilə görünməzdir. Bu çətinliyi aradan qaldırmaq üçün tutulma zamanı adətən tacın bir neçə şəklini eyni vaxtda - uzun və qısa çekim sürəti ilə çəkməyə çalışırlar. Və ya tac, parlaqların həlqəvi zonalarını zəiflədən foto plitənin qarşısında xüsusi bir "radial" filtr qoyaraq fotoşəkil çəkilir. daxili hissələr taclar. Belə təsvirlərdə onun strukturunu bir çox günəş radiusunun məsafələrində izləmək olar.
Artıq ilk uğurlu fotoşəkillər tacda aşkarlamağa imkan verdi çoxlu sayda təfərrüatlar: tac şüaları, hər cür "qövslər", "dəbilqələr" və aktiv bölgələrlə aydın şəkildə əlaqəli digər mürəkkəb birləşmələr.
Tacın əsas xüsusiyyəti parlaq quruluşdur. Tac şüalarının müxtəlif formaları var: bəzən qısa, bəzən uzun, bəzən şüalar düz, bəzən isə güclü əyri olur. Hələ 1897-ci ildə Pulkovo astronomu Aleksey Pavloviç Qanski kəşf etdi ki, ümumi görünüş günəş tacı vaxtaşırı dəyişir. Məlum olub ki, bu, günəşin aktivliyinin 11 illik dövrü ilə bağlıdır.
11 illik dövrlə günəş tacının həm ümumi parlaqlığı, həm də forması dəyişir. Günəş ləkəsinin maksimum olduğu dövrdə nisbətən yuvarlaq bir forma malikdir. Tacın birbaşa şüaları və Günəşin radiusu boyunca yönəldilmiş şüalar həm günəş ekvatorunun yaxınlığında, həm də qütb bölgələrində müşahidə olunur. Günəş ləkələri az olduqda, tac şüaları yalnız ekvatorial və orta enliklərdə əmələ gəlir. Tacın forması uzanır. Qütblərdə qütb fırçaları adlanan xarakterik qısa şüalar görünür. Bu halda tacın ümumi parlaqlığı azalır. Bu maraqlı xüsusiyyət tac, görünür, ləkələrin üstünlük təşkil etməsi zonasının 11 illik dövrü ərzində tədricən hərəkəti ilə əlaqələndirilir. Minimumdan sonra 30-40° enliklərdə ekvatorun hər iki tərəfində ləkələr görünməyə başlayır. Sonra ləkə əmələ gəlmə zonası tədricən ekvatora doğru enir.
Diqqətli tədqiqatlar tacın quruluşu ilə günəş atmosferindəki fərdi formasiyalar arasında müəyyən əlaqənin olduğunu müəyyən etməyə imkan verdi. Məsələn, parlaq və birbaşa tac şüaları adətən günəş ləkələri və fakulaların üstündə müşahidə olunur. Qonşu şüalar öz istiqamətində əyilir. Tac şüalarının bazasında xromosferin parlaqlığı artır. Belə bir sahə adətən həyəcanlı adlanır. Qonşu, həyəcansız ərazilərdən daha isti və sıxdır. Tacdakı ləkələrin üstündə parlaq mürəkkəb formasiyalar müşahidə olunur. Prominences də tez-tez tac maddə qabıqları ilə əhatə olunur.
Tac Yerdəki ən qeyri-adi və əlçatmaz şəraitdə maddənin müşahidə oluna biləcəyi unikal təbii laboratoriyaya çevrildi.
19-20-ci əsrlərin əvvəlində, plazma fizikasının əslində hələ mövcud olmadığı bir vaxtda tacın müşahidə olunan xüsusiyyətləri izaholunmaz bir sirr kimi görünürdü. Deməli, rənginə görə tac təəccüblü şəkildə Günəşə bənzəyir, sanki onun işığı güzgü tərəfindən əks olunur. Eyni zamanda, daxili tacda, xarakterikdir günəş spektri Fraunhofer xətləri. Onlar Günəşin kənarından uzaqda, xarici tacda yenidən görünürlər, lakin artıq çox zəifdirlər. Bundan əlavə, tacın işığı qütbləşir: işıq dalğalarının salındığı təyyarələr əsasən günəş diskinə tangensial şəkildə yerləşir. Günəşdən uzaqlaşdıqca qütbləşmiş şüaların nisbəti əvvəlcə artır (demək olar ki, 50%-ə qədər), sonra isə azalır. Nəhayət, demək olar ki, 20-ci əsrin ortalarına qədər olan tacın spektrində parlaq emissiya xətləri görünür. məlum kimyəvi elementlərin heç biri ilə eyniləşdirilə bilmədi.
Məlum oldu ki Əsas səbəb tacın bütün bu xüsusiyyətləri - istilikçox nadirləşdirilmiş qaz. 1 milyon dərəcədən yuxarı temperaturda hidrogen atomlarının orta sürəti 100 km/s-dən çox, sərbəst elektronlar üçün isə 40 dəfə çoxdur. Belə sürətlərdə maddənin güclü seyrəkləşməsinə baxmayaraq (hər kub sm-də cəmi 100 milyon hissəcik, bu Yerdəki havadan 100 milyard dəfə daha nadirdir!) Atomların, xüsusən də elektronların toqquşması nisbətən tez-tez baş verir. Elektron təsir qüvvələri o qədər böyükdür ki, yüngül elementlərin atomları demək olar ki, bütün elektronlarından məhrumdur və onlardan yalnız "çılpaq" atom nüvələri qalır. Daha ağır elementlər yüksək ionlaşma vəziyyətinə keçərək ən dərin elektron qabıqlarını saxlayırlar.
