Rruga e Qumështit - Shasha Galaxy
Atmosfera diellore - fotosferë
Fotosfera
- Atmosfera e Diellit fillon 200-300 km më thellë se skaji i dukshëm i skajit diellor. Këto shtresa më të thella të atmosferës quhen fotosferë. Meqenëse trashësia e tyre nuk është më shumë se një e tremijtë e rrezes diellore, fotosfera nganjëherë quhet në mënyrë konvencionale sipërfaqja e Diellit.
Dendësia e gazrave në fotosferë është afërsisht e njëjtë me stratosferën e Tokës, dhe qindra herë më e vogël se në sipërfaqen e Tokës. Temperatura e fotosferës zvogëlohet nga 8000 K në një thellësi prej 300 km në 4000 K në thellësinë më të madhe. shtresat e sipërme. Temperatura e shtresës së mesme, rrezatimi i së cilës ne perceptojmë, është rreth 6000 K. Në kushte të tilla, pothuajse të gjitha molekulat e gazit shpërbëhen në atome individuale. Vetëm në shtresat më të larta të fotosferës do të ruhen relativisht pak molekula dhe radikale të thjeshta si H 2, OH dhe CH.
Një rol të veçantë në atmosferën diellore luan joni negativ i hidrogjenit, i cili nuk gjendet në natyrën e tokës, i cili është një proton me dy elektrone. Ky përbërës i pazakontë ndodh në shtresën e jashtme të hollë dhe më të ftohtë të fotosferës kur elektronet e lira të ngarkuara negativisht, të cilat furnizohen nga atomet e kalciumit, natriumit, magnezit, hekurit dhe metaleve të tjera që jonizohen lehtësisht, "ngjiten" në atomet neutrale të hidrogjenit. Kur krijohen, jonet negative të hidrogjenit lëshojnë pjesën më të madhe të dritës së dukshme. Jonet thithin me lakmi të njëjtën dritë, kjo është arsyeja pse tejdukshmëria e atmosferës rritet me shpejtësi me thellësinë. Prandaj, skaji i dukshëm i Diellit na duket shumë i mprehtë.
Pothuajse e gjithë njohuria jonë për Diellin bazohet në studimin e spektrit të tij - një rrip i ngushtë shumëngjyrësh i së njëjtës natyrë si një ylber. Për herë të parë, duke vendosur një prizëm në rrugën e një rreze diellore, Njutoni mori një shirit të tillë dhe bërtiti: "Spektri!"(Spektri latin - "vizion"). Më vonë, linjat e errëta u vunë re në spektrin e Diellit dhe u konsideruan si kufijtë e ngjyrave.
Në një teleskop me zmadhim të lartë, ju mund të vëzhgoni detaje delikate të fotosferës: gjithçka duket e shpërndarë me kokrra të vogla të ndritshme - granula, të ndara nga një rrjet shtigjesh të ngushta të errëta. Granulimi është rezultat i përzierjes së rrjedhave të gazit më të ngrohtë në rritje dhe zbritjes së atyre më të ftohtë. Diferenca e temperaturës ndërmjet tyre në shtresat e jashtme është relativisht e vogël (200-300 K), por më e thellë, në zonën konvektive, është më e madhe, dhe përzierja ndodh shumë më intensivisht. Konvekcioni në shtresat e jashtme të Diellit luan një rol të madh në përcaktimin e strukturës së përgjithshme të atmosferës. Në fund të fundit, është konvekcioni, si rezultat i ndërveprimit kompleks me fushat magnetike diellore, ai që është shkaku i të gjitha manifestimeve të ndryshme të aktivitetit diellor. Fushat magnetike janë të përfshira në të gjitha proceset në Diell. Ndonjëherë, fusha magnetike të përqendruara lindin në një zonë të vogël të atmosferës diellore, disa mijëra herë më të forta se në Tokë. Plazma e jonizuar është një përcjellës i mirë, ajo nuk mund të lëvizë nëpër linjat e induksionit magnetik të një fushe të fortë magnetike. Prandaj, në vende të tilla, përzierja dhe ngritja e gazrave të nxehtë nga poshtë pengohet dhe shfaqet një zonë e errët - një njollë dielli. Në sfondin e fotosferës verbuese, ajo duket krejtësisht e zezë, megjithëse në realitet shkëlqimi i saj është vetëm dhjetë herë më i dobët.
Me kalimin e kohës, madhësia dhe forma e njollave ndryshojnë shumë. Duke u shfaqur në formën e një pike mezi të dukshme - një pore, pika gradualisht rrit madhësinë e saj në disa dhjetëra mijëra kilometra. Njollat e mëdha, si rregull, përbëhen nga një pjesë e errët (bërthamë) dhe një pjesë më pak e errët - gjysmëhije, struktura e së cilës i jep pikës pamjen e një vorbulle. Njollat rrethohen nga zona më të ndritshme të fotosferës, të quajtura fakula ose fusha ndezëse.
Fotosfera gradualisht kalon në shtresat e jashtme më të rralla të atmosferës diellore - kromosferën dhe koronën.
Atmosfera diellore - kromosferë
Kromosfera
(Greqisht "sfera e ngjyrës") është emëruar për ngjyrën e saj të kuqe-vjollcë. Është e dukshme gjatë eklipseve totale diellore si një unazë e rreckosur dhe e ndritshme rreth diskut të zi të Hënës, i cili sapo ka eklipsuar Diellin. Kromosfera është shumë heterogjene dhe përbëhet kryesisht nga gjuhë të zgjatura të zgjatura (spicules), duke i dhënë asaj pamjen e barit të djegur. Temperatura e këtyre avionëve kromosferikë është dy deri në tre herë më e lartë se në fotosferë, dhe dendësia është qindra mijëra herë më e vogël. Gjatësia totale e kromosferës është 10-15 mijë kilometra.
Rritja e temperaturës në kromosferë shpjegohet me përhapjen e valëve dhe fushave magnetike që depërtojnë në të nga zona konvektive. Substanca nxehet afërsisht në të njëjtën mënyrë sikur të ndodhte në një gjigant furrë me mikrovalë. Shpejtësia e lëvizjes termike të grimcave rritet, përplasjet midis tyre bëhen më të shpeshta dhe atomet humbasin elektronet e tyre të jashtme: substanca bëhet një plazmë e nxehtë jonizuese. Të njëjtat procese fizike ruajnë gjithashtu temperaturën jashtëzakonisht të lartë të shtresave më të jashtme të atmosferës diellore, të cilat ndodhen mbi kromosferë.
Shpesh gjatë eklipseve (dhe me ndihmën e instrumenteve speciale spektrale - dhe pa pritur eklipset) mbi sipërfaqen e Diellit mund të vërehen "burime", "re", "gypa", "shkurre", "harqe" dhe formacione të tjera me shkëlqim të ndezur nga substancat kromosferike. Ato mund të jenë të palëvizshme ose ngadalë duke ndryshuar, të rrethuar nga avionë të lëmuar të lakuar që rrjedhin brenda ose jashtë kromosferës, duke u ngritur dhjetëra e qindra mijëra kilometra. Këto janë formacionet më ambicioze të atmosferës diellore - prominencat. Kur vërehen në vijën spektrale të kuqe të emetuar nga atomet e hidrogjenit, ato shfaqen në sfondin e diskut diellor si fije të errëta, të gjata dhe të lakuara.
