태양 대기, 광구, 채층 및 별의 코로나. 태양 대기의 주요 층 태양 대기의 가시층을 무엇이라고 합니까?

태양의 구조

1 – 핵, 2 – 복사 평형 구역, 3 – 대류 구역, 4 – 광구, 5 – 채층, 6 – 코로나, 7 – 반점, 8 – 과립화, 9 – 돌출부

태양의 내부 구조. 핵심

열핵 반응이 일어나는 반경 약 150,000km (0.2 - 0.25 태양 반경)의 태양 중심 부분을 태양 핵이라고합니다.

핵에 있는 물질의 밀도는 약 150,000kg/m3(물 밀도의 150배, 지구상에서 가장 무거운 금속인 이리듐의 밀도보다 ~6.6배 높음)이며, 핵 중심의 온도는 14만원이 넘습니다.

왜냐하면 가장 높은 온도와 밀도는 태양의 중심 부분에서 발생해야 하며, 핵반응과 그에 따른 에너지 방출은 태양의 중심 근처에서 가장 강하게 발생합니다. 핵에서는 양성자-양성자 반응과 함께 탄소 순환이 중요한 역할을 합니다.

양성자-양성자 반응만으로 매초 426만 톤의 물질이 에너지로 변환되지만 이 값은 태양의 질량인 2·1027톤에 비하면 미미한 수준이다. 태양의 내부 구조.

복사평형지대

태양의 중심에서 멀어질수록 온도와 밀도는 낮아지고, 탄소순환에 따른 에너지 방출은 빠르게 멈추고, 반경 0.2~0.3거리까지는 온도가 500만K 이하로 떨어지며, 밀도도 크게 떨어집니다. 결과적으로 여기서는 핵반응이 실질적으로 발생하지 않습니다. 이 층은 더 깊은 곳에서 발생하는 방사선만 외부로 전달합니다.

흡수된 각각의 고에너지 양자 대신 입자는 일반적으로 연속적인 계단식 전이의 결과로 여러 양자의 낮은 에너지를 방출한다는 것이 중요합니다. 따라서 γ-양자 대신 X-선이 나타나고 X-선 대신 UV 양자가 나타나며, 이는 이미 외부 층에 가시 광선 및 열 복사의 양자로 "조각화"되어 최종적으로 태양에 의해 방출됩니다. .

핵반응으로 인한 에너지 방출이 미미하고 에너지 전달 과정이 방사선 흡수 및 후속 재방출을 통해서만 발생하는 태양 부분을 복사 평형대라고 합니다. 그것은 대략 0.3에서 0.7 태양 반경의 영역을 차지합니다.

대류 구역

복사 평형 수준 이상에서는 물질 자체가 에너지 전달에 참여하기 시작합니다.

관측 가능한 태양 외층 바로 아래, 태양 반경의 약 0.3배에 걸쳐 대류대가 형성되어 대류에 의해 에너지가 전달됩니다.

대류 구역에서는 플라즈마의 소용돌이 혼합이 발생합니다. 현대 데이터에 따르면 태양 과정의 물리학에서 대류 구역의 역할은 태양 물질과 자기장의 다양한 움직임이 발생하는 곳이기 때문에 매우 큽니다.

태양 대기의 구조. 광구

태양의 가장 바깥쪽 층(태양 대기)은 일반적으로 광구, 채층 및 코로나로 구분됩니다.

광구는 가시광선이 형성되는 태양 대기의 일부로, 연속적인 스펙트럼을 가지고 있습니다. 따라서 우리에게 오는 거의 모든 태양 에너지는 광구에서 방출됩니다. 광구는 겉보기 "표면"의 형태로 백색광으로 태양을 직접 관찰할 때 볼 수 있습니다.

광구의 두께, 즉 가시광선 범위에서 90% 이상의 방사선이 나오는 층의 길이는 200km 미만입니다. 약 3·10–4 아르 자형. 계산에 따르면 이러한 층에 접선 방향으로 관찰하면 겉보기 두께가 여러 번 감소하며 그 결과 태양 원반(다리)의 가장 가장자리 근처에서 10-10-10 미만의 기간 동안 가장 빠른 밝기 감소가 발생합니다. 4 아르 자형. 이러한 이유로 태양의 가장자리는 유난히 날카롭게 보입니다. 광구의 입자 농도는 1cm3당 1016~1017입니다(정상 조건에서 지구 대기 1cm3에는 2.71019개의 분자가 포함되어 있습니다). 광구의 압력은 약 0.1atm이고, 광구의 온도는 5,000~7,000K입니다.

이러한 조건에서 이온화 전위가 수 볼트(Na, K, Ca)인 원자가 이온화됩니다. 수소를 포함한 나머지 원소들은 대부분 중성 상태를 유지합니다.

광구는 태양에서 유일한 중성수소 영역이다. 그러나 수소의 이온화는 미미하고 금속의 거의 완전한 이온화로 인해 여전히 자유 전자가 포함되어 있습니다. 이 전자는 매우 중요한 역할을 합니다. 중성 수소 원자와 결합하면 음이온 H-를 형성합니다.

음이온 수소 이온은 무시할 수 있는 양으로 형성됩니다. 평균적으로 1억 개의 수소 원자 중 하나만이 음이온으로 변합니다.

H- 이온은 특히 스펙트럼의 IR 및 가시광선 영역에서 방사선을 비정상적으로 강하게 흡수하는 특성을 가지고 있습니다. 따라서 농도가 미미함에도 불구하고 음이온은 광구 물질에 의한 스펙트럼의 가시 영역 방사선 흡수를 결정하는 주요 이유입니다. 원자에 대한 두 번째 전자의 결합은 매우 약하므로 IR 광자조차도 음이온 수소 이온을 파괴할 수 있습니다.

전자가 중성 원자에 포획될 때 방사선이 발생합니다. 포획 시 형성됨

광자는 태양의 광구와 그에 가까운 별의 온도를 결정합니다. 따라서 황색을 띠는

흔히 '백색'이라고 불리는 태양의 빛은 수소 원자에 또 다른 전자가 추가될 때 발생한다.

중성 H 원자의 전자 친화력은 0.75eV입니다. H 원자에 전자가 추가되면 ( 이자형) 0.75eV보다 큰 에너지로 초과분은 전자기 복사에 의해 제거됩니다. 이자형+H → H– + ħ Ω, 그 중 상당 부분이 가시 범위에 속합니다.

광구를 관찰하면 촘촘하게 간격을 두고 있는 적운을 연상시키는 미세한 구조가 드러납니다. 가벼운 둥근 형태를 과립이라고 하며, 전체 구조를 과립화라고 합니다. 평균적으로 과립의 각 치수는 1" 호를 넘지 않으며 이는 태양에서 725km에 해당합니다. 각 개별 과립은 평균 5~10분 동안 존재한 후 분해되어 그 자리에 나타납니다.

과립은 어두운 공간으로 둘러싸여 있으며 세포 또는 벌집을 형성합니다. 과립과 과립 사이의 공간에 있는 스펙트럼 선은 각각 파란색과 빨간색 쪽으로 이동합니다. 이는 과립 내의 물질이 상승하고 그 주변에서 가라앉는 것을 의미합니다. 이러한 움직임의 속도는 1~2km/s입니다.

