Vía Láctea - Galaxia Shasha
Atmósfera solar - fotosfera
Fotosfera
- la atmósfera del Sol comienza 200-300 km más profundo que el borde visible del borde solar. Estas capas más profundas de la atmósfera se llaman fotosfera. Dado que su grosor no es más de una tresmilésima parte del radio solar, la fotosfera a veces se denomina condicionalmente la superficie del Sol.
La densidad de los gases en la fotosfera es aproximadamente la misma que en la estratosfera de la Tierra y cientos de veces menor que en la superficie de la Tierra. La temperatura de la fotosfera disminuye de 8000 K a una profundidad de 300 km a 4000 K como máximo capas superiores. La temperatura de esa capa intermedia, cuya radiación percibimos, es de unos 6000 K. En tales condiciones, casi todas las moléculas de gas se descomponen en átomos individuales. Sólo en las capas superiores de la fotosfera se conservan relativamente pocas moléculas simples y radicales como H 2 , OH, CH.
Un papel especial en la atmósfera solar lo juega el ion de hidrógeno negativo, que no se encuentra en la naturaleza terrestre, que es un protón con dos electrones. Este compuesto inusual se produce en la delgada capa exterior más fría de la fotosfera cuando los electrones libres cargados negativamente se "pegan" a los átomos de hidrógeno neutros, que son suministrados por átomos fácilmente ionizables de calcio, sodio, magnesio, hierro y otros metales. Cuando se producen, los iones de hidrógeno negativos emiten la mayor parte de la luz visible. Los iones absorben con entusiasmo la misma luz, por lo que la opacidad de la atmósfera aumenta rápidamente con la profundidad. Por tanto, el borde visible del Sol nos parece muy nítido.
Casi todo nuestro conocimiento sobre el Sol se basa en el estudio de su espectro, una estrecha franja multicolor que tiene la misma naturaleza que un arco iris. Por primera vez, colocando un prisma en la trayectoria de un rayo de sol, Newton recibió una tira de este tipo y exclamó: "¡Espectro!"(espectro lat. - "visión"). Más tarde, se notaron líneas oscuras en el espectro del Sol y se consideraron los límites de los colores.
En un telescopio con un gran aumento, puede observar los detalles finos de la fotosfera: todo parece estar salpicado de pequeños granos brillantes, gránulos, separados por una red de caminos estrechos y oscuros. La granulación es el resultado de la mezcla de corrientes de gas más calientes que ascienden y las más frías que se hunden. La diferencia de temperatura entre ellos en las capas exteriores es relativamente pequeña (200-300 K), pero a mayor profundidad, en la zona convectiva, es mayor y la mezcla es mucho más intensa. La convección en las capas exteriores del Sol juega un papel muy importante en la determinación de la estructura general de la atmósfera. En última instancia, es la convección, como resultado de una interacción compleja con los campos magnéticos solares, la causa de todas las diversas manifestaciones de la actividad solar. Los campos magnéticos están involucrados en todos los procesos en el Sol. De vez en cuando, surgen campos magnéticos concentrados en una pequeña región de la atmósfera solar, varios miles de veces más fuertes que en la Tierra. El plasma ionizado es un buen conductor, no puede moverse a través de las líneas de inducción magnética de un campo magnético fuerte. Por lo tanto, en tales lugares, se inhibe la mezcla y el ascenso de gases calientes desde abajo, y aparece una región oscura: una mancha solar. Contra el fondo de la deslumbrante fotosfera, parece completamente negro, aunque en realidad su brillo es solo diez veces más débil.
Con el tiempo, el tamaño y la forma de las manchas cambian mucho. Habiendo surgido en forma de un punto apenas perceptible, un poro, la mancha aumenta gradualmente su tamaño a varias decenas de miles de kilómetros. Las manchas grandes, por regla general, consisten en una parte oscura (núcleo) y una parte menos oscura, la penumbra, cuya estructura le da a la mancha la apariencia de un vórtice. Los puntos están rodeados por áreas más brillantes de la fotosfera, llamadas fáculas o campos de antorcha.
La fotosfera pasa gradualmente a capas exteriores más enrarecidas de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona.
Atmósfera solar - cromosfera
Atmósfera
(del griego "esfera de color") se llama así por su color púrpura rojizo. Es visible durante los eclipses solares totales como un anillo irregular brillante alrededor del disco negro de la Luna, que acaba de eclipsar al Sol. La cromosfera es muy heterogénea y se compone principalmente de lenguas alargadas alargadas (espículas), que le dan el aspecto de hierba quemada. La temperatura de estos chorros cromosféricos es de dos a tres veces mayor que en la fotosfera, y la densidad es cientos de miles de veces menor. La longitud total de la cromosfera es de 10-15 mil kilómetros.
El aumento de temperatura en la cromosfera se explica por la propagación de ondas y campos magnéticos que penetran en ella desde la zona convectiva. La sustancia se calienta de la misma manera que si estuviera ocurriendo en un gigante horno microondas. Las velocidades del movimiento térmico de las partículas aumentan, las colisiones entre ellas se vuelven más frecuentes y los átomos pierden sus electrones externos: la sustancia se convierte en un plasma ionizado caliente. Estos mismos procesos físicos también mantienen la temperatura inusualmente alta de las capas más externas de la atmósfera solar, que se encuentran por encima de la cromosfera.
A menudo, durante los eclipses (y con la ayuda de instrumentos espectrales especiales, incluso sin esperar los eclipses) sobre la superficie del Sol, se pueden observar "fuentes", "nubes", "embudos", "arbustos", "arcos" de formas extrañas. y otras formaciones brillantemente luminosas de las sustancias cromosféricas. Son estacionarios o cambian lentamente, rodeados de suaves chorros curvos que entran o salen de la cromosfera, elevándose decenas y cientos de miles de kilómetros. Estas son las formaciones más grandiosas de la atmósfera solar: prominencias. Cuando se observan en la línea espectral roja emitida por los átomos de hidrógeno, aparecen contra el fondo del disco solar como filamentos oscuros, largos y curvos.
