Somon yo'li - Shasha galaktikasi
Quyosh atmosferasi - fotosfera
Fotosfera
- Quyosh atmosferasi quyosh chekkasining ko'rinadigan chetidan 200-300 km chuqurroqda boshlanadi. Atmosferaning bu eng chuqur qatlamlari fotosfera deb ataladi. Ularning qalinligi quyosh radiusining uch mingdan bir qismidan ko'p bo'lmaganligi sababli, fotosfera ba'zan shartli ravishda Quyosh yuzasi deb ataladi.
Fotosferadagi gazlarning zichligi taxminan Yer stratosferasiniki bilan bir xil va Yer yuzasidagidan yuzlab marta kam. Fotosferaning harorati 300 km chuqurlikda 8000 K dan ko'pi bilan 4000 K gacha pasayadi. yuqori qatlamlar. O'sha o'rta qatlamning harorati, nurlanishi biz sezadigan, taxminan 6000 K. Bunday sharoitda deyarli barcha gaz molekulalari alohida atomlarga parchalanadi. Faqat fotosferaning eng yuqori qatlamlarida nisbatan oz sonli oddiy molekulalar va H 2, OH, CH kabi radikallar saqlanib qolgan.
Quyosh atmosferasida er yuzidagi tabiatda uchramaydigan, ikki elektronli proton bo'lgan manfiy vodorod ioni alohida rol o'ynaydi. Bu noodatiy birikma fotosferaning yupqa tashqi, eng sovuq qatlamida manfiy zaryadlangan erkin elektronlar kaltsiy, natriy, magniy, temir va boshqa metallarning oson ionlanadigan atomlari tomonidan taʼminlangan neytral vodorod atomlariga “yopishib” qolganda yuzaga keladi. Ishlab chiqarilganda, manfiy vodorod ionlari ko'rinadigan yorug'likning katta qismini chiqaradi. Ionlar bir xil yorug'likni ishtiyoq bilan yutadi, shuning uchun atmosferaning shaffofligi chuqurlik bilan tez ortadi. Shuning uchun Quyoshning ko'rinadigan chekkasi bizga juda o'tkir ko'rinadi.
Quyosh haqidagi deyarli barcha bilimlarimiz uning spektrini - kamalak bilan bir xil tabiatga ega bo'lgan tor ko'p rangli chiziqni o'rganishga asoslangan. Birinchi marta quyosh nuri yo'liga prizma qo'yib, Nyuton shunday chiziqni oldi va xitob qildi: "Spektr!"(lot. spektr - "ko'rish"). Keyinchalik Quyosh spektrida qorong'u chiziqlar sezildi va ranglar chegarasi hisoblandi.
Yuqori kattalashtirishga ega teleskopda siz fotosferaning nozik tafsilotlarini kuzatishingiz mumkin: bularning barchasi tor qorong'u yo'llar tarmog'i bilan ajratilgan mayda yorqin donalar - granulalar bilan qoplanganga o'xshaydi. Granulyatsiya issiqroq gaz oqimlarining yuqoriga ko'tarilishi va sovuqroqlarining cho'kib ketishining aralashuvi natijasidir. Tashqi qatlamlarda ular orasidagi harorat farqi nisbatan kichik (200-300 K), lekin chuqurroq, konvektiv zonada u kattaroq bo'ladi va aralashtirish juda kuchli. Quyoshning tashqi qatlamlaridagi konvektsiya atmosferaning umumiy tuzilishini aniqlashda katta rol o'ynaydi. Oxir oqibat, quyosh magnit maydonlari bilan murakkab o'zaro ta'sir natijasida konveksiya, quyosh faolligining barcha xilma-xil ko'rinishlarining sababidir. Magnit maydonlar Quyoshdagi barcha jarayonlarda ishtirok etadi. Vaqti-vaqti bilan quyosh atmosferasining kichik hududida kontsentrlangan magnit maydonlar paydo bo'ladi, ular Yerdagidan bir necha ming marta kuchliroqdir. Ionlashtirilgan plazma yaxshi o'tkazgichdir, u kuchli magnit maydonning magnit induksiyasi chiziqlari bo'ylab harakatlana olmaydi. Shuning uchun bunday joylarda pastdan issiq gazlarning aralashishi va ko'tarilishi inhibe qilinadi va qorong'i hudud paydo bo'ladi - quyosh dog'i. Ko'zni qamashtiruvchi fotosfera fonida u butunlay qora ko'rinadi, garchi aslida uning yorqinligi atigi o'ndan zaifroq.
Vaqt o'tishi bilan dog'larning hajmi va shakli sezilarli darajada o'zgaradi. Zo'rg'a seziladigan nuqta - teshik shaklida paydo bo'lgan dog' asta-sekin o'z hajmini bir necha o'n minglab kilometrlarga oshiradi. Katta dog'lar, qoida tariqasida, qorong'u qismdan (yadro) va kamroq qorong'i qismdan - yarim soyadan iborat bo'lib, ularning tuzilishi dog'ga girdob ko'rinishini beradi. Dog'lar fotosferaning yorqinroq joylari bilan o'ralgan bo'lib, ular fakula yoki mash'al maydonlari deb ataladi.
Fotosfera asta-sekin quyosh atmosferasining siyraklashgan tashqi qatlamlariga - xromosfera va tojga o'tadi.
Quyosh atmosferasi - xromosfera
Xromosfera
(yunoncha "rang doirasi") qizil-binafsha rang uchun shunday nomlangan. U toʻliq quyosh tutilishi paytida Quyoshni endigina tutib olgan Oyning qora diski atrofida yirtiq yorqin halqa shaklida koʻrinadi. Xromosfera juda xilma-xil bo'lib, asosan cho'zilgan cho'zilgan tillardan (spikulalardan) iborat bo'lib, unga yonayotgan o't ko'rinishini beradi. Bu xromosfera oqimining harorati fotosferadagidan ikki-uch baravar yuqori, zichligi esa yuz minglab marta past. Xromosferaning umumiy uzunligi 10-15 ming kilometrni tashkil qiladi.
Xromosferada haroratning oshishi konvektiv zonadan unga kiradigan to'lqinlar va magnit maydonlarning tarqalishi bilan izohlanadi. Modda xuddi gigantda sodir bo'layotgandek qiziydi Mikroto'lqinli pech. Zarrachalarning issiqlik harakatining tezligi oshadi, ular orasidagi to'qnashuvlar tez-tez uchraydi va atomlar tashqi elektronlarini yo'qotadi: modda issiq ionlangan plazmaga aylanadi. Xuddi shu jismoniy jarayonlar, shuningdek, xromosfera ustida joylashgan quyosh atmosferasining eng tashqi qatlamlarining g'ayrioddiy yuqori haroratini saqlab turadi.
Ko'pincha tutilish paytida (va maxsus spektral asboblar yordamida - hatto tutilishni kutmasdan ham) Quyosh yuzasida g'alati shakldagi "favvoralar", "bulutlar", "voni", "butalar", "arklar" ni kuzatish mumkin. va xromosfera moddalaridan boshqa yorqin nurli shakllanishlar. Ular statsionar yoki asta-sekin o'zgarib turadi, xromosferaga oqib tushadigan yoki undan oqib chiqadigan, o'nlab va yuz minglab kilometrlarga ko'tariladigan silliq kavisli oqimlar bilan o'ralgan. Bu quyosh atmosferasining eng ulug'vor shakllanishlari - ustunliklari. Vodorod atomlari chiqaradigan qizil spektral chiziqda kuzatilganda, ular quyosh diskining fonida qorong'u, uzun va kavisli filamentlar sifatida namoyon bo'ladi.