Shpërthimet kanë afërsisht të njëjtën densitet dhe temperaturë si kromosfera. Por ata janë mbi të dhe të rrethuar nga shtresa më të larta, shumë të rralla të atmosferës diellore. Shpërthimet nuk bien në kromosferë sepse lënda e tyre mbështetet nga fushat magnetike të rajoneve aktive të Diellit.
Për herë të parë, spektri i një rëndësie jashtë një eklipsi u vëzhgua nga astronomi francez Pierre Jansen dhe kolegu i tij anglez Joseph Lockyer në vitin 1868. Hapja e spektroskopit është e pozicionuar në mënyrë që të kryqëzojë skajin e Diellit, dhe nëse një dukje është ndodhet pranë tij, atëherë mund të shihet spektri i tij i rrezatimit. Duke e drejtuar të çarën në pjesë të ndryshme të spikaturave ose të kromosferës, është e mundur që ato të studiohen në pjesë. Spektri i prerjeve, si kromosfera, përbëhet nga linja të ndritshme, kryesisht hidrogjen, helium dhe kalcium. Linjat e emetimit të të tjerëve elementet kimike janë gjithashtu të pranishme, por janë shumë më të dobëta.
Disa nyje, pasi kanë mbetur për një kohë të gjatë pa ndryshime të dukshme, papritmas duket se shpërthejnë dhe lënda e tyre hidhet në hapësirën ndërplanetare me një shpejtësi prej qindra kilometrash në sekondë. Pamja e kromosferës gjithashtu ndryshon shpesh, duke treguar lëvizjen e vazhdueshme të gazeve përbërëse të saj.
Ndonjëherë diçka e ngjashme me shpërthimet ndodh në zona shumë të vogla të atmosferës së Diellit. Këto janë të ashtuquajturat flakërima kromosferike (proceset më të fuqishme të ngjashme me shpërthimin që mund të zgjasin vetëm disa minuta, por gjatë kësaj kohe lirohet energji, e cila ndonjëherë arrin 10 25 J). Zakonisht zgjasin disa dhjetëra minuta. Gjatë ndezjeve në linjat spektrale të hidrogjenit, heliumit, kalciumit të jonizuar dhe disa elementëve të tjerë, shkëlqimi i një seksioni të veçantë të kromosferës papritmas rritet dhjetëra herë. Rrezatimi ultravjollcë dhe rreze X rritet veçanërisht fuqishëm: ndonjëherë fuqia e tij është disa herë më e lartë se fuqia totale e rrezatimit të Diellit në këtë rajon me valë të shkurtër të spektrit para shpërthimit.
Njollat, fakulat, prerjet, ndezjet kromosferike - të gjitha këto janë manifestime të aktivitetit diellor. Me rritjen e aktivitetit, numri i këtyre formacioneve në Diell rritet.
Atmosfera diellore - korona
Kurorë
- ndryshe nga fotosfera dhe kromosfera, më së shumti pjesa e jashtme Atmosfera e Diellit ka një shtrirje të madhe: shtrihet në miliona kilometra, që korrespondon me disa rreze diellore, dhe vazhdimi i dobët i saj shkon edhe më tej.
Dendësia e materies në koronën diellore zvogëlohet me lartësinë shumë më ngadalë sesa dendësia e ajrit në atmosferën e tokës. Ulja e densitetit të ajrit ndërsa rritet përcaktohet nga graviteti i Tokës. Në sipërfaqen e Diellit, forca e gravitetit është shumë më e madhe, dhe duket se atmosfera e tij nuk duhet të jetë e lartë. Në realitet është jashtëzakonisht i gjerë. Për rrjedhojë, ka disa forca që veprojnë kundër tërheqjes së Diellit. Këto forca shoqërohen me shpejtësinë e madhe të lëvizjes së atomeve dhe elektroneve në koronë, të ngrohura në një temperaturë prej 1-2 milion gradë!
Kurora vërehet më së miri gjatë fazës totale të një eklipsi diellor. Vërtetë, në ato pak minuta që zgjat, është shumë e vështirë të skicosh jo vetëm detaje individuale, por madje pamje e përgjithshme kurorat Syri i vëzhguesit sapo ka filluar të mësohet me muzgun e papritur dhe një rreze e ndritshme e Diellit që del nga prapa skajit të Hënës tashmë shpall fundin e eklipsit. Prandaj, skicat e koronës të bëra nga vëzhgues me përvojë gjatë të njëjtit eklips shpesh ishin shumë të ndryshme. Nuk ishte e mundur as të përcaktohej me saktësi ngjyra e saj.
Shpikja e fotografisë u dha astronomëve një metodë kërkimore objektive dhe dokumentare. Megjithatë, të marrësh një goditje të mirë të kurorës nuk është gjithashtu e lehtë. Fakti është se pjesa e saj më e afërt me Diellin, e ashtuquajtura korona e brendshme, është relativisht e ndritshme, ndërsa korona e jashtme e gjerë duket të jetë një shkëlqim shumë i zbehtë. Prandaj, nëse kurora e jashtme është qartë e dukshme në fotografi, ajo e brendshme rezulton të jetë e mbiekspozuar, dhe në fotografitë ku duken detajet e kurorës së brendshme, ajo e jashtme është plotësisht e padukshme. Për të kapërcyer këtë vështirësi, gjatë një eklipsi ata zakonisht përpiqen të bëjnë disa fotografi të koronës menjëherë - me shpejtësi të gjata dhe të shkurtra diafragmash. Ose korona fotografohet duke vendosur një filtër të posaçëm "radial" përpara pllakës fotografike, i cili dobëson zonat e unazës së ndritshme. pjesët e brendshme kurorat Në fotografi të tilla, struktura e saj mund të gjurmohet në distancat e shumë rrezeve diellore.
Tashmë fotografitë e para të suksesshme bënë të mundur zbulimin në kurorë numër i madh detaje: rrezet koronale, të gjitha llojet e "harqeve", "helmetave" dhe formacioneve të tjera komplekse të lidhura qartë me rajonet aktive.
Tipari kryesor i kurorës është struktura e saj rrezatuese. Rrezet koronale kanë një larmi formash: ndonjëherë ato janë të shkurtra, ndonjëherë të gjata, disa rreze janë të drejta dhe nganjëherë ato janë fort të lakuara. Në vitin 1897, astronomi Pulkovo Alexey Pavlovich Gansky zbuloi se pamja e përgjithshme korona diellore ndryshon periodikisht. Doli se kjo është për shkak të ciklit 11-vjeçar të aktivitetit diellor.
Me një periudhë 11-vjeçare, si shkëlqimi i përgjithshëm ashtu edhe forma e koronës diellore ndryshojnë. Gjatë epokës së njollave maksimale të diellit, ajo ka një formë relativisht të rrumbullakët. Rrezet koronale direkte të drejtuara përgjatë rrezes së Diellit vërehen si në ekuatorin diellor ashtu edhe në rajonet polare. Kur ka pak njolla dielli, rrezet koronale formohen vetëm në gjerësi gjeografike ekuatoriale dhe të mesme. Forma e kurorës bëhet e zgjatur. Në pole shfaqen rrezet karakteristike të shkurtra, të ashtuquajturat brushat polare. Në të njëjtën kohë, shkëlqimi i përgjithshëm i koronës zvogëlohet. Kjo tipar interesant Korona me sa duket lidhet me lëvizjen graduale të zonës së formimit preferencial të njollave diellore gjatë ciklit 11-vjeçar. Pas minimumit, njolla fillojnë të shfaqen në të dy anët e ekuatorit në gjerësi gjeografike 30-40°. Pastaj zona e formimit të njollave zbret gradualisht drejt ekuatorit.