Las prominencias tienen aproximadamente la misma densidad y temperatura que la cromosfera. Pero están por encima y están rodeados por capas superiores más altas y altamente enrarecidas de la atmósfera solar. Las protuberancias no caen en la cromosfera porque su sustancia está sostenida por los campos magnéticos de las regiones activas del Sol.
Por primera vez, el astrónomo francés Pierre Jansen y su colega inglés Joseph Lockyer observaron en 1868 el espectro de una prominencia fuera de un eclipse. ubicado cerca de él, entonces puedes notar el espectro de su radiación. Al apuntar la rendija a diferentes partes de la prominencia o cromosfera, se pueden estudiar por partes. El espectro de prominencias, como el de la cromosfera, consta de líneas brillantes, principalmente hidrógeno, helio y calcio. Las líneas de emisión de otros elementos químicos también están presentes, pero son mucho más débiles.
Algunas prominencias, después de haber pasado mucho tiempo sin cambios notables, explotan repentinamente, por así decirlo, y su sustancia es expulsada al espacio interplanetario a una velocidad de cientos de kilómetros por segundo. La apariencia de la cromosfera también cambia con frecuencia, lo que indica el movimiento continuo de sus gases constituyentes.
A veces ocurre algo similar a las explosiones en regiones muy pequeñas de la atmósfera del Sol. Estos son los llamados destellos cromosféricos (los procesos similares a explosiones más poderosos pueden durar solo unos minutos, pero durante este tiempo se libera energía, que a veces alcanza los 10 25 J). Suelen durar varias decenas de minutos. Durante destellos en las líneas espectrales de hidrógeno, helio, calcio ionizado y algunos otros elementos, la luminosidad de una sección individual de la cromosfera se multiplica repentinamente por diez. La radiación ultravioleta y de rayos X aumenta con especial fuerza: a veces su potencia es varias veces mayor que la potencia de radiación solar total en esta región de longitud de onda corta del espectro antes de la llamarada.
Manchas, antorchas, prominencias, llamaradas cromosféricas son todas manifestaciones de la actividad solar. Con un aumento en la actividad, el número de estas formaciones en el Sol se vuelve mayor.
Atmósfera solar - corona
Corona
A diferencia de la fotosfera y la cromosfera, la mayoría parte exterior La atmósfera del Sol es enorme: se extiende por millones de kilómetros, lo que corresponde a varios radios solares, y su débil extensión va más allá.
La densidad de la materia en la corona solar disminuye con la altura mucho más lentamente que la densidad del aire en la atmósfera terrestre. La disminución de la densidad del aire a medida que asciende está determinada por la gravedad de la Tierra. En la superficie del Sol, la gravedad es mucho más fuerte y, al parecer, su atmósfera no debería ser alta. De hecho, es inusualmente vasto. Por lo tanto, existen algunas fuerzas que actúan en contra de la atracción del Sol. ¡Estas fuerzas están asociadas con las enormes velocidades de movimiento de los átomos y electrones en la corona, calentada a una temperatura de 1-2 millones de grados!
La corona se observa mejor durante la fase total de un eclipse solar. Es cierto que en los pocos minutos que dura es muy difícil esbozar no solo detalles individuales, sino incluso forma general coronas El ojo del observador apenas empieza a acostumbrarse al repentino crepúsculo, y un brillante rayo de Sol que ha aparecido por detrás del borde de la Luna ya anuncia el final del eclipse. Por lo tanto, a menudo los bocetos de la corona, realizados por observadores experimentados durante el mismo eclipse, eran muy diferentes. Ni siquiera fue posible determinar con precisión su color.
La invención de la fotografía proporcionó a los astrónomos un método de investigación objetivo y documental. Sin embargo, obtener una buena imagen de la corona tampoco es fácil. El hecho es que su parte más cercana al Sol, la llamada corona interior, es relativamente brillante, mientras que la corona exterior de gran alcance parece tener un brillo muy pálido. Por tanto, si en las fotografías se ve claramente la corona exterior, entonces la interior resulta sobreexpuesta, y en las fotografías en las que se ven los detalles de la corona interior, la exterior es completamente invisible. Para superar esta dificultad, durante un eclipse, generalmente intentan obtener varias imágenes de la corona a la vez, con velocidades de obturación largas y cortas. O la corona se fotografía colocando un filtro "radial" especial frente a la placa fotográfica, que debilita las zonas anulares de brillo. partes internas coronas En tales imágenes, su estructura se puede rastrear a distancias de muchos radios solares.
Ya las primeras fotografías exitosas permitieron detectar en la corona. un gran número de detalles: rayos coronales, todo tipo de "arcos", "cascos" y otras formaciones complejas claramente asociadas a regiones activas.
La característica principal de la corona es la estructura radiante. Los rayos coronales tienen una amplia variedad de formas: a veces son cortos, a veces largos, a veces los rayos son rectos y, a veces, están fuertemente curvados. En 1897, el astrónomo de Pulkovo Alexei Pavlovich Gansky descubrió que la vista general corona solar cambia periódicamente. Resultó que esto se debe al ciclo de 11 años de actividad solar.
Con un período de 11 años, tanto el brillo general como la forma de la corona solar cambian. Durante la época de máximo de manchas solares, tiene una forma relativamente redondeada. Los rayos directos de la corona y dirigidos a lo largo del radio del Sol se observan tanto cerca del ecuador solar como en las regiones polares. Cuando hay pocas manchas solares, los rayos coronales se forman solo en las latitudes ecuatoriales y medias. La forma de la corona se vuelve alargada. En los polos aparecen rayos cortos característicos, los llamados cepillos polares. En este caso, el brillo general de la corona disminuye. Este característica interesante corona, aparentemente, está asociada con el movimiento gradual durante el ciclo de 11 años de la zona de formación predominante de manchas. Después del mínimo, comienzan a aparecer manchas a ambos lados del ecuador en latitudes de 30-40°. Luego, la zona de formación de manchas desciende gradualmente hacia el ecuador.