과립화는 광구에서 관찰되는 광구 아래에 위치한 대류 구역의 징후입니다. 대류 구역에서는 개별 가스 질량(대류 요소)의 상승 및 하강의 결과로 물질의 활성 혼합이 발생합니다. 그들의 크기와 거의 같은 경로를 여행한 그들은 환경에 용해되어 새로운 이질성을 일으키는 것처럼 보입니다. 외부의 더 차가운 층에서는

이러한 이질성의 크기는 더 작습니다.

채층

밀도가 3×10-8g/cm3으로 감소하는 광구의 외층에서 온도는 4,200K 미만의 값에 도달합니다. 이 온도 값은 전체 태양 대기에 대한 최소값으로 나타납니다. 더 높은 층에서는 온도가 다시 증가하기 시작합니다. 첫째, 수소와 헬륨의 이온화가 동반되면서 온도가 수만 켈빈까지 천천히 증가합니다. 태양 대기의 이 부분을 채층이라고 합니다.

태양 대기의 가장 바깥층이 이렇게 강하게 가열되는 이유는 대류 요소의 이동으로 인해 광구에서 발생하는 음파(음파)의 에너지 때문입니다.

대류 구역의 최상층, 즉 광구 바로 아래에서는 대류 운동이 급격히 느려지고 대류가 갑자기 멈춥니다. 따라서 아래의 광구는 대류 요소에 의해 지속적으로 "폭격"됩니다. 이러한 충격으로 인해 교란이 발생하고 과립 형태로 관찰되며 광구 자체 진동 빈도에 해당하는 주기(약 5분)로 진동하기 시작합니다. 광구에서 발생하는 이러한 진동과 교란은 본질적으로 공기 중의 음파에 가까운 파동을 생성합니다. 위쪽으로 퍼질 때, 즉 밀도가 낮은 층으로 바뀌면 이 파동은 진폭을 수 킬로미터로 증가시키고

충격파.

채층의 길이는 수천km이다. 채층에는 밝은 선으로 구성된 방출 스펙트럼이 있습니다. 이 스펙트럼은 모든 흡수선이 방출선으로 대체되고 연속 스펙트럼이 거의 없는 태양의 스펙트럼과 매우 유사합니다. 그러나 채층의 스펙트럼에서는 이온화된 원소의 선이 광구의 스펙트럼보다 더 강합니다. 특히, 헬륨선은 채층 스펙트럼에서 매우 강한 반면, 프라운호퍼 스펙트럼에서는 거의 보이지 않습니다. 이러한 스펙트럼 특징은 채층의 온도 증가를 확인합니다.

채층의 이미지를 연구할 때 가장 먼저 관심을 끄는 것은 불균일한 구조로, 이는 광구의 과립화보다 훨씬 더 두드러집니다.

채층의 가장 작은 구조적 형성물을 스피큘이라고 합니다. 그들은 직사각형 모양을 가지며 주로 방사형 방향으로 늘어납니다. 길이는 수천km, 두께는 약 1,000km입니다. 수십 km/s의 속도로 스피큘은 채층에서 코로나로 올라가서 코로나에 용해됩니다.

스피큘을 통해 채층의 물질이 위에 있는 코로나와 교환됩니다.

태양에는 동시에 수십만 개의 스피큘이 존재합니다.

스피큘은 훨씬 더 크고 깊은 원소에 의해 발생하는 파동 운동에 의해 생성된 채층 네트워크라고 불리는 더 큰 구조를 형성합니다.

과립보다 광구형 대류 구역.

채층 네트워크는 스펙트럼의 원적외선 영역에 강한 선이 있는 이미지에서 가장 잘 보입니다.

예를 들어, 이온화된 헬륨의 304Å 공명선에서.

채층 네트워크는 크기가 30,000km에서 60,000km에 이르는 개별 셀로 구성됩니다.

왕관

가스 밀도가 10~15g/cm3에 불과한 채층의 상층부에서는 또 다른 비정상적으로 급격한 온도 상승이 발생하여 약 백만 켈빈에 이릅니다. 이곳은 태양 코로나라고 불리는 태양 대기의 가장 바깥쪽과 가장 얇은 부분이 시작되는 곳입니다.

태양 코로나의 밝기는 광구보다 백만 배나 낮으며 보름달의 달 밝기를 초과하지 않습니다. 따라서 태양 코로나는 일식의 전체 단계와 일식 외부에서 태양의 인공 일식이 배치되는 특수 망원경 (코로나 그래프)을 사용하여 관찰 할 수 있습니다.

크라운은 윤곽이 뚜렷하지 않고 시간이 지나면서 크게 변하는 불규칙한 모양을 갖고 있습니다. 이는 다양한 일식 동안 얻은 이미지를 비교하여 판단할 수 있습니다. 사지에서 태양 반경 0.2-0.3 이하에 위치한 코로나의 가장 밝은 부분을 일반적으로 내부 코로나라고 부르며 나머지 매우 확장 된 부분은 외부 코로나입니다. 크라운의 중요한 특징은 빛나는 구조입니다. 광선은 최대 12개 이상의 태양 반경까지 다양한 길이로 제공됩니다. 기저부에서 광선은 일반적으로 두꺼워지고 일부는 인접한 광선쪽으로 구부러집니다.

코로나의 스펙트럼에는 여러 가지 중요한 특징이 있습니다. 이는 태양의 연속 스펙트럼에서 에너지 분포를 반복하는 에너지 분포를 갖는 약한 연속 배경을 기반으로 합니다. 이런 배경에서

연속 스펙트럼, 밝은 방출선이 내부 코로나에서 관찰되며, 그 강도는 태양으로부터의 거리에 따라 감소합니다. 이들 선의 대부분은 실험실 스펙트럼에서 얻을 수 없습니다. 외부 코로나에서는 태양 스펙트럼의 프라운호퍼 선이 관찰되는데, 이는 상대적으로 더 큰 잔류 강도가 광구 선과 다릅니다.

코로나 방사선은 분극화되어 있으며, 약 0.5거리에 있습니다. 아르 자형‍태양의 가장자리에서 편광은 약 50%까지 증가하고, 더 먼 거리에서는 다시 감소합니다.__

코로나 방사선은 광구에서 산란된 빛이며, 이 방사선의 편광으로 인해 산란이 발생하는 입자의 특성을 확립할 수 있습니다. 이는 자유 전자입니다.

이러한 자유 전자의 출현은 물질의 이온화에 의해서만 발생할 수 있습니다. 그러나 일반적으로 이온화된 가스(플라즈마)는 중성이어야 합니다. 그러므로 코로나의 이온 농도는 전자의 농도와도 일치해야 합니다.

태양 코로나의 방출선은 일반적인 화학 원소에 속하지만 매우 높은 이온화 단계에 있습니다. 가장 강렬한 녹색 관상선(파장 5303Å)은 Fe XIV 이온에 의해 방출됩니다. 13개의 전자가 부족한 철 원자. 또 다른 강렬한 선인 적색 관상선(6,374Å)은 9중 이온화된 철 Fe X 원자에 속합니다. 나머지 방출 선은 Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII 이온으로 식별됩니다. , Ca XV, Ar X 등

따라서 태양 코로나는 약 백만 켈빈의 온도를 갖는 희박 플라즈마입니다.

황도광과 역광

"가짜 코로나"와 유사한 빛은 태양으로부터 먼 거리에서도 관찰될 수 있습니다.

황도광의 형태.

곧 남위도의 봄과 가을에 달이 없는 어두운 밤에 황도광이 관찰됩니다

일몰 후 또는 일출 직전. 이때 황도가 수평선 위로 높이 올라가고 그것을 따라 이어지는 밝은 줄무늬가 눈에 띄게됩니다. 지평선 아래에 있는 태양에 접근하면 빛이 강해지고 줄무늬가 확장되어 삼각형을 형성합니다. 태양으로부터 멀어질수록 밝기는 점차 감소합니다.