Prominenslar xromosfera bilan taxminan bir xil zichlik va haroratga ega. Ammo ular uning ustida joylashgan va quyosh atmosferasining yuqori, juda kam uchraydigan yuqori qatlamlari bilan o'ralgan. Prominenslar xromosferaga tushmaydi, chunki ularning moddasi Quyoshning faol mintaqalarining magnit maydonlari tomonidan quvvatlanadi.
Birinchi marta tutilishdan tashqaridagi kenglik spektri 1868 yilda frantsuz astronomi Per Yansen va uning ingliz hamkasbi Jozef Lokyer tomonidan kuzatilgan. Spektroskop tirqishi Quyoshning chetini kesib o'tadigan tarzda joylashtirilgan. yaqinida joylashgan bo'lsa, siz uning nurlanish spektrini sezishingiz mumkin. Yoriqni ko'zga ko'rinadigan joy yoki xromosferaning turli qismlariga qaratib, ularni qismlarga bo'lib o'rganish mumkin. Xromosferaniki kabi ko'zga ko'rinadigan spektrlar yorqin chiziqlardan, asosan vodorod, geliy va kaltsiydan iborat. Boshqalarning emissiya chiziqlari kimyoviy elementlar ham mavjud, lekin ular ancha zaifdir.
Ba'zi ko'zga ko'rinadigan joylar uzoq vaqt davomida sezilarli o'zgarishlarsiz to'satdan portlab ketadi va ularning moddasi sekundiga yuzlab kilometr tezlikda sayyoralararo fazoga tashlanadi. Xromosferaning ko'rinishi ham tez-tez o'zgarib turadi, bu uning tarkibidagi gazlarning uzluksiz harakatini ko'rsatadi.
Ba'zida portlashlarga o'xshash narsa Quyosh atmosferasining juda kichik hududlarida sodir bo'ladi. Bular xromosfera chaqnashlari deb ataladi (eng kuchli portlashga o'xshash jarayonlar bir necha daqiqa davom etishi mumkin, ammo bu vaqt ichida energiya chiqariladi, bu ba'zan 10 25 J ga etadi). Ular odatda bir necha o'n daqiqa davom etadi. Vodorod, geliy, ionlangan kaltsiy va boshqa ba'zi elementlarning spektral chiziqlaridagi chaqnashlar paytida xromosferaning alohida bo'limining yorqinligi birdan o'n barobar ortadi. Ayniqsa, ultrabinafsha va rentgen nurlanishi kuchayadi: ba'zida uning kuchi olovdan oldin spektrning ushbu qisqa to'lqinli mintaqasida jami quyosh radiatsiyasidan bir necha baravar yuqori.
Dog'lar, mash'alalar, prominenslar, xromosfera chaqnashlari - bularning barchasi quyosh faolligining ko'rinishidir. Faoliyatning oshishi bilan Quyoshdagi bu shakllanishlar soni ko'payadi.
Quyosh atmosferasi - toj
Toj
Fotosfera va xromosferadan farqli o'laroq, eng ko'p tashqi qismi Quyosh atmosferasi juda katta: u millionlab kilometrlarga cho'zilgan, bu bir necha quyosh radiusiga to'g'ri keladi va uning zaif kengayishi bundan ham uzoqroq.
Quyosh tojidagi materiyaning zichligi balandlik bilan Yer atmosferasidagi havo zichligiga qaraganda ancha sekin kamayadi. Havo zichligining pasayishi Yerning tortishish kuchi bilan belgilanadi. Quyosh yuzasida tortishish ancha kuchliroq va uning atmosferasi baland bo'lmasligi kerak. Aslida, bu juda keng. Shuning uchun Quyoshning tortishish kuchiga qarshi harakat qiluvchi ba'zi kuchlar mavjud. Bu kuchlar 1-2 million daraja haroratgacha qizdirilgan tojdagi atomlar va elektronlar harakatining ulkan tezligi bilan bog'liq!
Toj eng yaxshi quyosh tutilishining umumiy bosqichida kuzatiladi. To'g'ri, u davom etadigan bir necha daqiqada nafaqat individual tafsilotlarni, balki hattoki eskizini ham chizish juda qiyin. umumiy shakl tojlar. Kuzatuvchining ko‘zi endigina to‘satdan qorong‘ulikka o‘rgana boshlaydi, Oy chetidan paydo bo‘lgan Quyoshning yorqin nuri allaqachon tutilish tugaganidan xabar bermoqda. Shuning uchun, ko'pincha bir xil tutilish paytida tajribali kuzatuvchilar tomonidan yaratilgan tojning eskizlari juda boshqacha edi. Uning rangini aniq aniqlashning ham imkoni bo'lmadi.
Fotosuratning ixtirosi astronomlarga tadqiqotning ob'ektiv va hujjatli usulini berdi. Biroq, tojni yaxshi suratga olish ham oson emas. Gap shundaki, Quyoshga eng yaqin boʻlgan qism, yaʼni ichki toj deb ataladigan qism nisbatan yorqin, uzoqqa choʻzilgan tashqi toj esa juda xira porlashdek koʻrinadi. Shuning uchun, agar fotosuratlarda tashqi toj aniq ko'rinadigan bo'lsa, u holda ichki toj haddan tashqari ochilgan bo'lib chiqadi va ichki tojning tafsilotlari ko'rinadigan fotosuratlarda tashqi toj butunlay ko'rinmaydi. Ushbu qiyinchilikni engish uchun tutilish paytida ular odatda bir vaqtning o'zida tojning bir nechta suratlarini olishga harakat qilishadi - uzoq va qisqa tortishish tezligi bilan. Yoki toj fotosurat plitasining oldiga maxsus "radial" filtr qo'yish orqali suratga olinadi, bu esa yorqinlarning halqali zonalarini zaiflashtiradi. ichki qismlar tojlar. Bunday tasvirlarda uning tuzilishini ko'plab quyosh radiuslari masofasidan kuzatish mumkin.
Birinchi muvaffaqiyatli fotosuratlar allaqachon tojni aniqlashga imkon berdi ko'p miqdorda Tafsilotlar: koronal nurlar, barcha turdagi "yoylar", "dubulg'alar" va faol hududlar bilan aniq bog'langan boshqa murakkab shakllanishlar.
Tojning asosiy xususiyati - yorqin tuzilishdir. Koronal nurlar turli xil shakllarga ega: ba'zan ular qisqa, ba'zan uzun, ba'zida nurlar to'g'ri, ba'zan esa kuchli kavisli. 1897 yilda Pulkovo astronomi Aleksey Pavlovich Ganskiy umumiy ko'rinish ekanligini aniqladi. quyosh toji vaqti-vaqti bilan o'zgarib turadi. Ma'lum bo'lishicha, bu quyosh faolligining 11 yillik tsikli bilan bog'liq.
11 yillik davr bilan quyosh tojining umumiy yorqinligi ham, shakli ham o'zgaradi. Quyosh dog'lari maksimal davrida u nisbatan yumaloq shaklga ega. Tojning to'g'ridan-to'g'ri va Quyosh radiusi bo'ylab yo'naltirilgan nurlari quyosh ekvatori yaqinida ham, qutb mintaqalarida ham kuzatiladi. Quyosh dog'lari kam bo'lsa, toj nurlari faqat ekvatorial va o'rta kengliklarda hosil bo'ladi. Tojning shakli cho'zilgan bo'ladi. Xarakterli qisqa nurlar qutb cho'tkalari deb ataladigan qutblarda paydo bo'ladi. Bunday holda, tojning umumiy yorqinligi pasayadi. Bu qiziqarli xususiyat toj, aftidan, dog'larning ustun shakllanish zonasining 11 yillik tsikli davomida bosqichma-bosqich harakati bilan bog'liq. Minimaldan keyin ekvatorning ikki tomonida 30-40° kengliklarda dog'lar paydo bo'la boshlaydi. Keyin nuqta hosil bo'lish zonasi asta-sekin ekvator tomon tushadi.
