جو خورشیدی، فتوسفر، کروموسفر و تاج یک ستاره. لایه های اصلی جو خورشید لایه مرئی جو خورشید را چه می نامند؟

ساختار خورشید

1 - هسته، 2 - منطقه تعادل تشعشعی، 3 - منطقه همرفتی، 4 - فتوسفر، 5 - کرومسفر، 6 - تاج، 7 - لکه، 8 - دانه بندی، 9 - برجستگی

ساختار درونی خورشید هسته

بخش مرکزی خورشید با شعاع حدود 150000 کیلومتر (0.2 - 0.25 شعاع خورشیدی) که در آن واکنش های حرارتی هسته ای رخ می دهد، هسته خورشیدی نامیده می شود.

چگالی ماده در هسته تقریباً 150000 کیلوگرم بر متر مکعب است (150 برابر بیشتر از چگالی آب و 6.6 برابر بیشتر از چگالی سنگین ترین فلز روی زمین - ایریدیوم) و دما در مرکز هسته. بیش از 14 میلیون K است.

زیرا بالاترین دما و چگالی باید در بخش‌های مرکزی خورشید باشد و انتشار انرژی همراه با شدیدترین حالت در نزدیکی مرکز خورشید اتفاق می‌افتد. در هسته، همراه با واکنش پروتون- پروتون، چرخه کربن نقش مهمی ایفا می کند.

تنها در نتیجه واکنش پروتون-پروتون، 4.26 میلیون تن ماده در هر ثانیه به انرژی تبدیل می شود، اما این مقدار در مقایسه با جرم خورشید - 2·1027 تن، ناچیز است. ساختار درونی خورشید

منطقه تعادل تابشی

با دور شدن از مرکز خورشید، دما و چگالی کمتر می شود، آزاد شدن انرژی ناشی از چرخه کربن به سرعت متوقف می شود و تا فاصله 0.2-0.3 شعاع، دما کمتر از 5 میلیون K می شود. و چگالی نیز به میزان قابل توجهی کاهش می یابد. در نتیجه، واکنش های هسته ای عملا در اینجا رخ نمی دهد. این لایه‌ها فقط تشعشعاتی را که در اعماق بیشتر رخ می‌دهد به بیرون منتقل می‌کنند.

نکته قابل توجه این است که به جای هر کوانتوم جذب شده انرژی بالا، ذرات، به عنوان یک قاعده، چندین کوانت از انرژی های پایین تر را در نتیجه انتقال های آبشاری متوالی منتشر می کنند. بنابراین، به جای γ-کوانتا، اشعه ایکس ظاهر می شود، به جای اشعه ایکس، کوانتوم های UV ظاهر می شوند، که به نوبه خود، قبلاً در لایه های بیرونی به کوانتوم های تابش مرئی و حرارتی "تکه شده" هستند که در نهایت توسط خورشید ساطع می شوند. .

آن قسمت از خورشید که آزاد شدن انرژی در اثر واکنش های هسته ای در آن ناچیز است و فرآیند انتقال انرژی تنها از طریق جذب تشعشع و سپس انتشار مجدد صورت می گیرد، منطقه تعادل تابشی نامیده می شود. مساحتی از تقریباً 0.3 تا 0.7 شعاع خورشیدی را اشغال می کند.

منطقه همرفتی

بالاتر از سطح تعادل تابشی، خود ماده شروع به مشارکت در انتقال انرژی می کند.

مستقیماً در زیر لایه‌های بیرونی قابل مشاهده خورشید، در حدود 0.3 شعاع آن، یک منطقه همرفتی تشکیل می‌شود که در آن انرژی با همرفت منتقل می‌شود.

در ناحیه همرفتی، اختلاط گردابی پلاسما رخ می دهد. با توجه به داده های مدرن، نقش منطقه همرفتی در فیزیک فرآیندهای خورشیدی بسیار زیاد است، زیرا در آن جابجایی های مختلف ماده خورشیدی و میدان های مغناطیسی سرچشمه می گیرد.

ساختار جو خورشیدی. Photosphere

بیرونی ترین لایه های خورشید (اتمسفر خورشیدی) معمولاً به فتوسفر، کروموسفر و تاج تقسیم می شوند.

فتوسفر بخشی از جو خورشید است که در آن تشعشع مرئی تشکیل می شود که دارای طیف پیوسته است. بنابراین، تقریباً تمام انرژی خورشیدی که به ما می رسد در فوتوسفر ساطع می شود. فتوسفر هنگام مشاهده مستقیم خورشید در نور سفید به شکل "سطح" ظاهری آن قابل مشاهده است.

ضخامت فوتوسفر، یعنی. طول لایه ها که بیش از 90 درصد تابش در محدوده مرئی از آنجا می آید، کمتر از 200 کیلومتر است، یعنی. حدود 3·10-4 آر. همانطور که محاسبات نشان می دهد، هنگامی که به صورت مماس بر چنین لایه هایی مشاهده می شود، ضخامت ظاهری آنها چندین بار کاهش می یابد، در نتیجه، در نزدیکی لبه قرص خورشیدی (اندام)، سریع ترین افت درخشندگی در یک دوره کمتر از 10- رخ می دهد. 4 آر. به همین دلیل، لبه خورشید بسیار تیز به نظر می رسد. غلظت ذرات در فوتوسفر 1016-1017 در هر 1 سانتی متر مکعب است (در شرایط عادی، 1 سانتی متر مکعب از جو زمین حاوی 2.7 1019 مولکول است). فشار در فتوسفر حدود 0.1 اتمسفر و دمای فوتوسفر 5000 تا 7000 کلوین است.

در چنین شرایطی، اتم هایی با پتانسیل یونیزاسیون چند ولت (Na, K, Ca) یونیزه می شوند. عناصر باقی مانده، از جمله هیدروژن، عمدتاً در حالت خنثی باقی می مانند.

فوتوسفر تنها ناحیه هیدروژن خنثی روی خورشید است. با این حال، در نتیجه یونیزاسیون ناچیز هیدروژن و یونیزاسیون تقریباً کامل فلزات، همچنان حاوی الکترون های آزاد است. این الکترون ها نقش بسیار مهمی دارند: هنگامی که با اتم های هیدروژن خنثی ترکیب می شوند، یون های هیدروژن منفی H را تشکیل می دهند -

یون های هیدروژن منفی در مقادیر ناچیز تشکیل می شوند: از 100 میلیون اتم هیدروژن، به طور متوسط، تنها یک اتم به یون منفی تبدیل می شود.

یون های H دارای خاصیت جذب غیرمعمول پرتوهای قوی هستند، به ویژه در نواحی IR و قابل مشاهده طیف. بنابراین، با وجود غلظت ناچیز آنها، یون های هیدروژن منفی دلیل اصلی تعیین کننده جذب تابش در ناحیه مرئی طیف توسط ماده فتوسفر هستند. پیوند الکترون دوم با اتم بسیار ضعیف است و بنابراین حتی فوتون های IR می توانند یون هیدروژن منفی را از بین ببرند.

تابش زمانی اتفاق می افتد که الکترون ها توسط اتم های خنثی گرفته می شوند. پس از دستگیری شکل گرفت

فوتون ها درخشش فتوسفرهای خورشید و ستارگان نزدیک به آن را در دما تعیین می کنند. بنابراین، مایل به زرد

نور خورشید که معمولاً "سفید" نامیده می شود، زمانی پدید می آید که الکترون دیگری به اتم هیدروژن اضافه شود.

میل ترکیبی الکترون یک اتم H خنثی 0.75 eV است. هنگامی که یک الکترون به اتم H اضافه می شود ( هبا انرژی بیشتر از 0.75 eV، مازاد آن توسط تابش الکترومغناطیسی منتقل می شود. ه+H → H– + ħ ω، بخش قابل توجهی از آن در محدوده مرئی قرار می گیرد.

مشاهدات فتوسفر ساختار ظریف آن را نشان می دهد که یادآور ابرهای کومولوس با فاصله نزدیک است. تشکیلات گرد سبک را گرانول و کل ساختار را دانه بندی می نامند. ابعاد زاویه ای گرانول ها به طور متوسط ​​بیش از 1 اینچ قوس نیست، که مربوط به 725 کیلومتر در خورشید است. هر گرانول جداگانه به طور متوسط ​​5 تا 10 دقیقه وجود دارد، پس از آن متلاشی می شود و در جای خود ظاهر می شود.

گرانول ها توسط فضاهای تاریک احاطه شده اند و سلول ها یا لانه زنبوری را تشکیل می دهند. خطوط طیفی در گرانول ها و در فضاهای بین آنها به ترتیب به طرف آبی و قرمز منتقل می شوند. این بدان معنی است که ماده موجود در گرانول ها بالا می رود و در اطراف آنها فرو می رود. سرعت این حرکات 1-2 کیلومتر بر ثانیه است.

