Quyosh atmosferasi, fotosfera, xromosfera va yulduz toji. Quyosh atmosferasidagi asosiy qatlamlar Quyosh atmosferasining ko'rinadigan qatlami nima deb ataladi?

Quyoshning tuzilishi

1 – yadro, 2 – radiatsion muvozanat zonasi, 3 – konvektiv zona, 4 – fotosfera, 5 – xromosfera, 6 – toj, 7 – dog‘lar, 8 – granulyatsiya, 9 – ko‘zga ko‘rinadigan joy.

Quyoshning ichki tuzilishi. Yadro

Quyoshning radiusi taxminan 150 000 km (0,2 - 0,25 quyosh radiusi) bo'lgan termoyadro reaktsiyalari sodir bo'ladigan markaziy qismi quyosh yadrosi deb ataladi.

Yadrodagi moddaning zichligi taxminan 150 000 kg / m³ (suv zichligidan 150 baravar va Yerdagi eng og'ir metall - iridiy zichligidan ~ 6,6 baravar yuqori) va yadro markazidagi harorat. 14 million K dan ortiq.

Chunki Eng yuqori harorat va zichlik Quyoshning markaziy qismlarida bo'lishi kerak, yadroviy reaktsiyalar va energiya chiqishi Quyoshning eng kuchli markazida sodir bo'ladi. Yadroda proton-proton reaktsiyasi bilan bir qatorda uglerod aylanishi muhim rol o'ynaydi.

Faqat proton-proton reaksiyasi natijasida har soniyada 4,26 million tonna modda energiyaga aylanadi, lekin bu qiymat Quyosh massasi bilan solishtirganda ahamiyatsiz - 2·1027 tonna. Quyoshning ichki tuzilishi.

Radiant muvozanat zonasi

Quyosh markazidan uzoqlashganda harorat va zichlik pasayadi, uglerod aylanishi tufayli energiya chiqishi tezda to'xtaydi va 0,2-0,3 radiusli masofaga qadar harorat 5 million K dan kam bo'ladi, va zichlik ham sezilarli darajada pasayadi. Natijada, bu erda yadro reaktsiyalari deyarli sodir bo'lmaydi. Bu qatlamlar faqat kattaroq chuqurliklarda yuzaga keladigan nurlanishni tashqi tomonga uzatadi.

Shunisi e'tiborga loyiqki, har bir so'rilgan yuqori energiya kvanti o'rniga zarralar, qoida tariqasida, ketma-ket kaskadli o'tishlar natijasida bir nechta quyi energiyalarni chiqaradi. Shuning uchun, g-kvanta o'rniga rentgen nurlari paydo bo'ladi, rentgen nurlari o'rniga UV kvantlari paydo bo'ladi, ular o'z navbatida tashqi qatlamlarda allaqachon Quyosh tomonidan chiqarilgan ko'rinadigan va termal nurlanish kvantlariga "parchalangan". .

Quyoshning yadroviy reaktsiyalar natijasida energiya chiqishi ahamiyatsiz bo'lgan va energiya uzatish jarayoni faqat radiatsiyani yutish va keyinchalik qayta emissiya orqali sodir bo'ladigan qismi radiatsiyaviy muvozanat zonasi deb ataladi. U taxminan 0,3 dan 0,7 quyosh radiusigacha bo'lgan maydonni egallaydi.

Konvektiv zona

Radiatsion muvozanat darajasidan yuqori bo'lgan moddaning o'zi energiya uzatishda ishtirok eta boshlaydi.

Quyoshning to'g'ridan-to'g'ri kuzatilishi mumkin bo'lgan tashqi qatlamlari ostida, uning radiusining 0,3 dan ortiq qismida energiya konveksiya orqali uzatiladigan konvektiv zona hosil bo'ladi.

Konvektiv zonada plazmaning vorteks aralashuvi sodir bo'ladi. Zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra, quyosh jarayonlari fizikasida konvektiv zonaning roli juda katta, chunki quyosh moddasi va magnit maydonlarining turli xil harakatlari aynan unda paydo bo'ladi.

Quyosh atmosferasining tuzilishi. Fotosfera

Quyoshning eng tashqi qatlamlari (quyosh atmosferasi) odatda fotosfera, xromosfera va tojga bo'linadi.

Fotosfera - quyosh atmosferasining uzluksiz spektrga ega bo'lgan ko'rinadigan nurlanish hosil bo'lgan qismi. Shunday qilib, bizga keladigan deyarli barcha quyosh energiyasi fotosferada chiqariladi. Fotosfera Quyoshni to'g'ridan-to'g'ri oq nurda uning ko'rinadigan "yuzasi" shaklida kuzatganda ko'rinadi.

Fotosferaning qalinligi, ya'ni. Ko'rinadigan diapazondagi radiatsiyaning 90% dan ortig'i keladigan qatlamlarning uzunligi 200 km dan kam, ya'ni. taxminan 3·10–4 R. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, bunday qatlamlarga tangensial kuzatilganda, ularning ko'rinadigan qalinligi bir necha marta kamayadi, buning natijasida quyosh diskining (limbning) eng chetiga yaqin joyda 10-dan kamroq vaqt ichida yorqinlikning eng tez pasayishi sodir bo'ladi. 4 R. Shu sababli, Quyoshning chekkasi juda keskin ko'rinadi. Fotosferadagi zarrachalar kontsentratsiyasi 1 sm3 uchun 1016-1017 ni tashkil qiladi (normal sharoitda 1 sm3 er atmosferasida 2,7 1019 molekula mavjud). Fotosferadagi bosim taxminan 0,1 atm, fotosferaning harorati esa 5000-7000 K.

Bunday sharoitda ionlanish potentsiallari bir necha volt (Na, K, Ca) bo'lgan atomlar ionlanadi. Qolgan elementlar, jumladan, vodorod, asosan neytral holatda qoladi.

Fotosfera Quyoshdagi neytral vodorodning yagona hududidir. Biroq, vodorodning ahamiyatsiz ionlanishi va metallarning deyarli to'liq ionlanishi natijasida u hali ham erkin elektronlarni o'z ichiga oladi. Bu elektronlar juda muhim rol o'ynaydi: ular neytral vodorod atomlari bilan birlashganda manfiy vodorod ionlarini hosil qiladi H -

Salbiy vodorod ionlari ahamiyatsiz miqdorda hosil bo'ladi: o'rtacha 100 million vodorod atomidan faqat bittasi manfiy ionga aylanadi.

H- ionlari radiatsiyani, ayniqsa IQ va spektrning ko'rinadigan hududlarida g'ayrioddiy kuchli yutish xususiyatiga ega. Shuning uchun, ularning ahamiyatsiz kontsentratsiyasiga qaramay, salbiy vodorod ionlari fotosfera materiya tomonidan spektrning ko'rinadigan hududida nurlanishning yutilishini aniqlaydigan asosiy sababdir. Ikkinchi elektronning atom bilan aloqasi juda zaif va shuning uchun hatto IQ fotonlari ham manfiy vodorod ionini yo'q qilishi mumkin.

Radiatsiya elektronlar neytral atomlar tomonidan tutilganda sodir bo'ladi. Qo'lga olinganda shakllangan

fotonlar haroratda Quyosh va unga yaqin yulduzlarning fotosferalarining porlashini aniqlaydi. Shunday qilib, sarg'ish

Odatda "oq" deb ataladigan Quyosh nuri vodorod atomiga boshqa elektron qo'shilganda paydo bo'ladi.

Neytral H atomining elektronga yaqinligi 0,75 eV ni tashkil qiladi. H atomiga elektron qo'shilganda ( e) energiya 0,75 eV dan yuqori bo'lsa, uning ortiqcha qismi elektromagnit nurlanish bilan olib tashlanadi e+H → H– + ħ ō, uning muhim qismi ko'rinadigan diapazonga to'g'ri keladi.

Fotosferani kuzatishlar uning bir-biriga yaqin joylashgan to‘plangan bulutlarni eslatuvchi nozik tuzilishini ochib beradi. Yengil dumaloq shakllanishlar granulalar deb ataladi va butun tuzilishga granulyatsiya deyiladi. Granulalarning burchak o'lchamlari o'rtacha 1" yoydan ko'p emas, bu Quyoshda 725 km ga to'g'ri keladi. Har bir alohida granula o'rtacha 5-10 daqiqa davomida mavjud bo'lib, shundan so'ng u parchalanadi va uning o'rnida paydo bo'ladi.

Granulalar qorong'u bo'shliqlar bilan o'ralgan bo'lib, hujayralar yoki chuqurchalar hosil qiladi. Granulalardagi va ular orasidagi bo'shliqlardagi spektral chiziqlar mos ravishda ko'k va qizil tomonlarga siljiydi. Bu granulalardagi moddaning ko'tarilishi va ularning atrofida cho'kishini anglatadi. Bu harakatlarning tezligi 1–2 km/s.