Ehtiyotkorlik bilan olib borilgan tadqiqotlar toj tuzilishi va quyosh atmosferasidagi alohida shakllanishlar o'rtasida ma'lum bog'liqlik mavjudligini aniqlashga imkon berdi. Misol uchun, yorqin va to'g'ridan-to'g'ri toj nurlari odatda quyosh dog'lari va fakulyarlar ustida kuzatiladi. Qo'shni nurlar o'z yo'nalishi bo'yicha egiladilar. Koronal nurlar asosida xromosferaning yorqinligi oshadi. Bunday hudud odatda hayajonli deb ataladi. Qo'shni, qo'zg'almas hududlarga qaraganda issiqroq va zichroq. Tojdagi dog'lar ustida yorqin murakkab shakllanishlar kuzatiladi. Ko'zga ko'rinadigan joylar ham ko'pincha toj moddasining qobiqlari bilan o'ralgan.
Korona noyob tabiiy laboratoriya bo'lib chiqdi, unda materiya Yerdagi eng noodatiy va erishib bo'lmaydigan sharoitlarda kuzatilishi mumkin.
19-20-asrlar oxirida, plazma fizikasi hali mavjud bo'lmaganda, tojning kuzatilgan xususiyatlari tushunib bo'lmaydigan sir bo'lib tuyuldi. Shunday qilib, rangi bo'yicha toj hayratlanarli darajada Quyoshga o'xshaydi, go'yo uning nuri oynada aks etadi. Shu bilan birga, ichki tojda, xarakterli quyosh spektri Fraunhofer chiziqlari. Ular Quyoshning chetidan uzoqda, tashqi tojda yana paydo bo'ladi, lekin allaqachon juda zaif. Bundan tashqari, tojning yorug'ligi qutblangan: yorug'lik to'lqinlari tebranadigan tekisliklar, asosan, quyosh diskiga tangensial joylashgan. Quyoshdan uzoqlashganda, qutblangan nurlarning ulushi birinchi navbatda ortadi (deyarli 50% gacha), keyin esa kamayadi. Nihoyat, deyarli 20-asrning o'rtalarigacha bo'lgan toj spektrida yorqin emissiya chiziqlari paydo bo'ladi. ma'lum bo'lgan kimyoviy elementlarning birortasi bilan aniqlab bo'lmadi.
Shunday bo'ldi asosiy sabab tojning barcha bu xususiyatlari - yuqori harorat juda kam uchraydigan gaz. 1 million darajadan yuqori haroratlarda vodorod atomlarining o'rtacha tezligi 100 km / s dan oshadi va erkin elektronlar uchun ular 40 baravar ko'p. Bunday tezliklarda moddaning kuchli kamayishiga qaramay (har bir kub sm ga atigi 100 million zarracha, bu Yerdagi havodan 100 milliard marta kam!), atomlarning, ayniqsa elektronlar bilan toʻqnashuvi nisbatan tez-tez sodir boʻladi. Elektron ta'sir kuchlari shunchalik kattaki, engil elementlarning atomlari deyarli barcha elektronlaridan mahrum bo'lib, ulardan faqat "yalang'och" atom yadrolari qoladi. Og'irroq elementlar eng chuqur elektron qobiqlarni saqlab, yuqori darajadagi ionlanish holatiga o'tadi.
Demak, koronal gaz yuqori darajada ionlangan plazma hisoblanadi; u turli xil kimyoviy elementlarning ko'plab musbat zaryadlangan ionlaridan va vodorod atomlari (har birida bitta elektron), geliy (har biri ikkita elektron) va og'irroq atomlarning ionlanishidan kelib chiqadigan bir oz ko'proq miqdordagi erkin elektronlardan iborat. Bunday gazda mobil elektronlar asosiy rol o'ynaganligi sababli, u ko'pincha elektron gaz deb ataladi, garchi bu umuman plazma neytralligini to'liq ta'minlaydigan ijobiy ionlarning mavjudligini anglatadi.
Oq rang toj oddiy quyosh nurlarining erkin elektronlarga tarqalishi bilan bog'liq. Tarqalish paytida ular o'z energiyasini sarflamaydilar: yorug'lik to'lqini bilan vaqt o'tishi bilan tebranadi, ular faqat tarqalgan yorug'lik yo'nalishini o'zgartiradilar, shu bilan birga uni qutbga aylantiradilar. Spektrdagi sirli yorqin chiziqlar temir, argon, nikel, kaltsiy va boshqa elementlarning yuqori ionlangan atomlarining g'ayrioddiy nurlanishi natijasida hosil bo'ladi, bu faqat kuchli kamdan-kam uchraydigan sharoitlarda sodir bo'ladi. Nihoyat, tashqi tojdagi yutilish chiziqlari yulduzlararo muhitda doimo mavjud bo'lgan chang zarralari tomonidan tarqalish natijasida yuzaga keladi. Ichki tojda chiziqning yo'qligi esa, juda tez harakatlanuvchi elektronlar tomonidan tarqalib ketganda, barcha yorug'lik kvantlari shunday muhim chastota o'zgarishlarini boshdan kechirishi bilan bog'liqki, hatto quyosh spektrining kuchli Fraungofer chiziqlari ham butunlay "yuvilib ketadi".
Shunday qilib, Quyosh toji uning atmosferasining eng tashqi qismi, eng kam uchraydigan va eng issiq qismidir. Biz u ham bizga eng yaqin ekanligini qo'shamiz: u Quyoshdan doimiy ravishda harakatlanadigan plazma oqimi - quyosh shamoli shaklida Quyoshdan uzoqqa cho'zilganligi ma'lum bo'ldi. Yer yaqinida uning tezligi o'rtacha 400-500 km/s, ba'zan esa deyarli 1000 km/s ga etadi. Quyosh shamoli Yupiter va Saturn orbitalaridan ancha uzoqqa tarqalib, yanada siyrak yulduzlararo muhit bilan chegaradosh ulkan geliosferani hosil qiladi.
Darhaqiqat, biz quyosh toji bilan o'ralgan holda yashayapmiz, garchi uning kirib boruvchi nurlanishidan erning magnit maydoni ko'rinishidagi ishonchli to'siq bilan himoyalangan bo'lsak ham. Toj orqali quyosh faolligi Yerda sodir bo'ladigan ko'plab jarayonlarga (geofizik hodisalar) ta'sir qiladi.
Quyosh Yerga qanday ta'sir qiladi
Quyosh sayyoramizni yoritadi va isitadi, busiz undagi hayot nafaqat odamlar uchun, balki mikroorganizmlar uchun ham mumkin bo'lmaydi. Quyosh Yerda sodir bo'layotgan jarayonlarning asosiy (yagona bo'lmasa ham) dvigatelidir. Ammo Yer Quyoshdan nafaqat issiqlik va yorug'likni oladi. Har xil turdagi quyosh nurlari va zarralar oqimi uning hayotiga doimiy ta'sir qiladi.
Quyosh Yerga elektromagnit to'lqinlarni spektrning barcha sohalarida - ko'p kilometrli radio to'lqinlardan gamma nurlarigacha yuboradi. Yerning atrofiga turli energiyadagi zaryadlangan zarralar ham yetib boradi - ham yuqori, ham past va o'rta. Nihoyat, Quyosh elementar zarrachalar - neytrinolarning kuchli oqimini chiqaradi. Biroq, ikkinchisining yerdagi jarayonlarga ta'siri ahamiyatsiz darajada kichik: bu zarralar uchun Yer shaffof va ular u orqali erkin uchib ketishadi. Sayyoralararo fazodan zaryadlangan zarrachalarning juda kichik qismigina Yer atmosferasiga kiradi (qolgan qismi geomagnit maydon taʼsirida burilib yoki kechiktiriladi). Ammo ularning energiyasi auroralarni va sayyoramizning magnit maydonini buzish uchun etarli.