Beləliklə, tac qazı yüksək ionlaşmış plazmadır; müxtəlif kimyəvi elementlərin çoxlu müsbət yüklü ionlarından və hidrogen atomlarının (hər biri bir elektron), heliumun (hər biri iki elektron) və daha ağır atomların ionlaşması nəticəsində yaranan bir qədər çox sayda sərbəst elektrondan ibarətdir. Mobil elektronlar belə bir qazda əsas rol oynadığından, ona tez-tez elektron qaz deyilir, baxmayaraq ki, bu, bütövlükdə plazmanın neytrallığını tamamilə təmin edəcək qədər müsbət ionların mövcudluğunu nəzərdə tutur.
Ağ rəng tac adi günəş işığının sərbəst elektronlara səpilməsi ilə bağlıdır. Onlar səpilmə zamanı öz enerjilərini sərf etmirlər: işıq dalğası ilə zamanda salınaraq, səpələnmiş işığın istiqamətini yalnız qütbləşərək dəyişirlər. Spektrdəki sirli parlaq xətlər dəmir, arqon, nikel, kalsium və digər elementlərin yüksək ionlaşmış atomlarının qeyri-adi şüalanması nəticəsində əmələ gəlir ki, bu da yalnız güclü seyrəkləşmə şəraitində baş verir. Nəhayət, xarici tacda udma xətləri ulduzlararası mühitdə daim mövcud olan toz hissəciklərinin səpilməsi nəticəsində yaranır. Daxili tacda isə xəttin olmaması onunla bağlıdır ki, çox sürətli hərəkət edən elektronlar tərəfindən səpələndikdə, bütün işıq kvantları o qədər əhəmiyyətli tezlik dəyişiklikləri yaşayır ki, hətta günəş spektrinin güclü Fraunhofer xətləri tamamilə “yuyulur”.
Beləliklə, Günəş tacı onun atmosferinin ən kənar hissəsidir, ən nadir və ən istisidir. Əlavə edirik ki, o, həm də bizə ən yaxındır: məlum olur ki, o, Günəşdən daim hərəkət edən plazma axını - günəş küləyi şəklində Günəşdən uzaqlara uzanır. Yerin yaxınlığında onun sürəti orta hesabla 400-500 km/s, bəzən isə demək olar ki, 1000 km/s-ə çatır. Yupiter və Saturnun orbitlərindən çox-çox kənara yayılan günəş küləyi daha da nadir ulduzlararası mühitlə həmsərhəd olan nəhəng heliosferi əmələ gətirir.
Əslində, biz günəş tacının əhatəsində yaşayırıq, baxmayaraq ki, yerin maqnit sahəsi şəklində etibarlı bir maneə ilə nüfuz edən radiasiyadan qorunur. Tac vasitəsilə günəş aktivliyi Yerdə baş verən bir çox proseslərə (geofiziki hadisələr) təsir göstərir.
Günəş yerə necə təsir edir
Günəş planetimizi işıqlandırır və qızdırır, onsuz onsuz nəinki insanlar, hətta mikroorqanizmlər üçün də həyat qeyri-mümkün olardı. Günəş Yerdə baş verən proseslərin əsas (tək olmasa da) mühərrikidir. Ancaq Yer Günəşdən təkcə istilik və işıq qəbul etmir. Müxtəlif növ günəş radiasiyası və hissəcik axınları onun həyatına daimi təsir göstərir.
Günəş spektrin bütün bölgələrində - çox kilometrlik radio dalğalarından qamma şüalarına qədər Yerə elektromaqnit dalğaları göndərir. Yerin ətrafına müxtəlif enerjili yüklü hissəciklər də çatır - həm yüksək, həm aşağı, həm də orta. Nəhayət, Günəş elementar hissəciklərin - neytrinoların güclü axını buraxır. Bununla belə, sonuncunun yerüstü proseslərə təsiri əhəmiyyətsiz dərəcədə azdır: bu hissəciklər üçün Yerşəffafdır və oradan sərbəst uçurlar. Planetlərarası kosmosdan yüklənmiş hissəciklərin yalnız çox kiçik bir hissəsi Yer atmosferinə daxil olur (qalan hissəsi geomaqnit sahəsinin təsiri ilə əyilir və ya gecikir). Lakin onların enerjisi auroralara və planetimizin maqnit sahəsinin pozulmalarına səbəb olmaq üçün kifayətdir.
Elektromaqnit pozğunluğu yer atmosferində ciddi seçimə məruz qalır. Yalnız görünən işığa və ən yaxın ultrabənövşəyi və infraqırmızı radiasiyaya, həmçinin nisbətən dar diapazonda (santimetrdən metrə qədər) radio dalğalarına şəffafdır. Bütün digər radiasiya atmosfer tərəfindən əks olunur və ya udulur, onun yuxarı təbəqələrini qızdırır və ionlaşdırır.
X-ray udma və sərt ultrabənövşəyi şüalar 300-350 km-lik egzozlarda başlayır; eyni yüksəkliklərdə kosmosdan gələn ən uzun radio dalğaları əks olunur. Xromosfer alovlarından günəş rentgen şüalarının güclü partlayışları ilə rentgen kvantları Yer səthindən 80-100 km yüksəkliklərə nüfuz edir, atmosferi ionlaşdırır və qısa dalğa uzunluqlarında rabitənin pozulmasına səbəb olur.
 |
| Günəş diskinin sol tərəfindəki qaranlıq, məşum yerlər tac dəlikləri adlanır. Günəş maqnit sahəsinin güc xətlərinin planetlərarası fəzaya getdiyi səthin üstündə yerləşən bu bölgələr ilə xarakterizə olunur. aşağı təzyiq. Koronal dəliklər 1960-cı illərdən bəri peyklərdən ultrabənövşəyi və rentgen şüaları ilə intensiv şəkildə tədqiq edilmişdir. Məlumdur ki, onlar açıq maqnit sahəsi xətləri boyunca Günəşdən uzaqlaşan atom və elektronlardan ibarət güclü günəş küləyinin mənbəyidir. |
| GÜNƏŞİMİZ |
Yumşaq (uzun dalğalı) ultrabənövşəyi şüalanma daha da dərinə nüfuz edə bilir, 30-35 km hündürlükdə udulur. Burada ultrabənövşəyi kvantlar oksigen molekullarının atomlarına parçalanır, ardınca ozon əmələ gəlir. Bu, ultrabənövşəyi şüalara qarşı şəffaf olmayan, Yerdəki həyatı ölümcül şüalardan qoruyan “ozon ekranı” yaradır. Ən uzun dalğa uzunluğuna malik ultrabənövşəyi şüalanmanın udulmamış hissəsi yer səthinə çatır. Məhz bu şüalar insanlarda günəş yanıqlarına səbəb olur.