Granulyatsiya - fotosferada kuzatiladigan fotosfera ostida joylashgan konvektiv zonaning ko'rinishi. Konvektiv zonada moddalarning faol aralashishi gazning alohida massalarining (konveksiya elementlari) ko'tarilishi va tushishi natijasida sodir bo'ladi. Taxminan o'z o'lchamiga teng yo'lni bosib o'tib, ular atrof-muhitda eriydi va yangi heterojenliklarni keltirib chiqaradi. Tashqi, sovuqroq qatlamlarda,

bu heterojenliklarning o'lchamlari kichikroq

Xromosfera

Fotosferaning tashqi qatlamlarida zichlik 3×10-8 g/sm3 gacha kamayadi, harorat 4200 K dan past qiymatlarga etadi. Bu harorat butun quyosh atmosferasi uchun minimal bo'lib chiqadi. Yuqori qatlamlarda harorat yana ko'tarila boshlaydi. Birinchidan, haroratning bir necha o'n minglab kelvingacha sekin o'sishi, vodorod va keyin geliyning ionlanishi bilan birga keladi. Quyosh atmosferasining bu qismi xromosfera deb ataladi.

Quyosh atmosferasining eng tashqi qatlamlarining bunday kuchli qizib ketishining sababi konveksiya elementlarining harakati natijasida fotosferada paydo bo'ladigan akustik (tovush) to'lqinlarining energiyasidir.

Konvektiv zonaning eng yuqori qatlamlarida, to'g'ridan-to'g'ri fotosfera ostida konvektiv harakatlar keskin sekinlashadi va konveksiya birdan to'xtaydi. Shunday qilib, pastdan fotosfera doimo konvektiv elementlar tomonidan "bombardimon qilinadi". Ushbu ta'sirlardan unda granulalar shaklida kuzatilgan buzilishlar paydo bo'ladi va uning o'zi fotosferaning o'z tebranishlari chastotasiga (taxminan 5 minut) mos keladigan davr bilan tebranishni boshlaydi. Fotosferada paydo bo'ladigan bu tebranishlar va buzilishlar undagi tabiatan havodagi tovush to'lqinlariga yaqin bo'lgan to'lqinlarni hosil qiladi. Yuqoriga yoyilganda, ya'ni. zichligi pastroq qatlamlarga aylanib, bu to'lqinlar o'z amplitudasini bir necha kilometrga oshiradi va to'lqinlarga aylanadi.

zarba to'lqinlari.

Xromosferaning uzunligi bir necha ming km. Xromosfera yorqin chiziqlardan iborat emissiya spektriga ega. Bu spektr Quyosh spektriga juda o'xshaydi, bunda barcha yutilish chiziqlari emissiya chiziqlari bilan almashtiriladi va doimiy spektr deyarli yo'q. Biroq, xromosfera spektrida ionlangan elementlarning chiziqlari fotosfera spektriga qaraganda kuchliroqdir. Xususan, geliy chiziqlari xromosfera spektrida juda kuchli bo'lsa, Fraungofer spektrida ular amalda ko'rinmaydi. Ushbu spektral xususiyatlar xromosferada haroratning oshishini tasdiqlaydi.

Xromosfera tasvirlarini o'rganishda birinchi navbatda uning bir jinsli bo'lmagan tuzilishi diqqatni tortadi, bu fotosferada granulyatsiyaga qaraganda ancha aniq.

Xromosferadagi eng kichik tuzilmalarga spikulalar deyiladi. Ular cho'zinchoq shaklga ega va asosan radial yo'nalishda cho'zilgan. Ularning uzunligi bir necha ming km, qalinligi esa 1000 km ga yaqin. Bir necha o'nlab km/s tezlikda spikullar xromosferadan tojga ko'tarilib, unda eriydi.

Spikulalar orqali xromosferaning moddasi uning ustida joylashgan toj bilan almashinadi.

Quyoshda bir vaqtning o'zida yuz minglab spikulalar mavjud.

Spikulalar, o'z navbatida, xromosfera tarmog'i deb ataladigan kattaroq strukturani hosil qiladi, ular ancha kattaroq va chuqurroq elementlarning to'lqin harakati natijasida hosil bo'ladi.

granulalarga qaraganda subfotosfera konvektiv zonasi.

Xromosfera tarmog'i spektrning uzoq UV mintaqasida kuchli chiziqlarga ega bo'lgan tasvirlarda eng yaxshi ko'rinadi.

masalan, ionlangan geliyning 304 Å rezonans chizig'ida.

Xromosfera tarmog'i o'lchamlari 30 dan 60 ming km gacha bo'lgan alohida hujayralardan iborat.

Toj

Gaz zichligi atigi 10-15 g / sm3 bo'lgan xromosferaning yuqori qatlamlarida haroratning yana bir g'ayrioddiy keskin ko'tarilishi sodir bo'ladi, bu taxminan bir million kelvingacha. Aynan shu erdan Quyosh toji deb ataladigan Quyosh atmosferasining eng tashqi va eng nozik qismi boshlanadi.

Quyosh tojining yorqinligi fotosferadan million marta kamroq va to'lin oyda Oyning yorqinligidan oshmaydi. Shuning uchun quyosh tojini quyosh tutilishining umumiy bosqichida va tutilishdan tashqarida - Quyoshning sun'iy tutilishi tashkil etilgan maxsus teleskoplar (koronagraflar) yordamida kuzatish mumkin.

Tojning o'tkir konturlari yo'q va vaqt o'tishi bilan sezilarli darajada o'zgarib turadigan tartibsiz shaklga ega. Buni turli xil tutilishlar paytida olingan tasvirlarni solishtirish orqali aniqlash mumkin. Oyoqdan 0,2-0,3 quyosh radiusidan ko'p bo'lmagan masofada joylashgan tojning eng yorqin qismi odatda ichki toj deb ataladi, qolgan qismi, juda cho'zilgan qismi tashqi tojdir. Tojning muhim xususiyati uning yorqin tuzilishidir. Nurlar o'nlab yoki undan ortiq quyosh radiusiga qadar har xil uzunlikda bo'ladi. Bazada nurlar odatda qalinlashadi, ularning ba'zilari qo'shnilarga egiladi.

Tojning spektri bir qator muhim xususiyatlarga ega. Quyoshning uzluksiz spektrida energiya taqsimotini takrorlaydigan energiya taqsimoti bilan zaif uzluksiz fonga asoslangan. Ushbu fonda

ichki tojda uzluksiz spektr, yorqin emissiya chiziqlari kuzatiladi, ularning intensivligi Quyoshdan masofa bilan kamayadi. Ushbu chiziqlarning aksariyatini laboratoriya spektrlarida olish mumkin emas. Tashqi tojda quyosh spektrining Fraungofer chiziqlari kuzatiladi, ular fotosfera chiziqlaridan nisbatan kattaroq qoldiq intensivligi bilan farqlanadi.

Korona nurlanishi qutblangan va taxminan 0,5 masofada joylashgan RQuyosh chetidan qutblanish taxminan 50% gacha oshadi, kattaroq masofalarda esa yana pasayadi.__

Korona nurlanishi fotosferadan tarqalgan yorug'likdir va bu nurlanishning qutblanishi sochilish sodir bo'ladigan zarrachalarning tabiatini aniqlashga imkon beradi - bu erkin elektronlar.

Ushbu erkin elektronlarning paydo bo'lishi faqat moddaning ionlanishi tufayli yuzaga kelishi mumkin. Biroq, umuman olganda, ionlangan gaz (plazma) neytral bo'lishi kerak. Shuning uchun tojdagi ionlarning konsentratsiyasi ham elektronlar konsentratsiyasiga mos kelishi kerak.

Quyosh tojining emissiya chiziqlari oddiy kimyoviy elementlarga tegishli, ammo ionlanishning juda yuqori bosqichlarida. Eng qizg'in - to'lqin uzunligi 5303 Å bo'lgan yashil koronal chiziq Fe XIV ioni tomonidan chiqariladi, ya'ni. 13 ta elektronga ega bo'lmagan temir atomi. Yana bir qizg'in chiziq - qizil toj chizig'i (6,374 Å) - to'qqiz marta ionlangan temir Fe X atomlariga tegishli. Qolgan emissiya chiziqlari Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII ionlari bilan aniqlanadi. , Ca XV, Ar X va boshqalar.

Shunday qilib, quyosh toji taxminan bir million kelvin haroratiga ega bo'lgan noyob plazma hisoblanadi.

Zodiacal nur va qarshi nurlanish

"Soxta toj"ga o'xshash porlashni Quyoshdan juda uzoq masofalarda ham kuzatish mumkin

zodiacal yorug'lik shakli.