Elektromagnit buzilish er atmosferasida qattiq tanlanadi. U faqat ko'rinadigan yorug'lik va eng yaqin ultrabinafsha va infraqizil nurlanishlar, shuningdek nisbatan tor diapazondagi (santimetrdan metrgacha) radio to'lqinlari uchun shaffofdir. Boshqa barcha nurlanishlar atmosfera tomonidan aks ettiriladi yoki so'riladi, uning yuqori qatlamlarini isitadi va ionlashtiradi.
X-nurlarini singdirish va qattiq ultrabinafsha nurlar 300-350 km gacha bo'lgan egzozlardan boshlanadi; bir xil balandliklarda kosmosdan kelayotgan eng uzun radioto'lqinlar aks etadi. Xromosfera chaqnashlaridan kelib chiqqan quyosh rentgen nurlarining kuchli portlashi bilan rentgen kvantlari Yer yuzasidan 80-100 km balandlikka kirib, atmosferani ionlashtiradi va qisqa to'lqin uzunliklarida aloqani buzadi.
 |
| Quyosh diskining chap tomonidagi qorong'u, dahshatli joylar koronal teshiklar deb ataladi. Quyosh magnit maydonining kuch chiziqlari sayyoralararo bo'shliqqa o'tadigan sirt ustida joylashgan bu mintaqalar quyidagilar bilan tavsiflanadi: bosimning pasayishi. Koronal teshiklar 1960-yillardan beri sun'iy yo'ldoshlardan ultrabinafsha va rentgen nurlarida intensiv ravishda o'rganilgan. Ma'lumki, ular kuchli quyosh shamolining manbalari bo'lib, ular Quyoshdan ochiq magnit maydon chiziqlari bo'ylab uchib ketadigan atomlar va elektronlardan iborat. |
| BIZNING QUYOSH |
Yumshoq (uzun to'lqinli) ultrabinafsha nurlanish yanada chuqurroq kirib borishga qodir, u 30-35 km balandlikda so'riladi. Bu erda ultrabinafsha kvantlar kislorod molekulalarining atomlariga bo'linadi, so'ngra ozon hosil bo'ladi. Bu ultrabinafsha nurlar uchun shaffof bo'lmagan, Yerdagi hayotni halokatli nurlardan himoya qiladigan "ozon ekrani" ni yaratadi. Eng uzun to'lqin uzunlikdagi ultrabinafsha nurlanishning so'rilmagan qismi er yuzasiga etib boradi. Aynan shu nurlar odamlarda quyosh yonishiga olib keladi.
Ko'rinadigan diapazondagi radiatsiya zaif so'riladi. Biroq, u bulutlar bo'lmagan taqdirda ham atmosfera tomonidan tarqalib ketadi va uning bir qismi sayyoralararo fazoga qaytadi. Suv tomchilari va qattiq zarrachalardan tashkil topgan bulutlar quyosh nurlanishining aks etishini sezilarli darajada oshiradi. Natijada, o'rtacha, Yer atmosferasi chegarasiga tushgan yorug'likning yarmiga yaqini sayyora yuzasiga etib boradi.
Perpendikulyar ravishda joylashtirilgan 1 kvadrat metr sirtga tushadigan quyosh energiyasi miqdori quyosh nurlari Yer atmosferasining chekkasida quyosh doimiysi deyiladi. Uni Yerdan o'lchash juda qiyin va shuning uchun ilgari topilgan qiymatlar kosmik tadqiqotlar, juda taxminiy edi. Kichkina tebranishlar (agar ular haqiqatan ham mavjud bo'lsa) o'lchovlarning noto'g'riligiga "cho'kib ketgan". Faqatgina quyosh konstantasini aniqlash uchun maxsus kosmik dasturni amalga oshirish uning ishonchli qiymatini topishga imkon berdi. Oxirgi ma'lumotlarga ko'ra, u 0,5% aniqlik bilan 1370 Vt / m 2 ni tashkil qiladi. O'lchovlar davomida 0,2% dan ortiq tebranishlar aniqlanmadi.
Yerda radiatsiya quruqlik va okeanlar tomonidan so'riladi. Isitilgan yer yuzasi, o'z navbatida, uzun to'lqinli infraqizil mintaqada tarqaladi. Bunday nurlanish uchun atmosferaning azot va kislorodi shaffofdir. Lekin u ochko'zlik bilan suv bug'lari tomonidan so'riladi va karbonat angidrid. Ushbu kichik komponentlar tufayli havo qobig'i issiqlikni saqlaydi. Bu nima issiqxona effekti atmosfera. Umuman olganda, quyosh energiyasining Yerga kelishi va uning sayyoradagi yo'qotishlari o'rtasida muvozanat mavjud: qancha tushadi, qancha sarflanadi. Aks holda, harorat yer yuzasi atmosfera bilan birga doimiy ravishda ko'tariladi yoki tushadi.
- quyosh faolligining barcha hodisalari magnit maydonlarining Quyosh yuzasiga chiqishi bilan bog'liq. 20-asr boshlarida o'tkazilgan Zeeman effektining birinchi o'lchovlari shuni ko'rsatdiki, dog'lardagi dalalar bir necha ming oersted tartibining intensivligi bilan ajralib turadi va bunday maydonlar diametri 20 000 km bo'lgan hududlarda amalga oshiriladi. . Zamonaviy jihozlar Quyoshdagi maydonlarni o'lchash uchun bu nafaqat maydonning kattaligini 1 Oe aniqlik bilan o'lchashga, balki magnit maydon kuchi vektorining moyillik burchaklarini ham baholashga imkon beradi. Masalan, mash'allar maydonlari 5-300 Oe bo'lgan mintaqalar ekanligi aniqlandi.Quyosh dog'lari soyasida dalalar quyosh yuzasiga parallel ravishda 1000-4500 Oe ga etadi. Maydon alohida to'plamlarda jamlangan.
 |
| Quyosh juda bezovta. Ushbu noto'g'ri rangli tasvir Quyosh diskining chetida joylashgan faol hududni ko'rsatadi. Issiq plazma quyosh fotosferasidan chiqib, magnit maydon chiziqlari bo'ylab harakatlanadi. Juda issiq hududlar qizil rang bilan belgilangan, bu esa issiqroq materialning magnit maydonning ba'zi halqalari orqali boshqa halqalarga qaraganda tarqalishini ko'rsatadi. Magnit maydon halqalari juda katta, shuning uchun Yer ularning ichiga osongina joylashishi mumkin. |
 |
| BIZNING QUYOSH |
Quyosh yuzasida o'rtacha hisoblangan maydon 1 Oe darajasida bo'lib, u chegaralarida 10 Oe bo'lgan alohida hujayralardan iborat. Bunday maydon Quyosh qutblari yaqinida kuzatiladi, past kengliklarda esa ko'pincha faol mintaqalarning kuchli maydonlari tomonidan bezovtalanadi. Bu kuchli mahalliy maydonlar nafaqat fotosferani bezovta qiladi, balki tashqi qatlamlarga ham kirib boradi. Xromosferada dog'lar soyasi ustida ularning kattaligi 1000 Oe ga, penumbra va fakulalarda 100 Oe ga yetishi mumkin. Bilvosita ma'lumotlarga ko'ra, faol mintaqa ustidagi tojdagi maydonlar 10-0,1 Oe, faol mintaqa (yoki markaz). faollik) magnit maydon kuchaygan joy bilan aniqlanadi. Aktiv mintaqaning pastki asosi - fakulalar va dog'lar - fotosferada joylashgan. Yuqori qismi xromosfera mash'alasi (flocculus), tojda esa - toj kondensatsiyasi sifatida namoyon bo'ladi.
