Kiemelkedések
A Nap felszínét, amelyet látunk, fotoszférának nevezzük. Ez az a terület, ahol a magból érkező fény végül eléri a felszínt. A fotoszféra hőmérséklete körülbelül 6000 K, és fehéren világít.
Közvetlenül a fotoszféra felett a légkör több százezer kilométeren át terjed. Nézzük meg közelebbről a Nap légkörének szerkezetét.
A légkör első rétegének minimális hőmérséklete van, és körülbelül 500 km-re található a fotoszféra felszínétől, hőmérséklete körülbelül 4000 K. Egy csillag számára ez meglehetősen hűvös.
Kromoszféra
A következő réteget kromoszférának hívjuk. A felszíntől mindössze 10 000 km-re található. A kromoszféra felső részén a hőmérséklet elérheti a 20 000 K-t. A kromoszféra láthatatlan speciális, keskeny sávú optikai szűrőket használó berendezés nélkül. Óriási napkiemelkedések 150 000 km magasságig emelkedhetnek a kromoszférában.
A kromoszféra felett átmeneti réteg található. E réteg alatt a gravitáció a domináns erő. Az átmeneti tartomány felett a hőmérséklet gyorsan emelkedik, mert a hélium teljesen ionizálódik.
Napkorona
A következő réteg a korona, amely a Naptól több millió kilométerre terjed ki az űrbe. Teljes fogyatkozáskor láthatjuk a koronát, amikor a világítótest korongját a Hold takarja. A korona hőmérséklete körülbelül 200-szor magasabb, mint a felszíné.
Míg a fotoszféra hőmérséklete mindössze 6000 K, addig a korona közelében elérheti az 1-3 millió Kelvin-fokot is. A tudósok még mindig nem tudják teljesen, miért olyan magas.
Helioszféra
A légkör felső részét helioszférának nevezzük. Ez egy napszéllel töltött űrbuborék, amely körülbelül 20 csillagászati egységre terjed ki (1 AU a Föld és a Nap távolsága). Végül a helioszféra fokozatosan átmegy a csillagközi közegbe.
A csillagok teljes egészében gázból állnak. De külső rétegeiket légkörnek is nevezik.
A Nap légköre 200-300 km-nél kezdődik. mélyebbre, mint a napkorong látható széle. A légkör ezen legmélyebb rétegeit fotoszférának nevezzük. Mivel vastagságuk nem haladja meg a nap sugarának egy háromezrelékét, a fotoszférát néha hagyományosan a Nap felszínének nevezik. A gáz sűrűsége a fotoszférában megközelítőleg megegyezik a Föld sztratoszférájának sűrűségével, és több százszor kisebb, mint a Föld felszínén. A fotoszféra hőmérséklete 300 km mélységben 8000 K-re csökken. 4000 K-ig a legfelső rétegekben. A nagy nagyítású teleszkópban megfigyelheti a fotoszféra finom részleteit: úgy tűnik, hogy az egész apró fényes szemcsékkel - szemcsékkel van teleszórva, amelyeket keskeny, sötét utak hálózata választ el. A granulálás a melegebb gázáramok felfelé és lefelé haladó keveredésének eredménye. A hőmérséklet különbség köztük a külső rétegekben viszonylag kicsi, de mélyebben, a konvektív zónában nagyobb, és sokkal intenzívebben megy végbe a keveredés. A Nap külső rétegeiben zajló konvekció óriási szerepet játszik a légkör általános szerkezetének meghatározásában. Végső soron a konvekció, a nap mágneses mezőivel való összetett kölcsönhatás eredményeként, az oka a naptevékenység sokféle megnyilvánulásának. A fotoszféra fokozatosan átmegy a nap légkörének ritkább külső rétegeibe - a kromoszférába és a koronába.