태양 반대편 하늘 영역에서는 황도광의 밝기가 약간 증가하여 직경 약 10°의 타원형 성운 점을 형성하는데 이를 반복사라고 합니다. 카운터 샤인

우주먼지가 햇빛을 반사해서 생기는 현상.

맑은 바람

태양 코로나는 지구 궤도를 훨씬 넘어 100AU 정도의 거리까지 역동적으로 지속됩니다.

태양으로부터의 거리에 따라 점차 증가하는 속도로 태양 코로나로부터 플라즈마가 지속적으로 유출됩니다. 태양 코로나가 행성 간 공간으로 확장되는 것을 태양풍이라고 합니다.

태양풍으로 인해 태양은 매초 약 100만 톤의 물질을 잃습니다. 태양풍은 주로 전자, 양성자, 헬륨 핵(알파 입자)으로 구성됩니다. 다른 원소의 핵과 중성 입자는 매우 적은 양으로 포함되어 있습니다.

태양풍(입자의 흐름 - 양성자, 전자 등)은 종종 햇빛의 압력 효과(광자의 흐름)와 혼동됩니다. 현재 햇빛의 압력은 태양풍의 압력보다 수천 배 더 높습니다. 항상 태양과 반대 방향을 향하는 혜성의 꼬리도 태양풍이 아니라 빛의 압력으로 인해 형성됩니다.

38. 태양 대기의 활성 형성: 반점, 백반, 응집체, 채층 플레어, 홍염. 태양 활동의 주기.

태양 대기의 활성 형성

때때로 빠르게 변화하는 활성 형성이 태양 대기에 나타나며 주변의 방해받지 않는 지역과 크게 다르며 그 특성과 구조는 시간이 지나도 전혀 또는 거의 완전히 변하지 않습니다. 광구, 채층 및 코로나에서 태양 활동의 표현은 매우 다릅니다. 그러나 그들은 모두 공통된 이유로 연결되어 있습니다. 그 이유는 자기장 때문입니다. 항상

활성 영역에 존재합니다.

태양 자기장의 변화의 기원과 원인은 완전히 이해되지 않았습니다. 자기장은 태양의 모든 층(예: 대류층 바닥)에 집중될 수 있으며, 태양 플라즈마에서 전류가 추가로 여기되면 자기장의 주기적인 증가가 발생할 수 있습니다.

태양 활동의 가장 흔한 징후는 반점, 백반, 응집체 및 홍염입니다.

흑점

태양 활동의 가장 유명한 징후는 흑점으로, 일반적으로 전체 그룹에 나타납니다.

흑점은 작은 구멍으로 나타나며, 과립 사이의 어두운 공간과 거의 구별되지 않습니다. 하루가 지나면 모공은 경계가 뾰족한 둥글고 어두운 반점으로 발달하며, 그 직경은 점차 커져 수만 킬로미터 크기까지 커진다. 이 현상은 자기장 강도의 점진적인 증가를 동반하며, 큰 반점의 중심에서는 수천 에르스텟에 이릅니다. 자기장의 크기는 스펙트럼 선의 Zeeman 분할에 의해 결정됩니다.

때때로 적도와 평행하게 확장된 작은 영역(점 그룹) 내에 여러 개의 작은 점들이 나타납니다. 개별 반점은 주로 해당 지역의 서쪽과 동쪽 가장자리에 나타나며, 이 반점의 바닥, 즉 앞부분(서쪽)과 꼬리(동쪽)가 다른 부분보다 더 강하게 발달합니다. 주 흑점과 그에 인접한 작은 흑점의 자기장은 항상 반대 극성을 가지므로 이러한 흑점 그룹을 양극성 흑점이라고합니다.

큰 반점이 나타난 지 3~4일 후에 특징적인 방사형 구조를 갖는 덜 어두운 반그림자가 그 주위에 나타납니다. 반그림자는 본영이라고 불리는 흑점의 ​​중앙 부분을 둘러싸고 있습니다.

시간이 지남에 따라 점 그룹이 차지하는 영역은 점차 증가하여 최대값에 도달합니다.

대략 10일째 되는 날의 값입니다. 그 후, 반점은 점차적으로 감소하고 사라지기 시작합니다. 먼저 가장 작은 반점, 그 다음에는 꼬리(이전에 여러 반점으로 나뉘어져 있음), 마지막으로 선두 반점입니다.

일반적으로 이 전체 과정은 약 2개월 정도 지속되지만, 많은 흑점 그룹은 이를 완료할 시간이 없습니다.

설명된 모든 단계를 거쳐 더 일찍 사라집니다.

광구의 밝기가 높기 때문에 지점의 중앙 부분은 검은색으로만 나타납니다. 사실 중앙에는

반점의 밝기는 한 단계 더 작으며 반그림의 밝기는 광구 밝기의 약 3/4입니다. 스테판-볼츠만 법칙에 따르면 이는 흑점의 ​​온도가 광구의 온도보다 2~2.5,000K 낮다는 것을 의미합니다.

흑점의 온도 감소는 대류에 대한 자기장의 영향으로 설명됩니다. 강한 자기장은 힘의 선을 가로질러 일어나는 물질의 움직임을 억제합니다. 따라서 흑점 아래 대류 구역에서는 에너지의 상당 부분을 깊은 곳에서 외부로 전달하는 가스 순환이 약해집니다. 결과적으로 해당 지점의 온도는 방해받지 않는 광구의 온도보다 낮은 것으로 나타났습니다.

앞 흑점과 꼬리 흑점의 그림자에 자기장이 집중되어 있다는 것은 태양의 활성 영역 자속의 주요 부분이 북극 흑점의 그림자에서 나오는 자기장 선의 거대한 튜브에 포함되어 있음을 시사합니다. 그리고 다시 남극 흑점으로 진입합니다.

그러나 태양플라즈마의 높은 전도도와 자기유도 현상으로 인해 흑점군이 출현하고 소멸하는 시간에 해당하는 며칠 이내에는 수천 에르스텟 강도의 자기장이 발생하거나 사라지지 않습니다.

따라서 자기 튜브는 대류 구역 어딘가에 위치하고 있으며 흑점 그룹의 출현은 그러한 튜브의 부유와 관련이 있다고 가정할 수 있습니다.

횃불

광구의 방해받지 않는 영역에는 태양의 일반적인 자기장이 있으며 그 강도는 약 1 Oe입니다. 활성 영역에서는 자기장의 강도가 수백 배, 심지어 수천 배까지 증가합니다.

자기장이 수십 및 수백 Oe로 약간 증가하면 광구에 토치라고 불리는 더 밝은 영역이 나타납니다. 전체적으로 백반은 태양의 가시적 전체 표면의 상당 부분을 차지할 수 있습니다. 그들은 특징적인 미세 구조를 가지고 있으며 수많은 정맥, 밝은 점 및 결절(토치 과립)로 구성됩니다.

백반은 태양 원반의 가장자리에서 가장 잘 보이는 반면(여기서 광구와의 대비는 약 10%입니다), 중앙에서는 거의 완전히 보이지 않습니다. 이는 광구의 특정 수준에서 기둥이 교란되지 않은 이웃 영역보다 200~300K 더 뜨겁고 전체적으로 그 수준보다 약간 돌출되어 있음을 의미합니다.