Ko'pincha faol hududlar qarama-qarshi qutbli ikkita qutb bilan tavsiflanadi - bu deb ataladigan. bipolyar markazlar, garchi ko'p qutbli va bir qutbli hududlar mavjud bo'lsa ham. Qarama-qarshi qutbli qutblar uzunligi 30 000 km gacha va balandligi 5 000 km gacha bo'lgan yoylar tizimi bilan bog'langan. Arklarning tepalari asta-sekin ko'tariladi va qutblar yaqinida gaz fotosfera tomon pastga tushadi.
Faol hududning o'z vaqtida rivojlanishi o'ziga xosdir. Fotosferada magnit maydonning kuchayishi bilan mash'al paydo bo'lib, uning maydoni va yorqinligini asta-sekin oshiradi. Taxminan bir kundan keyin unda bir nechta qorong'u nuqtalar paydo bo'ladi - gözenekler, keyinchalik quyosh dog'lariga aylanadi. Mintaqa hayotining o'ninchi - o'n birinchi kunlari xromosfera va tojdagi eng shiddatli jarayonlar bilan tavsiflanadi. Bunda dog'larning katta guruhlarining o'lchami uzunlik bo'yicha 20 geliografik darajaga va kenglikda 10 ga yoki 2400 km X 12 000 km ga etadi. 1-3 oydan so'ng, dog'lar asta-sekin yo'qoladi, hududda gigant osilgan joy paydo bo'ladi. Olti oy yoki bir yil o'tgach, bu hudud yo'qoladi.
Maydoni 3000 Oe bo'lgan o'rtacha nuqta uchun magnit energiya kinetik energiyadan kamida 10 marta kattaroqdir. konvektiv harakatlarning energiyasi. Ammo konvektiv hujayrada maydon yo'nalishiga perpendikulyar gorizontal siljish majburiydir. Maydon gorizontal harakatlanishni oldini oladi, buning natijasida dog'lardagi konveksiya sezilarli darajada zaiflashadi. Konveksiyaning qiyinligi dog'lar sohasida kamroq energiyaga olib keladi, chunki chuqur qatlamlardagi energiya konvektiv harakatlar bilan uzatiladi. Bu, ehtimol, past harorat va dog'larning "qoraligi" sababidir.
Dog'lar soyasida kuzatilgan granulalar (o'lchamlari 300 km gacha va o'rtacha umr ko'rish muddati 15-30 minut) kuchli o'zgartirilgan konveksiya mavjudligini ko'rsatadi. Bu erdan iborat individual elementlar issiq gaz dala bo'ylab fotosfera balandligigacha bo'lgan nuqtalarda otilib chiqadi. U erda ular atrofdagi gazni kon bilan birga siqib, kengayadi. Zich gaz pastga tushadi, gazning harakatlari kesmaning ozgina o'zgarishi (ya'ni, maydon chiziqlarining kichik deformatsiyasi) bilan yaqin masofada joylashgan quvurlarda yuqoriga va pastga harakat qilishni eslatadi. Ko'pgina boshqa hollarda - gaz ko'zga ko'rinadigan joylarda, koronal halqalarda harakat qilganda, gaz harakatining traektoriyalari ham maydon chiziqlari kursiga to'g'ri keladi.
Maydonning tashqi atmosferaning tuzilishiga ta'sir qilish darajasi sirtda paydo bo'ladigan magnit oqimning kattaligiga (1017-1022 mks) va balandlik va vaqt o'tishi bilan qanchalik o'zgarishiga bog'liq.
|
Fotosfera - biz teleskop orqali ko'radigan va ko'z bilan sirt sifatida idrok qiladigan quyosh atmosferasi qatlami, taxminan 5800 S haroratga ega. Quyoshning minimal faolligi davrida fotosfera yuzasi nisbatan tinch bo'ladi. Yulduzga energiya beradigan termoyadro reaktsiyalarining barcha bo'ronlari chuqurlikda shiddatli bo'ladi. Ammo yangi tsikl boshlanishi bilan bu barcha ichki jarayonlarning energiyasi ajralib chiqa boshlaydi. |
quyosh faoliyati fotosfera shamol
Fotosfera (yorug'lik chiqaradigan qatlam) quyoshning ko'rinadigan yuzasini hosil qiladi. Uning qalinligi taxminan 2/3 birlik optik qalinligiga to'g'ri keladi. Mutlaq ma'noda fotosferaning qalinligi, turli hisob-kitoblarga ko'ra, 100 dan 400 km gacha. Quyoshning optik (ko'rinadigan) nurlanishining asosiy qismi fotosferaga to'g'ri keladi, chuqurroq qatlamlarning nurlanishi esa endi unga etib bormaydi. Fotosferaning tashqi chetiga yaqinlashganda harorat 6600 K dan 4400 K gacha pasayadi.Fotosferaning umumiy samarador harorati 5778 K. Uni Stefan-Boltzman qonuni bo'yicha hisoblash mumkin, unga ko'ra nurlanish kuchi. mutlaq qora jismning tana haroratining to'rtinchi darajasiga to'g'ridan-to'g'ri proportsionaldir.
Xromosfera (boshqa yunoncha chspmb — rang, utsbYasb — shar, shar) — qalinligi 2000 km ga yaqin boʻlgan Quyoshning fotosferani oʻrab turgan tashqi qobigʻi. Quyosh atmosferasining ushbu qismi nomining kelib chiqishi uning qizg'ish rangi bilan bog'liq bo'lib, Balmer seriyasidan qizil H-alfa vodorod emissiya chizig'i xromosferaning ko'rinadigan spektrida ustunlik qiladi. Xromosferaning yuqori chegarasi aniq silliq yuzaga ega emas, undan doimiy ravishda spikullar deb ataladigan issiq ejeksiyonlar paydo bo'ladi. Bir vaqtning o'zida kuzatilgan spikulalar soni o'rtacha 60-70 mingtani tashkil qiladi. kech XIX asrda italiyalik astronom Sekki teleskop orqali xromosferani kuzatar ekan, uni yonayotgan dashtlar bilan solishtirgan. Xromosferaning harorati balandligi 4000 dan 20 000 K gacha oshadi (10 000 K dan yuqori harorat oralig'i nisbatan kichik).
Xromosferaning zichligi past, shuning uchun yorqinlik normal sharoitda kuzatish uchun etarli emas. Ammo quyoshning to'liq tutilishi paytida, Oy yorqin fotosferani qoplaganida, uning ustida joylashgan xromosfera ko'rinadi va qizil rangda porlaydi. Bundan tashqari, uni istalgan vaqtda maxsus tor diapazonli optik filtrlar yordamida kuzatish mumkin. To'lqin uzunligi 656,3 nm bo'lgan yuqorida aytib o'tilgan H-alfa chizig'iga qo'shimcha ravishda, filtr Ca II K (393,4 nm) va Ca II H (396,8 nm) liniyalariga ham sozlanishi mumkin.