Cuidadosos estudios han permitido establecer que existe una cierta relación entre la estructura de la corona y las formaciones individuales en la atmósfera solar. Por ejemplo, los rayos coronales brillantes y directos suelen observarse sobre las manchas solares y las fáculas. Las vigas vecinas se doblan en su dirección. En la base de los rayos coronales, aumenta el brillo de la cromosfera. Tal área generalmente se llama excitada. Es más caliente y más denso que las áreas vecinas no excitadas. Se observan formaciones complejas brillantes sobre las manchas en la corona. Las prominencias también suelen estar rodeadas de caparazones de materia coronal.
La corona resultó ser un laboratorio natural único en el que se puede observar la materia en las condiciones más inusuales e inalcanzables de la Tierra.
A finales de los siglos XIX y XX, cuando la física del plasma aún no existía, las características observadas de la corona parecían ser un misterio inexplicable. Entonces, en color, la corona es sorprendentemente similar al Sol, como si su luz se reflejara en un espejo. Al mismo tiempo, sin embargo, en la corona interna, la característica espectro solar Líneas de Fraunhofer. Reaparecen lejos del borde del Sol, en la corona exterior, pero ya muy débiles. Además, la luz de la corona está polarizada: los planos en los que oscilan las ondas luminosas se sitúan mayoritariamente tangenciales al disco solar. Con la distancia al Sol, la proporción de rayos polarizados primero aumenta (casi al 50%) y luego disminuye. Finalmente, aparecen líneas de emisión brillantes en el espectro de la corona, que casi hasta mediados del siglo XX. no se pudo identificar con ninguno de los elementos químicos conocidos.
Resultó que razón principal todas estas características de la corona - calor gas altamente enrarecido. A temperaturas superiores a 1 millón de grados, las velocidades medias de los átomos de hidrógeno superan los 100 km/s, y para los electrones libres son 40 veces más. A tales velocidades, a pesar de la fuerte rarefacción de la materia (¡solo 100 millones de partículas por centímetro cúbico, que es 100 mil millones de veces más rara que el aire en la Tierra!), las colisiones de átomos, especialmente con electrones, son relativamente frecuentes. Las fuerzas de los impactos de los electrones son tan grandes que los átomos de los elementos ligeros se ven privados casi por completo de todos sus electrones y solo quedan núcleos atómicos "desnudos". Los elementos más pesados retienen las capas de electrones más profundas, pasando a un estado de alto grado de ionización.
Entonces, el gas coronal es un plasma altamente ionizado; consiste en muchos iones cargados positivamente de varios elementos químicos y un número ligeramente mayor de electrones libres que surgen de la ionización de átomos de hidrógeno (un electrón cada uno), helio (dos electrones cada uno) y átomos más pesados. Dado que los electrones móviles desempeñan el papel principal en dicho gas, a menudo se le llama gas de electrones, aunque esto implica la presencia de tal cantidad de iones positivos que garantizaría por completo la neutralidad del plasma en su conjunto.
el color blanco corona se debe a la dispersión de la luz solar ordinaria sobre los electrones libres. No invierten su energía durante la dispersión: oscilando en el tiempo con la onda de luz, solo cambian la dirección de la luz dispersada, mientras la polarizan. Las misteriosas líneas brillantes en el espectro son generadas por la radiación inusual de átomos altamente ionizados de hierro, argón, níquel, calcio y otros elementos, que ocurre solo en condiciones de fuerte rarefacción. Finalmente, las líneas de absorción en la corona exterior son causadas por la dispersión de partículas de polvo que están constantemente presentes en el medio interestelar. Y la ausencia de una línea en la corona interna se debe al hecho de que cuando se dispersan por electrones que se mueven muy rápido, todos los cuantos de luz experimentan cambios de frecuencia tan significativos que incluso las líneas fuertes de Fraunhofer del espectro solar se "lavan" por completo.
Entonces, la corona del Sol es la parte más externa de su atmósfera, la más enrarecida y la más caliente. Agregamos que también es el más cercano a nosotros: resulta que se extiende lejos del Sol en forma de una corriente de plasma que se mueve constantemente desde él: el viento solar. Cerca de la Tierra, su velocidad promedia los 400-500 km/s, y en ocasiones alcanza casi los 1000 km/s. Extendiéndose mucho más allá de las órbitas de Júpiter y Saturno, el viento solar forma una gigantesca heliosfera bordeando un medio interestelar aún más enrarecido.
De hecho, vivimos rodeados por la corona solar, aunque protegidos de su radiación penetrante por una barrera fiable en forma de campo magnético terrestre. A través de la corona, la actividad solar afecta muchos procesos que ocurren en la Tierra (fenómenos geofísicos).
Como afecta el sol a la tierra
El sol ilumina y calienta nuestro planeta; sin él, la vida en él sería imposible no solo para los humanos, sino incluso para los microorganismos. El sol es el motor principal (aunque no el único) de los procesos que ocurren en la Tierra. Pero no sólo el calor y la luz son recibidos por la Tierra del Sol. Varios tipos de radiación solar y flujos de partículas tienen un impacto constante en su vida.
El Sol envía ondas electromagnéticas a la Tierra en todas las áreas del espectro, desde muchos kilómetros de ondas de radio hasta rayos gamma. Los alrededores de la Tierra también son alcanzados por partículas cargadas de diferentes energías, tanto altas como bajas y medias. Finalmente, el Sol emite una poderosa corriente de partículas elementales: neutrinos. Sin embargo, el impacto de este último en los procesos terrestres es insignificantemente pequeño: para estas partículas Tierra transparente, y vuelan a través de él libremente. Solo una parte muy pequeña de las partículas cargadas del espacio interplanetario ingresa a la atmósfera terrestre (el resto es desviado o retrasado por el campo geomagnético). Pero su energía es suficiente para provocar auroras y perturbaciones del campo magnético de nuestro planeta.