Studimet e kujdesshme kanë bërë të mundur të vërtetohet se ekziston një lidhje e caktuar midis strukturës së koronës dhe formacioneve individuale në atmosferën diellore. Për shembull, rrezet koronale të ndritshme dhe të drejtpërdrejta zakonisht vërehen mbi njollat e diellit dhe fakulat. Rrezet fqinje përkulen në drejtimin e tyre. Në bazën e rrezeve koronale, shkëlqimi i kromosferës rritet. Kjo zonë zakonisht quhet e ngacmuar. Është më e nxehtë dhe më e dendur se zonat fqinje, të pangacmuara. Formacione komplekse të ndritshme vërehen mbi njollat e diellit në koronë. Shquhen gjithashtu shpesh të rrethuara nga predha të materies koronale.
Korona doli të ishte një laborator unik natyror në të cilin materia mund të vëzhgohet në kushtet më të pazakonta dhe të paarritshme në Tokë.
Në kapërcyellin e shekujve 19-20, kur fizika e plazmës nuk ekzistonte ende, tiparet e vëzhguara të koronës dukeshin një mister i pashpjegueshëm. Pra, ngjyra e kurorës është çuditërisht e ngjashme me Diellin, sikur drita e tij të reflektohet nga një pasqyrë. Në të njëjtën kohë, megjithatë, në koronën e brendshme veçoritë karakteristike të spektri diellor Linjat Fraunhofer. Ata rishfaqen larg skajit të Diellit, në koronën e jashtme, por tashmë janë shumë të zbehta. Përveç kësaj, drita e koronës është e polarizuar: rrafshet në të cilat valët e dritës luhaten janë të vendosura kryesisht tangjenciale me diskun diellor. Me distancën nga Dielli, përqindja e rrezeve të polarizuara së pari rritet (pothuajse 50%), dhe më pas zvogëlohet. Më në fund, në spektrin e koronës shfaqen linja të ndritshme emetimi, të cilat pothuajse deri në mesin e shekullit të 20-të. nuk mund të identifikohej me asnjë nga elementët kimikë të njohur.
Doli që arsyeja kryesore të gjitha këto tipare të kurorës - temperaturë të lartë gaz shumë i rrallë. Në temperaturat mbi 1 milion gradë, shpejtësia mesatare e atomeve të hidrogjenit tejkalon 100 km/s, dhe për elektronet e lira ato janë 40 herë më të larta. Me shpejtësi të tilla, pavarësisht nga rrallimi i fortë i materies (vetëm 100 milionë grimca për cm kub, që është 100 miliardë herë më e rrallë se ajri në Tokë!), përplasjet e atomeve, veçanërisht me elektronet, janë relativisht të shpeshta. Forcat e ndikimeve të elektroneve janë aq të mëdha sa që atomet e elementeve të lehta janë pothuajse plotësisht të privuara nga të gjitha elektronet e tyre dhe prej tyre mbeten vetëm bërthamat atomike "të zhveshura". Elementet më të rënda ruajnë predha elektronike të tyre më të thella, duke u bërë shumë jonizuese.
Pra, gazi koronal është një plazmë shumë e jonizuar; ai përbëhet nga shumë jone të ngarkuar pozitivisht të elementeve të ndryshëm kimikë dhe një numër pak më i madh i elektroneve të lira që dalin nga jonizimi i atomeve të hidrogjenit (një elektron secili), heliumit (dy elektrone secili) dhe atomeve më të rënda. Meqenëse elektronet e lëvizshme luajnë rolin kryesor në një gaz të tillë, ai shpesh quhet gaz elektronik, megjithëse kjo nënkupton praninë e një numri të tillë jonesh pozitive që do të siguronin plotësisht neutralitetin e plazmës në tërësi.
E bardha Korona shpjegohet me shpërndarjen e dritës së zakonshme të diellit nga elektronet e lira. Ata nuk e investojnë energjinë e tyre kur shpërndahen: duke u lëkundur në kohë me valën e dritës, ndryshojnë vetëm drejtimin e dritës së shpërndarë, duke e polarizuar atë. Linjat misterioze të ndritshme në spektër krijohen nga rrezatimi i pazakontë nga atomet shumë të jonizuara të hekurit, argonit, nikelit, kalciumit dhe elementëve të tjerë, të cilët lindin vetëm në kushte të rrallimit të fortë. Së fundi, linjat e absorbimit në koronën e jashtme shkaktohen nga shpërndarja nga grimcat e pluhurit që janë vazhdimisht të pranishme në mjedisin ndëryjor. Dhe mungesa e një linje në koronën e brendshme është për shkak të faktit se kur shpërndahen nga elektronet që lëvizin shumë shpejt, të gjitha kuantet e dritës përjetojnë ndryshime kaq të rëndësishme të frekuencës saqë edhe linjat e forta Fraunhofer të spektrit diellor janë plotësisht "të paqarta".
Pra, korona e Diellit është pjesa më e jashtme e atmosferës së tij, më e holla dhe më e nxehta. Le të shtojmë se është gjithashtu më i afërti me ne: rezulton se ai shtrihet larg Diellit në formën e një rryme plazme që lëviz vazhdimisht prej tij - era diellore. Pranë Tokës, shpejtësia e saj është mesatarisht 400-500 km/s, dhe ndonjëherë arrin pothuajse 1000 km/s. Duke u përhapur shumë përtej orbitave të Jupiterit dhe Saturnit, era diellore formon një heliosferë gjigante, në kufi me një medium ndëryjor edhe më të rrallë.
Në fakt, ne jetojmë të rrethuar nga korona diellore, megjithëse të mbrojtur nga rrezatimi i saj depërtues nga një pengesë e besueshme në formën e fushës magnetike të tokës. Nëpërmjet koronës, aktiviteti diellor ndikon në shumë procese që ndodhin në Tokë (dukuri gjeofizike).
Si ndikon Dielli në Tokë
Dielli ndriçon dhe ngroh planetin tonë pa këtë, jeta në të do të ishte e pamundur jo vetëm për njerëzit, por edhe për mikroorganizmat. Dielli është motori kryesor (edhe pse jo i vetmi) i proceseve që ndodhin në Tokë. Por Toka nuk merr vetëm nxehtësi dhe dritë nga Dielli. Lloje të ndryshme të rrezatimit diellor dhe rrjedhave të grimcave kanë një ndikim të vazhdueshëm në jetën e saj.
Dielli dërgon valë elektromagnetike në Tokë nga të gjitha zonat e spektrit - nga valët e radios shumë kilometra deri te rrezet gama. Grimcat e ngarkuara të energjive të ndryshme arrijnë gjithashtu në rrethinat e Tokës - të larta, të ulëta dhe të mesme. Më në fund, Dielli lëshon një rrymë të fuqishme grimcash elementare - neutrinot. Megjithatë, ndikimi i kësaj të fundit në proceset tokësore është i papërfillshëm: për këto grimca globit transparente, dhe ata fluturojnë nëpër të lirisht. Vetëm një pjesë shumë e vogël e grimcave të ngarkuara nga hapësira ndërplanetare hyn në atmosferën e Tokës (pjesa tjetër devijohet ose vonohet nga fusha gjeomagnetike). Por energjia e tyre është e mjaftueshme për të shkaktuar aurora dhe shqetësime në fushën magnetike të planetit tonë.