방해받지 않는 광구.

토치의 모양은 자기장의 중요한 특성과 관련이 있습니다. 이는 자력선을 가로질러 발생하는 이온화된 물질의 이동을 방지합니다. 자기장의 에너지가 충분히 높으면 자력선을 따라서만 물질의 이동을 "허용"합니다.

기둥 지역의 약한 자기장은 상대적으로 강력한 대류 운동을 막을 수 없습니다. 그러나 이는 그들에게 더 정확한 성격을 부여할 수 있습니다. 일반적으로 대류의 각 요소는 수직의 일반적인 상승 또는 하강 외에도 수평면에서 작은 무작위 움직임을 만듭니다. 대류의 개별 요소 사이에 마찰을 일으키는 이러한 움직임은 기둥 영역에 존재하는 자기장에 의해 억제되어 대류를 촉진하고 뜨거운 가스가 더 높은 높이로 올라가고 더 많은 에너지 흐름을 전달할 수 있습니다. 따라서 기둥의 출현은 약한 자기장으로 인한 대류 증가와 관련이 있습니다.

횃불은 비교적 안정적인 형태입니다. 큰 변화 없이 몇 주 또는 몇 달 동안 지속될 수 있습니다.

응집체

흑점과 백반 위의 채층은 밝기를 증가시키며, 교란된 채층과 교란되지 않은 채층 사이의 대비는 높이에 따라 증가합니다. 채층의 이러한 밝은 영역을 응집체라고 합니다. 주변의 방해받지 않는 채층과 비교하여 응집체의 밝기가 증가하는 것은 온도를 결정하기 위한 근거를 제공하지 않습니다. 연속 스펙트럼에 대한 희박하고 매우 투명한 채층에서는 온도와 복사 사이의 관계가 플랑크와 스테판의 법칙을 따르지 않기 때문입니다. 볼츠만 법칙.

중앙 부분의 응집체 밝기가 증가하는 것은 거의 일정한 온도 값에서 채층의 물질 밀도가 3~5배 증가하거나 온도가 약간 증가하는 것으로 설명할 수 있습니다. 태양 플레어

채층과 코로나에서 가장 흔히 발생하는 흑점 사이의 작은 영역, 특히 강한 자기장의 극성 경계면 근처에서 태양 플레어라고 불리는 가장 강력하고 빠르게 발전하는 태양 활동의 징후가 관찰됩니다.

플레어가 시작될 때 편모의 빛 결절 중 하나의 밝기가 갑자기 증가합니다. 종종 1분도 안 되어 강한 방사선이 긴 밧줄을 따라 퍼지거나 수만 킬로미터 길이의 전체 지역을 범람시킵니다.

스펙트럼의 가시 영역에서 발광의 증가는 주로 수소, 이온화된 칼슘 및 기타 금속의 스펙트럼 선에서 발생합니다. 연속 스펙트럼의 수준도 증가하며 때로는 플래시가 광구 배경에 흰색 빛으로 보일 정도로 증가합니다. 가시광선과 동시에 UV 및 X선 복사 강도와 태양 전파 방출 강도가 크게 증가합니다.

플레어 중에는 가장 짧은 파장(즉, "가장 단단한") X선 스펙트럼 선이 관찰되며 경우에 따라 γ선도 관찰됩니다. 이러한 모든 유형의 방사선 폭발은 몇 분 안에 발생합니다. 최대치에 도달한 후, 방사선 수준은 수십 분에 걸쳐 점차 약해집니다.

이러한 현상은 모두 매우 불균일한 자기장 영역에 위치한 불안정한 플라즈마에서 많은 양의 에너지가 방출되는 것으로 설명됩니다. 자기장과 플라즈마의 상호 작용의 결과로 자기장 에너지의 상당 부분이 열로 바뀌고 가스를 수천만 켈빈의 온도로 가열하고 플라즈마 구름을 가속시킵니다.

거시적 플라즈마 구름의 가속과 동시에 플라즈마와 자기장의 상대적인 움직임은 개별 입자를 높은 에너지(전자는 최대 수십 keV, 양성자는 최대 수십 MeV)로 가속합니다.

이러한 태양 입자의 흐름은 지구 대기의 상층부와 자기장에 상당한 영향을 미칩니다.

눈에 띄는

코로나에서 관찰되는 활성층은 돌출부입니다. 주변 플라즈마와 비교할 때, 이들은 밀도가 더 높고 "차가운" 구름이며 채층과 거의 동일한 스펙트럼 선에서 빛납니다.

눈에 띄는 모양과 크기는 매우 다양합니다. 대부분 이들은 태양 표면에 거의 수직으로 위치한 길고 매우 평평한 구조물입니다. 따라서 태양 디스크에 투사하면 홍염은 구부러진 필라멘트처럼 보입니다.

홍염은 태양 대기에서 가장 큰 구조물이며 길이는 수십만 km에 이르지만 폭은 6,000~10,000km를 초과하지 않습니다. 아래쪽 부분은 채층과 합쳐지고 위쪽 부분은 수만 km에 걸쳐 확장됩니다. 그러나 훨씬 더 큰 크기의 돌출부가 있습니다.

채층과 코로나 사이의 물질 교환은 홍염을 통해 끊임없이 발생합니다. 이는 홍염 자체와 개별 부분의 움직임이 수십에서 수백 km/s의 속도로 자주 관찰되는 것으로 입증됩니다.

홍염의 출현, 발달 및 이동은 흑점군의 진화와 밀접한 관련이 있습니다. 활성 영역 개발의 첫 번째 단계에서는 수명이 짧고 빠르게 변화하는 흑점이 형성됩니다.

흑점 근처의 홍염. 후기 단계에서는 몇 주, 심지어 몇 달 동안 눈에 띄는 변화 없이 안정적이고 조용한 홍염이 나타나며, 그 후 갑자기 홍염의 활성화 단계가 나타나 강한 움직임의 발생, 코로나로의 물질 방출 및 출현으로 나타날 수 있습니다. 빠르게 움직이는 폭발적인 홍염의.

분출 또는 분출은 외관상 거대한 분수와 유사하며 태양 표면 위 최대 170만km 높이에 도달합니다. 그 안에 있는 물질 덩어리의 움직임은 빠르게 발생합니다. 수백 km/s의 속도로 분출하며 모양이 매우 빠르게 변합니다. 고도가 높아질수록 눈에 띄는 부분이 약해지고 사라집니다. 일부 돌출부에서는 개별 덩어리의 이동 속도에 급격한 변화가 관찰되었습니다. 폭발적인 탁월함은 수명이 짧습니다.

태양 활동

태양 대기에서 고려되는 모든 활성 형성은 서로 밀접하게 관련되어 있습니다.

플레어와 응집체의 출현은 항상 반점의 출현보다 우선합니다.

발병은 흑점 그룹이 가장 빠르게 성장하는 동안 또는 흑점에서 발생하는 강한 변화의 결과로 발생합니다.

동시에, 활성 영역이 붕괴된 후에도 오랫동안 계속 존재하는 경우가 종종 있는 돌출부가 나타납니다.

대기의 특정 부분과 관련되고 특정 시간에 걸쳐 발전하는 태양 활동의 모든 표현의 총체를 태양 활동의 중심이라고합니다.

흑점의 수와 태양 활동과 관련된 기타 징후는 주기적으로 변합니다. 활동센터의 수가 가장 많은 시대를 태양활동의 최대기라 하고, 활동센터가 없거나 거의 없을 때를 극소기라 한다.