دانه بندی نمودی از ناحیه همرفتی است که در زیر فتوسفر مشاهده شده در فوتوسفر قرار دارد. در منطقه همرفتی، اختلاط فعال ماده در نتیجه بالا و پایین رفتن توده های جداگانه گاز (عناصر همرفتی) رخ می دهد. پس از طی مسیری تقریباً برابر با اندازه خود، به نظر می رسد که در محیط حل می شوند و ناهمگونی های جدیدی را ایجاد می کنند. در لایه های بیرونی سردتر،

اندازه این ناهمگونی ها کوچکتر است

کروموسفر

در لایه‌های بیرونی فوتوسفر، جایی که چگالی به 3×10-8 گرم بر سانتی‌متر مکعب کاهش می‌یابد، دما به مقادیر زیر 4200 کلوین می‌رسد. این مقدار دما برای کل اتمسفر خورشیدی حداقل است. در لایه های بالاتر، دما دوباره شروع به افزایش می کند. ابتدا افزایش آهسته دما تا چند ده هزار کلوین وجود دارد که با یونیزاسیون هیدروژن و سپس هلیوم همراه است. این قسمت از جو خورشید را کروموسفر می نامند.

دلیل چنین گرمایش شدید خارجی ترین لایه های جو خورشید انرژی امواج صوتی (صوتی) است که در نتیجه حرکت عناصر همرفتی در فتوسفر به وجود می آیند.

در بالاترین لایه‌های ناحیه همرفتی، مستقیماً زیر فتوسفر، حرکات همرفتی به شدت کند می‌شود و همرفت ناگهان متوقف می‌شود. بنابراین، فتوسفر از پایین به طور مداوم توسط عناصر همرفتی "بمباران" می شود. از این ضربه ها، اختلالاتی در آن ایجاد می شود که به صورت دانه ها مشاهده می شود و خود با دوره ای مربوط به فرکانس نوسانات خود فوتوسفر (حدود 5 دقیقه) شروع به نوسان می کند. این ارتعاشات و اختلالاتی که در فتوسفر رخ می دهد، امواجی را در آن ایجاد می کند که طبیعتی نزدیک به امواج صوتی در هوا دارند. هنگام گسترش به سمت بالا، یعنی. این امواج به لایه‌هایی با چگالی کمتر تبدیل می‌شوند و دامنه خود را به چندین کیلومتر افزایش می‌دهند و تبدیل می‌شوند

امواج ضربه ای

طول کروموسفر چندین هزار کیلومتر است. کروموسفر دارای طیف نشری متشکل از خطوط روشن است. این طیف بسیار شبیه به طیف خورشید است که در آن همه خطوط جذبی با خطوط گسیلی جایگزین می شوند و تقریباً هیچ طیف پیوسته ای وجود ندارد. با این حال، در طیف کروموسفر، خطوط عناصر یونیزه قوی تر از طیف فوتوسفر هستند. به طور خاص، خطوط هلیوم در طیف کرومسفر بسیار قوی هستند، در حالی که در طیف Fraunhofer عملا نامرئی هستند. این ویژگی های طیفی افزایش دما در کروموسفر را تایید می کند.

هنگام مطالعه تصاویر کروموسفر، اولین چیزی که توجه را به خود جلب می کند، ساختار ناهمگن آن است که بسیار برجسته تر از دانه بندی در فوتوسفر است.

کوچکترین ساختارهای کروموسفر را اسپیکول می نامند. آنها شکل مستطیلی دارند و عمدتاً در جهت شعاعی کشیده می شوند. طول آنها چندین هزار کیلومتر و ضخامت آنها حدود 1000 کیلومتر است. با سرعت چند ده کیلومتر بر ثانیه، اسپیکول ها از کروموسفر به تاج می آیند و در آن حل می شوند.

از طریق اسپیکول ها، ماده کروموسفر با تاج پوشاننده مبادله می شود.

صدها هزار اسپیکول به طور همزمان روی خورشید وجود دارد.

اسپیکول ها به نوبه خود ساختار بزرگتری به نام شبکه کرومسفری را تشکیل می دهند که توسط حرکات موجی ناشی از عناصر بسیار بزرگتر و عمیق تر ایجاد می شود.

ناحیه همرفتی ساب فوتوسفری نسبت به گرانول ها.

شبکه کروموسفری در تصاویر با خطوط قوی در ناحیه دور فرابنفش طیف دیده می شود.

به عنوان مثال، در خط رزونانس 304 Å هلیوم یونیزه شده است.

شبکه کروموسفری متشکل از سلول های فردی است که اندازه آنها بین 30 تا 60 هزار کیلومتر است.

تاج پادشاهی

در لایه های بالایی کروموسفر، جایی که چگالی گاز تنها 10 تا 15 گرم بر سانتی متر مکعب است، افزایش غیرمعمول دیگری در دما رخ می دهد که به حدود یک میلیون کلوین می رسد. اینجاست که بیرونی ترین و نازک ترین قسمت جو خورشید به نام تاج خورشیدی آغاز می شود.

روشنایی تاج خورشیدی یک میلیون بار کمتر از فوتوسفر است و از روشنایی ماه در ماه کامل فراتر نمی رود. بنابراین، تاج خورشیدی را می توان در طول فاز کل خورشید گرفتگی، و در خارج از ماه گرفتگی - با کمک تلسکوپ های ویژه (تاج نگار)، که در آن یک خورشید گرفتگی مصنوعی ترتیب داده شده است، مشاهده کرد.

تاج خطوط برجسته ای ندارد و شکلی نامنظم دارد که در طول زمان تغییرات زیادی می کند. این را می توان با مقایسه تصاویری که در طول ماه گرفتگی های مختلف به دست آمده است، قضاوت کرد. روشن ترین قسمت تاج که بیش از 0.2-0.3 شعاع خورشیدی از اندام قرار ندارد، معمولاً تاج داخلی نامیده می شود و بقیه، قسمت بسیار گسترده، تاج بیرونی است. یکی از ویژگی های مهم تاج، ساختار درخشان آن است. پرتوها در طول های مختلف تا ده ها یا بیشتر شعاع خورشیدی می آیند. در پایه، پرتوها معمولا ضخیم می شوند، برخی از آنها به سمت همسایگان خم می شوند.

طیف تاج چند ویژگی مهم دارد. مبتنی بر یک پس‌زمینه پیوسته ضعیف با توزیع انرژی است که توزیع انرژی در طیف پیوسته خورشید را تکرار می‌کند. در مقابل این پس زمینه

طیف پیوسته، خطوط انتشار درخشانی در تاج داخلی مشاهده می شود که با فاصله از خورشید از شدت آن کاسته می شود. اکثر این خطوط را نمی توان در طیف های آزمایشگاهی به دست آورد. در تاج بیرونی، خطوط فراونهوفر از طیف خورشیدی مشاهده می‌شوند که از نظر شدت باقیمانده نسبتاً بیشتر با خطوط فوتوسفر تفاوت دارند.

تشعشعات تاج قطبی و در فاصله حدود 0.5 است آراز لبه خورشید قطبش تا حدود 50% افزایش می یابد و در فواصل بیشتر دوباره کاهش می یابد.__

تشعشعات کرونا نور پراکنده شده از فتوسفر است و قطبی شدن این تابش امکان تعیین ماهیت ذراتی را که پراکندگی روی آنها رخ می دهد - اینها الکترون های آزاد هستند - می دهد.

ظهور این الکترون های آزاد تنها می تواند در اثر یونیزه شدن ماده ایجاد شود. اما به طور کلی گاز یونیزه شده (پلاسما) باید خنثی باشد. بنابراین، غلظت یون ها در تاج نیز باید با غلظت الکترون ها مطابقت داشته باشد.

خطوط انتشار تاج خورشیدی متعلق به عناصر شیمیایی معمولی است، اما در مراحل یونیزاسیون بسیار بالا. شدیدترین - خط تاج سبز با طول موج 5303 Å - توسط یون Fe XIV منتشر می شود. یک اتم آهن فاقد 13 الکترون خط شدید دیگر - خط قرمز قرمز (6374 Å) - متعلق به اتم های آهن یونیزه شده 9 برابری Fe X است. خطوط انتشار باقی مانده با یون های Fe XI، Fe XIII، Ni XIII، Ni XV، Ni XVI، Ca XII شناسایی می شوند. ، Ca XV، Ar X و غیره

بنابراین، تاج خورشیدی یک پلاسمای کمیاب با دمای حدود یک میلیون کلوین است.