La perturbación electromagnética está sujeta a una estricta selección en la atmósfera terrestre. Es transparente solo a la luz visible y a la radiación ultravioleta e infrarroja más cercana, así como a las ondas de radio en un rango relativamente estrecho (de un centímetro a un metro). Todas las demás radiaciones son reflejadas o absorbidas por la atmósfera, calentando e ionizando sus capas superiores.
Absorción de rayos X y duro rayos ultravioleta comienza en escapes de 300-350 km; a las mismas alturas se reflejan las ondas de radio más largas provenientes del espacio. Con fuertes ráfagas de rayos X solares de las erupciones cromosféricas, los cuantos de rayos X penetran a altitudes de 80 a 100 km desde la superficie de la Tierra, ionizan la atmósfera y provocan la interrupción de la comunicación en longitudes de onda cortas.
 |
| Las áreas oscuras y siniestras en el lado izquierdo del disco solar son los llamados agujeros coronales. Estas regiones, situadas sobre la superficie, donde las líneas de fuerza del campo magnético solar se adentran en el espacio interplanetario, se caracterizan por presión reducida. Los agujeros coronales se han estudiado intensamente desde los satélites desde la década de 1960 en luz ultravioleta y rayos X. Se sabe que son fuentes de un intenso viento solar, que consiste en átomos y electrones que se alejan del Sol a lo largo de líneas abiertas de campo magnético. |
| NUESTRO SOL |
La radiación ultravioleta suave (onda larga) puede penetrar aún más profundamente, se absorbe a una altura de 30-35 km. Aquí, los cuantos ultravioleta se descomponen en átomos de moléculas de oxígeno, seguido de la formación de ozono. Esto crea una "pantalla de ozono" que no es transparente a los rayos ultravioleta, protegiendo la vida en la Tierra de los rayos fatales. La parte no absorbida de la radiación ultravioleta de mayor longitud de onda alcanza la superficie terrestre. Son estos rayos los que causan quemaduras solares en las personas.
La radiación en el rango visible se absorbe débilmente. Sin embargo, es disipado por la atmósfera incluso en ausencia de nubes, y parte de él regresa al espacio interplanetario. Las nubes, formadas por gotitas de agua y partículas sólidas, mejoran en gran medida el reflejo de la radiación solar. Como resultado, en promedio, aproximadamente la mitad de la luz que incide en el límite de la atmósfera terrestre llega a la superficie del planeta.
La cantidad de energía solar que cae sobre una superficie de 1 metro cuadrado, desplegada perpendicularmente rayos de sol en el borde de la atmósfera terrestre se llama constante solar. Es muy difícil medirlo desde la Tierra, y por eso los valores encontrados antes investigación del espacio, eran muy aproximados. Pequeñas fluctuaciones (si realmente existieron) obviamente "ahogadas" en las imprecisiones de las mediciones. Solo la implementación de un programa espacial especial para determinar la constante solar hizo posible encontrar su valor confiable. Según los últimos datos es de 1370 W/m 2 con una precisión del 0,5%. No se detectaron fluctuaciones superiores al 0,2% durante las mediciones.
En la Tierra, la radiación es absorbida por la tierra y los océanos. La superficie de la tierra calentada, a su vez, irradia en la región infrarroja de onda larga. Para tal radiación, el nitrógeno y el oxígeno de la atmósfera son transparentes. Pero es absorbido con avidez por el vapor de agua y dióxido de carbono. Gracias a estos pequeños componentes, la carcasa de aire retiene el calor. Esto es lo que Efecto invernadero atmósfera. En general, hay un equilibrio entre la llegada de la energía solar a la Tierra y sus pérdidas en el planeta: cuánto entra, cuánto se gasta. De lo contrario, la temperatura superficie de la Tierra junto con la atmósfera subiría o bajaría constantemente.
- todos los fenómenos de actividad solar están asociados con la liberación de campos magnéticos a la superficie del Sol. Ya las primeras mediciones del efecto Zeeman, realizadas a principios del siglo XX, mostraron que los campos en los puntos se caracterizan por una intensidad del orden de varios miles de oersteds, y tales campos se realizan en regiones con un diámetro de 20.000 km. . Electrodomésticos modernos para medir campos en el Sol hacen posible no solo medir la magnitud del campo con una precisión de 1 Oe, sino también juzgar los ángulos de inclinación del vector de fuerza del campo magnético. Se encontró, por ejemplo, que las antorchas son regiones con campos de 5–300 Oe. En la sombra de las manchas solares, los campos alcanzan 1000–4500 Oe paralelos a la superficie solar. El campo se concentra en haces separados.
 |
| El sol está muy inquieto. Esta imagen en falso color muestra una región activa ubicada en el borde del disco solar. El plasma caliente escapa de la fotosfera solar y se mueve a lo largo de las líneas del campo magnético. Las regiones muy calientes están marcadas en rojo, lo que indica que el material más caliente se propaga a través de algunos bucles del campo magnético que otros bucles. Los bucles de campo magnético son muy grandes, por lo que la Tierra puede caber fácilmente dentro de ellos. |
 |
| NUESTRO SOL |
El campo promediado sobre la superficie solar es del orden de 1 Oe; aparentemente consiste en celdas individuales con 10 Oe en sus límites. Tal campo se observa cerca de los polos del Sol, mientras que en latitudes bajas a menudo se ve perturbado por los fuertes campos de las regiones activas. Estos fuertes campos locales perturban no solo la fotosfera, sino que también penetran en las capas exteriores. En la cromosfera sobre la sombra de las manchas, su magnitud puede alcanzar 1000 Oe, sobre la penumbra y fáculas 100 Oe. Los datos indirectos dicen que los campos en la corona sobre la región activa son 10-0.1 Oe, la región activa (o centro de actividad) se identifica con un lugar de mayor fuerza de campo magnético. La base inferior de la región activa - fáculas y manchas - se encuentra en la fotosfera. La parte superior aparece como una antorcha cromosférica (flóculo), y en la corona, como condensación coronal.