Shqetësimi elektromagnetik është subjekt i përzgjedhjes së rreptë në atmosferën e tokës. Është transparent vetëm ndaj dritës së dukshme dhe rrezatimit ultravjollcë dhe infra të kuqe pranë, si dhe ndaj valëve të radios në një gamë relativisht të ngushtë (nga centimetra në metra). I gjithë rrezatimi tjetër ose reflektohet ose absorbohet nga atmosfera, duke ngrohur dhe jonizuar shtresat e sipërme të saj.
Thithja e rrezeve X dhe e vështirë rrezet ultraviolet fillon në shterjen e 300-350 km; Në të njëjtat lartësi, reflektohen valët më të gjata të radios që vijnë nga hapësira. Gjatë shpërthimeve të forta të rrezatimit diellor me rreze X nga ndezjet kromosferike, kuantet e rrezeve X depërtojnë në lartësitë 80-100 km nga sipërfaqja e Tokës, jonizojnë atmosferën dhe shkaktojnë ndërprerje të komunikimeve me valë të shkurtra.
 |
| Zonat e errëta, me pamje ogurzi në anën e majtë të diskut diellor janë të ashtuquajturat vrima koronale. Këto rajone, të vendosura mbi sipërfaqe, ku linjat e fushës magnetike diellore shtrihen në hapësirën ndërplanetare, karakterizohen nga presionin e ulët të gjakut. Vrimat koronale janë studiuar intensivisht nga satelitët që nga vitet 1960 në rrezet ultravjollcë dhe rreze X. Ato njihen si burime të erës së fortë diellore, e cila përbëhet nga atome dhe elektrone që fluturojnë larg nga Dielli përgjatë linjave të hapura të fushës magnetike. |
| DIELLI JON |
Rrezatimi ultravjollcë i butë (valë të gjatë) mund të depërtojë edhe më thellë, ai përthithet në një lartësi prej 30-35 km. Këtu, kuantet ultravjollcë thyejnë molekulat e oksigjenit në atome me formimin e mëvonshëm të ozonit. Kjo krijon një "ekran ozoni" që nuk është transparent ndaj rrezatimit ultravjollcë, duke mbrojtur jetën në Tokë nga rrezet fatale. Pjesa e paabsorbuar e rrezatimit ultravjollcë me gjatësi vale më të gjatë arrin në sipërfaqen e tokës. Janë këto rreze që i bëjnë njerëzit të nxihen.
Rrezatimi në diapazonin e dukshëm absorbohet dobët. Megjithatë, ajo shpërndahet nga atmosfera edhe në mungesë të reve dhe një pjesë e saj kthehet në hapësirën ndërplanetare. Retë, të përbëra nga pika uji dhe grimca të ngurta, rrisin shumë reflektimin e rrezatimit diellor. Si rezultat, mesatarisht, rreth gjysma e incidentit të dritës në kufirin e atmosferës së Tokës arrin në sipërfaqen e planetit.
Sasia e energjisë diellore që bie në një sipërfaqe prej 1 metër katror, e kthyer pingul rrezet e diellit në kufirin e atmosferës së tokës quhet konstante diellore. Është shumë e vështirë për të matur atë nga Toka, dhe për këtë arsye vlerat e gjetura më parë hulumtimi i hapësirës, ishin shumë të përafërta. Luhatjet e vogla (nëse kanë ekzistuar me të vërtetë) padyshim janë "zhytur" në pasaktësinë e matjeve. Vetëm zbatimi i një programi të veçantë hapësinor për përcaktimin e konstantës diellore bëri të mundur gjetjen e vlerës së besueshme të saj. Sipas të dhënave të fundit është 1370 W/m2 me saktësi 0,5%. Gjatë matjeve nuk u vunë re asnjë luhatje mbi 0.2%.
Në Tokë, rrezatimi absorbohet nga toka dhe oqeanet. Sipërfaqja e nxehtë e tokës, nga ana tjetër, rrezaton në rajonin infra të kuqe me valë të gjatë. Për një rrezatim të tillë, azoti dhe oksigjeni në atmosferë janë transparente. Por ajo përthithet me lakmi nga avujt e ujit dhe dioksid karboni. Falë këtyre përbërësve të vegjël, guaska e ajrit ruan nxehtësinë. Kjo është ajo për të cilën bëhet fjalë efekti serë atmosferë. Në përgjithësi, ekziston një ekuilibër midis mbërritjes së energjisë diellore në Tokë dhe humbjeve të saj në planet: aq sa hyn, aq shpenzohet. Përndryshe temperatura sipërfaqen e tokës së bashku me atmosferën, ose do të ngrihej vazhdimisht ose do të binte.
- të gjitha fenomenet e aktivitetit diellor shoqërohen me lëshimin e fushave magnetike në sipërfaqen e Diellit. Tashmë matjet e para të efektit Zeeman, të kryera në fillim të shekullit të 20-të, treguan se fushat në njollat diellore karakterizohen nga një forcë e rendit të disa mijëra ersteds, dhe fusha të tilla realizohen në zona me një diametër prej 20,000 km. . Pajisje moderne për të matur fushat në Diell, ato lejojnë jo vetëm matjen e forcës së fushës me një saktësi prej 1 Oe, por edhe të gjykojnë këndet e prirjes së vektorit të forcës së fushës magnetike. Është konstatuar, për shembull, se fakulat janë zona me fusha 5-300 Oe Në hijen e njollave diellore, fushat arrijnë 1000-4500 Oe Në qendër të njollës diellore, fusha është e drejtuar lart të Diellit, por drejt periferisë pjerrësia e tij rritet, dhe në gjysmëpërbërje fusha është pothuajse paralele me sipërfaqen diellore. Fusha është e përqendruar në tufa të veçanta.
 |
| Dielli është shumë i shqetësuar. Ky imazh me ngjyra të rreme tregon një zonë aktive të vendosur në skajin e diskut të Diellit. Plazma e nxehtë shpëton nga fotosfera diellore dhe lëviz përgjatë vijave të fushës magnetike. Zonat shumë të nxehta janë shënuar me të kuqe, gjë që tregon se disa sythe të fushës magnetike mbajnë material më të nxehtë se sythe të tjera. Sythet e fushës magnetike janë shumë të mëdha, kështu që Toka mund të futet lehtësisht brenda tyre. |
 |
| DIELLI JON |
Fusha mesatare mbi sipërfaqen diellore është e rendit 1 Oe me sa duket përbëhet nga qeliza individuale me 10 Oe në kufijtë e tyre. Një fushë e tillë vërehet pranë poleve të Diellit, ndërsa në gjerësi të ulëta shpesh shqetësohet nga fusha të forta nga rajonet aktive. Këto fusha të forta lokale shqetësojnë jo vetëm fotosferën, por edhe depërtojnë në shtresat e jashtme. Në kromosferën mbi ombrën e njollave, madhësia e tyre mund të arrijë 1000 Oe, mbi gjysëm dhe fakulat 100 Oe, të dhënat indirekte tregojnë se fushat në koronën mbi rajonin aktiv janë 10-0,1 Oe i aktivitetit) identifikohet me një vend me fuqi të shtuar të fushës magnetike. Baza e poshtme e rajonit aktiv - fakulat dhe pikat - ndodhet në fotosferë. Pjesa e sipërme shfaqet si një pendë kromosferike (flokulë), dhe në koronë - si kondensim koronal.