نور زودیاک و ضد تشعشع

درخششی شبیه به "تاج کاذب" را می توان در فواصل بسیار دور از خورشید مشاهده کرد

شکل نور زودیاک

نور زودیاک در شب های تاریک بدون ماه در بهار و پاییز در عرض های جغرافیایی جنوبی به زودی مشاهده می شود.

بعد از غروب آفتاب یا کمی قبل از طلوع خورشید. در این زمان، دایره البروج از افق بلند می شود و نوار نوری که در امتداد آن قرار دارد قابل توجه می شود. با نزدیک شدن به خورشید که در زیر افق قرار دارد، درخشش شدت می یابد و نوار منبسط می شود و مثلثی را تشکیل می دهد. روشنایی آن با افزایش فاصله از خورشید به تدریج کاهش می یابد.

در ناحیه آسمان مقابل خورشید، روشنایی نور زودیاک کمی افزایش می یابد و یک نقطه سحابی بیضوی با قطر حدود 10 درجه ایجاد می کند که به آن ضد تابش می گویند. ضد درخشش

ناشی از انعکاس نور خورشید از غبار کیهانی.

باد آفتابی

تاج خورشیدی ادامه دینامیکی بسیار فراتر از مدار زمین تا فواصل حدود 100 واحد نجومی دارد.

یک جریان دائمی پلاسما از تاج خورشیدی با سرعتی وجود دارد که با فاصله از خورشید به تدریج افزایش می یابد. این گسترش تاج خورشیدی به فضای بین سیاره ای باد خورشیدی نامیده می شود.

در اثر بادهای خورشیدی، خورشید در هر ثانیه حدود 1 میلیون تن ماده از دست می دهد. باد خورشیدی عمدتاً از الکترون، پروتون و هسته هلیوم (ذرات آلفا) تشکیل شده است. هسته سایر عناصر و ذرات خنثی در مقادیر بسیار کمی وجود دارد.

باد خورشیدی (جریان ذرات - پروتون ها، الکترون ها و غیره) اغلب با اثر فشار نور خورشید (جریان فوتون ها) اشتباه گرفته می شود. فشار نور خورشید در حال حاضر چندین هزار بار بیشتر از فشار باد خورشیدی است. دم دنباله دارها که همیشه در جهت مخالف خورشید هدایت می شوند نیز به دلیل فشار نور و نه به دلیل باد خورشیدی تشکیل می شوند.

38. سازندهای فعال در اتمسفر خورشیدی: لکه ها، استخوان ها، لخته ها، شراره های کرومسفری، برجستگی ها. چرخه فعالیت خورشیدی

تشکیلات فعال در جو خورشید

از زمان به زمان، سازندهای فعال به سرعت در حال تغییر در جو خورشید ظاهر می شوند، به شدت متفاوت از مناطق دست نخورده اطراف، که خواص و ساختار آنها به هیچ وجه یا تقریباً به طور کامل با زمان تغییر نمی کند. در فتوسفر، کروموسفر و تاج، تظاهرات فعالیت خورشیدی بسیار متفاوت است. با این حال، همه آنها با یک دلیل مشترک به هم مرتبط هستند. این دلیل همیشه میدان مغناطیسی است

در مناطق فعال وجود دارد.

منشا و علت تغییرات میدان های مغناطیسی خورشید به طور کامل شناخته نشده است. میدان‌های مغناطیسی را می‌توان در هر لایه‌ای از خورشید (به عنوان مثال، در پایه ناحیه همرفتی) متمرکز کرد و افزایش دوره‌ای در میدان‌های مغناطیسی می‌تواند ناشی از تحریکات اضافی جریان‌ها در پلاسمای خورشیدی باشد.

شایع ترین تظاهرات فعالیت خورشیدی، لکه ها، استخوان ها، لخته ها و برجستگی ها هستند.

لکه های خورشیدی

مشهورترین مظهر فعالیت خورشیدی لکه های خورشیدی هستند که معمولاً در گروه های کامل ظاهر می شوند.

لکه خورشیدی به صورت منافذ ریز ظاهر می شود که به سختی از فضاهای تاریک بین دانه ها قابل تشخیص است. پس از یک روز، منافذ به یک نقطه تیره گرد با مرز تیز تبدیل می شود که قطر آن به تدریج تا اندازه چند ده هزار کیلومتر افزایش می یابد. این پدیده با افزایش تدریجی قدرت میدان مغناطیسی همراه است که در مرکز لکه های بزرگ به چندین هزار ارستد می رسد. بزرگی میدان مغناطیسی با تقسیم زیمن خطوط طیفی تعیین می شود.

گاهی اوقات چندین لکه کوچک در یک منطقه کوچک به موازات خط استوا ظاهر می شود - گروهی از لکه ها. لکه‌های منفرد عمدتاً در لبه‌های غربی و شرقی منطقه ظاهر می‌شوند، جایی که ته لکه - قسمت پیشرو (غربی) و دم (شرق) - قوی‌تر از سایرین رشد می‌کند. میدان های مغناطیسی هر دو لکه های اصلی و کوچک مجاور آنها همیشه دارای قطب مخالف هستند و بنابراین به چنین گروهی از لکه های خورشیدی دوقطبی می گویند.

3-4 روز پس از ظهور لکه های بزرگ، یک نیم سایه کمتر تیره در اطراف آنها ظاهر می شود که ساختار شعاعی مشخصی دارد. نیم سایه قسمت مرکزی لکه خورشیدی به نام umbra را احاطه کرده است.

با گذشت زمان، منطقه اشغال شده توسط گروهی از نقاط به تدریج افزایش می یابد و به حداکثر خود می رسد

تقریباً در روز دهم ارزش دارد. پس از این، لکه ها به تدریج شروع به کاهش و ناپدید شدن می کنند، ابتدا کوچکترین آنها، سپس دم (که قبلاً به چندین نقطه تقسیم شده است) و در نهایت لکه های پیشرو.

به طور کلی، کل این فرآیند حدود دو ماه طول می کشد، اما بسیاری از گروه های لکه های خورشیدی زمان لازم را ندارند

تمام مراحل توضیح داده شده را طی کنید و قبلا ناپدید شوید.

قسمت مرکزی لکه فقط به دلیل روشنایی بالای فتوسفر سیاه به نظر می رسد. در واقع، در مرکز

روشنایی لکه ها فقط یک مرتبه قدر کمتر است و روشنایی نیم سایه تقریباً 3/4 روشنایی فوتوسفر است. بر اساس قانون استفان بولتزمن، این بدان معنی است که دمای لکه خورشیدی 2 تا 2.5 هزار K کمتر از فتوسفر است.

کاهش دما در لکه خورشیدی با تأثیر میدان مغناطیسی بر همرفت توضیح داده می شود. یک میدان مغناطیسی قوی از حرکت ماده در سراسر خطوط نیرو جلوگیری می کند. بنابراین، در ناحیه همرفتی زیر لکه خورشید، گردش گازها که بخش قابل توجهی از انرژی را از اعماق به بیرون منتقل می کند، ضعیف می شود. در نتیجه، دمای نقطه کمتر از فتوسفر دست نخورده است.

غلظت زیاد میدان مغناطیسی در سایه لکه‌های خورشیدی پیشرو و دم نشان می‌دهد که بخش اصلی شار مغناطیسی ناحیه فعال روی خورشید در یک لوله عظیم از خطوط میدانی است که از سایه لکه خورشیدی قطب شمال بیرون می‌آیند. و بازگشت به لکه خورشیدی قطب جنوب.

با این حال، به دلیل رسانایی بالای پلاسمای خورشیدی و پدیده خود القایی، میدان‌های مغناطیسی با قدرت چند هزار اورستد نه می‌توانند در عرض چند روز منطبق با زمان پیدایش و فروپاشی گروهی از لکه‌های خورشیدی ایجاد شوند و یا ناپدید شوند.

بنابراین، می توان فرض کرد که لوله های مغناطیسی در جایی در ناحیه همرفتی قرار دارند و ظهور گروه هایی از لکه های خورشیدی با شناور بودن چنین لوله هایی همراه است.

مشعل

در مناطق دست نخورده فتوسفر فقط یک میدان مغناطیسی کلی خورشید وجود دارد که قدرت آن حدود 1 Oe است در مناطق فعال، قدرت میدان مغناطیسی صدها و حتی هزاران بار افزایش می یابد.

افزایش جزئی در میدان مغناطیسی به ده ها و صدها Oe با ظاهر شدن در فتوسفر ناحیه روشن تری به نام مشعل همراه است. در مجموع، شاخه ها می توانند بخش قابل توجهی از کل سطح مرئی خورشید را اشغال کنند. آنها ساختار ظریف مشخصی دارند و از رگه های متعدد، نقاط روشن و گره ها - گرانول های مشعل تشکیل شده اند.