Görünən diapazonda radiasiya zəif udulur. Lakin o, buludlar olmadıqda belə atmosfer tərəfindən dağılır və onun bir hissəsi planetlərarası kosmosa qayıdır. Su damcılarından və bərk hissəciklərdən ibarət buludlar günəş radiasiyasının əks olunmasını xeyli gücləndirir. Nəticədə, orta hesabla, Yer atmosferinin sərhəddinə düşən işığın təxminən yarısı planetin səthinə çatır.
1 kvadrat metrlik bir səthə düşən günəş enerjisinin miqdarı, perpendikulyar şəkildə yerləşdirilir günəş şüaları yer atmosferinin kənarında günəş sabiti adlanır. Onu Yerdən ölçmək çox çətindir və buna görə də əvvəllər tapılan dəyərlər kosmik tədqiqat, çox təxmini idi. Kiçik dalğalanmalar (əgər onlar həqiqətən mövcud olsaydı) ölçmələrin qeyri-dəqiqliyində açıq şəkildə "batdı". Yalnız günəş sabitini təyin etmək üçün xüsusi kosmik proqramın həyata keçirilməsi onun etibarlı dəyərini tapmağa imkan verdi. Ən son məlumatlara görə, 0,5% dəqiqliklə 1370 Vt / m 2-dir. Ölçmələr zamanı 0,2%-dən çox dalğalanma aşkar edilməmişdir.
Yerdə radiasiya quru və okeanlar tərəfindən udulur. Qızdırılan yerin səthi öz növbəsində uzun dalğalı infraqırmızı bölgədə şüalanır. Belə radiasiya üçün atmosferin azotu və oksigeni şəffafdır. Ancaq su buxarı tərəfindən acgözlüklə udulur və karbon qazı. Bu kiçik komponentlər sayəsində hava qabığı istiliyi saxlayır. Bu nədir istixana effekti atmosfer. Ümumiyyətlə, günəş enerjisinin Yerə gəlməsi ilə onun planetdəki itkiləri arasında balans var: nə qədər gəlir, nə qədər xərclənir. Əks halda, temperatur yer səthi atmosferlə birlikdə ya daim yüksəlir, ya da enirdi.
- günəş fəaliyyətinin bütün hadisələri Günəşin səthinə maqnit sahələrinin buraxılması ilə bağlıdır. Artıq 20-ci əsrin əvvəllərində aparılmış Zeeman effektinin ilk ölçmələri göstərdi ki, ləkələrdəki sahələr bir neçə min oersted sırasının intensivliyi ilə xarakterizə olunur və belə yataqlar 20.000 km diametrli bölgələrdə həyata keçirilir. . Müasir məişət texnikası Günəşdəki sahələri ölçmək üçün yalnız 1 Oe dəqiqliyi ilə sahənin böyüklüyünü ölçməyə deyil, həm də maqnit sahəsinin gücü vektorunun meyl açılarını mühakimə etməyə imkan verir. Məsələn, aşkar edilmişdir ki, məşəllər sahələri 5-300 Oe olan rayonlardır.Günəş ləkələrinin kölgəsində sahələr günəş səthinə paralel olaraq 1000-4500 Oe-ə çatır. Sahə ayrı-ayrı bağlamalarda cəmləşmişdir.
 |
| Günəş çox narahatdır. Bu saxta rəngli şəkil Günəş diskinin kənarında yerləşən aktiv bölgəni göstərir. İsti plazma günəş fotosferindən çıxır və maqnit sahəsi xətləri boyunca hərəkət edir. Çox isti bölgələr qırmızı rənglə işarələnmişdir ki, bu da digər döngələrə nisbətən daha isti materialın bəzi maqnit sahəsi döngələri vasitəsilə yayıldığını göstərir. Maqnit sahəsinin döngələri çox böyükdür ki, Yer onların içərisinə asanlıqla yerləşə bilsin. |
 |
| GÜNƏŞİMİZ |
Günəş səthi üzərində orta hesablanmış sahə 1 Oe səviyyəsindədir; o, görünür, sərhədlərində 10 Oe olan fərdi hüceyrələrdən ibarətdir. Belə bir sahə Günəşin qütblərinin yaxınlığında müşahidə olunur, aşağı enliklərdə isə tez-tez aktiv bölgələrin güclü sahələri onu narahat edir. Bu güclü yerli sahələr təkcə fotosferanı pozmur, həm də xarici təbəqələrə nüfuz edir. Ləkələrin kölgəsindən yuxarı xromosferdə onların böyüklüyü 1000 Oe, penumbra və fakula üzərində 100 Oe-ə çata bilər. Dolayı məlumatlara görə, aktiv bölgənin üstündəki tacdakı sahələr 10-0,1 Oe, aktiv bölgə (və ya mərkəzi) təşkil edir. aktivlik) artan maqnit sahəsinin gücü ilə müəyyən edilir. Aktiv bölgənin aşağı əsası - fakulalar və ləkələr - fotosferdə yerləşir. Üst hissəsi xromosferik məşəl (flokkulus), tacda isə tac kondensasiyası kimi görünür.
Çox vaxt aktiv bölgələr əks qütbün iki qütbü ilə xarakterizə olunur - sözdə. bipolyar mərkəzlər, baxmayaraq ki, həm çoxqütblü, həm də birqütblü bölgələr var. Əks qütblü qütblər uzunluğu 30.000 km-ə qədər və hündürlüyü 5.000 km-ə qədər olan tağlar sistemi ilə bağlanır. Tağların zirvələri yavaş-yavaş yüksəlir və qütblərin yaxınlığında qaz fotosferə doğru axır.