Zodiacal yorug'lik yaqinda janubiy kengliklarda bahor va kuzning qorong'u oysiz kechalarida kuzatiladi.

quyosh botgandan keyin yoki quyosh chiqishidan biroz oldin. Bu vaqtda ekliptika ufqdan baland ko'tariladi va uning bo'ylab engil chiziq sezilarli bo'ladi. U ufqdan pastda joylashgan Quyoshga yaqinlashganda, porlash kuchayadi va chiziq kengayib, uchburchak hosil qiladi. Uning yorqinligi Quyoshdan masofa ortishi bilan asta-sekin kamayadi.

Quyoshga qarama-qarshi bo'lgan osmon hududida zodiacal yorug'likning yorqinligi biroz oshib, diametri taxminan 10º bo'lgan elliptik tumanli nuqta hosil qiladi, bu antiradiance deb ataladi. Qarama-qarshi porlash

quyosh nurlarining kosmik changdan aks etishi natijasida yuzaga kelgan.

quyoshli shamol

Quyosh toji Yer orbitasidan ancha uzoqda, 100 AB masofasigacha dinamik davom etadi.

Quyosh tojidan doimiy ravishda plazmaning Quyoshdan uzoqlashishi bilan asta-sekin ortib boruvchi tezlikda chiqishi mavjud. Quyosh tojining sayyoralararo fazoga kengayishi quyosh shamoli deb ataladi.

Quyosh shamoli tufayli Quyosh har soniyada 1 million tonnaga yaqin materiyani yo'qotadi. Quyosh shamoli asosan elektronlar, protonlar va geliy yadrolaridan (alfa zarralari) iborat; boshqa elementlarning yadrolari va neytral zarrachalar juda oz miqdorda bo'ladi.

Quyosh shamoli (zarrachalar oqimi - protonlar, elektronlar va boshqalar) ko'pincha quyosh nurining bosim effekti (fotonlar oqimi) bilan aralashtiriladi. Hozirgi vaqtda quyosh nurlarining bosimi quyosh shamolining bosimidan bir necha ming marta katta. Har doim Quyoshdan teskari yo'nalishda yo'naltirilgan kometalarning dumlari ham quyosh shamoli tufayli emas, balki yorug'lik bosimi tufayli hosil bo'ladi.

38. Quyosh atmosferasidagi faol shakllanishlar: dog'lar, fakulalar, flokkullar, xromosfera chaqnashlari, prominenslar. Quyosh faolligining siklligi.

Quyosh atmosferasidagi faol shakllanishlar

Vaqti-vaqti bilan quyosh atmosferasida tez o'zgaruvchan faol shakllanishlar paydo bo'ladi, ular atrofdagi buzilmagan hududlardan keskin farq qiladi, ularning xususiyatlari va tuzilishi vaqt o'tishi bilan umuman yoki deyarli o'zgarmaydi. Fotosferada, xromosferada va tojda quyosh faolligining namoyon bo'lishi juda farq qiladi. Biroq, ularning barchasi umumiy sabab bilan bog'langan. Buning sababi magnit maydon, har doim

faol hududlarda mavjud.

Quyoshdagi magnit maydonlarning o'zgarishining kelib chiqishi va sabablari to'liq tushunilmagan. Magnit maydonlar Quyoshning har qanday qatlamida (masalan, konvektiv zonaning tagida) to'planishi mumkin va magnit maydonlarning davriy kuchayishiga quyosh plazmasidagi oqimlarning qo'shimcha qo'zg'alishlari sabab bo'lishi mumkin.

Quyosh faolligining eng keng tarqalgan ko'rinishlari - dog'lar, fakulalar, flokkullar va prominenslar.

Quyosh dog'lari

Quyosh faolligining eng mashhur ko'rinishi odatda butun guruhlarda paydo bo'ladigan quyosh dog'laridir.

Quyosh dog'i granulalar orasidagi qorong'u bo'shliqlardan zo'rg'a ajralib turadigan mayda g'ovak bo'lib ko'rinadi. Bir kundan keyin gözenekler o'tkir chegaraga ega bo'lgan yumaloq qorong'i nuqtaga aylanadi, uning diametri asta-sekin o'n minglab km gacha o'sib boradi. Bu hodisa magnit maydon kuchining asta-sekin o'sishi bilan birga keladi, bu katta dog'lar markazida bir necha ming oerstedga etadi. Magnit maydonning kattaligi spektral chiziqlarning Zeeman bo'linishi bilan aniqlanadi.

Ba'zan ekvatorga parallel ravishda cho'zilgan kichik maydon ichida bir nechta kichik dog'lar paydo bo'ladi - dog'lar guruhi. Alohida dog'lar asosan hududning g'arbiy va sharqiy chekkalarida paydo bo'ladi, bu erda dog'ning pastki qismlari - etakchi (g'arbiy) va quyruq (sharqiy) - boshqalarga qaraganda kuchliroq rivojlanadi. Ikkala asosiy quyosh dog'larining va ularga tutashgan kichik dog'larning magnit maydonlari har doim qarama-qarshi qutbga ega va shuning uchun bunday quyosh dog'lari guruhi bipolyar deb ataladi.

Katta dog'lar paydo bo'lganidan 3-4 kun o'tgach, ularning atrofida xarakterli radial tuzilishga ega bo'lgan kamroq qorong'i penumbra paydo bo'ladi. Penumbra quyosh dog'ining markaziy qismini o'rab oladi, umbra deb ataladi.

Vaqt o'tishi bilan bir guruh dog'lar egallagan maydon asta-sekin o'sib boradi va maksimal darajaga etadi

qiymatlari taxminan o'ninchi kuni. Shundan so'ng, dog'lar asta-sekin kamayib, yo'qolib keta boshlaydi, birinchi navbatda ularning eng kichigi, keyin dumi (ilgari bir nechta dog'larga bo'lingan) va nihoyat etakchi.

Umuman olganda, bu butun jarayon taxminan ikki oy davom etadi, ammo ko'plab quyosh dog'lari guruhlari bunga vaqtlari yo'q

tasvirlangan barcha bosqichlardan o'ting va ilgari yo'qoladi.

Dog'ning markaziy qismi fotosferaning yuqori yorqinligi tufayli faqat qora ko'rinadi. Aslida, markazda

Dog'larning yorqinligi faqat kichikroq tartibdir va yarim soyaning yorqinligi fotosfera yorqinligining taxminan 3/4 qismini tashkil qiladi. Stefan-Boltzman qonuniga asoslanib, bu quyosh dog'idagi harorat fotosferadagidan 2-2,5 ming K ga kam ekanligini anglatadi.

Quyosh dog'idagi haroratning pasayishi magnit maydonning konvektsiyaga ta'siri bilan izohlanadi. Kuchli magnit maydon materiyaning kuch chiziqlari bo'ylab harakatlanishiga to'sqinlik qiladi. Shuning uchun quyosh dog'i ostidagi konvektiv zonada energiyaning muhim qismini chuqurlikdan tashqariga o'tkazuvchi gazlarning aylanishi zaiflashadi. Natijada, nuqta harorati buzilmagan fotosferaga qaraganda pastroq bo'lib chiqadi.

Etakchi va quyruqli quyosh dog'lari soyasida magnit maydonning katta kontsentratsiyasi Quyoshdagi faol mintaqaning magnit oqimining asosiy qismi shimoliy qutbli quyosh dog'ining soyasidan chiqadigan ulkan maydon chizig'ida joylashganligini ko'rsatadi. va janubiy qutbli quyosh dog'iga qaytib kiradi.

Biroq, quyosh plazmasining yuqori o'tkazuvchanligi va o'z-o'zidan induksiya fenomeni tufayli, bir necha ming oersted kuchga ega bo'lgan magnit maydonlar quyosh dog'lari guruhining paydo bo'lish va parchalanish vaqtiga mos keladigan bir necha kun ichida paydo bo'lishi yoki yo'qolishi mumkin.

Shunday qilib, magnit naychalar konvektiv zonada bir joyda joylashgan deb taxmin qilish mumkin va quyosh dog'lari guruhlari paydo bo'lishi bunday quvurlarning suzishi bilan bog'liq.

Chiroqlar

Fotosferaning buzilmagan hududlarida faqat Quyoshning umumiy magnit maydoni mavjud bo'lib, uning kuchi taxminan 1 Oe ga teng bo'lgan faol hududlarda magnit maydon kuchi yuzlab va hatto minglab marta ortadi.

Magnit maydonning o'nlab va yuzlab Oe ga biroz oshishi fotosferada mash'al deb ataladigan yorqinroq mintaqaning paydo bo'lishi bilan birga keladi. Umuman olganda, fakulalar Quyoshning butun ko'rinadigan yuzasining muhim qismini egallashi mumkin. Ular xarakterli nozik tuzilishga ega va ko'plab tomirlar, yorqin nuqta va tugunlardan iborat - mash'al granulalari.