نماها به بهترین وجه در لبه قرص خورشیدی قابل مشاهده هستند (در اینجا کنتراست آنها با فوتوسفر حدود 10٪ است، در حالی که در مرکز آنها تقریباً کاملاً نامرئی هستند. این بدان معنی است که در برخی از سطوح در فوتوسفر، توده به میزان 200-300 کلوین از ناحیه دست نخورده همسایه گرمتر است و در کل کمی بالاتر از سطح بیرون زده است.

فوتوسفر دست نخورده

ظاهر مشعل با خاصیت مهم میدان مغناطیسی مرتبط است - از حرکت ماده یونیزه شده در سراسر خطوط نیرو جلوگیری می کند. اگر میدان مغناطیسی انرژی به اندازه کافی بالا داشته باشد، حرکت ماده را فقط در امتداد خطوط نیرو "اجازه می دهد".

یک میدان مغناطیسی ضعیف در ناحیه ستون نمی تواند حرکات همرفتی نسبتاً قدرتمند را متوقف کند. با این حال، می تواند شخصیت درست تری به آنها بدهد. به طور معمول، هر عنصر همرفت، علاوه بر افزایش یا سقوط عمومی در عمود، حرکات تصادفی کوچکی را در صفحه افقی انجام می دهد. این حرکات، که منجر به اصطکاک بین عناصر مجزای همرفت می‌شوند، توسط میدان مغناطیسی موجود در ناحیه ستون مهار می‌شوند، که همرفت را تسهیل می‌کند و اجازه می‌دهد تا گازهای داغ به ارتفاع بیشتری بروند و جریان بیشتری از انرژی را منتقل کنند. بنابراین، ظاهر ستون با افزایش همرفت ناشی از یک میدان مغناطیسی ضعیف همراه است.

مشعل ها سازندهای نسبتاً پایداری هستند. آنها می توانند برای چندین هفته یا حتی ماه ها بدون تغییر زیادی وجود داشته باشند.

لخته ها

کروموسفر بالای لکه‌های خورشیدی و استخوان‌ها درخشندگی آن را افزایش می‌دهد و کنتراست بین کروموسفر آشفته و دست‌نخورده با ارتفاع افزایش می‌یابد. این نواحی روشن‌تر کروموسفر، لخته‌ها نامیده می‌شوند. افزایش روشنایی یک لخته در مقایسه با کروموسفر دست نخورده اطراف، زمینه ای را برای تعیین دمای آن فراهم نمی کند، زیرا در یک کروموسفر کمیاب و بسیار شفاف برای یک طیف پیوسته، رابطه بین دما و تابش از پلانک و استفان پیروی نمی کند. قوانین بولتزمن

افزایش روشنایی لخته در قسمت های مرکزی را می توان با افزایش چگالی ماده در کروموسفر به میزان 3-5 برابر در یک مقدار دمای تقریباً ثابت یا با افزایش جزئی در آن توضیح داد. شراره های خورشیدی

در کروموسفر و تاج، اغلب در یک منطقه کوچک بین لکه های خورشیدی در حال توسعه، به ویژه در نزدیکی سطح مشترک قطبی میدان های مغناطیسی قوی، قوی ترین و سریع ترین جلوه های فعالیت خورشیدی، به نام شعله های خورشیدی، مشاهده می شود.

در ابتدای فلر، درخشندگی یکی از گره های نوری لخته ناگهان افزایش می یابد. اغلب در کمتر از یک دقیقه، تشعشعات قوی در طول یک طناب طولانی پخش می شود یا کل منطقه ای به طول ده ها هزار کیلومتر را سیل می کند.

در ناحیه مرئی طیف، افزایش لومینسانس عمدتاً در خطوط طیفی هیدروژن، کلسیم یونیزه شده و سایر فلزات رخ می دهد. سطح پیوسته نیز افزایش می یابد، گاهی اوقات به حدی که فلاش در نور سفید در پس زمینه فوتوسفر قابل مشاهده می شود. همزمان با تابش مرئی، شدت تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس و همچنین قدرت انتشار رادیویی خورشیدی به شدت افزایش می یابد.

در طول شعله‌ها، کوتاه‌ترین طول موج (یعنی «سخت‌ترین») خطوط طیفی پرتو ایکس و حتی در برخی موارد، پرتوهای γ مشاهده می‌شود. انفجار همه این نوع تشعشعات در چند دقیقه اتفاق می افتد. پس از رسیدن به حداکثر، سطح تشعشع به تدریج در طی چند ده دقیقه ضعیف می شود.

همه این پدیده ها با آزاد شدن مقدار زیادی انرژی از پلاسمای ناپایدار واقع در ناحیه یک میدان مغناطیسی بسیار ناهمگن توضیح داده می شوند. در نتیجه برهمکنش میدان مغناطیسی و پلاسما، بخش قابل توجهی از انرژی میدان مغناطیسی به گرما تبدیل می‌شود و گاز را تا دمای ده‌ها میلیون کلوین گرم می‌کند و همچنین برای شتاب دادن به ابرهای پلاسما می‌رود.

همزمان با شتاب ابرهای پلاسما ماکروسکوپیک، حرکات نسبی پلاسما و میدان های مغناطیسی منجر به شتاب ذرات منفرد به انرژی های بالا می شود: الکترون ها تا ده ها کو و پروتون ها تا ده ها مگا الکترون ولت.

جریان چنین ذرات خورشیدی تأثیر قابل توجهی بر لایه های بالایی جو زمین و میدان مغناطیسی آن دارد.

برجستگی ها

سازندهای فعال مشاهده شده در تاج برجستگی هستند. در مقایسه با پلاسمای اطراف، این ابرها متراکم‌تر و «سردتر» هستند که تقریباً در خطوط طیفی مشابه کروموسفر می‌درخشند.

برجستگی ها در شکل ها و اندازه های بسیار متفاوت هستند. اغلب اینها سازندهای طولانی و بسیار مسطح هستند که تقریباً عمود بر سطح خورشید قرار دارند. بنابراین، هنگامی که بر روی صفحه خورشیدی قرار می گیرند، برجستگی ها مانند رشته های منحنی به نظر می رسند.

برجستگی ها بزرگترین تشکیلات در جو خورشید هستند، طول آنها به صدها هزار کیلومتر می رسد، اگرچه عرض آنها از 6000 تا 10000 کیلومتر تجاوز نمی کند. قسمت‌های پایینی آن‌ها با کروموسفر ادغام می‌شوند و قسمت‌های بالایی آن‌ها تا ده‌ها هزار کیلومتر امتداد دارند. با این حال، برجستگی هایی با اندازه های بسیار بزرگتر وجود دارد.

تبادل ماده بین کروموسفر و تاج به طور مداوم از طریق برجستگی ها انجام می شود. این را حرکات مکرر مشاهده شده خود برجستگی ها و قسمت های جداگانه آنها که با سرعت ده ها و صدها کیلومتر بر ثانیه انجام می شود، نشان می دهد.

پیدایش، توسعه و حرکت برجستگی ها ارتباط تنگاتنگی با تکامل گروه های لکه های خورشیدی دارد. در اولین مراحل توسعه منطقه فعال، لکه های خورشیدی کوتاه مدت و سریع در حال تغییر تشکیل می شود.

برجستگی های نزدیک به لکه های خورشیدی در مراحل بعدی، برجستگی‌های آرام و پایدار ظاهر می‌شوند که بدون تغییرات محسوس برای چندین هفته و حتی ماه‌ها وجود دارند، پس از آن ممکن است ناگهان مرحله‌ای از فعال شدن برجستگی رخ دهد که در وقوع حرکات قوی، پرتاب ماده به تاج و ظاهر ظاهر می‌شود. از برجستگی های فورانی که به سرعت در حال حرکت هستند.

فوران یا فوران از نظر ظاهری شبیه فواره های بزرگ است که ارتفاع آن تا 1.7 میلیون کیلومتر از سطح خورشید می رسد. حرکت لخته های ماده در آنها به سرعت رخ می دهد. با سرعت صدها کیلومتر بر ثانیه فوران می کنند و به سرعت شکل خود را تغییر می دهند. با افزایش ارتفاع، برجستگی ضعیف شده و از بین می رود. در برخی برجستگی ها تغییرات شدیدی در سرعت حرکت توده های منفرد مشاهده شد. برجستگی های فوران کوتاه مدت هستند.

فعالیت خورشیدی

تمام سازندهای فعال در اتمسفر خورشیدی ارتباط نزدیکی با یکدیگر دارند.

ظهور فلرها و لخته ها همیشه مقدم بر ظهور لکه ها است.

طغیان در طول سریع ترین رشد گروهی از لکه های خورشیدی یا در نتیجه تغییرات شدید در آنها رخ می دهد.