Më shpesh, rajonet aktive karakterizohen nga dy pole me polaritet të kundërt - të ashtuquajturat. qendra bipolare, megjithëse gjenden si zona multipolare ashtu edhe ato unipolare. Polet me polaritet të kundërt lidhen me një sistem harqesh deri në 30,000 km të gjatë dhe deri në 5,000 km të larta. Majat e harqeve ngrihen ngadalë dhe afër poleve gazi rrjedh poshtë drejt fotosferës.
Zhvillimi i rajonit aktiv me kalimin e kohës është i veçantë. Ndërsa fusha magnetike intensifikohet, një pishtar shfaqet në fotosferë, duke rritur gradualisht zonën dhe shkëlqimin e saj. Pas rreth një dite, në të shfaqen disa njolla të errëta - pore, të cilat më pas zhvillohen në njolla dielli. Dita e dhjetë - e njëmbëdhjetë e jetës së rajonit karakterizohet nga proceset më të dhunshme në kromosferë dhe koronë. Në këtë rast, madhësia e grupeve të mëdha të njollave diellore arrin 20 gradë heliografike në gjatësi dhe 10 në gjerësi gjeografike, ose 2400 km X 12.000 km. Pas 1-3 muajsh, njollat zhduken gradualisht, dhe mbi zonë varet një rëndësi gjigante. Pas gjashtë muajsh apo një viti, kjo zonë zhduket.
Për një pikë mesatare me një fushë prej 3000 Oe, energjia magnetike është të paktën 10 herë më e madhe se energjia kinetike. energjia e lëvizjeve konvektive. Por në një qelizë konvektive ka domosdoshmërisht lëvizje horizontale pingul me drejtimin e fushës. Fusha pengon lëvizjen horizontale, si rezultat i së cilës konvekcioni në pika dobësohet ndjeshëm. Vështirësia e konvekcionit çon në hyrjen e më pak të energjisë në rajonin e njollave diellore, pasi energjia në shtresat e thella transferohet nga lëvizjet konvektive. Temperatura më e ulët dhe "e zeza" e njollave ndoshta lidhen me këtë.
Granulat e vërejtura në hijet e njollave të diellit (me përmasa deri në 300 km dhe jetëgjatësi mesatare 15-30 minuta) tregojnë praninë e konvekcionit shumë të modifikuar. Këtu konsiston se elemente individuale gazi i nxehtë shpërthen në pika përgjatë fushës deri në lartësitë fotosferike. Atje ato zgjerohen, duke ngjeshur gazin përreth së bashku me fushën. Lavamanet e dendura të gazit, lëvizjet e gazit ngjajnë me lëvizjet lart e poshtë në gypat e vendosur ngushtë me një seksion kryq paksa të ndryshëm (d.m.th., me një deformim të lehtë të linjave të forcës). Në shumë raste të tjera - kur gazi lëviz në prominenca, në harqe koronale, trajektoret e lëvizjes së gazit gjithashtu përkojnë me rrjedhën e linjave të fushës.
Shkalla e ndikimit të fushës në strukturën e atmosferës së jashtme varet si nga madhësia e fluksit magnetik që del në sipërfaqe (1017-1022 μs) dhe nga sa fort ndryshon me lartësinë dhe kohën.
|
Fotosfera, ajo shtresë e atmosferës diellore që ne e shohim përmes teleskopit dhe e perceptojmë me sy si sipërfaqe, ka një temperaturë prej rreth 5800 C. Gjatë periudhës së aktivitetit minimal diellor, sipërfaqja e fotosferës është relativisht e qetë. Të gjitha vorbullat e reaksioneve termonukleare që i japin yllit energjinë e tij tërbohen thellë brenda. Por me fillimin e një cikli të ri, energjia e të gjitha këtyre proceseve të brendshme fillon të shpërthejë. |
aktiviteti i diellit fotosferë era
Fotosfera (shtresa që lëshon dritë) formon sipërfaqen e dukshme të Diellit. Trashësia e saj korrespondon me një trashësi optike prej afërsisht 2/3 njësi. Në terma absolutë, fotosfera arrin një trashësi, sipas vlerësimeve të ndryshme, nga 100 në 400 km. Pjesa kryesore e rrezatimit optik (të dukshëm) të Diellit vjen nga fotosfera, por rrezatimi nga shtresat më të thella nuk e arrin më atë. Temperatura, kur i afrohet skajit të jashtëm të fotosferës, zvogëlohet nga 6600 K në 4400 K. Temperatura efektive e fotosferës në tërësi është 5778 K. Ajo mund të llogaritet sipas ligjit Stefan-Boltzmann, sipas të cilit Fuqia e rrezatimit të një trupi absolutisht të zi është drejtpërdrejt proporcionale me fuqinë e katërt të temperaturës së trupit.
Kromosfera (nga greqishtja e lashtë chspmb - ngjyra, utsbYasb - top, sferë) është guaska e jashtme e Diellit, rreth 2000 km e trashë, që rrethon fotosferën. Origjina e emrit të kësaj pjese të atmosferës diellore lidhet me ngjyrën e saj të kuqërremtë, e shkaktuar nga fakti se linja e kuqe e emetimit H-alfa e hidrogjenit nga seria Balmer dominon spektrin e dukshëm të kromosferës. Kufiri i sipërm i kromosferës nuk ka një sipërfaqe të veçantë të lëmuar, emetimet e nxehta të quajtura spikula ndodhin vazhdimisht prej saj. Numri i spikulave të vëzhguara njëkohësisht është mesatarisht 60-70 mijë Për shkak të kësaj, në fundi i XIX shekulli, astronomi italian Secchi, duke vëzhguar kromosferën përmes një teleskopi, e krahasoi atë me preri të djegura. Temperatura e kromosferës rritet me lartësinë nga 4000 në 20,000 K (rajoni i temperaturës mbi 10,000 K është relativisht i vogël).
Dendësia e kromosferës është e ulët, kështu që shkëlqimi është i pamjaftueshëm për vëzhgim në kushte normale. Por gjatë një eklipsi të plotë diellor, kur Hëna mbulon fotosferën e ndritshme, kromosfera e vendosur sipër saj bëhet e dukshme dhe shkëlqen e kuqe. Gjithashtu mund të vërehet në çdo kohë duke përdorur filtra optikë specialë me brez të ngushtë. Përveç linjës H-alfa të përmendur tashmë me një gjatësi vale prej 656.3 nm, filtri mund të sintonizohet edhe në linjat Ca II K (393.4 nm) dhe Ca II H (396.8 nm).