Muy a menudo, las regiones activas se caracterizan por dos polos de polaridad opuesta: los llamados. centros bipolares, aunque existen regiones tanto multipolares como unipolares. Los polos de polaridad opuesta están conectados por un sistema de arcos de hasta 30.000 km de largo y hasta 5.000 km de alto. La parte superior de los arcos se eleva lentamente y cerca de los polos el gas fluye hacia la fotosfera.
El desarrollo de la región activa en el tiempo es peculiar. Con el fortalecimiento del campo magnético en la fotosfera, aparece una antorcha que aumenta gradualmente su área y brillo. Después de aproximadamente un día, aparecen varios puntos oscuros: poros, que luego se convierten en manchas solares. Los días décimo - undécimo de la vida de la región se caracterizan por los procesos más violentos en la cromosfera y la corona. En este caso, el tamaño de los grandes grupos de manchas alcanza los 20 grados heliográficos de longitud y los 10 de latitud, o 2400 km X 12 000 km. Después de 1-3 meses, las manchas desaparecen gradualmente, una prominencia gigante se cierne sobre el área. Después de seis meses o un año, esta zona desaparece.
Para un punto promedio con un campo de 3000 Oe, la energía magnética es al menos 10 veces mayor que la energía cinética. energía de los movimientos convectivos. Pero en una celda convectiva, necesariamente hay un desplazamiento horizontal perpendicular a la dirección del campo. El campo impide el movimiento horizontal, como resultado de lo cual la convección en los puntos se debilita significativamente. La convección de dificultad conduce a menos energía en el área de las manchas, ya que la energía en las capas profundas se transfiere mediante movimientos convectivos. Esta es probablemente la razón de la temperatura más baja y la "negrura" de las manchas.
Los gránulos observados en la sombra de las manchas (con tamaños de hasta 300 km y una vida media de 15 a 30 min) indican la presencia de una convección fuertemente modificada. Consiste aquí en elementos individuales el gas caliente entra en erupción en puntos a lo largo del campo a alturas fotosféricas. Allí se expanden, comprimiendo el gas circundante junto con el campo. El gas denso desciende, los movimientos del gas recuerdan el movimiento hacia arriba y hacia abajo en tuberías estrechamente espaciadas con pocos cambios en la sección transversal (es decir, poca deformación de las líneas de campo). En muchos otros casos, cuando el gas se mueve en prominencias, en bucles coronales, las trayectorias del movimiento del gas también coinciden con el curso de las líneas de campo.
El grado de influencia del campo sobre la estructura de la atmósfera exterior depende tanto de la magnitud del flujo magnético que emerge en la superficie (1017-1022 μs) como de cuánto cambia con la altura y el tiempo.
|
La fotosfera - esa capa de la atmósfera solar que vemos a través de un telescopio y percibimos a simple vista como una superficie, tiene una temperatura de unos 5.800 C. Durante el período de mínima actividad solar, la superficie de la fotosfera está relativamente tranquila. Todos los torbellinos de reacciones termonucleares que le dan a la estrella su energía están rugiendo en su interior. Pero con el comienzo de un nuevo ciclo, la energía de todos estos procesos internos comienza a estallar. |
sol actividad fotosfera viento
La fotosfera (la capa que emite luz) forma la superficie visible del Sol. Su espesor corresponde a un espesor óptico de aproximadamente 2/3 unidades. En términos absolutos, la fotosfera alcanza un espesor, según diversas estimaciones, de 100 a 400 km. La mayor parte de la radiación óptica (visible) del Sol proviene de la fotosfera, mientras que la radiación de las capas más profundas ya no la alcanza. A medida que se acerca al borde exterior de la fotosfera, la temperatura disminuye de 6600 K a 4400 K. La temperatura efectiva de la fotosfera en su conjunto es de 5778 K. Se puede calcular de acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann, según la cual la potencia de radiación de un cuerpo absolutamente negro es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura corporal.
Cromosfera (del otro griego chspmb - color, utsbYasb - bola, esfera) - la capa exterior del Sol con un espesor de unos 2000 km, que rodea la fotosfera. El origen del nombre de esta parte de la atmósfera solar está asociado a su color rojizo, provocado por el hecho de que la línea roja de emisión de hidrógeno H-alfa de la serie de Balmer domina en el espectro visible de la cromosfera. El límite superior de la cromosfera no tiene una superficie lisa pronunciada; constantemente se producen eyecciones calientes, llamadas espículas. El número de espículas observadas simultáneamente promedia 60-70 000. Debido a esto, en finales del siglo XIX siglo, el astrónomo italiano Secchi, observando la cromosfera a través de un telescopio, la comparó con praderas en llamas. La temperatura de la cromosfera aumenta con la altura de 4000 a 20 000 K (el rango de temperatura por encima de 10 000 K es relativamente pequeño).
La densidad de la cromosfera es baja, por lo que el brillo es insuficiente para la observación en condiciones normales. Pero durante un eclipse solar total, cuando la Luna cubre la fotosfera brillante, la cromosfera ubicada arriba se vuelve visible y brilla en rojo. También se puede observar en cualquier momento utilizando filtros ópticos especiales de banda estrecha. Además de la línea H-alfa ya mencionada con una longitud de onda de 656,3 nm, el filtro también se puede sintonizar en las líneas Ca II K (393,4 nm) y Ca II H (396,8 nm).