Zamanla aktiv bölgənin inkişafı özünəməxsusdur. Fotosferdə maqnit sahəsinin güclənməsi ilə bir məşəl meydana çıxır, onun sahəsini və parlaqlığını tədricən artırır. Təxminən bir gündən sonra orada bir neçə qaranlıq nöqtələr görünür - məsamələr, sonra günəş ləkələrinə çevrilir. Bölgənin həyatının onuncu - on birinci günləri xromosferdə və tacda ən şiddətli proseslərlə xarakterizə olunur. Bu halda, böyük ləkə qruplarının ölçüsü uzunluqda 20 helioqrafik dərəcəyə və enlikdə 10-a və ya 2400 km X 12.000 km-ə çatır. 1-3 aydan sonra ləkələr tədricən yox olur, ərazidə nəhəng bir qabarıqlıq yaranır. Altı ay və ya bir ildən sonra bu sahə yox olur.
Sahəsi 3000 Oe olan orta nöqtə üçün maqnit enerjisi kinetik enerjidən ən azı 10 dəfə böyükdür. konvektiv hərəkətlərin enerjisi. Lakin konvektiv hüceyrədə sahənin istiqamətinə perpendikulyar olan üfüqi yerdəyişmə mütləqdir. Sahə üfüqi hərəkətə mane olur, bunun nəticəsində ləkələrdə konveksiya əhəmiyyətli dərəcədə zəifləyir. Konveksiyanın çətinliyi ləkələr sahəsində daha az enerjiyə səbəb olur, çünki dərin təbəqələrdəki enerji konvektiv hərəkətlərlə ötürülür. Yəqin ki, temperaturun aşağı düşməsi və ləkələrin "qaralığı" bu səbəbdəndir.
Ləkələrin kölgəsində müşahidə olunan qranullar (ölçüləri 300 km-ə qədər və orta xidmət müddəti 15-30 dəqiqə) güclü dəyişdirilmiş konveksiyanın mövcudluğunu göstərir. Buradan ibarətdir fərdi elementlər isti qaz yataq boyu ləkələrdə fotosfer hündürlüyünə qədər püskürür. Orada genişlənir, yataqla birlikdə ətrafdakı qazı sıxır. Sıx qaz enmələri, kəsişməsində az dəyişiklik (yəni, sahə xətlərinin az deformasiyası ilə) yaxın məsafədə yerləşən borularda yuxarı və aşağı hərəkətlərə bənzəyən qaz hərəkətləri. Bir çox başqa hallarda - qaz çıxıntılarda, tac ilmələrində hərəkət etdikdə qazın hərəkət trayektoriyaları da sahə xətlərinin gedişatı ilə üst-üstə düşür.
Sahənin xarici atmosferin strukturuna təsir dərəcəsi həm səthə çıxan maqnit axınının böyüklüyündən (1017-1022 μs), həm də hündürlük və zamanla nə qədər dəyişməsindən asılıdır.
|
Fotosfer - teleskopla gördüyümüz və gözlə səth kimi qəbul etdiyimiz günəş atmosferinin həmin təbəqəsi təxminən 5800 C temperatura malikdir. Günəşin minimum aktivliyi dövründə fotosferin səthi nisbətən sakit olur. Ulduza enerji verən termonüvə reaksiyalarının bütün burulğanları içərinin dərinliklərində tüğyan edir. Lakin yeni dövrənin başlaması ilə bütün bu daxili proseslərin enerjisi çıxmağa başlayır. |
günəş fəaliyyəti fotosfer külək
Fotosfer (işıq yayan təbəqə) günəşin görünən səthini təşkil edir. Onun qalınlığı təxminən 2/3 vahid optik qalınlığa uyğundur. Mütləq olaraq, fotosfer müxtəlif hesablamalara görə 100-dən 400 km-ə qədər qalınlığa çatır. Günəşin optik (görünən) şüalanmasının əsas hissəsi fotosferdən gəlir, daha dərin təbəqələrdən gələn şüalanma isə artıq ona çatmır. Fotosferin xarici kənarına yaxınlaşdıqca temperatur 6600 K-dən 4400 K-ə qədər azalır.Bütünlükdə fotosferin effektiv temperaturu 5778 K-dir.Onu Stefan-Boltzman qanununa əsasən hesablamaq olar, ona görə şüalanma gücü. tamamilə qara bir cismin bədən istiliyinin dördüncü qüvvəsi ilə düz mütənasibdir.
Xromosfer (digər yunan dilindən chspmb - rəng, utsbYasb - top, kürə) - Günəşin qalınlığı təxminən 2000 km olan, fotosferi əhatə edən xarici qabığı. Günəş atmosferinin bu hissəsinin adının mənşəyi onun qırmızımtıl rəngi ilə əlaqələndirilir ki, bu da Balmer seriyasından qırmızı H-alfa hidrogen emissiya xəttinin xromosferin görünən spektrində üstünlük təşkil etməsi ilə əlaqədardır. Xromosferin yuxarı sərhədində aydın bir hamar səth yoxdur, ondan daim spikullar adlanan isti ejeksiyonlar baş verir. Eyni zamanda müşahidə edilən spikulların sayı orta hesabla 60-70 min təşkil edir. XIXəsrdə, italyan astronomu Secchi, teleskop vasitəsilə xromosferi müşahidə edərək, onu yanan çöllərlə müqayisə etdi. Xromosferin temperaturu hündürlüyü 4000-dən 20.000 K-ə qədər artır (10.000 K-dən yuxarı olan temperatur diapazonu nisbətən kiçikdir).