Korona është guaska e fundit e jashtme e Diellit. Korona përbëhet kryesisht nga prominenca dhe shpërthime energjike që burojnë dhe shpërthejnë disa qindra mijëra dhe madje më shumë se një milion kilometra në hapësirë, duke formuar erën diellore. Temperatura mesatare koronale është nga 1,000,000 në 2,000,000 K, dhe maksimumi, në disa zona, është nga 8,000,000 deri në 20,000,000 K. Pavarësisht nga një temperaturë kaq e lartë, ajo është e dukshme me sy të lirë vetëm gjatë një eklipsi diellor total, pasi dendësia e materia në koronë është e ulët, dhe për këtë arsye shkëlqimi i saj është i ulët. Ngrohja jashtëzakonisht intensive e kësaj shtrese është shkaktuar me sa duket nga efekti i lidhjes magnetike dhe ndikimi i valëve goditëse. Forma e koronës ndryshon në varësi të fazës së ciklit të aktivitetit diellor: gjatë periudhave të aktivitetit maksimal ajo ka një formë të rrumbullakët dhe së paku zgjatet përgjatë ekuatorit diellor. Meqenëse temperatura e koronës është shumë e lartë, ajo lëshon rrezatim intensiv në rrezet ultravjollcë dhe rreze X. Këto rrezatime nuk kalojnë nëpër atmosferën e tokës, por brenda kohët e fundit u bë e mundur studimi i tyre duke përdorur anije kozmike. Rrezatimi në zona të ndryshme të koronës ndodh në mënyrë të pabarabartë. Ka rajone të nxehta aktive dhe të qeta, si dhe vrima koronale me një temperaturë relativisht të ulët prej 600,000 K, nga të cilat linjat e fushës magnetike dalin në hapësirë. Ky konfigurim magnetik ("i hapur") i lejon grimcat të ikin nga Dielli pa pengesa, kështu që era diellore emetohet kryesisht nga vrimat koronale.
era diellore. Era diellore rrjedh nga pjesa e jashtme e koronës diellore - një rrymë grimcash jonizuese (kryesisht protone, elektrone dhe grimca b), duke u përhapur me një ulje graduale të densitetit të saj deri në kufijtë e heliosferës. Era diellore ndahet në dy komponentë - era e ngadaltë diellore dhe era e shpejtë diellore. Era e ngadaltë diellore ka një shpejtësi prej rreth 400 km/s dhe një temperaturë prej 1,4 -1,6·10 6 K dhe është shumë e ngjashme në përbërje me koronën. Era e shpejtë diellore ka një shpejtësi prej rreth 750 km/s, një temperaturë prej 8·10 5 K dhe është e ngjashme në përbërje me substancën e fotosferës. Era e ngadaltë diellore është dy herë më e dendur dhe më pak konstante se ajo e shpejtë. Era e ngadaltë diellore ka një strukturë më komplekse me rajone turbulence.
Për tu njohur strukturën e brendshme Diell, le të bëjmë tani një udhëtim imagjinar nga qendra e yllit në sipërfaqen e tij. Por si do ta përcaktojmë temperaturën dhe densitetin e globit diellor në thellësi të ndryshme? Si mund të zbulojmë se çfarë procesesh ndodhin brenda Diellit?
Rezulton se shumica e parametrave fizikë të yjeve (Dielli ynë është gjithashtu një yll!) nuk maten, por llogariten teorikisht duke përdorur kompjuterë. Pikat fillestare për llogaritjet e tilla janë vetëm disa karakteristikat e përgjithshme ylli, si masa, rrezja dhe kushtet fizike që mbizotërojnë në sipërfaqen e saj: temperatura, shtrirja dhe dendësia e atmosferës dhe të ngjashme. Përbërja kimike e një ylli (në veçanti, Dielli) përcaktohet në mënyrë spektrale. Dhe bazuar në këto të dhëna, një astrofizikan teorik do të krijojë një model matematikor të Diellit. Nëse një model i tillë korrespondon me rezultatet e vëzhgimit, atëherë ai mund të konsiderohet një përafrim mjaft i mirë me realitetin. Dhe ne, duke u mbështetur në një model të tillë, do të përpiqemi të imagjinojmë të gjitha thellësitë ekzotike të yllit të madh.
Pjesa qendrore e Diellit quhet bërthama e tij. Lënda brenda bërthamës diellore është jashtëzakonisht e ngjeshur. Rrezja e tij është afërsisht 1/4 e rrezes së Diellit dhe vëllimi i tij është 1/45 (pak më shumë se 2%) e vëllimit të përgjithshëm të Diellit. Sidoqoftë, pothuajse gjysma e yllit është e mbushur në thelb masë diellore. Kjo u bë e mundur për shkak të shkallës shumë të lartë të jonizimit të lëndës diellore. Kushtet atje janë saktësisht të njëjta me ato që nevojiten për funksionimin e një reaktori termonuklear The Core është një termocentral gjigant i kontrolluar ku prodhohet energjia diellore.
Pasi kemi lëvizur nga qendra e Diellit në afërsisht 1/4 e rrezes së tij, ne hyjmë në të ashtuquajturën zonë të transferimit të energjisë së rrezatimit. Ky rajon i brendshëm më i gjerë i Diellit mund të imagjinohet si muret e një kazani bërthamor, përmes të cilit energjia diellore rrjedh ngadalë jashtë. Por sa më afër sipërfaqes së Diellit, aq më e ulët është temperatura dhe presioni. Si rezultat, ndodh përzierja me vorbull e substancës dhe transferimi i energjisë ndodh kryesisht nga vetë substanca. Kjo metodë e transferimit të energjisë quhet konvekcion, dhe shtresa nëntokësore e Diellit ku ndodh quhet zona konvektive. Studiuesit e diellit besojnë se roli i tij në fizikën e proceseve diellore është jashtëzakonisht i madh. Në fund të fundit, pikërisht këtu lindin lëvizje të ndryshme të materies diellore dhe fushave magnetike.
Më në fund jemi në sipërfaqen e dukshme të Diellit. Meqenëse Dielli ynë është një yll, një top i nxehtë plazma, ai, ndryshe nga Toka, Hëna, Marsi dhe planetë të ngjashëm, nuk mund të ketë një sipërfaqe të vërtetë, të kuptuar në kuptimin e plotë të fjalës. Dhe nëse po flasim për sipërfaqen e Diellit, atëherë ky koncept është i kushtëzuar.
Sipërfaqja e dukshme e ndritshme e Diellit, e vendosur drejtpërdrejt mbi zonën konvektive, quhet fotosferë, e cila nga greqishtja përkthehet si "sferë e dritës".
Fotosfera është një shtresë prej 300 kilometrash. Këtu na vjen rrezatimi diellor. Dhe kur shikojmë Diellin nga Toka, fotosfera është pikërisht shtresa që depërton në vizionin tonë. Rrezatimi nga shtresat më të thella nuk arrin më tek ne dhe është e pamundur t'i shohim ato.
Temperatura në fotosferë rritet me thellësi dhe vlerësohet mesatarisht në 5800 K.
Pjesa kryesore e rrezatimit optik (të dukshëm) të Diellit vjen nga fotosfera. Këtu, densiteti mesatar i gazit është më i vogël se 1/1000 dendësia e ajrit që thithim, dhe temperatura zvogëlohet në 4800 K ndërsa i afrohemi skajit të jashtëm të fotosferës në kushte të tilla, mbetet pothuajse plotësisht neutral.
Astrofizikanët e marrin bazën e fotosferës si sipërfaqen e yllit të madh. Ata e konsiderojnë vetë fotosferën si shtresën më të ulët (të brendshme) të atmosferës diellore. Mbi të janë dy shtresa të tjera që formojnë shtresat e jashtme të atmosferës diellore - kromosferën dhe koronën. Dhe megjithëse nuk ka kufij të mprehtë midis këtyre tre shtresave, le të njihemi me tiparet kryesore të tyre dalluese.