La corona es la última capa externa del Sol. La corona se compone principalmente de protuberancias y erupciones energéticas que hacen erupción y hacen erupción varios cientos de miles e incluso más de un millón de kilómetros en el espacio, formando el viento solar. La temperatura coronal media oscila entre 1.000.000 y 2.000.000 K, y la máxima, en algunas zonas, entre 8.000.000 y 20.000.000 K. A pesar de ser una temperatura tan elevada, sólo es visible a simple vista durante un eclipse solar total, ya que la densidad de la materia en la corona es bajo, y por lo tanto su brillo también es bajo. El calentamiento inusualmente intenso de esta capa aparentemente es causado por el efecto de la unión magnética y la acción de las ondas de choque. La forma de la corona cambia según la fase del ciclo de actividad solar: durante los períodos de máxima actividad, tiene una forma redondeada y, como mínimo, se alarga a lo largo del ecuador solar. Dado que la temperatura de la corona es muy alta, irradia intensamente en los rangos ultravioleta y de rayos X. Estas radiaciones no atraviesan la atmósfera terrestre, pero en tiempos recientes se hizo posible estudiarlos con la ayuda de naves espaciales. La radiación en diferentes regiones de la corona ocurre de manera desigual. Hay regiones cálidas activas y tranquilas, así como agujeros coronales con una temperatura relativamente baja de 600 000 K, de los cuales emergen líneas de campo magnético hacia el espacio. Esta configuración magnética ("abierta") permite que las partículas dejen el Sol sin obstáculos, por lo que el viento solar se emite principalmente desde los agujeros coronales.
viento soleado. Desde la parte exterior de la corona solar sale el viento solar, una corriente de partículas ionizadas (principalmente protones, electrones y 6-partículas), que se propaga con una disminución gradual de su densidad hasta los límites de la heliosfera. El viento solar se divide en dos componentes: el viento solar lento y el viento solar rápido. El lento viento solar tiene una velocidad de unos 400 km/sy una temperatura de 1,4-1,6·10 6 K, y su composición se corresponde estrechamente con la corona. El rápido viento solar tiene una velocidad de unos 750 km/s, una temperatura de 8·10 5 K, y es similar en composición a la sustancia de la fotosfera. El viento solar lento es dos veces más denso y menos constante que el rápido. El lento viento solar tiene una estructura más compleja con regiones de turbulencia.
Para conocer estructura interna Sol, hagamos ahora un viaje imaginario desde el centro de la estrella hasta su superficie. Pero, ¿cómo vamos a determinar la temperatura y la densidad del globo solar a diferentes profundidades? ¿Cómo podemos saber qué procesos tienen lugar en el interior del Sol?
Resulta que la mayoría de los parámetros físicos de las estrellas (¡nuestro Sol también es una estrella!) no se miden, sino que se calculan teóricamente usando computadoras. Sólo algunos Características generales estrella, como su masa, radio y condiciones físicas, prevaleciendo en su superficie: temperatura, extensión y densidad de la atmósfera, y similares. La composición química de una estrella (en particular, el Sol) está determinada por la trayectoria espectral. Y sobre la base de estos datos, un astrofísico teórico creará un modelo matemático del Sol. Si dicho modelo corresponde a los resultados de las observaciones, entonces puede considerarse una aproximación bastante buena a la realidad. Y nosotros, confiando en tal modelo, intentaremos imaginar todas las profundidades exóticas de la gran luminaria.
La parte central del Sol se llama su núcleo. La materia dentro del núcleo solar está extremadamente comprimida. Su radio es aproximadamente 1/4 del radio del Sol y su volumen es 1/45 (un poco más del 2%) del volumen total del Sol. Sin embargo, casi la mitad de la luminaria está empaquetada en el núcleo. masa solar. Esto fue posible debido al altísimo grado de ionización de la materia solar. Las condiciones allí son exactamente las que se necesitan para el funcionamiento de un reactor termonuclear.El Núcleo es una gigantesca central eléctrica controlada donde nace la energía solar.
Habiéndonos movido del centro del Sol aproximadamente 1/4 de su radio, ingresamos a la llamada zona de transferencia de energía de radiación. Esta región interior más extensa del Sol se puede imaginar como las paredes de una caldera nuclear, a través de las cuales se filtra lentamente la energía solar. Pero cuanto más cerca de la superficie del Sol, menor es la temperatura y la presión. Como resultado, se produce una mezcla en vórtice de la sustancia y la transferencia de energía se produce principalmente por la propia sustancia. Este método de transferencia de energía se llama convección, y la capa subsuperficial del Sol, donde ocurre, se llama zona convectiva. Los investigadores solares creen que su papel en la física de los procesos solares es excepcionalmente grande. Después de todo, es aquí donde se originan varios movimientos de la sustancia solar y los campos magnéticos.
Finalmente estamos en la superficie visible del Sol. Dado que nuestro Sol es una estrella, una bola de plasma caliente, a diferencia de la Tierra, la Luna, Marte y planetas similares, no puede tener una superficie real, entendida en el sentido pleno de la palabra. Y si estamos hablando de la superficie del Sol, entonces este concepto es condicional.
La superficie luminosa visible del Sol, ubicada directamente sobre la zona convectiva, se llama fotosfera, que en griego significa "esfera de luz".
La fotosfera es una capa de 300 km. De aquí es de donde vienen los rayos del sol. Y cuando miramos al Sol desde la Tierra, la fotosfera es solo la capa que impregna nuestra visión. La radiación de las capas más profundas ya no nos alcanza y es imposible verlas.
La temperatura en la fotosfera aumenta con la profundidad y se estima en promedio en 5800 K.
La mayor parte de la radiación óptica (visible) del Sol proviene de la fotosfera. Aquí, la densidad media del gas es inferior a 1/1000 de la densidad del aire que respiramos, y la temperatura desciende a 4800 K a medida que nos acercamos al borde exterior de la fotosfera. El hidrógeno en tales condiciones permanece casi completamente en estado neutro. estado.
Los astrofísicos toman la base de la fotosfera como la superficie de la gran luminaria. Consideran que la fotosfera en sí es la capa más baja (interna) de la atmósfera solar. Por encima hay dos capas más que forman las capas exteriores de la atmósfera solar, la cromosfera y la corona. Y aunque no hay límites definidos entre estas tres capas, conozcamos sus principales características distintivas.
La luz amarilla-blanca de la fotosfera tiene un espectro continuo, es decir, parece una franja continua de arcoíris con una transición gradual de colores del rojo al púrpura. Pero en las capas inferiores de la cromosfera enrarecida, en la región del llamado mínimo de temperatura, donde la temperatura desciende a 4200 K, luz de sol sufre absorción, debido a lo cual se forman líneas de absorción estrechas en el espectro del Sol. Se llaman líneas de Fraunhofer, en honor al óptico alemán Josef Frau y Gopher, quien midió cuidadosamente las longitudes de onda de 754 líneas en 1816.