Fakulalar quyosh diskining chetida eng yaxshi ko'rinadi (bu erda ularning fotosfera bilan kontrasti taxminan 10% ni tashkil qiladi), markazda esa deyarli ko'rinmas. Bu shuni anglatadiki, fotosferaning ma'lum bir darajasida shleyf qo'shni buzilmagan mintaqadan 200-300 K ga issiqroq va umuman, sathidan biroz yuqoriga chiqadi.

buzilmagan fotosfera.

Chiroqning paydo bo'lishi magnit maydonning muhim xususiyati bilan bog'liq - u kuch chiziqlari bo'ylab sodir bo'lgan ionlangan moddalarning harakatlanishini oldini oladi. Agar magnit maydon etarlicha yuqori energiyaga ega bo'lsa, u materiyaning faqat kuch chiziqlari bo'ylab harakatlanishiga "ijozat beradi".

Plume hududida zaif magnit maydon nisbatan kuchli konvektiv harakatlarni to'xtata olmaydi. Biroq, bu ularga yanada to'g'ri belgi berishi mumkin. Odatda, konvektsiyaning har bir elementi, vertikalda umumiy ko'tarilish yoki tushishdan tashqari, gorizontal tekislikda kichik tasodifiy harakatlarni amalga oshiradi. Konveksiyaning alohida elementlari orasidagi ishqalanishga olib keladigan bu harakatlar plume hududida mavjud bo'lgan magnit maydon tomonidan inhibe qilinadi, bu konveksiyani osonlashtiradi va issiq gazlarning kattaroq balandlikka ko'tarilishi va katta energiya oqimini o'tkazish imkonini beradi. Shunday qilib, plumening ko'rinishi zaif magnit maydondan kelib chiqqan konveksiya kuchayishi bilan bog'liq.

Torchlar nisbatan barqaror shakllanishdir. Ular ko'p o'zgarishsiz bir necha hafta yoki hatto oylar davomida mavjud bo'lishi mumkin.

Flokulalar

Quyosh dog'lari va fakulalari ustidagi xromosfera uning yorqinligini oshiradi va buzilgan va buzilmagan xromosfera o'rtasidagi kontrast balandlik bilan ortadi. Xromosferaning bu yorqinroq hududlari flokkulyar deb ataladi. Atrofdagi buzilmagan xromosferaga nisbatan flokulaning yorqinligining oshishi uning haroratini aniqlash uchun asos bo'lmaydi, chunki uzluksiz spektr uchun noyob va juda shaffof xromosferada harorat va radiatsiya o'rtasidagi munosabatlar Plank va Stefanga bo'ysunmaydi. Boltsman qonunlari.

Markaziy qismlarda flokulyar yorqinligining oshishi xromosferadagi moddalar zichligining deyarli doimiy harorat qiymatida 3-5 marta oshishi yoki haroratning biroz oshishi bilan izohlanishi mumkin. Quyosh chaqnashlari

Xromosfera va tojda, ko'pincha rivojlanayotgan quyosh dog'lari orasidagi kichik mintaqada, ayniqsa kuchli magnit maydonlarining qutblanish interfeysi yaqinida, quyosh faolligining eng kuchli va tez rivojlanayotgan ko'rinishlari quyosh chaqnashlari deb ataladi.

Olovning boshida flokulyozning yorug'lik tugunlaridan birining yorqinligi to'satdan ortadi. Ko'pincha bir daqiqadan kamroq vaqt ichida kuchli radiatsiya uzun arqon bo'ylab tarqaladi yoki o'n minglab kilometr uzunlikdagi butun maydonni suv bosadi.

Spektrning ko'rinadigan hududida lyuminesansning ortishi asosan vodorod, ionlangan kaltsiy va boshqa metallarning spektral chiziqlarida sodir bo'ladi. Uzluksiz spektrning darajasi ham oshadi, ba'zida shu qadar ko'p bo'ladiki, miltillovchi fotosfera fonida oq yorug'likda ko'rinadi. Ko'rinadigan nurlanish bilan bir vaqtda UV va rentgen nurlanishining intensivligi, shuningdek, quyosh radiosi emissiyasining kuchi sezilarli darajada oshadi.

Olovlanish paytida eng qisqa to'lqin uzunligi (ya'ni "eng qattiq") rentgen spektral chiziqlari va hatto ba'zi hollarda g-nurlari kuzatiladi. Bu nurlanishning barcha turlarining portlashi bir necha daqiqada sodir bo'ladi. Maksimal darajaga etgandan so'ng, radiatsiya darajasi bir necha o'n daqiqalarda asta-sekin zaiflashadi.

Bu hodisalarning barchasi juda bir hil bo'lmagan magnit maydon hududida joylashgan beqaror plazmadan katta miqdorda energiya chiqishi bilan izohlanadi. Magnit maydon va plazmaning o'zaro ta'siri natijasida magnit maydon energiyasining muhim qismi issiqlikka aylanadi, gazni o'n million kelvin haroratgacha qizdiradi, shuningdek plazma bulutlarini tezlashtirishga ketadi.

Makroskopik plazma bulutlarining tezlashishi bilan bir vaqtda plazma va magnit maydonlarining nisbiy harakatlari alohida zarrachalarning yuqori energiyaga tezlashishiga olib keladi: o'nlab keV gacha elektronlar va o'nlab MeV gacha protonlar.

Bunday quyosh zarralari oqimi Yer atmosferasining yuqori qatlamlariga va uning magnit maydoniga sezilarli ta'sir ko'rsatadi.

Taniqli joylar

Tojda kuzatilgan faol shakllanishlar ko'zga tashlanadi. Atrofdagi plazma bilan taqqoslaganda, bular zichroq va "sovuqroq" bulutlar bo'lib, ular xromosfera bilan taxminan bir xil spektral chiziqlarda porlaydi.

Prominenslar juda xilma-xil shakl va o'lchamlarda bo'ladi. Ko'pincha bular Quyosh yuzasiga deyarli perpendikulyar joylashgan uzun, juda tekis shakllanishlardir. Shuning uchun, quyosh diskiga proyeksiya qilinganda, ko'rinishlar egri chiziqli filamentlarga o'xshaydi.

Prominenslar quyosh atmosferasidagi eng yirik shakllanishlar bo'lib, ularning uzunligi yuz minglab km ga etadi, garchi kengligi 6000–10 000 km dan oshmasa ham. Ularning pastki qismlari xromosfera bilan birlashadi va yuqori qismlari o'n minglab km ga cho'ziladi. Biroq, juda katta o'lchamdagi ko'rinishlar mavjud.

Xromosfera va toj o'rtasidagi materiya almashinuvi doimiy ravishda chiqadigan joylar orqali sodir bo'ladi. Bu o'nlab va yuzlab km / s tezlikda sodir bo'lgan ko'zga ko'rinadigan joylarning o'zi va ularning alohida qismlarining tez-tez kuzatiladigan harakatlaridan dalolat beradi.

Ko'zga ko'rinadigan joylarning paydo bo'lishi, rivojlanishi va harakati quyosh dog'lari guruhlari evolyutsiyasi bilan chambarchas bog'liq. Faol mintaqa rivojlanishining birinchi bosqichlarida qisqa muddatli va tez o'zgaruvchan quyosh dog'lari hosil bo'ladi.

quyosh dog'lari yaqinidagi ko'rinishlar. Keyingi bosqichlarda bir necha hafta va hatto oylar davomida sezilarli o'zgarishlarsiz mavjud bo'lgan barqaror sokin ko'rinishlar paydo bo'ladi, shundan so'ng keskin harakatlarning paydo bo'lishi, materiyaning tojga chiqishi va paydo bo'lishida namoyon bo'ladigan ko'rinishning faollashuv bosqichi paydo bo'lishi mumkin. tez harakatlanuvchi otilib chiquvchi yo'nalishlar.

Eruptiv yoki otilib chiqadigan, Quyosh yuzasidan 1,7 million km balandlikka ko'tariladigan ulkan favvoralarga o'xshaydi. Ulardagi moddalar pıhtılarının harakatlari tez sodir bo'ladi; yuzlab km/s tezlikda otilib, shaklini juda tez o'zgartiradi. Balandlik oshgani sayin, ulug'vorlik zaiflashadi va tarqaladi. Ba'zi ko'zga ko'ringan joylarda alohida bo'laklarning harakat tezligida keskin o'zgarishlar kuzatildi. Eruptiv prominentlar qisqa umr ko'radi.

Quyosh faolligi

Quyosh atmosferasidagi barcha hisoblangan faol shakllanishlar bir-biri bilan chambarchas bog'liq.

Alevlenmeler va flokkulyarlarning paydo bo'lishi har doim dog'lar paydo bo'lishidan oldin bo'ladi.

Kasalliklar quyosh dog'lari guruhining eng tez o'sishi paytida yoki ularda sodir bo'lgan kuchli o'zgarishlar natijasida yuzaga keladi.