Drita e verdhë-bardhë e fotosferës ka një spektër të vazhdueshëm, domethënë, duket si një shirit ylberi i vazhdueshëm me një kalim gradual të ngjyrave nga e kuqja në vjollcë. Por në shtresat e poshtme të kromosferës së rrallë, në rajonin e të ashtuquajturit minimumi i temperaturës, ku temperatura bie në 4200 K, rrezet e diellit përjeton përthithje, për shkak të së cilës formohen linja të ngushta thithëse në spektrin e Diellit. Ato quhen linjat Fraunhofer, të emërtuara sipas optikës gjermane Joseph Frau dhe Gopher, të cilët matën me kujdes gjatësitë e valëve të 754 linjave në 1816.
Deri më sot, mbi 26 mijë vija të errëta me intensitet të ndryshëm janë regjistruar në spektrin e Diellit, që lindin për shkak të përthithjes së dritës nga atomet "të ftohtë". Dhe duke qenë se çdo element kimik ka grupin e tij karakteristik të linjave të absorbimit, kjo bën të mundur përcaktimin e pranisë së tij në shtresat e jashtme të atmosferës diellore.
Përbërja kimike e atmosferës së Diellit është e ngjashme me atë të shumicës së yjeve të formuar brenda disa miliardë viteve të fundit (të quajtura yje të gjeneratës së dytë). Krahasuar me trupat e vjetër qiellorë (yjet e gjeneratës së parë), ato përmbajnë dhjetëra herë më shumë elementë të rëndë, domethënë elementë që janë më të rëndë se heliumi. Astrofizikanët besojnë se elementët e rëndë u shfaqën fillimisht si rezultat i reaksioneve bërthamore që ndodhën gjatë shpërthimeve të yjeve, dhe ndoshta edhe gjatë shpërthimeve të galaktikave. Gjatë formimit të Diellit, mediumi ndëryjor ishte tashmë mjaft mirë i pasuruar me elementë të rëndë (vetë Dielli nuk prodhon ende elementë më të rëndë se heliumi). Por Toka jonë dhe planetët e tjerë u kondensuan, me sa duket, nga e njëjta re gazi dhe pluhuri si Dielli. Prandaj, është e mundur që, duke studiuar përbërjen kimike dritën tonë të ditës, ne po studiojmë gjithashtu përbërjen e materies primare protoplanetare.
Meqenëse temperatura në atmosferën diellore ndryshon me lartësinë, linjat e absorbimit në nivele të ndryshme krijohen nga atomet e elementeve të ndryshëm kimikë. Kjo bën të mundur studimin e shtresave të ndryshme atmosferike të yllit të madh dhe përcaktimin e shtrirjes së tyre.
Mbi fotosferë është një rrokje më e rrallë! atmosfera e Diellit, e cila quhet kromosferë, që do të thotë "sferë me ngjyrë". Shkëlqimi i tij është shumë herë më i vogël se shkëlqimi i fotosferës, kështu që kromosfera është e dukshme vetëm gjatë minutave të shkurtra të eklipseve totale diellore, si një unazë rozë rreth diskut të errët të Hënës. Ngjyra e kuqërremtë e kromosferës shkaktohet nga rrezatimi i hidrogjenit. Ky gaz ka vijën spektrale më intensive - Ha - në rajonin e kuq të spektrit, dhe ka veçanërisht shumë hidrogjen në kromosferë.
Nga spektrat e marra gjatë eklipseve diellore, është e qartë se vija e kuqe e hidrogjenit zhduket në një lartësi prej rreth 12 mijë km mbi fotosferë, dhe linjat e kalciumit të jonizuar pushojnë së qeni i dukshëm në një lartësi prej 14 mijë km. Kjo lartësi konsiderohet si kufiri i sipërm i kromosferës. Me rritjen e temperaturës, temperatura rritet, duke arritur në 50,000 K në shtresat e sipërme të kromosferës, me rritjen e temperaturës, rritet jonizimi i hidrogjenit dhe më pas i heliumit.
Rritja e temperaturës në kromosferë është mjaft e kuptueshme. Siç dihet, dendësia e atmosferës diellore zvogëlohet shpejt me lartësinë, dhe një medium i rrallë lëshon më pak energji sesa një i dendur. Prandaj, energjia që vjen nga Dielli ngroh kromosferën e sipërme dhe kurorën që shtrihet mbi të.
Aktualisht, heliofizikanët që përdorin instrumente speciale vëzhgojnë kromosferën jo vetëm gjatë eklipseve diellore, por edhe në çdo ditë të kthjellët. Gjatë një eklipsi të plotë diellor, ju mund të shihni shtresën më të jashtme të atmosferës diellore - koronën - një shkëlqim delikat argjendi margaritar që shtrihet rreth Diellit të eklipsuar. Shkëlqimi i përgjithshëm i koronës është rreth një e milionta e dritës së Diellit ose gjysma e dritës së Hënës së plotë.
Korona diellore është një plazmë shumë e rrallë me një temperaturë afër 2 milion K. Dendësia e materies koronale është qindra miliarda herë më e vogël se dendësia e ajrit pranë sipërfaqes së Tokës. Në kushte të tilla, atomet e elementeve kimike nuk mund të jenë në një gjendje neutrale: shpejtësia e tyre është aq e lartë sa që gjatë përplasjeve të ndërsjella ata humbasin pothuajse të gjitha elektronet e tyre dhe jonizohen në mënyrë të përsëritur. Kjo është arsyeja pse korona diellore përbëhet kryesisht nga protone (bërthamat atomike të hidrogjenit), bërthamat e heliumit dhe elektronet e lira.
Temperatura jashtëzakonisht e lartë e koronës bën që materiali i saj të bëhet një burim i fuqishëm i rrezatimit ultravjollcë dhe rreze X. Për vëzhgimet në këto vargje të spektrit elektromagnetik, siç dihet, përdoren teleskopë specialë ultravjollcë dhe rreze X të instaluar në anije kozmike dhe stacione shkencore orbitale.
Duke përdorur metodat e radios (korona diellore lëshon intensivisht valë radio me decimetër dhe metër), rrezet koronale "shikohen" deri në distanca prej 30 rrezesh diellore nga skaji i diskut diellor. Me largësinë nga Dielli, dendësia e koronës zvogëlohet shumë ngadalë dhe shtresa e saj më e lartë derdhet në hapësirën e jashtme. Kështu formohet era diellore.
Vetëm për shkak të avullimit të trupave, masa e Diellit zvogëlohet çdo sekondë me jo më pak se 400 mijë tonë.
Era diellore fryn në të gjithë hapësirën e sistemit tonë planetar. Deri atëherë shpejtësia fillestare arrin më shumë se 1000 km/s, por më pas zvogëlohet ngadalë. Pranë orbitës së Tokës shpejtësi mesatare erërat janë rreth 400 km/s. Ohm fshin në rrugën e tij të gjitha gazrat e emetuara nga planetët dhe kometat, grimcat më të vogla të pluhurit meteorik dhe madje edhe grimcat e rrezeve kozmike galaktike me energji të ulët, duke i çuar të gjitha këto "plehra" në periferi të sistemit planetar. Në mënyrë figurative, duket se po lahemi në kurorën e një ylli të madh...
Ylli më i afërt me ne është, natyrisht, Dielli. Distanca nga Toka në të, sipas parametrave kozmikë, është shumë e vogël: rrezet e diellit udhëtojnë nga Dielli në Tokë për vetëm 8 minuta.