Hasta la fecha, se han registrado más de 26.000 líneas oscuras de diversa intensidad en el espectro del Sol, derivadas de la absorción de luz por átomos "fríos". Y dado que cada elemento químico tiene su propio conjunto característico de líneas de absorción, esto hace posible determinar su presencia en las capas exteriores de la atmósfera solar.
La composición química de la atmósfera del Sol es similar a la de la mayoría de las estrellas formadas en los últimos miles de millones de años (se denominan estrellas de segunda generación). En comparación con los antiguos cuerpos celestes (estrellas de la primera generación), contienen diez veces más elementos pesados, es decir, elementos que son más pesados que el helio. Los astrofísicos creen que los elementos pesados aparecieron por primera vez como resultado de las reacciones nucleares que ocurren durante las explosiones de las estrellas, y posiblemente incluso durante las explosiones de las galaxias. Durante la formación del Sol, el medio interestelar ya estaba bastante enriquecido en elementos pesados (el propio Sol aún no produce elementos más pesados que el helio). Pero nuestra Tierra y otros planetas aparentemente se condensaron a partir de la misma nube de gas y polvo que el Sol. Por lo tanto, es posible que estudiando composición química de nuestra luz del día, también estamos estudiando la composición de la materia protoplanetaria primaria.
Dado que la temperatura en la atmósfera solar varía con la altitud, los átomos de diferentes elementos químicos producen líneas de absorción en diferentes niveles. Esto le permite estudiar las diversas capas atmosféricas de la gran estrella y determinar su longitud.
¡Sobre la fotosfera hay una sílaba más enrarecida! atmósfera del Sol, que se llama cromosfera, que significa "esfera coloreada". Su brillo es muchas veces menor que el brillo de la fotosfera, por lo que la cromosfera es visible solo en breves minutos de los eclipses solares totales, como un anillo rosado alrededor del disco oscuro de la Luna. El color rojizo de la cromosfera se debe a la radiación de hidrógeno. Este gas tiene la línea espectral más intensa, Ha, en la región roja del espectro, y hay una cantidad particularmente grande de hidrógeno en la cromosfera.
Los espectros obtenidos durante los eclipses solares muestran que la línea roja del hidrógeno desaparece a una altitud de aproximadamente 12.000 km sobre la fotosfera, mientras que las cales de calcio ionizado dejan de ser visibles a una altitud de 14.000 km. Esta altura se considera como el límite superior de la cromosfera. A medida que aumenta la temperatura, la temperatura aumenta, alcanzando los 50 000 K en las capas superiores de la cromosfera. A medida que aumenta la temperatura, se intensifica la ionización del hidrógeno y luego del helio.
El aumento de temperatura en la cromosfera es bastante comprensible. Como es sabido, la densidad de la atmósfera solar disminuye rápidamente con la altura, y un medio enrarecido irradia menos energía que uno denso. Por lo tanto, la energía proveniente del Sol calienta la cromosfera superior y la corona que se encuentra sobre ella.
En la actualidad, los heliofísicos que utilizan instrumentos especiales observan la cromosfera no solo durante los eclipses solares, sino también en cualquier día despejado. Durante los eclipses solares totales, se puede ver la capa más externa de la atmósfera solar, la corona, un delicado resplandor plateado perla que se extiende alrededor del Sol eclipsado. El brillo total de la corona es aproximadamente una millonésima parte de la luz del Sol, o la mitad de la luz de la luna llena.
La corona solar es un plasma altamente enrarecido con una temperatura cercana a los 2 millones K. La densidad de la materia coronal es cientos de miles de millones de veces menor que la densidad del aire cerca de la superficie de la Tierra. En tales condiciones, los átomos de los elementos químicos no pueden estar en un estado neutral: su velocidad es tan alta que en colisiones mutuas pierden casi todos sus electrones y se ionizan repetidamente. Esta es la razón por la que la corona solar se compone principalmente de protones (los núcleos de los átomos de hidrógeno), núcleos de helio y electrones libres.
La temperatura excepcionalmente alta de la corona hace que su sustancia se convierta en una poderosa fuente de radiación ultravioleta y de rayos X. Para las observaciones en estos rangos del espectro electromagnético, como se sabe, se utilizan telescopios especiales de rayos X y ultravioleta instalados en naves espaciales y estaciones científicas en órbita.
Con la ayuda de métodos de radio (la corona solar emite intensamente ondas de radio de decímetros y metros), los rayos coronales se "ven" hasta distancias de 30 radios solares desde el borde del disco solar. Con la distancia al Sol, la densidad de la corona disminuye muy lentamente y su capa superior fluye hacia el espacio exterior. Así es como se forma el viento solar.
Solo debido a la volatilización de los corpúsculos, la masa del Sol disminuye cada segundo en al menos 400 mil toneladas.
El viento solar sopla sobre todo el espacio de nuestro sistema planetario. En este momento, la velocidad inicial alcanza más de 1000 km/s, pero luego disminuye lentamente. En la órbita de la Tierra velocidad media vientos de alrededor de 400 km/s. Om arrastra a su paso todos los gases emitidos por los planetas y cometas, las más pequeñas partículas de polvo de meteoritos e incluso partículas de rayos cósmicos galácticos de bajas energías, llevándose toda esta “basura” a las afueras del sistema planetario. Hablando en sentido figurado, parecemos estar bañándonos en la corona de la gran luminaria...
La estrella más cercana a nosotros es, por supuesto, el Sol. Según los parámetros cósmicos, la distancia de la Tierra a ella es bastante pequeña: del Sol a la Tierra, la luz del sol viaja solo 8 minutos.