Shu bilan birga, faol mintaqa qulagandan keyin ko'pincha uzoq vaqt davomida mavjud bo'lishni davom ettiradigan taniqli joylar paydo bo'ladi.

Atmosferaning ma'lum bir qismi bilan bog'liq bo'lgan va ma'lum vaqt davomida rivojlanadigan quyosh faolligining barcha ko'rinishlarining yig'indisi quyosh faolligining markazi deb ataladi.

Quyoshdagi dog'lar soni va quyosh faolligining boshqa ko'rinishlari vaqti-vaqti bilan o'zgarib turadi. Faoliyat markazlari soni eng ko'p bo'lgan davr quyosh faolligining maksimal davri deb ataladi va umuman bo'lmasa yoki deyarli yo'q bo'lsa, u minimal deb ataladi.

Quyosh faolligi darajasining o'lchovi sifatida, deyiladi. Bo'rilar soni dog'larning umumiy sonining yig'indisiga proportsionaldir f va ularning guruhlari soni o'n barobar ko'p g: V= k(f+ 10g).

Proportsionallik omili k ishlatiladigan asbobning kuchiga bog'liq. Odatda, bo'rilar soni o'rtacha hisoblanadi (masalan, oylar yoki yillar davomida) va quyosh faolligining bog'liqligi grafigi.

Quyosh faolligi egri chizig'i shuni ko'rsatadiki, maksimal va minimal o'rtacha har 11 yilda bir marta almashinadi, garchi individual ketma-ket maksimallar orasidagi vaqt oralig'i bo'lishi mumkin

7 yoshdan 17 yoshgacha.

Minimal davrda, odatda, bir muncha vaqt Quyoshda dog'lar bo'lmaydi. Keyin ular ekvatordan uzoqda, taxminan ±35° kengliklarda paydo bo'la boshlaydi. Keyinchalik, nuqta hosil bo'lish zonasi ekvatorga qarab asta-sekin tushadi. Biroq, ekvatordan 8 ° dan pastroq joylarda dog'lar juda kam uchraydi.

Quyosh faolligi tsiklining muhim xususiyati quyosh dog'larining magnit qutblarining o'zgarishi qonunidir. Har 11 yillik tsikl davomida bipolyar guruhlarning barcha etakchi nuqtalari shimoliy yarim sharda bir oz qutblanishga ega va janubiy yarim sharda aksincha. Xuddi shu narsa quyruq nuqtalari uchun ham amal qiladi, bunda qutblanish har doim etakchi nuqtaga qarama-qarshi bo'ladi. Keyingi tsiklda etakchi va quyruq nuqtalarining polaritesi teskari bo'ladi. Shu bilan birga, Quyoshning umumiy magnit maydonining qutblari o'zgaradi, uning qutblari aylanish qutblari yaqinida joylashgan.

Ko'pgina boshqa xususiyatlar ham o'n bir yillik tsiklga ega: Quyosh maydonining fakulalar va flokkulyarlar bilan band bo'lgan nisbati, chaqnash chastotasi, ko'zga ko'rinadigan joylar soni, shuningdek, tojning shakli va

quyosh shamol energiyasi.

Quyosh faolligining siklligi zamonaviy quyosh fizikasining eng muhim muammolaridan biri bo'lib, u hali to'liq hal qilinmagan.

Quyoshli yoz manzarasini kuzatganimizda, bizga butun rasm yorug'lik bilan to'ldirilgandek tuyuladi. Biroq, agar quyoshga maxsus asboblar yordamida qarasak, uning butun yuzasi ulkan dengizga o'xshab ketishini ko'ramiz, u erda olovli to'lqinlar g'azablanadi va dog'lar harakatlanadi. Quyosh atmosferasining asosiy tarkibiy qismlari qanday? Yulduzimizda qanday jarayonlar sodir bo'ladi va uning tarkibiga qanday moddalar kiradi?

Umumiy ma'lumot

Quyosh - bu yulduz bo'lgan osmon jismidir va Quyosh tizimidagi yagona. Uning atrofida sayyoralar, asteroidlar, sun'iy yo'ldoshlar va boshqa kosmik jismlar aylanadi. Quyoshning kimyoviy tarkibi uning istalgan nuqtasida taxminan bir xil. Biroq, u yulduzning yadrosi joylashgan markazga yaqinlashganda sezilarli darajada o'zgaradi. Olimlar quyosh atmosferasi bir necha qatlamlarga bo'linganligini aniqladilar.

Quyosh qanday kimyoviy elementlardan iborat?

Insoniyat har doim ham Quyosh haqidagi fan ma'lumotlariga ega bo'lmagan. Bir paytlar diniy dunyoqarash tarafdorlari dunyoni bilish mumkin emas, degan fikrni ilgari surdilar. Va o'z fikrlarining tasdig'i sifatida ular Quyoshning kimyoviy tarkibi nima ekanligini odamning bilishi mumkin emasligini keltirdilar. Biroq, ilm-fandagi taraqqiyot bunday qarashlarning noto'g'ri ekanligini ishonchli tarzda isbotladi. Spektroskop ixtiro qilingandan so'ng olimlar yulduzlarni o'rganishda ayniqsa oldinga siljishdi. Olimlar Quyosh va yulduzlarning kimyoviy tarkibini spektral tahlil yordamida o‘rganadilar. Shunday qilib, ular bizning yulduzimiz tarkibi juda xilma-xil ekanligini aniqladilar. 1942 yilda tadqiqotchilar Quyoshda juda ko'p bo'lmasa-da, hatto oltin borligini aniqladilar.

Boshqa moddalar

Quyoshning kimyoviy tarkibi asosan vodorod va geliy kabi elementlarni o'z ichiga oladi. Ularning ustunligi yulduzimizning gazsimon tabiatini tavsiflaydi. Boshqa elementlarning tarkibi, masalan, magniy, kislorod, azot, temir, kaltsiy, ahamiyatsiz.

Spektral tahlildan foydalanib, tadqiqotchilar ushbu yulduz yuzasida aniq qanday moddalar yo'qligini aniqladilar. Masalan, xlor, simob va bor. Biroq olimlar bu moddalar Quyoshni tashkil etuvchi asosiy kimyoviy elementlardan tashqari uning yadrosida joylashgan bo‘lishi mumkinligini taxmin qilmoqda. Yulduzimizning deyarli 42 foizi vodoroddan iborat. Taxminan 23% Quyoshning bir qismi bo'lgan barcha metallardan keladi.

Boshqa samoviy jismlarning ko'pgina parametrlari singari, bizning yulduzimizning xususiyatlari ham kompyuter texnologiyasidan foydalangan holda faqat nazariy jihatdan hisoblanadi. Dastlabki ma'lumotlar yulduzning radiusi, massasi va harorati kabi ko'rsatkichlardir. Endi olimlar Quyoshning kimyoviy tarkibi 69 ta elementdan iborat ekanligini aniqladilar. Ushbu tadqiqotlarda spektral tahlil katta rol o'ynaydi. Masalan, uning sharofati bilan yulduzimiz atmosferasining tarkibi o'rnatildi. Qiziqarli naqsh ham topildi: Quyosh tarkibidagi kimyoviy elementlar to'plami hayratlanarli darajada toshli meteoritlar tarkibiga o'xshaydi. Bu fakt bu samoviy jismlarning kelib chiqishi umumiy ekanligini tasdiqlovchi muhim dalildir.

Yong'in toji

Bu juda kam uchraydigan plazma qatlami. Uning harorati 2 million Kelvinga etadi va moddaning zichligi Yer atmosferasining zichligidan yuz millionlab marta oshadi. Bu erda atomlar neytral holatda bo'lolmaydilar, ular doimo to'qnashadi va ionlashadi. Korona ultrabinafsha nurlanishning kuchli manbai hisoblanadi. Bizning butun sayyoramiz quyosh shamoliga ta'sir qiladi. Uning dastlabki tezligi deyarli 1 ming km/sek, lekin yulduzdan uzoqlashgan sari u asta-sekin pasayadi. Quyosh shamolining Yer yuzasida tezligi taxminan 400 km/sek.

Toj haqida umumiy fikrlar

Quyosh toji ba'zan atmosfera deb ataladi. Biroq, bu faqat uning tashqi qismidir. Tojni kuzatishning eng oson vaqti toʻliq tutilish vaqtida. Biroq, uni eskiz qilish juda qiyin bo'ladi, chunki tutilish bir necha daqiqa davom etadi. Fotosurat ixtiro qilinganida, astronomlar quyosh tojining ob'ektiv rasmini olishga muvaffaq bo'lishdi.

Birinchi suratlar olingandan so'ng, tadqiqotchilar yulduz faolligi oshishi bilan bog'liq bo'lgan joylarni aniqlashga muvaffaq bo'lishdi. Quyosh toji nurli tuzilishga ega. Bu nafaqat atmosferaning eng issiq qismi, balki sayyoramizga eng yaqin joylashgan. Aslida, biz doimo uning chegaralarida bo'lamiz, chunki quyosh shamoli quyosh tizimining eng chekka burchaklariga kiradi. Biroq, biz yer atmosferasi tomonidan uning radiatsiya ta'siridan himoyalanganmiz.