در همان زمان، برجستگی هایی ظاهر می شوند که اغلب پس از فروپاشی منطقه فعال برای مدت طولانی به وجود خود ادامه می دهند.

مجموع تمام مظاهر فعالیت خورشیدی مرتبط با بخش معینی از جو و در حال توسعه در یک زمان معین مرکز فعالیت خورشیدی نامیده می شود.

تعداد لکه های خورشیدی و سایر تظاهرات مرتبط با فعالیت خورشیدی به طور دوره ای تغییر می کند. دورانی که تعداد مراکز فعالیت بیشترین است را حداکثر فعالیت خورشیدی و زمانی که هیچ یا تقریباً وجود نداشته باشد، حداقل نامیده می شود.

به عنوان معیاری از میزان فعالیت خورشیدی، به اصطلاح. تعداد گرگ ها متناسب با مجموع تعداد کل لکه ها است fو ده برابر تعداد گروه هایشان g: دبلیو= ک(f+ 10g).

عامل تناسب کبستگی به قدرت ابزار مورد استفاده دارد. به طور معمول، اعداد گرگ به طور میانگین (به عنوان مثال، در طول ماه ها یا سال ها) و نموداری از وابستگی فعالیت خورشیدی به

منحنی فعالیت خورشیدی نشان می دهد که حداکثر و حداقل هر 11 سال یکبار متناوب می شوند، اگرچه فواصل زمانی بین حداکثرهای متوالی فردی ممکن است

بین 7 تا 17 سال

در طول حداقل دوره، معمولاً برای مدتی هیچ لکه ای روی خورشید وجود ندارد. سپس آنها دور از خط استوا، تقریباً در عرض های جغرافیایی 35± درجه ظاهر می شوند. متعاقباً منطقه تشکیل لکه به تدریج به سمت استوا نزول می کند. با این حال، در مناطق کمتر از 8 درجه از خط استوا، لکه ها بسیار نادر هستند.

یکی از ویژگی های مهم چرخه فعالیت خورشیدی، قانون تغییر در قطبیت مغناطیسی لکه های خورشیدی است. در طول هر چرخه 11 ساله، تمام نقاط پیشرو گروه های دوقطبی مقداری قطبیت در نیمکره شمالی و برعکس در نیمکره جنوبی دارند. همین امر در مورد لکه های دم نیز صدق می کند، که در آنها قطبیت همیشه مخالف نقطه اصلی است. در چرخه بعدی، قطبیت لکه های پیشرو و دم معکوس می شود. در همان زمان، قطبیت میدان مغناطیسی عمومی خورشید تغییر می کند که قطب های آن در نزدیکی قطب های چرخش قرار دارند.

بسیاری از ویژگی های دیگر نیز دارای چرخه یازده ساله هستند: نسبت مساحت خورشید که توسط استخوان ها و لخته ها اشغال شده است، فراوانی شعله ها، تعداد برجستگی ها و همچنین شکل تاج و

نیروی باد خورشیدی

چرخه بودن فعالیت خورشیدی یکی از مهم ترین مشکلات فیزیک مدرن خورشیدی است که هنوز به طور کامل حل نشده است.

وقتی یک منظره تابستانی آفتابی را مشاهده می کنیم، به نظرمان می رسد که کل تصویر غرق در نور است. با این حال، اگر با استفاده از ابزارهای خاص به خورشید نگاه کنیم، متوجه می شویم که تمام سطح آن شبیه یک دریای غول پیکر است که در آن امواج آتشین خشمگین و لکه هایی حرکت می کنند. اجزای اصلی جو خورشید چیست؟ چه فرآیندهایی در داخل ستاره ما رخ می دهد و چه موادی در ترکیب آن وجود دارد؟

اطلاعات کل

خورشید یک جرم آسمانی است که یک ستاره و تنها در منظومه شمسی است. سیارات، سیارک ها، ماهواره ها و دیگر اجرام فضایی به دور آن می چرخند. ترکیب شیمیایی خورشید در هر نقطه از آن تقریباً یکسان است. با این حال، با نزدیک شدن به مرکز ستاره، جایی که هسته آن قرار دارد، تغییر قابل توجهی می کند. دانشمندان کشف کرده اند که جو خورشید به چندین لایه تقسیم می شود.

چه عناصر شیمیایی خورشید را تشکیل می دهند؟

بشریت همیشه اطلاعاتی را که علم امروز دارد در مورد خورشید نداشته است. روزی روزگاری، طرفداران جهان بینی دینی استدلال می کردند که جهان را نمی توان شناخت. و به عنوان تأیید عقاید خود، این واقعیت را ذکر کردند که برای انسان امکان ندارد که بداند ترکیب شیمیایی خورشید چیست. با این حال، پیشرفت در علم به طور قانع کننده ای غلط بودن چنین دیدگاه هایی را ثابت کرده است. پس از اختراع طیف سنجی، دانشمندان به ویژه در مطالعه ستارگان پیشرفت کرده اند. دانشمندان ترکیب شیمیایی خورشید و ستارگان را با استفاده از تجزیه و تحلیل طیفی مطالعه می کنند. بنابراین، آنها متوجه شدند که ترکیب ستاره ما بسیار متنوع است. در سال 1942، محققان دریافتند که حتی طلا در خورشید وجود دارد، اگرچه مقدار زیادی از آن وجود ندارد.

مواد دیگر

ترکیب شیمیایی خورشید عمدتاً شامل عناصری مانند هیدروژن و هلیوم است. غلبه آنها ماهیت گازی ستاره ما را مشخص می کند. محتوای عناصر دیگر، به عنوان مثال، منیزیم، اکسیژن، نیتروژن، آهن، کلسیم، ناچیز است.

محققان با استفاده از تجزیه و تحلیل طیفی متوجه شدند که چه موادی به طور قطع در سطح این ستاره وجود ندارد. به عنوان مثال، کلر، جیوه و بور. با این حال، دانشمندان پیشنهاد می کنند که این مواد، علاوه بر عناصر شیمیایی اساسی تشکیل دهنده خورشید، ممکن است در هسته آن قرار داشته باشند. تقریباً 42 درصد از ستاره ما از هیدروژن تشکیل شده است. تقریباً 23٪ از تمام فلزاتی که بخشی از خورشید هستند به دست می آید.

مانند بسیاری از پارامترهای دیگر اجرام آسمانی، ویژگی های ستاره ما فقط از نظر تئوری با استفاده از فناوری رایانه محاسبه می شود. داده های اولیه شاخص هایی مانند شعاع ستاره، جرم و دمای آن هستند. اکنون دانشمندان به این نتیجه رسیده اند که ترکیب شیمیایی خورشید با 69 عنصر نشان داده شده است. آنالیز طیفی نقش عمده ای در این مطالعات دارد. به عنوان مثال، به لطف او، ترکیب فضای ستاره ما برقرار شد. الگوی جالبی نیز کشف شد: مجموعه عناصر شیمیایی در ترکیب خورشید به طرز شگفت آوری شبیه به ترکیب شهاب سنگ های سنگی است. این واقعیت گواه مهمی است که این اجرام آسمانی منشأ مشترکی دارند.

تاج آتش

این لایه ای از پلاسمای بسیار کمیاب است. دمای آن به 2 میلیون کلوین می رسد و چگالی این ماده صدها میلیون بار از چگالی جو زمین بیشتر است. در اینجا اتم ها نمی توانند در حالت خنثی باشند، آنها دائماً با هم برخورد می کنند و یونیزه می شوند. کرونا منبع قدرتمند پرتو فرابنفش است. کل منظومه سیاره ای ما در معرض باد خورشیدی است. سرعت اولیه آن تقریباً 1000 کیلومتر بر ثانیه است، اما با دور شدن از ستاره به تدریج کاهش می یابد. سرعت باد خورشیدی در سطح زمین تقریباً 400 کیلومتر بر ثانیه است.

ایده های کلی در مورد تاج

تاج خورشیدی گاهی اوقات جو نامیده می شود. با این حال، تنها بخش خارجی آن است. ساده‌ترین زمان برای رصد تاج در زمان خسوف کامل است. با این حال، ترسیم آن بسیار دشوار خواهد بود، زیرا ماه گرفتگی تنها چند دقیقه طول می کشد. زمانی که عکاسی اختراع شد، ستاره شناسان توانستند تصویری عینی از تاج خورشیدی به دست آورند.

پس از گرفتن اولین تصاویر، محققان توانستند مناطقی را که با افزایش فعالیت ستارگان مرتبط است، شناسایی کنند. تاج خورشید ساختار تابشی دارد. این نه تنها گرم ترین قسمت جو خود است، بلکه نزدیک ترین قسمت به سیاره ما نیز می باشد. در واقع، ما دائماً در محدوده آن هستیم، زیرا باد خورشیدی به دورافتاده ترین گوشه های منظومه شمسی نفوذ می کند. با این حال، ما از اثرات تشعشعات آن توسط جو زمین محافظت می شویم.