El Sol no es una enana amarilla ordinaria, como se pensaba anteriormente. Este es el cuerpo central del sistema solar, alrededor del cual giran los planetas, con gran cantidad elementos pesados. Esta es una estrella formada después de varias explosiones de supernova, alrededor de las cuales se formó un sistema planetario. Debido a la ubicación, cercana a las condiciones ideales, surgió la vida en el tercer planeta Tierra. El Sol ya tiene cinco mil millones de años. Pero vamos a ver por qué brilla? ¿Cuál es la estructura del Sol y cuáles son sus características? ¿Qué le espera en el futuro? ¿Qué tan significativo es su impacto en la Tierra y sus habitantes? El sol es la estrella alrededor de la cual giran los 9 planetas del sistema solar, incluido el nuestro. 1 au (unidad astronómica) = 150 millones de km - la misma es la distancia promedio de la Tierra al Sol. El sistema solar incluye nueve grandes planetas, alrededor de un centenar de satélites, muchos cometas, decenas de miles de asteroides (planetas menores), meteoritos y gas y polvo interplanetario. En el centro de todo esto está nuestro Sol.
El sol ha estado brillando durante millones de años, lo que está confirmado por estudios biológicos modernos obtenidos a partir de restos de algas azul-verde-azul. Cambia la temperatura de la superficie del Sol en al menos un 10%, y en la Tierra, toda la vida moriría. Por lo tanto, es bueno que nuestra estrella irradie uniformemente la energía necesaria para la prosperidad de la humanidad y otras criaturas de la Tierra. En las religiones y mitos de los pueblos del mundo, el Sol siempre ha ocupado el lugar principal. Casi todos los pueblos de la antigüedad, el Sol era la deidad más importante: Helios, entre los antiguos griegos, Ra, el dios del Sol de los antiguos egipcios y Yarilo entre los eslavos. El sol traía calor, cosecha, todos lo reverenciaban, porque sin él no habría vida en la Tierra. El tamaño del Sol es impresionante. Por ejemplo, la masa del Sol es 330.000 veces la masa de la Tierra y su radio es 109 veces mayor. Pero la densidad de nuestro cuerpo estelar es pequeña: 1,4 veces mayor que la densidad del agua. El mismo Galileo Galilei notó el movimiento de las manchas en la superficie, lo que demuestra que el Sol no se detiene, sino que gira.
zona convectiva del sol
La zona radiactiva es de unos 2/3 del diámetro interior del Sol, y el radio es de unos 140 mil km. Al alejarse del centro, los fotones pierden su energía bajo la influencia de la colisión. Este fenómeno se denomina fenómeno de convección. Esto es similar al proceso que tiene lugar en una tetera hirviendo: la energía proveniente del elemento calefactor es mucho mayor que la cantidad de calor que se elimina por conducción. Agua caliente, situado en las inmediaciones del fuego, sube, y el más frío cae. Este proceso se llama convención. El significado de convección es que un gas más denso se distribuye sobre la superficie, se enfría y vuelve a ir al centro. El proceso de mezcla en la zona convectiva del Sol es continuo. Mirando a través de un telescopio a la superficie del Sol, puede ver su estructura granular: granulaciones. ¡La sensación es que consiste en gránulos! Esto se debe a la convección que se produce bajo la fotosfera.
fotosfera del sol
Una capa delgada (400 km), la fotosfera del Sol, se encuentra directamente detrás de la zona convectiva y representa la "superficie solar real" visible desde la Tierra. Por primera vez, los gránulos de la fotosfera fueron fotografiados por el francés Janssen en 1885. Un gránulo promedio tiene un tamaño de 1000 km, se mueve a una velocidad de 1 km/seg y existe durante unos 15 minutos. Se pueden observar formaciones oscuras en la fotosfera en la parte ecuatorial, y luego se desplazan. Los campos magnéticos más fuertes son un sello distintivo de tales lugares. PERO color oscuro obtenido debido a la temperatura más baja en relación con la fotosfera circundante.
cromosfera del sol
La cromosfera solar (esfera coloreada) es una capa densa (10.000 km) de la atmósfera solar, que se encuentra directamente detrás de la fotosfera. Es bastante problemático observar la cromosfera, debido a su ubicación cercana a la fotosfera. Se ve mejor cuando la Luna cierra la fotosfera, es decir. durante los eclipses solares.
Las protuberancias solares son enormes emisiones de hidrógeno que se asemejan a largos filamentos brillantes. Las prominencias se elevan a grandes distancias, alcanzando el diámetro del Sol (1,4 millones de km), se mueven a una velocidad de unos 300 km/seg, y la temperatura alcanza al mismo tiempo los 10.000 grados.
La corona solar son las capas externas y extendidas de la atmósfera del Sol, que se originan sobre la cromosfera. La longitud de la corona solar es muy larga y alcanza varios diámetros solares. A la pregunta de dónde termina exactamente, los científicos aún no han recibido una respuesta definitiva.
La composición de la corona solar es un plasma enrarecido y altamente ionizado. Contiene iones pesados, electrones con núcleo de helio y protones. La temperatura de la corona alcanza de 1 a 2 millones de grados K, en relación con la superficie del Sol.
El viento solar es una salida continua de materia (plasma) de la capa exterior de la atmósfera solar. Se compone de protones, núcleos atómicos y electrones. La velocidad del viento solar puede variar de 300 km/seg a 1500 km/seg, de acuerdo con los procesos que tienen lugar en el Sol. El viento solar se propaga por todo el sistema solar y, interactuando con campo magnético La Tierra provoca varios fenómenos, uno de los cuales es la aurora boreal.
Características del Sol
Masa del Sol: 2∙1030 kg (332,946 masas terrestres)
Diámetro: 1.392.000 km
Radio: 696.000 km
Densidad media: 1.400 kg/m3
Inclinación axial: 7,25° (relativo al plano de la eclíptica)
Temperatura superficial: 5.780 K
Temperatura en el centro del Sol: 15 millones de grados
clase espectral: G2V
Distancia media a la Tierra: 150 millones de km
Edad: 5 mil millones de años
Período de rotación: 25.380 días
Luminosidad: 3.86∙1026W
Magnitud aparente: 26,75m