Xromosferin sıxlığı azdır, ona görə də parlaqlıq normal şəraitdə müşahidə üçün kifayət deyil. Lakin tam Günəş tutulması zamanı Ay parlaq fotosferi örtən zaman onun üstündə yerləşən xromosfer görünür və qırmızı rəngdə parlayır. O, həmçinin xüsusi dar zolaqlı optik filtrlərdən istifadə etməklə istənilən vaxt müşahidə oluna bilər. Artıq qeyd olunan 656,3 nm dalğa uzunluğuna malik H-alfa xəttinə əlavə olaraq filtr Ca II K (393,4 nm) və Ca II H (396,8 nm) xətlərinə də köklənə bilər.
Tac günəşin son xarici qabığıdır. Tac, ilk növbədə, günəş küləyini meydana gətirərək, bir neçə yüz min və hətta bir milyon kilometrdən çox kosmosda püskürən və püskürən çıxıntılardan və enerjili püskürmələrdən ibarətdir. Orta tac temperaturu 1.000.000 ilə 2.000.000 K arasında, maksimum isə bəzi ərazilərdə 8.000.000 ilə 20.000.000 K arasındadır. Belə yüksək temperatura baxmayaraq, çılpaq gözlə yalnız tam günəş tutulması zamanı görünür. tacda maddə azdır və buna görə də onun parlaqlığı da aşağıdır. Bu təbəqənin qeyri-adi intensiv istiləşməsi, görünür, maqnit birləşməsinin təsiri və zərbə dalğalarının təsiri ilə əlaqədardır. Tacın forması günəş aktivliyi dövrünün fazasından asılı olaraq dəyişir: maksimum aktivlik dövrlərində o, dairəvi formaya malikdir, minimum isə günəş ekvatoru boyunca uzanır. Tacın temperaturu çox yüksək olduğundan, ultrabənövşəyi və rentgen diapazonlarında intensiv şəkildə şüalanır. Bu radiasiyalar yerin atmosferindən yox, onun içindən keçir son vaxtlar kosmik aparatların köməyi ilə onları öyrənmək mümkün oldu. Tacın müxtəlif bölgələrində radiasiya qeyri-bərabər şəkildə baş verir. İsti aktiv və sakit bölgələr, eləcə də nisbətən aşağı temperaturu 600.000 K olan tac dəlikləri var ki, onlardan kosmosa maqnit sahəsi xətləri çıxır. Bu ("açıq") maqnit konfiqurasiyası hissəciklərin Günəşi maneəsiz tərk etməsinə imkan verir, buna görə də günəş küləyi ilk növbədə tac dəliklərindən yayılır.
günəşli külək. Günəş tacının xarici hissəsindən günəş küləyi axır - ionlaşmış hissəciklər (əsasən protonlar, elektronlar və 6 hissəciklər) axını, sıxlığının tədricən azalması ilə heliosferin sərhədlərinə qədər yayılır. Günəş küləyi iki komponentə bölünür - yavaş günəş küləyi və sürətli günəş küləyi. Yavaş günəş küləyi təqribən 400 km/s sürətə və 1,4-1,6·10 6 K temperatura malikdir və onun tərkibi tacla sıx uyğun gəlir. Sürətli günəş küləyinin sürəti təqribən 750 km/s, temperaturu 8·10 5 K, tərkibinə görə fotosferin maddəsinə bənzəyir. Yavaş günəş küləyi sürətli olandan iki dəfə sıx və daha az sabitdir. Yavaş günəş küləyi turbulentlik bölgələri ilə daha mürəkkəb bir quruluşa malikdir.
Tanımaq, öyrənmək daxili quruluş Günəş, indi ulduzun mərkəzindən onun səthinə qədər xəyali bir səyahət edək. Bəs biz müxtəlif dərinliklərdə Günəş qlobusunun temperaturunu və sıxlığını necə təyin edəcəyik? Günəşin daxilində hansı proseslərin baş verdiyini necə öyrənə bilərik?
Belə çıxır ki, ulduzların fiziki parametrlərinin əksəriyyəti (bizim Günəşimiz də ulduzdur!) ölçülmür, nəzəri olaraq kompüterlərdən istifadə etməklə hesablanır. Yalnız bəziləri Ümumi xüsusiyyətlər ulduz, məsələn, kütləsi, radiusu və fiziki şərait, onun səthində üstünlük təşkil edən: temperatur, atmosferin ölçüsü və sıxlığı və s. Bir ulduzun (xüsusən də Günəşin) kimyəvi tərkibi spektral yolla müəyyən edilir. Və bu məlumatlar əsasında nəzəri astrofizik Günəşin riyazi modelini yaradacaq. Əgər belə bir model müşahidələrin nəticələrinə uyğundursa, o zaman reallığa kifayət qədər yaxşı yaxınlaşma hesab edilə bilər. Biz isə belə bir modelə arxalanaraq böyük korifeyin bütün ekzotik dərinliklərini təsəvvür etməyə çalışacağıq.
Günəşin mərkəzi hissəsi onun nüvəsi adlanır. Günəş nüvəsinin içindəki maddə son dərəcə sıxılır. Onun radiusu Günəş radiusunun təxminən 1/4-ü, həcmi isə Günəşin ümumi həcminin 1/45-i (2%-dən bir qədər çox) təşkil edir. Buna baxmayaraq, lampanın demək olar ki, yarısı nüvəyə yığılmışdır günəş kütləsi. Bu, günəş maddəsinin çox yüksək dərəcədə ionlaşması sayəsində mümkün olmuşdur. Oradakı şərait termonüvə reaktorunun işləməsi üçün tam olaraq lazım olan şeydir.Core günəş enerjisinin yarandığı nəhəng idarə olunan elektrik stansiyasıdır.