소위 태양 활동 정도를 측정하는 것입니다. 총 반점 수의 합에 비례하는 늑대 수 에프그리고 그 그룹 수의 10배 g: 여= 케이(에프+ 10g).

비례 요인 케이사용되는 도구의 힘에 따라 다릅니다. 일반적으로 Wolf 수는 평균(예: 몇 달 또는 몇 년 동안)이며 태양 활동의 의존도에 대한 그래프입니다.

태양 활동 곡선은 최대값과 최소값이 평균 11년마다 번갈아 나타나는 것을 보여줍니다.

7세부터 17세까지입니다.

최소 기간 동안에는 일반적으로 한동안 태양에 반점이 없습니다. 그런 다음 적도에서 멀리 떨어진 위도 약 ±35° 지점에서 나타나기 시작합니다. 그 후, 점 형성대는 점차 적도를 향해 내려갑니다. 그러나 적도로부터 8° 미만인 지역에서는 반점이 매우 드뭅니다.

태양 활동 주기의 중요한 특징은 흑점의 자기 극성 변화 법칙입니다. 각 11년 주기 동안 양극성 그룹의 모든 주요 지점은 북반구에서는 어느 정도 극성을 갖고 남반구에서는 반대 극성을 갖습니다. 극성이 항상 선두 지점의 극성과 반대인 꼬리 지점의 경우에도 마찬가지입니다. 다음 사이클에서는 선두 지점과 꼬리 지점의 극성이 반전됩니다. 동시에, 태양의 일반 자기장의 극성이 변하며 그 극은 회전 극 근처에 위치합니다.

다른 많은 특성들도 11년 주기를 갖고 있습니다. 즉, 흑반과 응집체가 차지하는 태양 면적의 비율, 플레어의 빈도, 홍염의 수, 코로나와 홍염의 모양 등이 있습니다.

태양풍력.

태양 활동의 주기성은 현대 태양 물리학의 가장 중요한 문제 중 하나이며 아직 완전히 해결되지 않았습니다.

화창한 여름 풍경을 관찰하면 그림 전체가 빛으로 넘쳐나는 것 같습니다. 그러나 특별한 도구를 사용하여 태양을 관찰하면 그 전체 표면이 불 같은 파도가 치고 점들이 움직이는 거대한 바다와 비슷하다는 것을 알 수 있습니다. 태양 대기의 주요 구성 요소는 무엇입니까? 우리 별 내부에서는 어떤 과정이 일어나고 그 구성에는 어떤 물질이 포함되어 있습니까?

종합정보

태양은 별인 천체이며, 태양계에서 유일한 천체이다. 행성, 소행성, 위성 및 기타 우주 물체가 그 주위를 회전합니다. 태양의 화학적 구성은 어느 지점에서나 거의 동일합니다. 그러나 핵이 위치한 별의 중심에 접근함에 따라 크게 변화합니다. 과학자들은 태양 대기가 여러 층으로 나뉘어져 있음을 발견했습니다.

태양을 구성하는 화학 원소는 무엇입니까?

인류는 오늘날 과학이 갖고 있는 태양에 관한 데이터를 항상 갖고 있지는 않았습니다. 옛날 옛적에 종교 세계관 지지자들은 세상을 알 수 없다고 주장했습니다. 그리고 그들의 생각을 확인하기 위해 그들은 사람이 태양의 화학적 구성이 무엇인지 아는 것이 불가능하다는 사실을 언급했습니다. 그러나 과학의 진보는 그러한 견해가 오류라는 것을 확실하게 입증해 주었습니다. 과학자들은 분광기가 발명된 이후 별에 대한 연구에 있어서 특히 발전했습니다. 과학자들은 스펙트럼 분석을 사용하여 태양과 별의 화학적 구성을 연구합니다. 그래서 그들은 우리 별의 구성이 매우 다양하다는 것을 알게되었습니다. 1942년에 연구자들은 태양에 금이 많지는 않지만 심지어 금도 있다는 사실을 발견했습니다.

기타 물질

태양의 화학적 구성은 주로 수소와 헬륨과 같은 원소를 포함합니다. 그들의 우세는 우리 별의 가스 특성을 특징으로합니다. 마그네슘, 산소, 질소, 철, 칼슘과 같은 다른 원소의 함량은 미미합니다.

스펙트럼 분석을 사용하여 연구자들은 이 별의 표면에 확실히 존재하지 않는 물질이 무엇인지 알아냈습니다. 예를 들어 염소, 수은 및 붕소. 그러나 과학자들은 태양을 구성하는 기본 화학 원소 외에도 이러한 물질이 태양의 핵에 위치할 수 있다고 제안합니다. 우리 별의 거의 42%는 수소로 이루어져 있습니다. 대략 23%는 태양의 일부인 모든 금속에서 나옵니다.

다른 천체의 대부분의 매개변수와 마찬가지로 우리 별의 특성은 컴퓨터 기술을 사용하여 이론적으로만 계산됩니다. 초기 데이터는 별의 반경, 질량, 온도와 같은 지표입니다. 이제 과학자들은 태양의 화학적 구성이 69개의 원소로 구성되어 있다는 사실을 알아냈습니다. 스펙트럼 분석은 이러한 연구에서 중요한 역할을 합니다. 예를 들어, 그 덕분에 우리 스타의 분위기 구성이 확립되었습니다. 흥미로운 패턴도 발견되었습니다. 태양 구성의 화학 원소 세트는 놀랍게도 돌질 운석의 구성과 유사합니다. 이 사실은 이들 천체가 공통의 기원을 가지고 있다는 사실을 뒷받침하는 중요한 증거입니다.

불의 왕관

이는 매우 희박한 플라즈마 층입니다. 온도는 200만 켈빈에 이르고 물질의 밀도는 지구 대기의 밀도를 수억 배 초과합니다. 여기서 원자는 중성 상태에 있을 수 없습니다. 끊임없이 충돌하고 이온화됩니다. 코로나는 강력한 자외선 방사원입니다. 우리 행성계 전체가 태양풍에 노출되어 있습니다. 초기 속도는 거의 1,000km/초이지만, 별에서 멀어질수록 속도는 점차 감소합니다. 지구 표면에서 태양풍의 속도는 약 400km/초이다.

왕관에 대한 일반적인 아이디어

태양관은 때로 대기라고도 불린다. 그러나 그것은 단지 외부적인 부분일 뿐이다. 코로나를 관찰하기 가장 쉬운 시기는 개기일식 때이다. 그러나 일식은 단지 몇 분만 지속되기 때문에 이를 스케치하는 것은 매우 어려울 것입니다. 사진이 발명되었을 때 천문학자들은 태양 코로나의 객관적인 사진을 얻을 수 있었습니다.

첫 번째 이미지가 촬영된 후 연구자들은 별의 활동 증가와 관련된 영역을 탐지할 수 있었습니다. 태양의 코로나는 빛나는 구조를 가지고 있습니다. 이곳은 대기 중 가장 뜨거운 부분일 뿐만 아니라 지구와 가장 가까운 곳이기도 합니다. 사실, 태양풍은 태양계의 가장 먼 구석까지 침투하기 때문에 우리는 끊임없이 그 경계 내에 있습니다. 그러나 우리는 지구 대기에 의해 방사선 영향으로부터 보호받습니다.