هسته، کروموسفر و فوتوسفر

بخش مرکزی ستاره ما هسته نامیده می شود. شعاع آن تقریباً برابر با یک چهارم شعاع کل خورشید است. ماده داخل هسته بسیار فشرده است. نزدیک‌تر به سطح ستاره، به اصطلاح منطقه همرفتی است، جایی که حرکت ماده رخ می‌دهد و میدان مغناطیسی ایجاد می‌کند. در نهایت سطح مرئی خورشید را فوتوسفر می نامند. لایه ای بیش از 300 کیلومتر ضخامت دارد. از فتوسفر است که تابش خورشیدی به زمین می آید. دمای آن تقریباً به 4800 کلوین می رسد. هیدروژن در اینجا عملاً خنثی می ماند. بالای فتوسفر کروموسفر قرار دارد. ضخامت آن حدود 3 هزار کیلومتر است. اگرچه کروموسفر و تاج خورشیدی در بالای فتوسفر قرار دارند، اما دانشمندان مرزهای واضحی بین این لایه ها ترسیم نمی کنند.

برجستگی ها

کروموسفر چگالی بسیار کمی دارد و از نظر شدت تابش کمتر از تاج خورشیدی است. با این حال، یک پدیده جالب را می توان در اینجا مشاهده کرد: شعله های غول پیکر که ارتفاع آن چندین هزار کیلومتر است. به آنها برجستگی های خورشیدی می گویند. گاهی اوقات برجستگی ها تا ارتفاع یک میلیون کیلومتری از سطح ستاره بالا می روند.

پژوهش

برجستگی ها با شاخص های چگالی مشابه کروموسفر مشخص می شوند. با این حال، آنها مستقیماً بالای آن قرار دارند و توسط لایه های پراکنده آن احاطه شده اند. برای اولین بار در تاریخ نجوم، برجستگی ها توسط محقق فرانسوی پیر یانسن و همکار انگلیسی او جوزف لاکیر در سال 1868 مشاهده شد. طیف آنها شامل چندین خط روشن است. ترکیب شیمیایی خورشید و برجستگی ها بسیار مشابه است. عمدتاً حاوی هیدروژن، هلیوم و کلسیم است و وجود عناصر دیگر ناچیز است.

برخی از برجستگی ها که برای مدت معینی بدون تغییرات قابل مشاهده وجود داشته اند، ناگهان منفجر می شوند. ماده آنها با سرعتی عظیم به فضای اطراف پرتاب می شود و به چندین کیلومتر در ثانیه می رسد. ظاهر کروموسفر اغلب تغییر می کند، که نشان دهنده فرآیندهای مختلفی است که در سطح خورشید رخ می دهد، از جمله حرکت گازها.

در مناطقی از ستاره با افزایش فعالیت، می توان نه تنها برجستگی ها، بلکه نقاط و همچنین افزایش میدان های مغناطیسی را مشاهده کرد. گاهی اوقات با کمک تجهیزات ویژه، شعله های گازهای به خصوص متراکم در خورشید شناسایی می شود که دمای آنها می تواند به مقادیر بسیار زیادی برسد.

شراره های کروموسفری

گاهی اوقات انتشار رادیویی از ستاره ما صدها هزار برابر افزایش می یابد. این پدیده شعله ور شدن کروموسفر نامیده می شود. با تشکیل لکه هایی در سطح خورشید همراه است. در ابتدا، شعله‌ها به شکل افزایش درخشندگی کروموسفر مشاهده شدند، اما بعداً مشخص شد که آنها مجموعه کاملی از پدیده‌های مختلف را نشان می‌دهند: افزایش شدید انتشار رادیویی (اشعه ایکس و گاما)، خروج جرم از تاج، شعله های پروتون.

نتیجه گیری

بنابراین، متوجه شدیم که ترکیب شیمیایی خورشید عمدتاً توسط دو ماده نشان داده شده است: هیدروژن و هلیوم. البته عناصر دیگری هم وجود دارد اما درصد آنها کم است. به علاوه، دانشمندان هیچ ماده شیمیایی جدیدی که بخشی از ستاره باشد و روی زمین وجود نداشته باشد، کشف نکرده اند. تشعشعات مرئی در فتوسفر خورشیدی تشکیل می شوند. به نوبه خود، برای حفظ حیات در سیاره ما اهمیت زیادی دارد.

خورشید جسم داغی است که به طور مداوم سطح آن را ابری از گازها احاطه کرده است. دمای آنها به اندازه گازهای درون ستاره نیست، اما هنوز هم چشمگیر است. تجزیه و تحلیل طیفی به ما امکان می دهد از فاصله دور بفهمیم که ترکیب شیمیایی خورشید و ستارگان چیست. و از آنجایی که طیف بسیاری از ستارگان بسیار شبیه به طیف های خورشید است، به این معنی است که ترکیب آنها تقریباً یکسان است.

امروزه فرآیندهای روی سطح و درون ستاره اصلی منظومه سیاره ای ما، از جمله مطالعه ترکیب شیمیایی آن، توسط ستاره شناسان در رصدخانه های خورشیدی ویژه مورد مطالعه قرار می گیرد.

مثل هر سیاره یا ستاره ای، خورشید جو خاص خود را دارد. منظور ما از آن لایه‌های بیرونی است که حداقل بخشی از تابش می‌تواند آزادانه به فضای اطراف بگریزد بدون اینکه توسط لایه‌های پوشاننده جذب شود. ستاره ما کاملاً از گاز تشکیل شده است. جو آن 200-300 کیلومتر عمیق تر از لبه قابل مشاهده قرص خورشیدی شروع می شود. این عمیق ترین لایه ها نامیده می شوند فوتوسفر. از آنجایی که ضخامت آنها بیش از یک هزارم شعاع خورشیدی (از 100 تا 400 کیلومتر) نیست، گاهی اوقات فوتوسفر نامیده می شود. سطح خورشید. چگالی گازها در فوتوسفر صدها برابر کمتر از سطح زمین است. دمای فوتوسفر از 8000 کلوین در عمق 300 کیلومتری به 4000 کلوین در بالاترین لایه ها کاهش می یابد. متوسط ​​دمای موثر درک شده توسط زمین را می توان از معادله استفان بولتزمن محاسبه کرد و 5778 K است. در چنین شرایطی، تقریباً تمام مولکول های گاز به اتم های جداگانه تجزیه می شوند. فقط در بالاترین لایه ها مولکول های نسبتا کمی از این نوع وجود دارد H 2، OH، CH.
اگر خورشید را از طریق یک تلسکوپ با بزرگنمایی بالا بررسی کنید، می توانید لایه های نازکی از فتوسفر را مشاهده کنید: به نظر می رسد همه آن با دانه های روشن کوچک پراکنده شده است - دانه هایی که توسط شبکه ای از مسیرهای تاریک باریک از هم جدا شده اند. دانه بندی از اختلاط جریان های گاز گرمتر و جریان های خنک تر نزولی حاصل می شود. همرفت در لایه های بیرونی خورشید نقش بزرگی در تعیین ساختار کلی جو دارد. در نهایت، این همرفت، در نتیجه برهمکنش پیچیده با میدان های مغناطیسی خورشیدی است که علت همه تظاهرات متنوع فعالیت خورشیدی است.
Photosphereسطح مرئی خورشید را تشکیل می دهد که از آن اندازه ستاره، فاصله سطح خورشید تا سایر اجرام آسمانی و غیره مشخص می شود.

فوتوسفر قرص مرئی خورشید است. در شکل یک منطقه تاریک کوچک قابل مشاهده است،

که به آن لکه خورشیدی می گویند. دما در چنین مناطقی بسیار زیاد است

نسبت به اتمسفر اطراف کمتر است و تنها به 1500 کلوین می رسد.

فوتوسفر به تدریج به لایه‌های کمیاب‌تر بیرونی خورشیدی جو می‌رود - کروموسفر و کرونا. کروموسفربه دلیل رنگ قرمز مایل به بنفش آن نامگذاری شده است. در طی یک خورشید گرفتگی کامل (زمانی که ماه به طور کامل خورشید را از ناظری روی زمین می پوشاند) می توان آن را با چشم غیر مسلح فقط برای چند ثانیه دید، یعنی مراکز زمین، ماه و خورشید در یک خط قرار دارند. ). کروموسفر بسیار ناهمگن است و عمدتاً از زبانه های دراز کشیده (اسپیکول) تشکیل شده است. دمای این جت های کرومسفری دو تا سه برابر بیشتر از فتوسفر است و با ارتفاع از زمین افزایش می یابد. 4000 تا 15000 K.، و چگالی آن صدها هزار بار کمتر است. طول کل کروموسفر 10-15 هزار کیلومتر است. افزایش دما با انتشار امواج و میدان های مغناطیسی که از ناحیه همرفتی به آن نفوذ می کنند توضیح داده می شود.