Günəşin mərkəzindən radiusunun təxminən 1/4 hissəsi ilə hərəkət edərək, radiasiya enerjisinin ötürülməsi zonasına daxil oluruq. Günəşin bu ən geniş daxili bölgəsini günəş enerjisinin yavaş-yavaş sızdığı nüvə qazanının divarları kimi təsəvvür etmək olar. Ancaq Günəşin səthinə nə qədər yaxın olsa, temperatur və təzyiq bir o qədər aşağı olur. Nəticədə maddənin burulğanla qarışması baş verir və enerji ötürülməsi əsasən maddənin özü tərəfindən baş verir. Enerjinin ötürülməsinin bu üsuluna konveksiya, onun meydana gəldiyi Günəşin yeraltı təbəqəsi isə konvektiv zona adlanır. Günəş tədqiqatçıları hesab edirlər ki, günəş prosesləri fizikasında onun rolu müstəsna dərəcədə böyükdür. Axı, burada günəş maddəsinin və maqnit sahələrinin müxtəlif hərəkətləri yaranır.
Nəhayət, Günəşin görünən səthindəyik. Günəşimiz bir ulduz, isti plazma topu olduğu üçün Yerdən, Aydan, Marsdan və bu kimi planetlərdən fərqli olaraq sözün tam mənasında başa düşülən real səthə malik ola bilməz. Və əgər söhbət Günəşin səthindən gedirsə, onda bu anlayış şərtidir.
Günəşin birbaşa konvektiv zonanın üstündə yerləşən görünən parlaq səthi yunan dilində "işıq sferası" mənasını verən fotosfer adlanır.
Fotosfer 300 km-lik bir təbəqədir. Günəş şüaları buradan gəlir. Biz Günəşə Yerdən baxdığımızda, fotosfer sadəcə olaraq görmə qabiliyyətimizə nüfuz edən təbəqədir. Daha dərin qatlardan gələn şüalar artıq bizə çatmır və onları görmək mümkün deyil.
Fotosferdəki temperatur dərinlik artdıqca artır və orta hesabla 5800 K səviyyəsində qiymətləndirilir.
Günəşin optik (görünən) şüalanmasının əsas hissəsi fotosferdən gəlir. Burada qazın orta sıxlığı nəfəs aldığımız havanın sıxlığının 1/1000-dən azdır və fotosferin xarici kənarına yaxınlaşdıqca temperatur 4800 K-ə qədər azalır.Belə şəraitdə hidrogen demək olar ki, tamamilə neytral vəziyyətdə qalır. dövlət.
Astrofiziklər böyük işığın səthi üçün fotosferin əsasını götürürlər. Onlar fotosferin özünü günəş atmosferinin ən aşağı (daxili) təbəqəsi hesab edirlər. Onun üstündə günəş atmosferinin, xromosferin və tacın xarici təbəqələrini təşkil edən daha iki təbəqə var. Və bu üç təbəqə arasında kəskin sərhədlər olmasa da, onların əsas fərqləndirici xüsusiyyətləri ilə tanış olaq.
Fotosferin sarı-ağ işığı davamlı bir spektrə malikdir, yəni rənglərin qırmızıdan bənövşəyiyə tədricən keçidi ilə davamlı göy qurşağı zolağına bənzəyir. Lakin nadirləşdirilmiş xromosferin aşağı təbəqələrində, temperaturun 4200 K-ə düşdüyü sözdə temperatur minimumu bölgəsində, günəş işığı udulmağa məruz qalır, buna görə Günəşin spektrində dar udma xətləri əmələ gəlir. Onlar 1816-cı ildə 754 xəttin dalğa uzunluğunu diqqətlə ölçən alman optiki Josef Frau və Gopherin şərəfinə Fraunhofer xətləri adlanır.
Bu günə qədər Günəşin spektrində işığın "soyuq" atomlar tərəfindən udulması nəticəsində yaranan müxtəlif intensivlikdə 26 000-dən çox qaranlıq xətt qeydə alınıb. Hər bir kimyəvi elementin özünəməxsus udma xətləri dəsti olduğundan, bu, onun günəş atmosferinin xarici təbəqələrində mövcudluğunu müəyyən etməyə imkan verir.
Günəş atmosferinin kimyəvi tərkibi son bir neçə milyard il ərzində əmələ gələn əksər ulduzlarınkinə bənzəyir (onlara ikinci nəsil ulduzlar deyilir). Köhnə göy cisimləri (birinci nəsil ulduzlar) ilə müqayisədə onların tərkibində on dəfə çox ağır elementlər, yəni heliumdan daha ağır elementlər var. Astrofiziklər hesab edirlər ki, ağır elementlər ilk dəfə ulduzların partlaması zamanı, hətta ola bilsin ki, qalaktikaların partlaması zamanı baş verən nüvə reaksiyaları nəticəsində yaranıb. Günəşin yaranması zamanı ulduzlararası mühit artıq ağır elementlərlə kifayət qədər zənginləşmişdi (Günəşin özü hələ heliumdan ağır elementlər əmələ gətirmir). Ancaq Yerimiz və digər planetlər, görünür, Günəşlə eyni qaz və toz buludundan qatılaşdılar. Buna görə də öyrənməklə mümkündür kimyəvi birləşmə gündüz işığımızla yanaşı, ilkin protoplanetar maddənin tərkibini də öyrənirik.
Günəş atmosferindəki temperatur yüksəkliyə görə dəyişdiyindən, müxtəlif kimyəvi elementlərin atomları tərəfindən müxtəlif səviyyələrdə udma xətləri əmələ gəlir. Bu, böyük ulduzun müxtəlif atmosfer qatlarını öyrənməyə və onların uzunluğunu müəyyən etməyə imkan verir.
Fotosferin üstündə daha nadir heca var! "rəngli kürə" mənasını verən xromosfer adlanan Günəş atmosferi. Onun parlaqlığı fotosferin parlaqlığından dəfələrlə azdır, ona görə də xromosfer Ayın qaranlıq diskinin ətrafındakı çəhrayı halqa kimi yalnız tam günəş tutulmalarının qısa dəqiqələrində görünür. Xromosferin qırmızı rəngi hidrogen şüalanması ilə əlaqədardır. Bu qaz spektrin qırmızı bölgəsində ən sıx spektral xətti olan Ha-ya malikdir və xromosferdə xüsusilə böyük miqdarda hidrogen var.