Toj - Quyoshning oxirgi tashqi qobig'i. Toj, birinchi navbatda, quyosh shamolini tashkil etuvchi, kosmosga bir necha yuz ming va hatto bir million kilometrdan ko'proq otilib chiqadigan va otilib chiqadigan energetik otilishlardan iborat. O'rtacha koronal harorat 1 000 000 dan 2 000 000 K gacha, maksimal esa, ba'zi hududlarda 8 000 000 dan 20 000 000 K gacha. Bunday yuqori haroratga qaramay, u yalang'och ko'z bilan faqat quyoshning to'liq tutilishi paytida ko'rinadi, chunki tojdagi materiya past, shuning uchun uning yorqinligi ham past. Ushbu qatlamning g'ayrioddiy kuchli isishi, ehtimol, magnit biriktirma ta'siri va zarba to'lqinlarining ta'siridan kelib chiqadi. Tojning shakli quyosh faolligi tsiklining fazasiga qarab o'zgaradi: maksimal faollik davrida u yumaloq shaklga ega, eng kamida, quyosh ekvatori bo'ylab cho'zilgan. Tojning harorati juda yuqori bo'lgani uchun u ultrabinafsha va rentgen nurlari diapazonlarida intensiv ravishda tarqaladi. Bu nurlanishlar yer atmosferasidan emas, balki uning ichidan o‘tadi yaqin vaqtlar ularni kosmik kemalar yordamida o'rganish imkoniyati paydo bo'ldi. Koronaning turli hududlarida radiatsiya notekis ravishda sodir bo'ladi. Issiq faol va sokin hududlar, shuningdek, 600 000 K nisbatan past haroratga ega bo'lgan koronal teshiklar mavjud bo'lib, ulardan magnit maydon chiziqlari kosmosga chiqadi. Bu ("ochiq") magnit konfiguratsiya zarralarning Quyoshni to'siqsiz tark etishiga imkon beradi, shuning uchun quyosh shamoli birinchi navbatda toj teshiklaridan chiqariladi.
quyoshli shamol. Quyosh tojining tashqi qismidan quyosh shamoli oqib chiqadi - ionlangan zarralar oqimi (asosan protonlar, elektronlar va 6-zarralar), uning zichligi asta-sekin kamayishi bilan geliosfera chegaralariga tarqaladi. Quyosh shamoli ikki komponentga bo'linadi - sekin quyosh shamoli va tez quyosh shamoli. Sekin quyosh shamoli taxminan 400 km / s tezlikka ega va 1,4-1,6·10 6 K haroratga ega va uning tarkibi tojga yaqindan mos keladi. Tez quyosh shamoli tezligi taxminan 750 km/s, harorati 8·10 5 K, tarkibi bo'yicha fotosfera moddasiga o'xshaydi. Sekin quyosh shamoli tez shamolga qaraganda ikki baravar zichroq va kamroq doimiydir. Sekin quyosh shamoli turbulentlik mintaqalari bilan murakkabroq tuzilishga ega.
Tanish uchun ichki tuzilishi Quyosh, keling, yulduzning markazidan uning yuzasiga xayoliy sayohat qilaylik. Ammo biz quyosh globusining har xil chuqurlikdagi harorati va zichligini qanday aniqlaymiz? Quyosh ichida qanday jarayonlar sodir bo'layotganini qanday aniqlash mumkin?
Ma’lum bo‘lishicha, yulduzlarning aksariyat fizik parametrlari (bizning Quyoshimiz ham yulduz!) o‘lchanmaydi, balki kompyuterlar yordamida nazariy jihatdan hisoblab chiqiladi. Faqat ba'zilari Umumiy xususiyatlar yulduz, masalan, uning massasi, radiusi va jismoniy sharoitlar, uning yuzasida ustunlik qiladi: harorat, atmosferaning hajmi va zichligi va boshqalar. Yulduzning kimyoviy tarkibi (xususan, Quyosh) spektral yo'l bilan belgilanadi. Va bu ma'lumotlar asosida nazariy astrofizik Quyoshning matematik modelini yaratadi. Agar bunday model kuzatuvlar natijalariga mos keladigan bo'lsa, uni haqiqatga juda yaxshi yaqinlik deb hisoblash mumkin. Va biz bunday modelga tayanib, buyuk yoritgichning barcha ekzotik chuqurliklarini tasavvur qilishga harakat qilamiz.
Quyoshning markaziy qismi uning yadrosi deb ataladi. Quyosh yadrosi ichidagi moddalar juda siqilgan. Uning radiusi Quyosh radiusining taxminan 1/4 qismini, hajmi esa Quyosh umumiy hajmining 1/45 qismini (2% dan bir oz ko'proq) tashkil qiladi. Shunga qaramay, yoritgichning deyarli yarmi yadroda joylashgan quyosh massasi. Bu quyosh materiyasining juda yuqori ionlashuvi tufayli mumkin bo'ldi. U yerdagi sharoitlar termoyadroviy reaktorning ishlashi uchun zarur bo'lgan shart-sharoitdir.Yadro quyosh energiyasi tug'iladigan ulkan boshqariladigan elektr stantsiyasidir.
Quyosh markazidan uning radiusining 1/4 qismiga siljiganimizdan so'ng, biz radiatsiya energiyasini uzatish zonasiga kiramiz. Quyoshning bu eng keng ichki hududini yadro qozonining devorlari kabi tasavvur qilish mumkin, u orqali quyosh energiyasi asta-sekin chiqib ketadi. Ammo Quyosh yuzasiga qanchalik yaqin bo'lsa, harorat va bosim shunchalik past bo'ladi. Natijada, moddaning vorteks aralashuvi sodir bo'ladi va energiya almashinuvi asosan moddaning o'zi tomonidan sodir bo'ladi. Energiyani uzatishning bu usuli konveksiya deb ataladi va u sodir bo'lgan Quyoshning er osti qatlami konvektiv zona deb ataladi. Quyosh tadqiqotchilari uning quyosh jarayonlari fizikasidagi roli nihoyatda katta ekanligiga ishonishadi. Axir, aynan shu erda quyosh moddasi va magnit maydonlarining turli xil harakatlari paydo bo'ladi.
Nihoyat, biz Quyoshning ko'rinadigan yuzasidamiz. Bizning Quyoshimiz yulduz, issiq plazma to'pi bo'lganligi sababli, u Yer, Oy, Mars va shunga o'xshash sayyoralardan farqli o'laroq, so'zning to'liq ma'nosida tushunilgan haqiqiy sirtga ega bo'lolmaydi. Va agar biz Quyosh yuzasi haqida gapiradigan bo'lsak, unda bu tushuncha shartli.
To'g'ridan-to'g'ri konvektiv zonadan yuqorida joylashgan Quyoshning ko'rinadigan yorug'lik yuzasi fotosfera deb ataladi, bu yunoncha "yorug'lik sferasi" degan ma'noni anglatadi.
Fotosfera 300 km uzunlikdagi qatlamdir. Quyosh nurlari shu erdan keladi. Quyoshga Yerdan qaraganimizda esa, fotosfera bizning ko'rishimiz orqali o'tadigan qatlamdir. Chuqur qatlamlardan kelayotgan nurlanish endi bizga yetib bormaydi va ularni ko‘rish ham mumkin emas.
Fotosferadagi harorat chuqurlashgan sari ortib boradi va oʻrtacha 5800 K ga baholanadi.
Quyoshning optik (ko'rinadigan) nurlanishining asosiy qismi fotosferadan keladi. Bu yerda gazning o'rtacha zichligi biz nafas olayotgan havo zichligining 1/1000 qismidan kam bo'lib, fotosferaning tashqi chetiga yaqinlashganda harorat 4800 K gacha pasayadi.Vodorod bunday sharoitda deyarli butunlay neytral holatda qoladi. davlat.
Astrofiziklar katta yoritgich yuzasi uchun fotosferaning asosini olishadi. Ular fotosferani quyosh atmosferasining eng quyi (ichki) qatlami deb hisoblaydilar. Uning tepasida quyosh atmosferasining tashqi qatlamlari - xromosfera va tojni tashkil etuvchi yana ikkita qatlam mavjud. Va bu uchta qatlam o'rtasida keskin chegaralar bo'lmasa-da, ularning asosiy farqlovchi xususiyatlari bilan tanishaylik.