Yadro, xromosfera va fotosfera

Yulduzimizning markaziy qismi yadro deb ataladi. Uning radiusi Quyosh umumiy radiusining taxminan chorak qismiga teng. Yadro ichidagi materiya juda siqilgan. Yulduz yuzasiga yaqinroq konvektiv zona deb ataladigan bo'lib, u erda materiya harakati sodir bo'lib, magnit maydon hosil qiladi. Nihoyat, Quyoshning ko'rinadigan yuzasi fotosfera deb ataladi. Bu qalinligi 300 km dan ortiq qatlam. Quyosh nurlari aynan fotosferadan Yerga keladi. Uning harorati taxminan 4800 Kelvinga etadi. Bu erda vodorod deyarli neytral bo'lib qoladi. Fotosferaning tepasida xromosfera joylashgan. Uning qalinligi taxminan 3 ming km. Xromosfera va quyosh toji fotosfera ustida joylashgan bo'lsa-da, olimlar bu qatlamlar o'rtasida aniq chegaralarni chizishmaydi.

Taniqli joylar

Xromosfera juda past zichlikka ega va radiatsiya intensivligi bo'yicha quyosh tojidan past. Biroq, bu erda qiziqarli hodisani kuzatish mumkin: balandligi bir necha ming kilometr bo'lgan ulkan olovlar. Ular quyosh nurlari deb ataladi. Ba'zan yulduzlar sathidan bir million kilometr balandlikka ko'tariladi.

Tadqiqot

Ko'zga ko'rinadigan joylar xromosfera bilan bir xil zichlik ko'rsatkichlari bilan tavsiflanadi. Biroq, ular to'g'ridan-to'g'ri uning ustida joylashgan va uning siyrak qatlamlari bilan o'ralgan. Astronomiya tarixida birinchi marta 1868 yilda frantsuz tadqiqotchisi Per Yansen va uning ingliz hamkasbi Jozef Lokyer tomonidan ko'zga tashlanadigan joylar kuzatilgan. Ularning spektri bir nechta yorqin chiziqlarni o'z ichiga oladi. Quyoshning kimyoviy tarkibi va yo'nalishlari juda o'xshash. U asosan vodorod, geliy va kaltsiyni o'z ichiga oladi va boshqa elementlarning mavjudligi ahamiyatsiz.

Ko'zga ko'rinadigan o'zgarishlarsiz ma'lum vaqt davomida mavjud bo'lgan ba'zi ko'zga ko'rinadigan joylar to'satdan portlaydi. Ularning moddasi sekundiga bir necha kilometrga yetib boradigan ulkan tezlikda yaqin atrofdagi koinotga tashlanadi. Xromosferaning ko'rinishi tez-tez o'zgarib turadi, bu Quyosh yuzasida sodir bo'ladigan turli jarayonlarni, shu jumladan gazlarning harakatini ko'rsatadi.

Yulduzning faolligi yuqori bo'lgan hududlarda nafaqat ko'zga ko'rinadigan joylarni, balki dog'larni, shuningdek, magnit maydonlarni ham ko'rish mumkin. Ba'zan, maxsus jihozlar yordamida Quyoshda harorati juda katta qiymatlarga yetishi mumkin bo'lgan ayniqsa zich gazlarning chaqnashlari aniqlanadi.

Xromosfera chaqnashlari

Ba'zan bizning yulduzimizdan radio emissiyasi yuz minglab marta ortadi. Bu hodisa xromosfera alangasi deb ataladi. Quyosh yuzasida dog'lar paydo bo'lishi bilan birga keladi. Dastlab, chaqnashlar xromosfera yorqinligining oshishi shaklida sezildi, ammo keyinchalik ular turli xil hodisalarning butun majmuasini ifodalashi ma'lum bo'ldi: radio emissiyasining keskin oshishi (rentgen va gamma nurlanishi), tojdan ommaviy ejeksiyon, proton chaqnashlari.

Xulosa chiqarish

Shunday qilib, biz Quyoshning kimyoviy tarkibi asosan ikkita moddadan iboratligini aniqladik: vodorod va geliy. Albatta, boshqa elementlar ham bor, lekin ularning foizi past. Bundan tashqari, olimlar yulduzning bir qismi bo'ladigan va Yerda mavjud bo'lmagan yangi kimyoviy moddalarni kashf qilishmadi. Quyosh fotosferasida ko'rinadigan nurlanish hosil bo'ladi. Bu, o'z navbatida, sayyoramizda hayotni saqlab qolish uchun juda katta ahamiyatga ega.

Quyosh doimiy ravishda chiqaradigan issiq jismdir, uning yuzasi gazlar buluti bilan o'ralgan. Ularning harorati yulduz ichidagi gazlarniki kabi yuqori emas, lekin u hali ham ta'sirli. Spektral tahlil Quyosh va yulduzlarning kimyoviy tarkibi qanday ekanligini uzoqdan aniqlash imkonini beradi. Va ko'plab yulduzlarning spektrlari Quyosh spektrlariga juda o'xshash bo'lgani uchun, bu ularning tarkibi taxminan bir xil ekanligini anglatadi.

Bugungi kunda sayyoramizning asosiy yulduzi yuzasida va ichida sodir bo'layotgan jarayonlar, jumladan, uning kimyoviy tarkibini o'rganish astronomlar tomonidan maxsus quyosh rasadxonalarida o'rganilmoqda.

Har qanday sayyora yoki yulduz kabi, Quyoshning o'ziga xos atmosferasi bor. Bu deganda biz radiatsiyaning hech bo'lmaganda bir qismi ustki qatlamlar tomonidan so'rilmagan holda atrofdagi bo'shliqqa erkin chiqib ketishi mumkin bo'lgan shunday tashqi qatlamlarni nazarda tutamiz. Bizning yulduzimiz butunlay gazdan iborat. Uning atmosferasi quyosh diskining ko'rinadigan chetidan 200-300 km chuqurroqdan boshlanadi. Bu eng chuqur qatlamlar deyiladi fotosfera. Ularning qalinligi quyosh radiusining mingdan bir qismidan (100 dan 400 km gacha) ko'p bo'lmaganligi sababli, fotosfera ba'zan deyiladi. quyosh yuzasi. Fotosferadagi gazlarning zichligi Yer yuzasiga qaraganda yuzlab marta kam. Fotosferaning harorati 300 km chuqurlikda 8000 K dan eng yuqori qatlamlarda 4000 K gacha pasayadi. Yer tomonidan qabul qilingan o'rtacha samarali haroratni Stefan-Boltzmann tenglamasidan hisoblash mumkin va 5778 K. Bunday sharoitda deyarli barcha gaz molekulalari alohida atomlarga parchalanadi. Faqat eng yuqori qatlamlarda bu turdagi oddiy molekulalar nisbatan kam H 2, OH, CH.
Agar siz Quyoshni yuqori kattalashtirish bilan teleskop orqali ko'rib chiqsangiz, fotosferaning yupqa qatlamlarini kuzatishingiz mumkin: bularning barchasi tor qorong'u yo'llar tarmog'i bilan ajratilgan mayda yorqin donalar - granulalar bilan qoplanganga o'xshaydi. Granulyatsiya issiqroq gaz oqimlari va tushayotgan sovuq oqimlarni aralashtirish natijasida yuzaga keladi. 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.
Fotosfera Quyoshning ko'rinadigan yuzasini hosil qiladi, undan yulduzning kattaligi, Quyosh yuzasidan boshqa samoviy jismlarga bo'lgan masofa va boshqalar aniqlanadi.

Fotosfera Quyoshning ko'rinadigan diskidir. Shaklda. kichik qorong'i joy ko'rinadi,

quyosh dog'i deb ataladi. Bunday hududlarda harorat juda ko'p

atrofdagi atmosferaga nisbatan pastroq va atigi 1500 K ga etadi.

Fotosfera asta-sekin atmosferaning siyraklashgan tashqi quyosh qatlamlariga o'tadi - xromosfera va toj. Xromosfera qizil-binafsha rang uchun shunday nomlangan. Uni yalang'och ko'z bilan quyoshning to'liq tutilishi paytida (Oy Yerdagi kuzatuvchidan Quyoshni to'liq qoplaganida (tutilganda) bir necha soniya davomida ko'rish mumkin, ya'ni Yer, Oy va Quyosh markazlari bir chiziqda joylashgan). ). Xromosfera juda xilma-xil bo'lib, asosan cho'zilgan cho'zilgan tillardan (spikulalardan) iborat. Ushbu xromosfera oqimining harorati fotosferadagiga qaraganda ikki-uch baravar yuqori va balandlikdan yuqori bo'ladi. 4000 dan 15 000 K gacha., va zichligi yuz minglab marta kamroq. Xromosferaning umumiy uzunligi 10-15 ming kilometrni tashkil qiladi. Haroratning oshishi to'lqinlarning tarqalishi va unga konvektiv zonadan kiradigan magnit maydonlar bilan izohlanadi.