Günəş tutulmaları zamanı əldə edilən spektrlər göstərir ki, hidrogenin qırmızı xətti fotosferdən təxminən 12 000 km yüksəklikdə yox olur, ionlaşmış kalsium əhəngləri isə 14 000 km yüksəklikdə görünmür. Bu hündürlük xromosferin yuxarı sərhəddi hesab olunur. Temperatur yüksəldikcə temperatur yüksəlir, xromosferin yuxarı təbəqələrində 50.000 K-ə çatır.Temperatur yüksəldikcə hidrogenin, sonra isə heliumun ionlaşması güclənir.
Xromosferdə temperaturun artması tamamilə başa düşüləndir. Məlum olduğu kimi, günəş atmosferinin sıxlığı hündürlüklə sürətlə azalır və seyrəkləşmiş mühit sıx olandan daha az enerji yayır. Buna görə də Günəşdən gələn enerji yuxarı xromosferi və onun üzərində yerləşən tacı qızdırır.
Hazırda heliofiziklər xüsusi alətlərdən istifadə edərək xromosferi təkcə günəş tutulması zamanı deyil, istənilən aydın gündə də müşahidə edirlər. Tam günəş tutulmaları zamanı siz günəş atmosferinin ən xarici qabığını - tacını - tutulmuş Günəşin ətrafında uzanan zərif mirvari-gümüşlü parıltı görə bilərsiniz. Tacın ümumi parlaqlığı Günəş işığının milyonda biri və ya tam ay işığının yarısıdır.
Günəş tacı 2 milyon K-yə yaxın temperatura malik olduqca nadirləşdirilmiş plazmadır. Tac maddəsinin sıxlığı Yer səthinə yaxın havanın sıxlığından yüz milyardlarla dəfə azdır. Belə şəraitdə kimyəvi elementlərin atomları neytral vəziyyətdə ola bilməz: onların sürəti o qədər yüksəkdir ki, qarşılıqlı toqquşmalarda demək olar ki, bütün elektronlarını itirirlər və dəfələrlə ionlaşırlar. Buna görə günəş tacı ilk növbədə protonlardan (hidrogen atomlarının nüvələri), helium nüvələrindən və sərbəst elektronlardan ibarətdir.
Tacın müstəsna yüksək temperaturu onun maddəsinin ultrabənövşəyi və rentgen şüalarının güclü mənbəyinə çevrilməsinə səbəb olur. Elektromaqnit spektrinin bu diapazonlarında müşahidələr üçün, məlum olduğu kimi, kosmik gəmilərdə və orbitdəki elmi stansiyalarda quraşdırılmış xüsusi ultrabənövşəyi və rentgen teleskoplarından istifadə olunur.
Radio metodlarının köməyi ilə (günəş tacı intensiv olaraq desimetr və metr radio dalğaları yayır) günəş diskinin kənarından 30 günəş radiusuna qədər məsafədə tac şüaları "görünür". Günəşdən uzaqlaşdıqca tacın sıxlığı çox yavaş azalır və onun ən üst təbəqəsi kosmosa axır. Günəş küləyi belə əmələ gəlir.
Yalnız cisimciklərin uçuculaşması səbəbindən Günəşin kütləsi hər saniyədə ən azı 400 min ton azalır.
Günəş küləyi planet sistemimizin bütün fəzasında əsir. Bu zaman ilkin sürət 1000 km/s-dən çox olur, lakin sonra yavaş-yavaş azalır. Yerin orbitində orta sürəti 400 km/s sürətlə küləklər. Om öz yolunda planetlərin və kometlərin buraxdığı bütün qazları, ən kiçik meteor toz hissəciklərini və hətta aşağı enerjili qalaktik kosmik şüaların hissəciklərini süpürür, bütün bu "zibilləri" planetar sistemin kənarına aparır. Obrazlı desək, sanki böyük nurçu tacında çimirik...
Bizə ən yaxın ulduz, əlbəttə ki, Günəşdir. Kosmik parametrlərə görə, Yerdən ona olan məsafə kifayət qədər kiçikdir: Günəşdən Yerə günəş işığı cəmi 8 dəqiqə keçir.
Günəş əvvəllər düşünüldüyü kimi adi bir sarı cırtdan deyil. Bu, planetlərin ətrafında fırlandığı günəş sisteminin mərkəzi orqanıdır böyük miqdar ağır elementlər. Bu, bir neçə fövqəlnova partlayışından sonra yaranan ulduzdur və onun ətrafında planetar sistem yaranmışdır. İdeal şəraitə yaxın yerləşdiyinə görə üçüncü Yer planetində həyat yaranmışdır. Günəşin artıq beş milyard yaşı var. Amma gəlin görək niyə parlayır? Günəşin quruluşu nədir və onun xüsusiyyətləri nələrdir? Gələcəkdə onu nə gözləyir? Onun Yerə və onun sakinlərinə təsiri nə dərəcədə əhəmiyyətlidir? Günəş Günəş sisteminin bütün 9 planetinin, o cümlədən bizimkilərin də fırlandığı ulduzdur. 1 a.u. (astronomik vahid) = 150 milyon km - Yerdən Günəşə olan orta məsafə eynidir. Günəş sisteminə doqquz böyük planet, yüzə yaxın peyk, çoxlu kometlər, on minlərlə asteroid (kiçik planetlər), meteoroidlər və planetlərarası qaz və toz daxildir. Bütün bunların mərkəzində Günəşimiz dayanır.