핵, 채층 및 광구

우리 별의 중심 부분을 핵이라고 부릅니다. 그 반지름은 태양 전체 반지름의 약 1/4과 같습니다. 코어 내부의 물질은 매우 압축되어 있습니다. 별의 표면에 더 가까운 곳은 물질의 움직임이 발생하여 자기장을 생성하는 소위 대류 구역입니다. 마지막으로 태양의 눈에 보이는 표면을 광구(Photosphere)라고 합니다. 두께가 300km가 넘는 층입니다. 태양 복사가 지구에 오는 것은 광구에서입니다. 온도는 약 4800켈빈에 이릅니다. 여기서 수소는 실질적으로 중성으로 유지됩니다. 광구 위에는 채층이 있습니다. 두께는 약 3,000km입니다. 채층과 태양 코로나는 광구 위에 위치하지만 과학자들은 이들 층 사이에 명확한 경계를 그리지 않습니다.

눈에 띄는

채층은 밀도가 매우 낮고 복사 강도가 태양 코로나보다 열등합니다. 그러나 여기에서 흥미로운 현상을 볼 수 있습니다. 높이가 수천 킬로미터에 달하는 거대한 불꽃입니다. 이를 태양 홍염이라고 합니다. 때때로 홍염은 별 표면에서 최대 백만 킬로미터 높이까지 올라갑니다.

연구

홍염은 채층과 동일한 밀도 표시기가 특징입니다. 그러나 그들은 바로 위에 위치하며 희박한 레이어로 둘러싸여 있습니다. 1868년 프랑스 연구자 피에르 얀센(Pierre Jansen)과 그의 영국인 동료 조셉 로키어(Joseph Lockyer)는 천문학 역사상 처음으로 홍염을 관찰했습니다. 그 스펙트럼에는 여러 개의 밝은 선이 포함되어 있습니다. 태양과 홍염의 화학적 구성은 매우 유사합니다. 주로 수소, 헬륨, 칼슘을 함유하고 있으며 다른 원소의 존재는 무시할 수 있습니다.

일정 기간 동안 눈에 띄는 변화 없이 존재했던 일부 돌출부는 갑자기 폭발합니다. 그들의 물질은 초당 수 킬로미터에 달하는 엄청난 속도로 인근 우주 공간으로 방출됩니다. 채층의 모양은 종종 변하며 이는 가스 이동을 포함하여 태양 표면에서 발생하는 다양한 과정을 나타냅니다.

활동이 증가한 별의 영역에서는 홍염뿐만 아니라 반점과 증가된 자기장도 관찰할 수 있습니다. 때로는 특수 장비의 도움으로 특히 밀도가 높은 가스의 플레어가 태양에서 감지되며 그 온도는 엄청난 값에 도달할 수 있습니다.

채층 플레어

때때로 우리 별의 전파 방출은 수십만 배 증가합니다. 이 현상을 채층 플레어라고 합니다. 이는 태양 표면에 반점이 형성되는 것을 동반합니다. 처음에 플레어는 채층의 밝기가 증가하는 형태로 발견되었지만 나중에는 다양한 현상의 전체 복합체를 나타내는 것으로 밝혀졌습니다. 즉, 무선 방출 (X 선 및 감마선)의 급격한 증가, 코로나에서 대량 방출, 양성자 플레어.

결론을 도출하다

그래서 우리는 태양의 화학적 구성이 주로 수소와 헬륨이라는 두 가지 물질로 대표된다는 것을 알아냈습니다. 물론 다른 요소도 있지만 그 비율은 낮습니다. 또한 과학자들은 별의 일부이고 지구에는 존재하지 않는 새로운 화학 물질을 발견하지 못했습니다. 가시광선은 태양 광구에서 형성됩니다. 이는 결국 지구상의 생명을 유지하는 데 매우 중요합니다.

태양은 지속적으로 방출되는 뜨거운 몸체입니다. 그 표면은 가스 구름으로 둘러싸여 있습니다. 그들의 온도는 별 내부의 가스 온도만큼 높지는 않지만 여전히 인상적입니다. 스펙트럼 분석을 통해 태양과 별의 화학적 구성이 무엇인지 멀리서 알아낼 수 있습니다. 그리고 많은 별의 스펙트럼이 태양의 스펙트럼과 매우 유사하기 때문에 이는 그 구성이 거의 동일하다는 것을 의미합니다.

오늘날 화학 성분 연구를 포함하여 우리 행성계의 주요 별 표면과 내부에서 일어나는 과정은 천문학자들에 의해 특수 태양 관측소에서 연구됩니다.

여느 행성이나 별처럼, 태양은 그 자체의 대기를 갖고 있다. 이는 방사선의 적어도 일부가 위에 있는 층에 흡수되지 않고 주변 공간으로 자유롭게 빠져나갈 수 있는 외부 층을 의미합니다. 우리 별은 전적으로 가스로 구성되어 있습니다. 그 대기는 태양 디스크의 눈에 보이는 가장자리보다 200-300km 더 깊은 곳에서 시작됩니다. 이러한 가장 깊은 층을 광구. 두께가 태양 반경(100~400km)의 1/1000을 넘지 않기 때문에 광구라고도 합니다. 태양의 표면. 광구의 가스 밀도는 지구 표면보다 수백 배 낮습니다. 광구의 온도는 깊이 300km의 8000K에서 최상층의 4000K로 감소합니다. 지구가 인지하는 평균 유효 온도는 Stefan-Boltzmann 방정식으로 계산할 수 있으며 5778K입니다. 이러한 조건에서 거의 모든 가스 분자는 개별 원자로 분해됩니다. 최상층에만 다음 유형의 단순 분자가 상대적으로 적습니다. H2, 오, CH.
고배율 망원경을 통해 태양을 관찰하면 광구의 얇은 층을 관찰할 수 있습니다. 모든 광구는 좁고 어두운 경로의 네트워크로 분리된 작은 밝은 알갱이, 즉 과립으로 흩어져 있는 것처럼 보입니다. 과립화는 따뜻한 가스 흐름과 하강하는 차가운 가스 흐름의 혼합으로 인해 발생합니다. 태양 바깥층의 대류는 대기의 전반적인 구조를 결정하는 데 큰 역할을 합니다. 궁극적으로 태양 자기장과의 복잡한 상호 작용의 결과인 대류는 태양 활동의 모든 다양한 징후의 원인입니다.
광구별의 크기, 태양 표면에서 다른 천체까지의 거리 등이 결정되는 태양의 눈에 보이는 표면을 형성합니다.

광구는 태양의 눈에 보이는 원반입니다. 그림에서. 작은 어두운 영역이 보입니다.

이를 흑점이라고 합니다. 그러한 지역의 온도는 훨씬 높습니다.

주변 대기에 비해 낮고 1500K에 불과합니다.

광구는 점점 더 희박해진 대기의 외부 태양층으로 들어가게 됩니다. 채층과 코로나. 채층붉은 보라색을 띠기 때문에 붙여진 이름입니다. 개기 일식(달이 지구의 관찰자로부터 태양을 완전히 덮을 때(일식), 즉 지구, 달, 태양의 중심이 같은 선상에 있을 때) 동안 몇 초 동안만 육안으로 볼 수 있습니다. ). 채층은 매우 이질적이며 주로 길쭉한 혀(침상)로 구성됩니다. 이러한 채층 제트의 온도는 광구보다 2~3배 높으며, 상층부 높이에 따라 증가합니다. 4000~15,000K., 밀도는 수십만 배 더 낮습니다. 채층의 총 길이는 10-15,000km입니다. 온도 상승은 대류 구역에서 침투하는 파동과 자기장의 전파로 설명됩니다.