کروموسفر خورشید در طول کل مشاهده شد

خورشید گرفتگی

کروموسفرمرسوم است که آن را به دو منطقه تقسیم کنید:

— کروموسفر پایین تر- تا حدود 1500 کیلومتر گسترش می یابد، از هیدروژن خنثی تشکیل شده است، طیف آن حاوی تعداد زیادی خطوط طیفی ضعیف است.

— کروموسفر فوقانی- از اسپیکول های منفرد خارج شده از کروموسفر پایین تا ارتفاع 10000 کیلومتری تشکیل شده و توسط گاز کمیاب تر جدا شده است.

غالباً در هنگام کسوف (و با کمک ابزارهای طیفی خاص - و بدون انتظار برای کسوف) در بالای سطح خورشید می توان "چشمه ها"، "ابرها"، "قیف ها"، "بوته ها"، "طاق ها" و شکل های عجیب و غریب را مشاهده کرد. دیگر تشکیلات درخشان درخشان از مواد کرومسفری. هر از گاهی، جت ها، ابرها و قوس های گاز داغ از کروموسفر بلند می شوند که به نام برجستگی ها. در طول یک خورشید گرفتگی کامل، آنها با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند. برخی از برجستگی ها به آرامی شناور می شوند، برخی دیگر با سرعت چند صد کیلومتر در ثانیه تا ارتفاعی که به شعاع خورشیدی می رسد بالا می روند. برجستگی هاچگالی و دما تقریباً برابر با کروموسفر است. اما آنها در بالای آن قرار دارند و توسط لایه های بالاتر و بسیار کمیاب جو خورشید احاطه شده اند. برجستگی ها به دلیل اینکه ماده آنها توسط میدان های مغناطیسی مناطق فعال خورشید پشتیبانی می شود، در کروموسفر قرار نمی گیرند. طیف برجستگی ها، مانند کروموسفر، از خطوط روشن، عمدتاً هیدروژن، هلیوم و کلسیم تشکیل شده است. خطوط انتشار از دیگر عناصر شیمیایی نیز وجود دارد، اما آنها بسیار ضعیف تر هستند. برخی از برجستگی ها که برای مدت طولانی بدون تغییرات محسوس باقی مانده اند، ناگهان به نظر می رسد که منفجر می شوند و ماده آنها با سرعت صدها کیلومتر در ثانیه به فضای بین سیاره ای پرتاب می شود.

برجستگی یک چشمه غول پیکر از گاز داغ است که

به ارتفاعات ده ها و صدها هزار کیلومتر می رسد و

در بالای سطح خورشید توسط یک میدان مغناطیسی نگه داشته شده است.

برجستگی خورشید در مقایسه با سیاره ما

گاهی اوقات اتفاقاتی شبیه انفجار در مناطق بسیار کوچک رخ می دهد جو خورشیدی. اینها به اصطلاح هستند شراره های کرومسفری. آنها معمولا چند ده دقیقه طول می کشند. هنگام شعله ور شدن در خطوط طیفی هیدروژن، هلیوم، کلسیم یونیزه و برخی عناصر دیگر، درخشش یک بخش جداگانه از کروموسفر به طور ناگهانی ده ها برابر افزایش می یابد. تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس به شدت افزایش می یابد: گاهی اوقات قدرت آن چندین برابر بیشتر از کل قدرت تابش خورشید در این ناحیه موج کوتاه از طیف قبل از شعله ور است. چشمک می زند- قوی ترین فرآیندهای انفجار مانند مشاهده شده در خورشید. آنها می توانند تنها چند دقیقه دوام بیاورند، اما در این مدت انرژی آزاد می شود، که گاهی اوقات می تواند به 10 25 ژول برسد. تقریباً همان مقدار جسم از خورشید به کل سطح زمین در یک سال کامل می رسد.
لکه ها، مشعل ها، برجستگی ها، شراره های کرومسفری - همه اینها مظاهر فعالیت خورشیدی هستند. با افزایش فعالیت، تعداد این سازندها در خورشید افزایش می یابد.

لایه بیرونی جو خورشید شامل خورشید است تاج پادشاهی.میلیون ها کیلومتر امتداد دارد و مرز آن تا انتهای کل منظومه شمسی ادامه دارد. به طور طبیعی، تمام سیارات، از جمله زمین ما، زیر یک گنبد خورشیدی عظیم قرار دارند. تاج خورشیدی بلافاصله پس از کروموسفر شروع می شود و از گاز نسبتا کمیاب تشکیل شده است.دمای تاج حدود یک میلیون کلوین است. علاوه بر این، از کروموسفر افزایش می یابد تا دو میلیوندر فاصله سفارش 70000 کیلومتراز سطح مرئی خورشید، و سپس شروع به کاهش می کند و به صد هزار درجه در نزدیکی زمین می رسد.

به دلیل دمای بسیار زیاد، ذرات به قدری سریع حرکت می کنند که در هنگام برخورد، الکترون ها از اتم ها خارج می شوند و به عنوان ذرات آزاد شروع به حرکت می کنند. در نتیجه، عناصر سبک تمام الکترون های خود را به طور کامل از دست می دهند، به طوری که عملاً هیچ اتم هیدروژن یا هلیوم در تاج وجود ندارد، بلکه فقط پروتون ها و ذرات آلفا هستند. عناصر سنگین تا 10-15 الکترون خارجی را از دست می دهند. به همین دلیل، خطوط طیفی غیرمعمولی در تاج خورشیدی مشاهده می شود که برای مدت طولانی با عناصر شیمیایی شناخته شده قابل شناسایی نبودند.

پوشش گازی که سیاره ما زمین را احاطه کرده است، به نام جو شناخته می شود، از پنج لایه اصلی تشکیل شده است. این لایه‌ها در سطح سیاره، از سطح دریا (گاهی در زیر) سرچشمه می‌گیرند و به ترتیب زیر به فضای بیرون می‌آیند:

• تروپوسفر؛
• استراتوسفر؛
• مزوسفر؛
• ترموسفر؛
• اگزوسفر.

نمودار لایه های اصلی جو زمین

در بین هر یک از این پنج لایه اصلی، مناطق انتقالی به نام "مکث" وجود دارد که در آن تغییرات دما، ترکیب و چگالی هوا رخ می دهد. همراه با مکث ها، جو زمین در مجموع شامل 9 لایه است.

تروپوسفر: جایی که آب و هوا رخ می دهد

از بین تمام لایه های جو، تروپوسفر لایه ای است که ما با آن بیشتر آشنا هستیم (چه متوجه شوید یا نه)، زیرا ما در کف آن - سطح سیاره زندگی می کنیم. سطح زمین را می پوشاند و چندین کیلومتر به سمت بالا امتداد می یابد. کلمه تروپوسفر به معنای "تغییر کره زمین" است. یک نام بسیار مناسب، زیرا این لایه جایی است که آب و هوای روزمره ما رخ می دهد.

با شروع از سطح سیاره، تروپوسفر تا ارتفاع 6 تا 20 کیلومتری بالا می رود. یک سوم پایینی لایه، نزدیکترین به ما، حاوی 50 درصد از کل گازهای جوی است. این تنها بخشی از کل جو است که نفس می کشد. با توجه به اینکه هوا از پایین توسط سطح زمین گرم می شود که انرژی حرارتی خورشید را جذب می کند، با افزایش ارتفاع، دما و فشار تروپوسفر کاهش می یابد.

در بالای آن یک لایه نازک به نام tropopause وجود دارد که فقط یک حائل بین تروپوسفر و استراتوسفر است.

استراتوسفر: خانه ازن

استراتوسفر لایه بعدی جو است. از 6 تا 20 کیلومتر تا 50 کیلومتر بالاتر از سطح زمین گسترش می یابد. این لایه ای است که اکثر هواپیماهای تجاری تجاری در آن پرواز می کنند و بالن های هوای گرم در آن حرکت می کنند.

در اینجا هوا به بالا و پایین جریان نمی یابد، بلکه در جریان های بسیار سریع هوا به موازات سطح حرکت می کند. با افزایش دما، به لطف فراوانی ازن طبیعی (O3)، محصول جانبی تشعشعات خورشیدی و اکسیژن، که توانایی جذب پرتوهای مضر فرابنفش خورشید را دارد (هر گونه افزایش دما با ارتفاع در هواشناسی شناخته شده است) دما افزایش می یابد. به عنوان یک "وارونگی").