Günəş milyonlarla ildir parlayır ki, bu da mavi-yaşıl-mavi yosunların qalıqlarından əldə edilən müasir bioloji tədqiqatlarla təsdiqlənir. Günəşin səthinin temperaturunu ən azı 10% dəyişdirin və Yer kürəsində bütün həyat öləcək. Ona görə də yaxşı haldır ki, ulduzumuz bəşəriyyətin və Yerdəki digər canlıların firavanlığı üçün lazım olan enerjini bərabər şəkildə yayır. Dünya xalqlarının dinlərində və miflərində Günəş həmişə əsas yeri tutmuşdur. Antik dövrün demək olar ki, bütün xalqlarında Günəş ən mühüm tanrı idi: Helios - qədim yunanlar arasında, Ra - qədim misirlilərin Günəş tanrısı və slavyanlar arasında Yarilo. Günəş istilik, məhsul gətirdi, hamı ona hörmət edirdi, çünki onsuz Yer üzündə həyat olmazdı. Günəşin ölçüsü təsir edicidir. Məsələn, Günəşin kütləsi Yerin kütləsindən 330.000 dəfə, radiusu isə 109 dəfə böyükdür. Ancaq ulduz bədənimizin sıxlığı kiçikdir - suyun sıxlığından 1,4 dəfə çoxdur. Səthdəki ləkələrin hərəkətini Qalileo Qaliley özü də müşahidə etdi və bununla da Günəşin yerində dayanmadığını, fırlandığını sübut etdi.
günəşin konvektiv zonası
Radioaktiv zona Günəşin daxili diametrinin təxminən 2/3 hissəsi, radiusu isə təxminən 140 min km-dir. Mərkəzdən uzaqlaşan fotonlar toqquşmanın təsiri altında enerjilərini itirirlər. Bu hadisəyə konveksiya hadisəsi deyilir. Bu, qaynayan çaydanda baş verən prosesə bənzəyir: qızdırıcı elementdən gələn enerji, keçiricilik nəticəsində çıxarılan miqdardan çox böyükdür. İsti su, yanğının yaxınlığında yerləşən, yüksəlir, daha soyuq olan isə aşağı düşür. Bu proses konvensiya adlanır. Konveksiyanın mənası ondan ibarətdir ki, daha sıx bir qaz səth üzərində paylanır, soyuyur və yenidən mərkəzə gedir. Günəşin konvektiv zonasında qarışdırma prosesi davamlıdır. Günəşin səthinə teleskopla baxdıqda onun dənəvər quruluşunu - qranulyasiyaları görə bilərsiniz. Hiss odur ki, qranullardan ibarətdir! Bu, fotosferin altında baş verən konveksiya ilə əlaqədardır.
günəşin fotosferası
İncə təbəqə (400 km) - Günəşin fotosferası, birbaşa konvektiv zonanın arxasında yerləşir və Yerdən görünən "əsl günəş səthini" təmsil edir. Fotosferdəki qranullar ilk dəfə 1885-ci ildə fransız Janssen tərəfindən çəkilmişdir. Orta qranulun ölçüsü 1000 km, 1 km/san sürətlə hərəkət edir və təxminən 15 dəqiqə mövcuddur. Fotosferdə qaranlıq formasiyalar ekvatorial hissədə müşahidə oluna bilər, sonra isə yerdəyişmə olur. Ən güclü maqnit sahələri belə ləkələrin əlamətidir. AMMA tünd rəngətrafdakı fotosferə nisbətən aşağı temperatur hesabına əldə edilir.
Günəşin xromosferi
Günəş xromosferi (rəngli kürə) birbaşa fotosferin arxasında yerləşən günəş atmosferinin sıx təbəqəsidir (10.000 km). Fotosferə yaxın yerləşdiyinə görə xromosferi müşahidə etmək olduqca problemlidir. Ayın fotosferi bağladığı zaman ən yaxşı şəkildə görünür, yəni. günəş tutulmaları zamanı.
Günəş şüaları parıldayan uzun filamentlərə bənzəyən böyük hidrogen emissiyalarıdır. Prominenslər Günəşin diametrinə (1,4 milyon km) çataraq böyük məsafələrə qalxır, təxminən 300 km/san sürətlə hərəkət edir və eyni zamanda temperatur 10.000 dərəcəyə çatır.
Günəş tacı, xromosferin üstündə yaranan Günəş atmosferinin xarici və uzanan təbəqələridir. Günəş tacının uzunluğu çox uzundur və bir neçə günəş diametrinə çatır. Bunun dəqiq harada bitdiyi sualına elm adamları hələ dəqiq cavab ala bilməyiblər.
Günəş tacının tərkibi nadirləşdirilmiş, yüksək ionlaşmış plazmadır. Tərkibində ağır ionlar, helium nüvəsi olan elektronlar və protonlar var. Tacın temperaturu Günəşin səthinə nisbətən 1 ilə 2 milyon dərəcə K-ə çatır.
Günəş küləyi günəş atmosferinin xarici qabığından maddənin (plazmanın) davamlı axınıdır. O, protonlardan, atom nüvələrindən və elektronlardan ibarətdir. Günəş küləyinin sürəti Günəşdə gedən proseslərə uyğun olaraq 300 km/san ilə 1500 km/san arasında dəyişə bilər. Günəş küləyi bütün günəş sistemi boyunca yayılır və onunla qarşılıqlı əlaqədə olur maqnit sahəsi Yer müxtəlif hadisələrə səbəb olur, bunlardan biri də şimal işıqlarıdır.
Günəşin xüsusiyyətləri
Günəşin kütləsi: 2∙1030 kq (332.946 Yer kütləsi)
Çap: 1.392.000 km
Radius: 696.000 km
Orta sıxlıq: 1400 kq/m3
Eksenel əyilmə: 7,25 ° (ekliptikanın müstəvisinə nisbətən)
Səthin temperaturu: 5,780 K
Günəşin mərkəzindəki temperatur: 15 milyon dərəcə
Spektral sinif: G2 V
Yerdən orta məsafə: 150 milyon km
Yaş: 5 milyard il
Fırlanma müddəti: 25.380 gün
Parlaqlıq: 3.86∙1026W
Görünən böyüklük: 26,75 m