Fotosferaning sariq-oq nuri uzluksiz spektrga ega, ya'ni ranglarning qizildan binafsha rangga bosqichma-bosqich o'tishi bilan uzluksiz kamalak chizig'iga o'xshaydi. Ammo kam uchraydigan xromosferaning pastki qatlamlarida, harorat 4200 K ga tushadigan minimal harorat deb ataladigan mintaqada, quyosh nuri yutilishdan o'tadi, buning natijasida Quyosh spektrida tor yutilish chiziqlari hosil bo'ladi. Ular 1816 yilda 754 chiziqning to'lqin uzunligini sinchkovlik bilan o'lchagan nemis optikasi Yozef Frau va Goferning sharafiga Fraungofer chiziqlari deb ataladi.
Bugungi kunga qadar Quyosh spektrida yorug'likning "sovuq" atomlar tomonidan yutilishidan kelib chiqadigan turli intensivlikdagi 26 000 dan ortiq qorong'u chiziqlar qayd etilgan. Va har bir kimyoviy element o'ziga xos yutilish chiziqlariga ega bo'lganligi sababli, bu uning quyosh atmosferasining tashqi qatlamlarida mavjudligini aniqlash imkonini beradi.
Quyosh atmosferasining kimyoviy tarkibi so'nggi bir necha milliard yil ichida hosil bo'lgan ko'pchilik yulduzlarnikiga o'xshaydi (ular ikkinchi avlod yulduzlari deb ataladi). Qadimgi samoviy jismlar (birinchi avlod yulduzlari) bilan taqqoslaganda, ular o'n barobar ko'proq og'ir elementlarni, ya'ni geliydan og'irroq elementlarni o'z ichiga oladi. Astrofiziklarning fikriga ko'ra, og'ir elementlar birinchi bo'lib yulduzlar portlashi paytida va, ehtimol, galaktikalar portlashi paytida sodir bo'lgan yadro reaktsiyalari natijasida paydo bo'lgan. Quyoshning paydo bo'lishi davrida yulduzlararo muhit allaqachon og'ir elementlar bilan yaxshi boyitilgan edi (Quyoshning o'zi hali geliydan og'irroq elementlarni ishlab chiqarmaydi). Ammo bizning Yerimiz va boshqa sayyoralar Quyosh bilan bir xil gaz va chang bulutidan kondensatsiyalanganga o'xshaydi. Shuning uchun, o'rganish orqali mumkin Kimyoviy tarkibi Bizning kun yorug'ligimiz, biz birlamchi protoplanetar materiyaning tarkibini ham o'rganmoqdamiz.
Quyosh atmosferasidagi harorat balandlikka qarab o'zgarganligi sababli, turli darajadagi yutilish chiziqlari turli xil kimyoviy elementlarning atomlari tomonidan ishlab chiqariladi. Bu buyuk yulduzning turli atmosfera qatlamlarini o'rganish va ularning uzunligini aniqlash imkonini beradi.
Fotosferaning tepasida siyrakroq bo'g'in bor! Quyosh atmosferasi, bu xromosfera deb ataladi, bu "rangli shar" degan ma'noni anglatadi. Uning yorqinligi fotosferaning yorqinligidan bir necha baravar kam, shuning uchun xromosfera Oyning qorong'u diskini atrofida pushti halqa kabi to'liq quyosh tutilishining qisqa daqiqalarida ko'rinadi. Xromosferaning qizg'ish rangi vodorod nurlanishiga bog'liq. Bu gaz spektrning qizil mintaqasida eng qizg'in spektral chiziqqa ega Ha , va xromosferada ayniqsa katta miqdorda vodorod mavjud.
Quyosh tutilishi paytida olingan spektrlar shuni ko'rsatadiki, vodorodning qizil chizig'i fotosferadan taxminan 12 000 km balandlikda yo'qoladi, ionlangan kaltsiy ohaklari esa 14 000 km balandlikda ko'rinmaydi. Bu balandlik xromosferaning yuqori chegarasi hisoblanadi. Harorat ko'tarilganda harorat ko'tarilib, xromosferaning yuqori qatlamlarida 50 000 K ga etadi.. Harorat ko'tarilishi bilan vodorod, keyin geliyning ionlanishi kuchayadi.
Xromosferada haroratning oshishi juda tushunarli. Ma'lumki, quyosh atmosferasining zichligi balandlik bilan tez kamayadi va kamdan-kam uchraydigan muhit zichdan kamroq energiya chiqaradi. Shuning uchun Quyoshdan keladigan energiya yuqori xromosferani va uning ustida joylashgan tojni isitadi.
Hozirgi vaqtda geliofiziklar maxsus asboblar yordamida xromosferani nafaqat quyosh tutilishi paytida, balki har qanday aniq kunda ham kuzatishadi. Quyoshning to‘liq tutilishi paytida siz quyosh atmosferasining eng tashqi qobig‘ini – tojni – tutilgan Quyosh atrofida cho‘zilgan nozik marvarid-kumush nurni ko‘rishingiz mumkin. Tojning umumiy yorqinligi Quyosh nurining milliondan bir qismini yoki to'lin oy nurining yarmini tashkil qiladi.
Quyosh toji juda kam uchraydigan plazma bo'lib, harorati 2 million K ga yaqin. Toj moddasining zichligi Yer yuzasi yaqinidagi havo zichligidan yuzlab milliard marta kam. Bunday sharoitda kimyoviy elementlarning atomlari neytral holatda bo'lolmaydi: ularning tezligi shunchalik yuqoriki, o'zaro to'qnashuvlarda ular deyarli barcha elektronlarini yo'qotadi va qayta-qayta ionlanadi. Shuning uchun quyosh toji birinchi navbatda protonlar (vodorod atomlarining yadrolari), geliy yadrolari va erkin elektronlardan iborat.
Tojning juda yuqori harorati uning moddasi ultrabinafsha va rentgen nurlanishining kuchli manbai bo'lishiga olib keladi. Ma'lumki, elektromagnit spektrning ushbu diapazonlarida kuzatishlar uchun kosmik kemalar va orbitadagi ilmiy stantsiyalarda o'rnatilgan maxsus ultrabinafsha va rentgen teleskoplari qo'llaniladi.
Radio usullari yordamida (quyosh toji dekimetr va metr radioto'lqinlarini intensiv ravishda chiqaradi) toj nurlari quyosh diskining chetidan 30 quyosh radiusigacha bo'lgan masofada "ko'riladi". Quyoshdan uzoqlashganda, tojning zichligi juda sekin kamayadi va uning eng yuqori qatlami kosmosga oqib chiqadi. Quyosh shamoli shunday shakllanadi.
Faqat tanachalarning uchuvchanligi tufayli Quyoshning massasi har soniyada kamida 400 ming tonnaga kamayadi.
Quyosh shamoli bizning sayyoramizning butun fazosida esadi. Bu vaqtga kelib, dastlabki tezlik 1000 km / s dan oshadi, lekin keyin u asta-sekin kamayadi. Yer orbitasida o'rtacha tezlik shamol tezligi 400 km/s atrofida. Om o'z yo'lida sayyoralar va kometalar chiqaradigan barcha gazlarni, eng kichik meteor chang zarralarini va hatto past energiyali galaktik kosmik nurlarning zarralarini supurib, bu barcha "axlatlarni" sayyoralar tizimining chekkasiga olib boradi. Majoziy qilib aytganda, biz buyuk nuroniyning tojida cho‘milayotgandek bo‘lamiz...
Bizga eng yaqin yulduz, albatta, Quyoshdir. Kosmik parametrlarga ko'ra, Yerdan unga bo'lgan masofa juda kichik: Quyoshdan Yergacha quyosh nuri bor-yo'g'i 8 daqiqa yuradi.