총 관측 기간 동안 관찰된 태양의 채층

일식

채층두 영역으로 나누는 것이 일반적입니다.

— 낮은 채층- 약 1500km까지 확장되고 중성 수소로 구성되며 스펙트럼에는 다수의 약한 스펙트럼 선이 포함됩니다.

— 상부 채층- 낮은 채층에서 최대 10,000km 높이까지 방출된 개별 스피큘로 형성되며 더 희박한 가스에 의해 분리됩니다.

종종 일식이 일어나는 동안(일식을 기다리지 않고 특수 스펙트럼 장비의 도움으로) 태양 표면 위에서 기이한 모양의 "분수", "구름", "깔때기", "수풀", "아치" 및 채층 물질로 인해 밝게 빛나는 다른 형태. 때때로 뜨거운 가스의 제트기, 구름 및 아치가 채층에서 상승합니다. 탁월함. 개기 일식 동안 그들은 육안으로 볼 수 있습니다. 일부 돌출부는 조용히 떠다니고, 다른 돌출부는 초당 수백 킬로미터의 속도로 태양 반경에 도달하는 높이까지 올라갑니다. 눈에 띄는채층과 밀도와 온도가 거의 같습니다. 그러나 그들은 그 위에 있고 태양 대기의 더 높고 매우 희박한 상층부에 둘러싸여 있습니다. 프로미넌스의 물질은 태양 활성 영역의 자기장에 의해 지원되기 때문에 채층에 속하지 않습니다. 홍염의 스펙트럼은 채층과 마찬가지로 주로 수소, 헬륨, 칼슘 등 밝은 선으로 구성됩니다. 다른 화학 원소의 방출선도 존재하지만 훨씬 약합니다. 오랫동안 눈에 띄는 변화 없이 남아 있던 일부 홍염은 갑자기 폭발하는 것처럼 보이며 그 물질은 초당 수백 킬로미터의 속도로 행성 간 공간으로 던져집니다.

홍염은 뜨거운 가스의 거대한 분수입니다.

수만, 수십만 킬로미터 높이까지 솟아오른다.

자기장에 의해 태양 표면 위에 유지됩니다.

우리 행성과 비교하여 태양의 중요성

때로는 아주 작은 공간에서 폭발 같은 일이 일어나기도 합니다. 태양 대기. 이들은 소위 채층 플레어. 일반적으로 수십 분 동안 지속됩니다. 수소, 헬륨, 이온화된 칼슘 및 기타 원소의 스펙트럼 선에서 플레어가 발생하는 동안 채층의 별도 부분의 빛이 갑자기 수십 배 증가합니다. 자외선과 X선 복사는 특히 강하게 증가합니다. 때로는 그 출력이 플레어 전 스펙트럼의 단파장 영역에서 태양의 총 복사 출력보다 몇 배 더 높을 때도 있습니다. 깜박임- 태양에서 관찰된 가장 강력한 폭발과 유사한 과정. 그것들은 단지 몇 분만 지속될 수 있지만, 이 시간 동안 에너지가 방출되어 때로는 10 25 J에 도달할 수 있습니다. 일년 내내 대략 같은 양의 신체가 태양에서 지구 전체 표면으로 나옵니다.
반점, 횃불, 홍염, 채층 플레어 등은 모두 태양 활동의 징후입니다. 활동이 증가함에 따라 태양에서 이러한 형성의 수가 증가합니다.

태양 대기의 바깥층에는 태양광이 포함됩니다. 왕관.그것은 수백만 킬로미터에 걸쳐 뻗어 있으며 그 경계는 전체 태양계 끝까지 이어집니다. 당연히 지구를 포함한 모든 행성은 거대한 태양 돔 아래에 있습니다. 태양 코로나는 채층 바로 뒤에서 시작되며 상당히 희박한 가스로 구성됩니다.코로나의 온도는 약 100만 켈빈이다. 또한 채층에서 증가합니다. 최대 2백만주문한 거리에서 70000km태양의 눈에 보이는 표면에서 감소하기 시작하여 지구 근처의 10만도에 도달합니다.

엄청난 온도로 인해 입자가 너무 빨리 움직여 충돌 중에 전자가 원자에서 날아가 자유 입자로 움직이기 시작합니다. 결과적으로 가벼운 원소는 모든 전자를 완전히 잃어 코로나에 수소나 헬륨 원자가 거의 없고 양성자와 알파 입자만 있습니다. 무거운 원소는 최대 10-15개의 외부 전자를 잃습니다. 이러한 이유로 태양 코로나에서는 특이한 스펙트럼 선이 관찰되는데, 이는 오랫동안 알려진 화학 원소로는 식별할 수 없었습니다.

대기라고 알려진 지구를 둘러싸고 있는 가스 외피는 5개의 주요 층으로 구성됩니다. 이 층은 행성 표면, 해수면(때로는 아래)에서 시작하여 다음 순서로 우주 공간으로 올라갑니다.

• 대류권;
• 천장;
• 중간권;
• 열권;
• 외기권.

지구 대기의 주요 층 다이어그램

이들 주요 5개 층 각각 사이에는 공기 온도, 구성 및 밀도의 변화가 발생하는 "일시 정지"라고 불리는 전이 구역이 있습니다. 지구 대기는 정지와 함께 총 9개의 층으로 구성됩니다.

대류권: 날씨가 일어나는 곳

대기의 모든 층 중에서 대류권은 우리가 그 바닥, 즉 행성 표면에 살고 있기 때문에 (당신이 깨닫든 모르든) 우리에게 가장 친숙한 층입니다. 그것은 지구 표면을 둘러싸고 수 킬로미터에 걸쳐 위로 뻗어 있습니다. 대류권이라는 단어는 "지구의 변화"를 의미합니다. 이 층은 일상적인 날씨가 발생하는 곳이므로 매우 적절한 이름입니다.

대류권은 행성 표면에서 시작하여 6~20km 높이까지 올라갑니다. 우리와 가장 가까운 층의 아래쪽 1/3에는 전체 대기 가스의 50%가 포함되어 있습니다. 이것은 전체 대기 중 숨을 쉬는 유일한 부분입니다. 태양의 열 에너지를 흡수하는 지구 표면에 의해 공기가 아래에서 가열되기 때문에 고도가 증가함에 따라 대류권의 온도와 압력이 감소합니다.

꼭대기에는 대류권과 성층권 사이의 완충 역할을 하는 대류권계면(tropopause)이라는 얇은 층이 있습니다.

성층권: 오존의 고향

성층권은 대기의 다음 층입니다. 그것은 지구 표면 위 6-20km에서 50km까지 확장됩니다. 이 층은 대부분의 상용 여객기가 비행하고 열기구가 이동하는 층입니다.

여기서 공기는 위아래로 흐르지 않고 매우 빠른 기류로 표면과 평행하게 이동합니다. 상승함에 따라 태양 복사의 부산물인 자연 발생 오존(O3)과 태양의 유해한 자외선을 흡수할 수 있는 산소가 풍부하여 온도가 상승합니다(기상학에서는 고도에 따른 온도 상승이 알려져 있음). "반전"으로).

성층권은 바닥 부분의 온도가 더 따뜻하고 상단 부분의 온도가 더 낮기 때문에 대기의 이 부분에서는 대류(기단의 수직 이동)가 거의 발생하지 않습니다. 실제로 이 층은 폭풍 구름이 침투하는 것을 방지하는 대류 캡 역할을 하기 때문에 성층권에서 대류권에서 맹렬한 폭풍을 볼 수 있습니다.