Dielli nuk është një xhuxh i zakonshëm i verdhë, siç mendohej më parë. Ky është trupi qendror i sistemit diellor, rreth të cilit rrotullohen planetët, me një numër i madh elemente të rënda. Ky është një yll i formuar pas disa shpërthimeve të supernovës, rreth të cilit u formua një sistem planetar. Për shkak të vendndodhjes së saj afër kushteve ideale, jeta lindi në planetin e tretë Tokë. Dielli tashmë është pesë miliardë vjeç. Por le të kuptojmë pse shkëlqen? Cila është struktura e Diellit dhe cilat janë karakteristikat e tij? Çfarë i pret e ardhmja? Sa ndikim të rëndësishëm ka ai në Tokë dhe banorët e saj? Dielli është një yll rreth të cilit rrotullohen të 9 planetët e sistemit diellor, përfshirë edhe tonin. 1 a.u. (njësia astronomike) = 150 milion km - e njëjta është distanca mesatare nga Toka në Diell. Sistemi Diellor përfshin nëntë planetë të mëdhenj, rreth njëqind satelitë, shumë kometa, dhjetëra mijëra asteroidë (planetë të vegjël), meteoroidë dhe gaz dhe pluhur ndërplanetar. Në qendër të gjithçkaje është Dielli ynë.
Dielli ka shkëlqyer për miliona vjet, gjë që konfirmohet nga kërkimet moderne biologjike të marra nga mbetjet e algave blu-jeshile-blu. Nëse temperatura e sipërfaqes së Diellit do të ndryshonte qoftë edhe 10%, e gjithë jeta në Tokë do të vdiste. Prandaj, është mirë që ylli ynë rrezaton në mënyrë të barabartë energjinë e nevojshme për prosperitetin e njerëzimit dhe krijesave të tjera në Tokë. Në fetë dhe mitet e popujve të botës, Dielli ka zënë gjithmonë vendin kryesor. Pothuajse për të gjithë popujt e antikitetit, Dielli ishte hyjnia më e rëndësishme: Helios - midis grekëve të lashtë, Ra - perëndia e diellit e egjiptianëve të lashtë dhe Yarilo midis sllavëve. Dielli solli ngrohtësi, korrje, të gjithë e nderuan, sepse pa të nuk do të kishte jetë në Tokë. Madhësia e Diellit është mbresëlënëse. Për shembull, masa e Diellit është 330,000 herë masa e Tokës dhe rrezja e tij është 109 herë më e madhe. Por dendësia e yllit tonë është e vogël - 1.4 herë më e madhe se dendësia e ujit. Lëvizja e njollave në sipërfaqe është vërejtur nga vetë Galileo Galilei, duke dëshmuar kështu se Dielli nuk qëndron ende, por rrotullohet.
Zona konvektive e Diellit
Zona radioaktive është rreth 2/3 e diametrit të brendshëm të Diellit, dhe rrezja është rreth 140 mijë km. Duke u larguar nga qendra, fotonet humbasin energjinë e tyre nën ndikimin e përplasjes. Ky fenomen quhet fenomeni i konvekcionit. Kjo të kujton procesin që ndodh në një kazan të zier: energjia që vjen nga elementi ngrohës është shumë më e madhe se sasia që hiqet nga përcjellja. Ujë të nxehtë, që ndodhet afër zjarrit, ngrihet dhe më i ftohti zbret. Ky proces quhet konventë. Kuptimi i konvekcionit është që gazi më i dendur shpërndahet në sipërfaqe, ftohet dhe shkon përsëri në qendër. Procesi i përzierjes në zonën konvektive të Diellit kryhet vazhdimisht. Duke parë sipërfaqen e Diellit përmes një teleskopi, mund të shihni strukturën e tij kokrrizore - granulimet. Ndjehet sikur është bërë nga granula! Kjo është për shkak të konvekcionit që ndodh nën fotosferë.
Fotosfera e Diellit
Një shtresë e hollë (400 km) - fotosfera e Diellit, ndodhet direkt pas zonës konvektive dhe përfaqëson "sipërfaqen e vërtetë diellore" të dukshme nga Toka. Granulat në fotosferë u fotografuan për herë të parë nga francezi Janssen në 1885. Granula mesatare ka një madhësi prej 1000 km, lëviz me një shpejtësi prej 1 km/sek dhe ekziston për afërsisht 15 minuta. Formacionet e errëta në fotosferë mund të vërehen në pjesën ekuatoriale, dhe më pas ato zhvendosen. Fushat e forta magnetike janë një tipar dallues i pikave të tilla. A ngjyrë të errët fitohet për shkak të temperaturës më të ulët në raport me fotosferën përreth.
Kromosfera e Diellit
Kromosfera diellore (sfera me ngjyrë) është një shtresë e dendur (10,000 km) e atmosferës diellore që shtrihet direkt pas fotosferës. Kromosfera është mjaft problematike për t'u vëzhguar për shkak të vendndodhjes së saj të afërt me fotosferën. Më së miri shihet kur Hëna mbulon fotosferën, d.m.th. gjatë eklipseve diellore.
Shpërthimet diellore janë emetime të mëdha të hidrogjenit, që i ngjajnë fijeve të gjata ndriçuese. Shpërthimet ngrihen në distanca të mëdha, duke arritur diametrin e Diellit (1.4 mm km), lëvizin me një shpejtësi prej rreth 300 km/sek dhe temperatura arrin 10,000 gradë.
Korona diellore është shtresa e jashtme dhe e zgjeruar e atmosferës së Diellit, me origjinë mbi kromosferën. Gjatësia e koronës diellore është shumë e gjatë dhe arrin vlera të disa diametrave diellorë. Shkencëtarët nuk kanë marrë ende një përgjigje të qartë për pyetjen se ku përfundon saktësisht.
Përbërja e koronës diellore është një plazmë e rrallë, shumë e jonizuar. Ai përmban jone të rënda, elektrone me një bërthamë helium dhe protone. Temperatura e koronës arrin nga 1 deri në 2 milion gradë K, në raport me sipërfaqen e Diellit.
Era diellore është një dalje e vazhdueshme e materies (plazma) nga guaska e jashtme e atmosferës diellore. Ai përbëhet nga protone, bërthama atomike dhe elektrone. Shpejtësia e erës diellore mund të ndryshojë nga 300 km/sek në 1500 km/sek, në përputhje me proceset që ndodhin në Diell. Era diellore përhapet në të gjithë sistemin diellor dhe, duke ndërvepruar me fushë magnetike Toka shkakton fenomene të ndryshme, një prej të cilave janë dritat veriore.
Karakteristikat e Diellit
Masa e Diellit: 2∙1030 kg (332,946 masa tokësore)
Diametri: 1.392.000 km
Rrezja: 696,000 km
Dendësia mesatare: 1400 kg/m3
Pjerrësia e boshtit: 7,25° (në raport me rrafshin ekliptik)
Temperatura e sipërfaqes: 5,780 K
Temperatura në qendër të Diellit: 15 milionë gradë
Klasa spektrale: G2V
Distanca mesatare nga Toka: 150 milion km
Mosha: 5 miliardë vjet
Periudha e rrotullimit: 25.380 ditë
Shkëlqimi: 3,86∙1026 W
Magnituda e dukshme: 26.75m