Quyosh, ilgari o'ylangandek, oddiy sariq mitti emas. Bu quyosh tizimining markaziy tanasi bo'lib, uning atrofida sayyoralar aylanadi katta miqdor og'ir elementlar. Bu bir necha o'ta yangi yulduz portlashlaridan keyin paydo bo'lgan yulduz bo'lib, uning atrofida sayyoralar tizimi shakllangan. Ideal sharoitlarga yaqin joylashuvi tufayli uchinchi Yer sayyorasida hayot paydo bo'ldi. Quyosh allaqachon besh milliard yoshda. Ammo keling, nima uchun u porlashini bilib olaylik? Quyosh qanday tuzilishga ega va uning xususiyatlari qanday? Kelajakda uni nima kutmoqda? Uning Yerga va uning aholisiga ta'siri qanchalik muhim? Quyosh - bu Quyosh tizimining barcha 9 sayyorasi, shu jumladan bizning sayyoramiz atrofida aylanadigan yulduz. 1 a.u. (astronomik birlik) = 150 million km - Yerdan Quyoshgacha bo'lgan o'rtacha masofa bir xil. Quyosh tizimiga to‘qqizta yirik sayyora, yuzga yaqin sun’iy yo‘ldoshlar, ko‘plab kometalar, o‘n minglab asteroidlar (kichik sayyoralar), meteoroidlar va sayyoralararo gaz va chang kiradi. Bularning barchasi markazida bizning Quyoshimiz joylashgan.
Quyosh millionlab yillar davomida porlab turadi, bu ko'k-yashil-ko'k suv o'tlari qoldiqlaridan olingan zamonaviy biologik tadqiqotlar bilan tasdiqlangan. Quyosh sirtining harorati kamida 10% ga o'zgartirilsa, Yerda butun hayot nobud bo'ladi. Shunday ekan, bizning yulduzimiz insoniyat va Yerdagi boshqa mavjudotlarning gullab-yashnashi uchun zarur bo'lgan energiyani bir tekisda tarqatishi yaxshi. Dunyo xalqlarining dinlari va afsonalarida Quyosh doimo asosiy o'rinni egallagan. Antik davrning deyarli barcha xalqlarida Quyosh eng muhim xudo bo'lgan: Helios - qadimgi yunonlar orasida, Ra - qadimgi misrliklarning Quyosh xudosi va slavyanlar orasida Yarilo. Quyosh issiqlik, hosil olib keldi, hamma uni hurmat qildi, chunki usiz Yerda hayot bo'lmaydi. Quyoshning kattaligi hayratlanarli. Masalan, Quyoshning massasi Yerning massasidan 330 000 marta, radiusi esa 109 marta katta. Ammo bizning yulduz tanamizning zichligi kichik - suv zichligidan 1,4 baravar katta. Sirtdagi dog'larning harakatini Galiley Galileyning o'zi payqagan va shu bilan Quyosh bir joyda turmasligini, balki aylanishini isbotlagan.
quyoshning konvektiv zonasi
Radioaktiv zona Quyoshning ichki diametrining 2/3 qismini, radiusi esa 140 ming km ga yaqin. Markazdan uzoqlashganda, fotonlar to'qnashuv ta'sirida o'z energiyasini yo'qotadi. Bu hodisa konvektsiya hodisasi deb ataladi. Bu qaynab turgan choynakda sodir bo'ladigan jarayonga o'xshaydi: isitish elementidan keladigan energiya o'tkazuvchanlik yo'li bilan olib tashlangan miqdordan ancha katta. Issiq suv, olov yaqinida joylashgan, ko'tariladi, sovuqroq esa pastga tushadi. Bu jarayon konventsiya deb ataladi. Konvektsiyaning ma'nosi shundaki, zichroq gaz sirt ustida taqsimlanadi, soviydi va yana markazga o'tadi. Quyoshning konvektiv zonasida aralashtirish jarayoni uzluksizdir. Quyosh yuzasiga teleskop orqali qarasangiz, uning donador tuzilishini - granulyatsiyalarni ko'rishingiz mumkin. Tuyg'u shundaki, u granulalardan iborat! Bu fotosfera ostida konveksiya sodir bo'lishi bilan bog'liq.
quyosh fotosferasi
Yupqa qatlam (400 km) - Quyoshning fotosferasi to'g'ridan-to'g'ri konvektiv zonaning orqasida joylashgan va Yerdan ko'rinadigan "haqiqiy quyosh yuzasi" ni ifodalaydi. Fotosferadagi granulalar birinchi marta 1885 yilda frantsuz Yansen tomonidan suratga olingan. O'rtacha granulaning o'lchami 1000 km ni tashkil qiladi, 1 km / sek tezlikda harakat qiladi va taxminan 15 daqiqa davomida mavjud. Fotosferada qorong'u shakllanishlar ekvatorial qismida kuzatilishi mumkin, keyin esa ular siljiydi. Eng kuchli magnit maydonlar bunday dog'larning o'ziga xos belgisidir. LEKIN quyuq rang atrofdagi fotosferaga nisbatan pastroq harorat tufayli olingan.
Quyoshning xromosferasi
Quyosh xromosferasi (rangli shar) quyosh atmosferasining toʻgʻridan-toʻgʻri fotosfera orqasida joylashgan zich qatlami (10000 km)dir. Xromosferani kuzatish juda muammoli, chunki u fotosferaga yaqin joylashgan. Oy fotosferani yopib qo'yganida yaxshi ko'rinadi, ya'ni. quyosh tutilishi paytida.
Quyosh nurlari yorqin uzun filamentlarga o'xshash vodorodning katta emissiyasidir. Ko'zga ko'rinadigan joylar juda katta masofalarga ko'tarilib, Quyoshning diametriga (1,4 mln km) yetib boradi, taxminan 300 km/sek tezlikda harakatlanadi va bir vaqtning o'zida harorat 10 000 darajaga etadi.
Quyosh toji - xromosfera ustida joylashgan Quyosh atmosferasining tashqi va cho'zilgan qatlamlari. Quyosh tojining uzunligi juda uzun va bir necha quyosh diametrlariga etadi. Bu aniq qayerda tugaydi, degan savolga olimlar hali aniq javob olishmagan.
Quyosh tojining tarkibi kam uchraydigan, yuqori ionlashgan plazmadir. Uning tarkibida og'ir ionlar, geliy yadrosi bo'lgan elektronlar va protonlar mavjud. Tojning harorati Quyosh yuzasiga nisbatan 1 dan 2 million daraja K gacha etadi.
Quyosh shamoli - quyosh atmosferasining tashqi qobig'idan materiyaning (plazmaning) uzluksiz chiqishi. U protonlar, atom yadrolari va elektronlardan iborat. Quyosh shamolining tezligi Quyoshda sodir bo'layotgan jarayonlarga qarab 300 km/sek dan 1500 km/sekundgacha o'zgarishi mumkin. Quyosh shamoli butun quyosh tizimi bo'ylab tarqaladi va u bilan o'zaro ta'sir qiladi magnit maydon Yer turli hodisalarni keltirib chiqaradi, ulardan biri shimoliy yorug'likdir.
Quyoshning xususiyatlari
Quyoshning massasi: 2∙1030 kg (332,946 Yer massasi)
Diametri: 1 392 000 km
Radius: 696 000 km
O'rtacha zichlik: 1400 kg / m3
Eksenel egilish: 7,25 ° (ekliptika tekisligiga nisbatan)
Sirt harorati: 5,780 K
Quyosh markazidagi harorat: 15 million daraja
Spektral sinf: G2 V
Yerdan oʻrtacha masofa: 150 million km
Yoshi: 5 milliard yil
Aylanish davri: 25.380 kun
Yorqinligi: 3,86∙1026 Vt
Koʻrinib turgan kattaligi: 26,75 m