از آنجایی که استراتوسفر دارای دماهای گرمتر در پایین و دمای سردتر در بالا است، جابجایی (حرکت عمودی توده های هوا) در این قسمت از جو نادر است. در واقع، شما می‌توانید طوفانی را که در تروپوسفر در حال وقوع است، از استراتوسفر مشاهده کنید، زیرا این لایه مانند یک کلاهک همرفتی عمل می‌کند که از نفوذ ابرهای طوفانی جلوگیری می‌کند.

بعد از استراتوسفر دوباره یک لایه بافر وجود دارد که این بار استراتوپوز نامیده می شود.

مزوسفر: جو میانی

مزوسفر تقریباً در فاصله 50 تا 80 کیلومتری از سطح زمین قرار دارد. مزوسفر فوقانی سردترین مکان طبیعی روی زمین است که دمای آن می تواند به کمتر از -143 درجه سانتی گراد برسد.

ترموسفر: جو فوقانی

بعد از مزوسفر و مزوپوز، ترموسفر می آید که بین 80 تا 700 کیلومتری سطح سیاره قرار دارد و کمتر از 0.01 درصد از کل هوای موجود در پوشش جوی را در خود جای داده است. دما در اینجا تا +2000 درجه سانتیگراد می رسد، اما به دلیل رقیق بودن شدید هوا و عدم وجود مولکول های گاز برای انتقال گرما، این دماهای بالا بسیار سرد تلقی می شوند.

اگزوسفر: مرز بین جو و فضا

در ارتفاع حدود 700-10000 کیلومتری از سطح زمین، اگزوسفر - لبه بیرونی جو، هم مرز با فضا قرار دارد. در اینجا ماهواره های هواشناسی به دور زمین می چرخند.

در مورد یونوسفر چطور؟

یونوسفر یک لایه جدا نیست، اما در واقع این اصطلاح برای اشاره به جو بین 60 تا 1000 کیلومتر ارتفاع استفاده می شود. این شامل بالاترین بخش های مزوسفر، کل ترموسفر و بخشی از اگزوسفر است. یونوسفر نام خود را به این دلیل گرفته است که در این قسمت از جو، تابش خورشید هنگام عبور از میدان های مغناطیسی زمین در و یونیزه می شود. این پدیده از روی زمین به صورت شفق شمالی مشاهده می شود.

خورشید، جسم مرکزی منظومه شمسی، یک توپ پلاسمایی بسیار داغ است. خورشید نزدیکترین ستاره به زمین است. نور آن در 8 1/3 دقیقه به ما می رسد. خورشید تأثیر تعیین کننده ای در شکل گیری همه اجرام منظومه شمسی داشت و شرایطی را ایجاد کرد که منجر به پیدایش و توسعه حیات در زمین شد.

شعاع خورشید 109 برابر و حجم آن تقریباً 1300000 برابر بیشتر از شعاع و حجم زمین است. جرم خورشید نیز عالی است. جرم آن تقریباً 330000 برابر جرم زمین و تقریباً 750 برابر جرم کل سیاراتی است که در اطراف آن حرکت می کنند.

خورشید احتمالاً همراه با دیگر اجرام منظومه شمسی از یک سحابی گاز و غبار پدید آمده است. حدود 5 میلیارد سال پیش. در ابتدا ماده خورشید به دلیل فشردگی گرانشی بسیار داغ شد، اما به زودی دما و فشار در اعماق به حدی افزایش یافت که واکنش های هسته ای خود به خود شروع شد. در نتیجه، دمای مرکز خورشید بسیار بالا رفت و فشار در اعماق آن به حدی افزایش یافت که توانست نیروی گرانش را متعادل کند و فشردگی گرانشی را متوقف کند. اینگونه بود که ساختار مدرن خورشید به وجود آمد. این ساختار با تبدیل آهسته هیدروژن به هلیوم در اعماق آن حفظ می شود. در طول 5 میلیارد سال از وجود خورشید، حدود نیمی از هیدروژن در ناحیه مرکزی آن به هلیوم تبدیل شده است. در نتیجه این فرآیند، مقدار انرژی که خورشید به فضا می‌تابد آزاد می‌شود.

قدرت تابش خورشید بسیار زیاد است: برابر با 3.8×10 20 مگاوات است. بخش کوچکی از انرژی خورشیدی به زمین می رسد که به حدود نیم میلیاردم می رسد. جو زمین را در حالت گازی نگه می دارد، زمین ها و آب ها را دائما گرم می کند، به بادها و آبشارها انرژی می دهد و فعالیت حیاتی جانوران و گیاهان را تضمین می کند. بخشی از انرژی خورشیدی به صورت زغال سنگ، نفت و سایر مواد معدنی در روده های زمین ذخیره می شود.

خورشید جسمی کروی متقارن در تعادل است. در همه جا در فواصل یکسان از مرکز این توپ، شرایط فیزیکی یکسان است، اما با نزدیک شدن به مرکز به طرز محسوسی تغییر می کند. چگالی و فشار به سرعت در عمق افزایش می یابد، جایی که گاز با فشار لایه های بالا به شدت فشرده می شود. در نتیجه، دما نیز با نزدیک شدن به مرکز افزایش می یابد. بسته به تغییرات شرایط فیزیکی، خورشید را می توان به چندین لایه متحدالمرکز تقسیم کرد که به تدریج به یکدیگر تبدیل می شوند.

در مرکز خورشید، دما 15 میلیون درجه است و فشار بیش از صدها میلیارد اتمسفر است. گاز در اینجا تا چگالی حدود 1.5x10 5 kg/m3 فشرده می شود. تقریباً تمام انرژی خورشید در یک ناحیه مرکزی با شعاع تقریباً 1/3 خورشید تولید می شود. از طریق لایه های اطراف قسمت مرکزی، این انرژی به بیرون منتقل می شود. در یک سوم آخر شعاع یک ناحیه همرفتی وجود دارد. دلیل اختلاط (همرفت) در لایه‌های بیرونی خورشید مانند یک کتری در حال جوش است: مقدار انرژی که از بخاری می‌آید بسیار بیشتر از انرژی است که با هدایت گرمایی حذف می‌شود. بنابراین، ماده مجبور به حرکت می شود و به خودی خود شروع به انتقال گرما می کند.

لایه های خورشید عملا قابل مشاهده نیستند. وجود آنها یا از محاسبات نظری و یا بر اساس داده های غیر مستقیم مشخص است. در بالای ناحیه همرفتی، لایه‌های مستقیم خورشید قابل مشاهده هستند که جو آن نامیده می‌شوند. آنها بهتر مورد مطالعه قرار می گیرند، زیرا خواص آنها را می توان از روی مشاهدات قضاوت کرد.

ساختار درونی خورشید لایه لایه یا پوسته مانند است که به کره ها یا مناطقی متمایز می شود. در مرکز قرار دارد هسته،سپس منطقه انتقال انرژی شعاعی، به علاوه منطقه همرفتیو در نهایت جو. تعدادی از محققین شامل سه حوزه خارجی هستند: فتوسفر، کروموسفر و کرونا. درست است، ستاره شناسان دیگر فقط کرومسفر و تاج را جو خورشید می دانند.

هسته- ناحیه مرکزی خورشید با فشار و دمای فوق العاده بالا، جریان واکنش های هسته ای را تضمین می کند. آنها مقادیر زیادی انرژی الکترومغناطیسی را در محدوده طول موج بسیار کوتاه آزاد می کنند.

منطقه انتقال انرژی پرتوبالای هسته قرار دارد. این گاز عملاً بی حرکت و نامرئی با دمای فوق العاده بالا تشکیل می شود. انرژی تولید شده در هسته از طریق آن به کره های بیرونی خورشید به روش پرتو، بدون حرکت گاز منتقل می شود. این روند را باید چیزی شبیه به این تصور کرد. از هسته به منطقه انتقال تابش، انرژی در محدوده های موج بسیار کوتاه - تابش گاما وارد می شود، و در پرتوهای ایکس با موج طولانی تر، که با کاهش دمای گاز به سمت منطقه محیطی همراه است، خارج می شود.

منطقه همرفتیبالاتر از قبلی قرار دارد. همچنین توسط گاز داغ نامرئی در حالت اختلاط همرفتی تشکیل می شود. این به دلیل موقعیت منطقه بین دو محیط است که در فشار و دمای حاکم در آنها به شدت متفاوت است. انتقال گرما از فضای داخلی خورشید به سطح در نتیجه بالا آمدن موضعی توده‌های هوای بسیار گرم تحت فشار بالا به محیط ستاره، جایی که دمای گاز کمتر است و محدوده نور تابش خورشید در آن است، رخ می‌دهد. آغاز می شود. ضخامت ناحیه همرفتی تقریباً 1/10 شعاع خورشیدی تخمین زده می شود.