Quyoshning xromosferasi jami davomida kuzatilgan

quyosh tutilishi

Xromosfera Uni ikkita zonaga bo'lish odatiy holdir:

— pastki xromosfera- taxminan 1500 km gacha cho'zilgan, neytral vodoroddan iborat, uning spektri ko'p sonli zaif spektral chiziqlarni o'z ichiga oladi;

— yuqori xromosfera- pastki xromosferadan 10 000 km gacha balandlikka otilib chiqqan va ko'proq siyrak gaz bilan ajratilgan alohida spikullardan hosil bo'lgan.

Ko'pincha tutilish paytida (va maxsus spektral asboblar yordamida - tutilishni kutmasdan) Quyosh yuzasida g'alati shakldagi "favvoralar", "bulutlar", "vonilar", "butalar", "arklar" va boshqalarni kuzatish mumkin. xromosfera moddalaridan boshqa yorqin nurli shakllanishlar. Vaqti-vaqti bilan xromosferadan jetlar, bulutlar va issiq gaz yoylari ko'tariladi, chaqiriladi ustunliklar. Quyoshning to'liq tutilishi paytida ular yalang'och ko'z bilan ko'rinadi. Ba'zi ko'zga tashlanadigan joylar tinchgina suzadi, boshqalari esa sekundiga bir necha yuz kilometr tezlikda quyosh radiusigacha bo'lgan balandlikka ko'tariladi. Taniqli joylar 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. Xromosfera kabi ko'zga ko'rinadigan spektrlar yorqin chiziqlardan iborat, asosan vodorod, geliy va kaltsiy. Boshqa kimyoviy elementlarning emissiya chiziqlari ham mavjud, ammo ular ancha zaifdir. Uzoq vaqt davomida sezilarli o'zgarishlarsiz qolgan ba'zi ko'rinishlar to'satdan portlagandek tuyuladi va ularning moddasi sekundiga yuzlab kilometr tezlikda sayyoralararo fazoga tashlanadi.

Prominent - bu issiq gazning ulkan favvorasi

o'nlab va yuz minglab kilometr balandliklarga ko'tariladi va

magnit maydon tomonidan Quyosh yuzasidan yuqorida tutilgan.

Sayyoramiz bilan solishtirganda quyoshning ustunligi

Ba'zida portlashga o'xshash narsalar juda kichik joylarda sodir bo'ladi quyosh atmosferasi. Bular deyiladi xromosfera chaqnashlari. Ular odatda bir necha o'n daqiqa davom etadi. Vodorod, geliy, ionlangan kaltsiy va boshqa ba'zi elementlarning spektral chiziqlaridagi chaqnash paytida, xromosferaning alohida qismining porlashi birdan o'nlab marta ortadi. Ultraviyole va rentgen nurlanishi ayniqsa kuchli kuchayadi: ba'zida uning kuchi olovdan oldin spektrning ushbu qisqa to'lqinli hududida Quyoshning umumiy radiatsiya kuchidan bir necha baravar yuqori. Miltillaydi- Quyoshda kuzatilgan eng kuchli portlashga o'xshash jarayonlar. Ular bor-yo'g'i bir necha daqiqa davom etishi mumkin, ammo bu vaqt ichida energiya ajralib chiqadi, bu ba'zan 10 25 J ga etadi. Taxminan bir xil miqdordagi tana Quyoshdan butun yil davomida Yerning butun yuzasiga keladi.
Dog'lar, mash'alalar, prominenslar, xromosfera chaqnashlari - bularning barchasi quyosh faolligining namoyonidir. Faoliyatning oshishi bilan Quyoshdagi bu shakllanishlar soni ortadi.

Quyosh atmosferasining tashqi qatlami quyoshni o'z ichiga oladi Toj.U millionlab kilometrlarga cho'zilgan va uning chegarasi butun quyosh tizimining oxirigacha davom etadi. Tabiiyki, barcha sayyoralar, jumladan, bizning Yerimiz ham ulkan quyosh gumbazi ostidadir. Quyosh toji xromosferadan keyin darhol boshlanadi va juda kam uchraydigan gazdan iborat. Tojning harorati taxminan bir million Kelvin. Bundan tashqari, u xromosferadan ko'payadi ikki milliongacha buyurtma masofasida 70 000 km Quyoshning ko'rinadigan yuzasidan, keyin esa pasayishni boshlaydi va Yer yaqinida yuz ming darajaga etadi.

Katta harorat tufayli zarralar shunchalik tez harakat qiladiki, to'qnashuv paytida elektronlar erkin zarrachalar sifatida harakatlana boshlaydigan atomlardan uchib ketadi. Buning natijasida yorug'lik elementlari barcha elektronlarini butunlay yo'qotadi, shuning uchun tojda vodorod yoki geliy atomlari deyarli yo'q, faqat protonlar va alfa zarralari mavjud. Og'ir elementlar 10-15 tagacha tashqi elektronni yo'qotadi. Shu sababli, quyosh tojida uzoq vaqt davomida ma'lum kimyoviy elementlar bilan aniqlab bo'lmaydigan noodatiy spektral chiziqlar kuzatiladi.

Atmosfera deb nomlanuvchi Yer sayyoramizni o'rab turgan gazsimon konvert beshta asosiy qatlamdan iborat. Ushbu qatlamlar sayyora yuzasida, dengiz sathidan (ba'zan pastda) paydo bo'ladi va quyidagi ketma-ketlikda kosmosga ko'tariladi:

• Troposfera;
• Stratosfera;
• Mezosfera;
• Termosfera;
• Ekzosfera.

Yer atmosferasining asosiy qatlamlari diagrammasi

Ushbu asosiy besh qatlamning har birida havo harorati, tarkibi va zichligi o'zgarishi sodir bo'ladigan "pauzalar" deb ataladigan o'tish zonalari mavjud. Pauzalar bilan birgalikda Yer atmosferasi jami 9 ta qatlamni o'z ichiga oladi.

Troposfera: ob-havo sodir bo'ladigan joy

Atmosferaning barcha qatlamlaridan troposfera bizga eng tanish bo'lgan (siz buni tushunasizmi yoki yo'qmi), chunki biz uning tubida - sayyora yuzasida yashaymiz. U Yer yuzasini o'rab oladi va yuqoriga qarab bir necha kilometrga cho'ziladi. Troposfera so'zi "er sharining o'zgarishi" degan ma'noni anglatadi. Juda mos nom, chunki bu qatlam bizning kundalik ob-havomiz sodir bo'ladigan joy.

Sayyora yuzasidan boshlanib, troposfera 6 dan 20 km gacha balandlikka ko'tariladi. Bizga eng yaqin bo'lgan qatlamning pastki uchdan bir qismi barcha atmosfera gazlarining 50% ni o'z ichiga oladi. Bu butun atmosferaning nafas oladigan yagona qismidir. Quyoshning issiqlik energiyasini o'ziga singdiruvchi yer yuzasi tomonidan havo pastdan isitilishi tufayli troposferaning harorati va bosimi balandlikning oshishi bilan kamayadi.

Yuqori qismida troposfera va stratosfera orasidagi bufer bo'lgan tropopauza deb ataladigan yupqa qatlam mavjud.

Stratosfera: ozonning uyi

Stratosfera atmosferaning keyingi qatlamidir. Yer yuzasidan 6—20 km dan 50 km gacha choʻzilgan. Bu ko'pchilik tijorat laynerlari uchadigan va issiq havo sharlari sayohat qiladigan qatlamdir.

Bu erda havo yuqoriga va pastga tushmaydi, lekin juda tez havo oqimlarida yuzaga parallel ravishda harakat qiladi. Ko'tarilgan sari, quyoshning zararli ultrabinafsha nurlarini o'zlashtirish qobiliyatiga ega bo'lgan quyosh radiatsiyasi va kislorodning yon mahsuloti bo'lgan tabiiy ravishda paydo bo'ladigan ozon (O3) ko'pligi tufayli harorat oshadi (meteorologiyada balandlik bilan haroratning har qanday ko'tarilishi ma'lum). "inversiya" sifatida).

Stratosferaning pastki qismida issiqroq harorat va yuqori qismida sovuqroq harorat bo'lganligi sababli, atmosferaning bu qismida konveksiya (havo massalarining vertikal harakati) kam uchraydi. Aslida, siz stratosferadan troposferada shiddatli bo'ronni ko'rishingiz mumkin, chunki qatlam bo'ron bulutlarining kirib kelishiga to'sqinlik qiluvchi konveksiya qopqog'i vazifasini bajaradi.