성층권 다음에는 다시 완충층이 있는데, 이번에는 성층권이라고 불립니다.

중간권: 중간 대기

중간권은 지구 표면에서 약 50~80km 떨어져 있습니다. 상부 중간권은 지구상에서 가장 추운 자연 장소로 온도가 -143°C 이하로 떨어질 수 있습니다.

열권: 상층 대기

중간권과 중간권 이후에는 열권이 옵니다. 열권은 행성 표면에서 80~700km 사이에 위치하며 대기권 전체 공기의 0.01% 미만을 포함합니다. 여기의 온도는 최대 +2000°C에 도달하지만 공기가 극도로 얇아지고 열을 전달하는 가스 분자가 부족하기 때문에 이러한 높은 온도는 매우 차갑게 인식됩니다.

외기권(Exosphere): 대기와 우주의 경계

지구 표면 위 약 700-10,000km의 고도에는 외기권, 즉 대기의 바깥 가장자리, 공간과 접경이 있습니다. 이곳에서는 기상 위성이 지구 궤도를 돌고 있습니다.

전리층은 어떻습니까?

전리층은 별도의 층이 아니지만 실제로는 고도 60~1000km 사이의 대기를 가리키는 용어로 사용된다. 여기에는 중간권의 최상부 부분, 전체 열권 및 외기권의 일부가 포함됩니다. 전리층이라는 이름은 대기의 이 부분에서 태양으로부터의 방사선이 지구 자기장을 통과할 때 이온화되기 때문에 붙여진 이름입니다. 이 현상은 북극광으로 지상에서 관찰됩니다.

태양계의 중심 몸체인 태양은 매우 뜨거운 플라즈마 공입니다. 태양은 지구에 가장 가까운 별이다. 그것의 빛은 8 1/3분 안에 우리에게 도달합니다. 태양은 태양계의 모든 물체의 형성에 결정적인 영향을 미쳤으며 지구상의 생명체의 출현과 발전으로 이어지는 조건을 만들었습니다.

태양의 반지름은 109배이고, 부피는 지구의 반지름과 부피의 약 130만배에 달한다. 태양의 질량도 크다. 이는 지구 질량의 약 330,000배이고 지구 주위를 움직이는 행성 전체 질량의 거의 750배입니다.

태양은 아마도 가스와 먼지 성운에서 태양계의 다른 몸체와 함께 발생했을 것입니다. 약 50억년 전. 처음에는 중력 압축으로 인해 태양의 물질이 매우 뜨거워졌지만 곧 심해의 온도와 압력이 너무 높아져 핵반응이 자발적으로 일어나기 시작했습니다. 그 결과 태양 중심의 온도가 크게 상승하고 그 깊이의 압력이 크게 증가하여 중력의 균형을 맞추고 중력 압축을 멈출 수있었습니다. 이것이 태양의 현대 구조가 발생한 방법입니다. 이 구조는 그 깊이에서 발생하는 수소의 헬륨으로의 느린 전환에 의해 유지됩니다. 태양이 존재한 지 50억년이 넘는 기간 동안 태양 중심부에 있는 수소의 약 절반이 이미 헬륨으로 변했습니다. 이 과정의 결과로 태양이 우주로 방출하는 에너지의 양이 방출됩니다.

태양의 복사 전력은 매우 높습니다. 이는 3.8×10 20 MW와 같습니다. 태양 에너지의 아주 작은 부분이 지구에 도달하는데, 이는 약 5억분의 1에 해당합니다. 지구의 대기를 기체 상태로 유지하고 육지와 수역을 지속적으로 가열하며 바람과 폭포에 에너지를 제공하며 동식물의 중요한 활동을 보장합니다. 태양 에너지의 일부는 석탄, 석유 및 기타 광물의 형태로 지구의 창자에 저장됩니다.

태양은 평형 상태에 있는 구형 대칭 몸체입니다. 이 공의 중심에서 같은 거리에 있는 모든 곳에서는 물리적 조건이 동일하지만 중심에 가까워질수록 눈에 띄게 변화합니다. 밀도와 압력은 깊이가 깊어질수록 빠르게 증가하며, 가스는 위 층의 압력에 의해 더욱 강하게 압축됩니다. 결과적으로 중심에 가까워질수록 온도도 높아집니다. 물리적 조건의 변화에 ​​따라 태양은 여러 개의 동심원 층으로 나뉘어 점차적으로 서로 변형될 수 있습니다.

태양 중심의 온도는 1500만도, 압력은 수천억 기압을 넘는다. 여기서 가스는 약 1.5x10 5 kg/m 3 의 밀도로 압축됩니다. 태양 에너지의 대부분은 태양 반경의 약 1/3 정도인 중앙 지역에서 생성됩니다. 이 에너지는 중앙 부분을 둘러싼 층을 통해 외부로 전달됩니다. 반경의 마지막 1/3 이상에는 대류 구역이 있습니다. 태양의 외부 층에서 혼합(대류)이 발생하는 이유는 끓는 주전자에서와 동일합니다. 히터에서 나오는 에너지의 양은 열전도율에 의해 제거되는 에너지의 양보다 훨씬 큽니다. 따라서 물질은 강제로 움직이고 스스로 열을 전달하기 시작합니다.

태양의 층은 사실상 관찰할 수 없습니다. 그들의 존재는 이론적 계산이나 간접 데이터를 기반으로 알려져 있습니다. 대류층 위에는 대기라고 불리는 태양의 직접 관측 가능한 층이 있습니다. 관찰을 통해 속성을 판단할 수 있기 때문에 더 잘 연구됩니다.

태양의 내부 구조는 층상 또는 껍질 모양이며 구체 또는 영역으로 구분됩니다. 중앙에는 핵심,그 다음에 방사형 에너지 전달 영역, 더 나아가 대류 구역그리고 마지막으로 대기. 많은 연구자들이 세 가지 외부 영역을 포함합니다. 광구, 채층 및 코로나. 사실, 다른 천문학자들은 채층과 코로나만을 태양 대기로 간주합니다.

핵심- 초고압과 온도를 지닌 태양의 중심 지역으로 핵반응의 흐름을 보장합니다. 그들은 매우 짧은 파장 범위에서 엄청난 양의 전자기 에너지를 방출합니다.

빔 에너지 전달 영역코어 위에 위치합니다. 그것은 실질적으로 움직이지 않고 눈에 보이지 않는 초고온 가스로 형성됩니다. 코어에서 생성된 에너지는 가스 이동 없이 빔 방식을 통해 이를 통해 태양의 외부 구체로 전달됩니다. 이 과정은 다음과 같이 상상되어야 합니다. 코어에서 방사선 전달 영역까지 에너지는 극도로 단파장 범위(감마선)로 들어가고 장파 엑스레이로 남습니다. 이는 주변 영역을 향한 가스 온도의 감소와 관련됩니다.

대류 지역이전 것 위에 위치합니다. 또한 대류 혼합 상태에서 눈에 보이지 않는 뜨거운 가스에 의해 형성됩니다. 이는 압력과 온도가 크게 다른 두 환경 사이의 지역 위치 때문입니다. 태양 내부에서 표면으로의 열 전달은 가스 온도가 더 낮고 태양 복사의 빛 범위가 넓은 별 주변으로 고압 하에서 매우 가열된 기단이 국부적으로 상승한 결과 발생합니다. 시작됩니다. 대류 지역의 두께는 태양 반경의 약 1/10로 추정됩니다.