Stratosferadan keyin yana bufer qatlam paydo bo'ladi, bu safar stratopauza deb ataladi.

Mezosfera: o'rta atmosfera

Mezosfera Yer yuzasidan taxminan 50-80 km uzoqlikda joylashgan. Yuqori mezosfera Yerdagi eng sovuq tabiiy joy bo'lib, u erda harorat -143 ° C dan pastga tushishi mumkin.

Termosfera: yuqori atmosfera

Mezosfera va mezopauzadan keyin termosfera keladi, u sayyora yuzasidan 80 dan 700 km gacha balandlikda joylashgan va atmosfera konvertidagi umumiy havoning 0,01% dan kamrog'ini o'z ichiga oladi. Bu erda harorat +2000 ° C gacha etadi, lekin havoning haddan tashqari yupqaligi va issiqlikni uzatish uchun gaz molekulalarining etishmasligi tufayli bu yuqori haroratlar juda sovuq deb qabul qilinadi.

Ekzosfera: atmosfera va kosmos o'rtasidagi chegara

Yer yuzasidan taxminan 700-10 000 km balandlikda ekzosfera - atmosferaning tashqi qirrasi, kosmos bilan chegaradosh. Bu erda ob-havo yo'ldoshlari Yer atrofida aylanadi.

Ionosfera haqida nima deyish mumkin?

Ionosfera alohida qatlam emas, lekin aslida bu atama 60 dan 1000 km balandlikdagi atmosferaga nisbatan qo'llaniladi. U mezosferaning eng yuqori qismlarini, butun termosferani va ekzosferaning bir qismini o'z ichiga oladi. Ionosfera o'z nomini oldi, chunki atmosferaning bu qismida Quyoshdan keladigan radiatsiya Yerning magnit maydonlaridan va da o'tganda ionlanadi. Bu hodisa shimoliy chiroqlar sifatida erdan kuzatiladi.

Quyosh tizimining markaziy tanasi bo'lgan Quyosh juda issiq plazma to'pidir. Quyosh Yerga eng yaqin yulduzdir. Undan keladigan yorug'lik bizga 8 1/3 daqiqada etib boradi. Quyosh Quyosh tizimidagi barcha jismlarning shakllanishiga hal qiluvchi ta'sir ko'rsatdi va Yerda hayotning paydo bo'lishi va rivojlanishiga sabab bo'lgan sharoitlarni yaratdi.

Quyoshning radiusi 109 marta, hajmi esa mos ravishda Yerning radiusi va hajmidan taxminan 1 300 000 marta katta. Quyoshning massasi ham katta. Bu Yerning massasidan taxminan 330 000 marta va uning atrofida harakatlanuvchi sayyoralarning umumiy massasidan deyarli 750 baravar ko'p.

Quyosh, ehtimol, Quyosh tizimining boshqa jismlari bilan birga gaz va chang tumanligidan paydo bo'lgan. Taxminan 5 milliard yil oldin. Avvaliga Quyosh moddasi gravitatsion siqilish tufayli juda qizib ketdi, lekin tez orada chuqurlikdagi harorat va bosim shunchalik oshdiki, yadro reaktsiyalari o'z-o'zidan sodir bo'la boshladi. Buning natijasida Quyosh markazidagi harorat juda ko'tarildi va uning chuqurligidagi bosim shunchalik oshdiki, u tortishish kuchini muvozanatlashtirib, tortishish siqilishini to'xtata oldi. Quyoshning zamonaviy tuzilishi shunday paydo bo'ldi. Ushbu struktura vodorodning geliyga sekin aylanishi tufayli saqlanadi. Quyosh mavjud bo'lgan 5 milliard yil davomida uning markaziy hududidagi vodorodning taxminan yarmi allaqachon geliyga aylangan. Bu jarayon natijasida Quyosh kosmosga chiqaradigan energiya miqdori chiqariladi.

Quyoshning nurlanish kuchi juda yuqori: u 3,8×10 20 MVt ga teng. Quyosh energiyasining kichik bir qismi Yerga etib boradi, bu taxminan yarim milliarddan bir qismini tashkil qiladi. U yer atmosferasini gaz holatida ushlab turadi, quruqlik va suv havzalarini doimiy ravishda isitadi, shamol va sharsharalarga energiya beradi, hayvonlar va o'simliklarning hayotiy faoliyatini ta'minlaydi. Quyosh energiyasining bir qismi Yer tubida ko'mir, neft va boshqa foydali qazilmalar shaklida saqlanadi.

Quyosh muvozanatdagi sferik simmetrik jismdir. Ushbu to'pning markazidan bir xil masofada joylashgan hamma joyda jismoniy sharoitlar bir xil, ammo markazga yaqinlashganda ular sezilarli darajada o'zgaradi. Zichlik va bosim tezda chuqurlikda oshadi, bu erda gaz yuqoridagi qatlamlarning bosimi bilan kuchliroq siqiladi. Binobarin, markazga yaqinlashganda harorat ham ortadi. Jismoniy sharoitlarning o'zgarishiga qarab, Quyosh asta-sekin bir-biriga aylanadigan bir nechta konsentrik qatlamlarga bo'linishi mumkin.

Quyosh markazida harorat 15 million daraja, bosim esa yuzlab milliard atmosferadan oshadi. Gaz bu erda taxminan 1,5x10 5 kg / m 3 zichlikda siqiladi. Quyosh energiyasining deyarli barchasi radiusi Quyoshnikining 1/3 qismiga teng bo'lgan markaziy mintaqada hosil bo'ladi. Markaziy qismni o'rab turgan qatlamlar orqali bu energiya tashqariga uzatiladi. Radiusning oxirgi uchdan bir qismida konvektiv zona mavjud. Quyoshning tashqi qatlamlarida aralashtirish (konveksiya) sababi qaynab turgan choynak bilan bir xil: isitgichdan keladigan energiya miqdori issiqlik o'tkazuvchanligi bilan olib tashlanganidan ancha katta. Shuning uchun modda harakat qilishga majbur bo'ladi va o'z-o'zidan issiqlikni o'tkaza boshlaydi.

Quyosh qatlamlari deyarli kuzatilmaydi. Ularning mavjudligi nazariy hisob-kitoblar yoki bilvosita ma'lumotlar asosida ma'lum. Konvektiv zonadan yuqorida Quyoshning atmosferasi deb ataladigan bevosita kuzatiladigan qatlamlari joylashgan. Ular yaxshiroq o'rganiladi, chunki ularning xususiyatlarini kuzatishlar asosida baholash mumkin.

Quyoshning ichki tuzilishi qatlamli yoki qobiqsimon bo'lib, u sharlar yoki mintaqalarga bo'linadi. Markazda joylashgan yadro, keyin radial energiya uzatish hududi, Batafsil konvektiv zona va nihoyat, atmosfera. Bir qator tadqiqotchilar uchta tashqi sohani o'z ichiga oladi: fotosfera, xromosfera va toj. To'g'ri, boshqa astronomlar faqat xromosfera va tojni quyosh atmosferasi deb hisoblashadi.

Yadro- yadro reaktsiyalari oqimini ta'minlaydigan ultra yuqori bosim va haroratga ega bo'lgan Quyoshning markaziy mintaqasi. Ular juda qisqa to'lqin uzunliklarida juda katta miqdordagi elektromagnit energiya chiqaradilar.

Nur energiyasini uzatish hududi yadro ustida joylashgan. U amalda harakatsiz va ko'rinmas o'ta yuqori haroratli gazdan hosil bo'ladi. Yadroda hosil bo'lgan energiya u orqali Quyoshning tashqi sferalariga nurlanish usuli bilan gaz harakatlanmasdan uzatiladi. Bu jarayonni shunday tasavvur qilish kerak. Yadrodan radiatsiya o'tkazuvchanligi hududiga energiya juda qisqa to'lqinli diapazonlarda kiradi - gamma nurlanishi va uzoq to'lqinli rentgen nurlarida chiqib ketadi, bu esa gaz haroratining periferik zonaga pasayishi bilan bog'liq.

Konvektiv hudud oldingisidan yuqorida joylashgan. Bundan tashqari, konvektiv aralashtirish holatida ko'rinmas issiq gazdan hosil bo'ladi. Bu ulardagi bosim va haroratda keskin farq qiluvchi ikki muhit o'rtasidagi mintaqaning pozitsiyasi bilan bog'liq. Issiqlikning quyosh ichki qismidan sirtga o'tishi yuqori bosim ostida yuqori isitiladigan havo massalarining gazning harorati pastroq bo'lgan va Quyosh nurlanishining yorug'lik diapazoni bo'lgan yulduzning periferiyasiga mahalliy ko'tarilishi natijasida sodir bo'ladi. boshlanadi. Konvektiv hududning qalinligi quyosh radiusining taxminan 1/10 qismiga teng deb taxmin qilinadi.