A kromoszféra (görögül „fénygömb”) vöröses-lila színéről kapta a nevét. Teljes napfogyatkozáskor látható, mint egy rongyos fényes gyűrű a Hold fekete korongja körül, amely éppen elhomályosította a Napot. A kromoszféra nagyon heterogén, és főleg megnyúlt, megnyúlt nyelvekből (spiculum) áll, ami égő fű megjelenését kelti. Ezeknek a kromoszférikus sugaraknak a hőmérséklete 2-3-szor magasabb, mint a fotoszférában, sűrűsége pedig több százezerszer kisebb. A kromoszféra teljes hossza 10-15 ezer km. A kromoszféra hőmérsékletének növekedését a konvektív zónából behatoló hullámok és mágneses mezők terjedése magyarázza. Az anyagot nagyjából ugyanúgy melegítik, mintha egy óriási mikrohullámú sütőben lenne. A részecskék hőmozgási sebessége nő, gyakoribbá válnak az ütközések közöttük, az atomok elveszítik külső elektronjaikat: az anyag forró ionizált plazmává válik. Ugyanezek a fizikai folyamatok tartják fenn a szoláris légkör legkülső rétegeinek szokatlanul magas hőmérsékletét is, amelyek a kromoszféra felett helyezkednek el. Napfogyatkozáskor gyakran bizarr alakú „szökőkutak”, „felhők”, „tölcsérek”, „bokrok”, „ívek” és a kromoszférikus anyag egyéb erősen világító képződményei figyelhetők meg a Nap felszíne felett. Ezek a szoláris légkör legambiciózusabb képződményei – kiemelkedések. Sűrűségük és hőmérsékletük megközelítőleg megegyezik a kromoszférával. De felette vannak, és a naplégkör magasabb, rendkívül ritka felső rétegei veszik körül. A kiemelkedések nem esnek a kromoszférába, mert anyagukat a Nap aktív területeinek mágneses tere támogatja. Egyes kiemelkedések, amelyek hosszú ideig észrevehető változások nélkül maradtak, hirtelen felrobbanni látszanak, és anyaguk másodpercenként több száz kilométeres sebességgel a bolygóközi térbe kerül.
A kromoszférától és a fotoszférától eltérően a Nap légkörének legkülső része - a korona - hatalmas kiterjedésű: több millió kilométerre terjed ki, ami több napsugárnak felel meg. A napkorona anyagsűrűsége a magassággal sokkal lassabban csökken, mint a levegő sűrűsége a Föld légkörében. A korona legjobban a napfogyatkozás teljes fázisában figyelhető meg. A korona fő jellemzője a sugárzó szerkezet. A koronasugarak nagyon változatos alakúak: hol rövidek, hol hosszúak, egyes sugarak egyenesek, hol pedig erősen íveltek. A napkorona általános megjelenése időszakosan változik. Ez a naptevékenység tizenegy éves ciklusának köszönhető. Mind a teljes fényerő, mind a napkorona alakja megváltozik. A maximális napfoltok korszakában viszonylag kerek alakja van. Ha kevés a folt, a korona alakja megnyúlik, miközben a korona általános fényessége csökken. Tehát a Nap koronája légkörének legkülső része, a legvékonyabb és a legmelegebb. Tegyük hozzá, hogy hozzánk is ez áll a legközelebb: kiderül, hogy a Naptól folyamatosan távolodó plazmafolyam - a napszél - formájában nyúlik el. Valójában a napkorona által körülvéve élünk, jóllehet a behatoló sugárzástól a Föld mágneses mezejének formájú megbízható gát véd.
Az élettapasztalat azt mondja, hogy minél közelebb viszi a kezét a lánghoz, annál forróbb lesz a keze. Az űrben azonban sok minden nem úgy működik, ahogy a mindennapi tapasztalatok sugallják: például a Nap látható felületének hőmérséklete „csak” 5800 K (5526,85 °C), de távolról, a Nap külső rétegeiben. csillag légköre, több millió fokra emelkedik.
Próbálja meg megoldani ezt a kis speciális problémát, amely a Napkorona fűtési probléma, a modern fizika egyik megoldatlan problémája! A jelenség felfedezésekor a tudósok úgy tűntek, hogy a napkorona megsértette a termodinamika második főtételét - elvégre a csillag belsejéből származó energia nem kerülhet át a korona régiójába, megkerülve a felszínt.
2007-ig két fő elmélet magyarázta a napkorona felmelegedését. Az egyik azt mondta, hogy a mágneses mezők hihetetlen energiákra gyorsítják fel a korona plazmáját, aminek köszönhetően a felszíni hőmérséklet fölé emelkedik. A második elmélet szerzői hajlamosak voltak azt hinni, hogy az energia a csillag belsejéből tör be a légkörbe.
Bart De Pontieu és munkatársai kutatásai bebizonyították, hogy a csillag belsejéből kiinduló lökéshullámok elegendő energiával rendelkeznek ahhoz, hogy folyamatosan energiával táplálják a koronát.
A NASA 2013-ban indította útjára az IRIS szondát, amely folyamatosan filmezi a Nap felszíne és a korona közötti határvonalat különböző tartományokban. Célja ugyanazon kérdés megválaszolása volt: van-e a napkoronának egy állandó hőforrása, vagy sok robbanás eredményeként jut energia a nap légkörébe? A két magyarázat között igen nagy a különbség, de nagyon nehéz megérteni, hogy melyik a helyes a korona óriási hővezető képessége miatt. Amint a Nap egyetlen pontján energia szabadul fel, a hőmérséklet szinte azonnal megemelkedik a pont körüli hatalmas területen – és úgy tűnik, hogy a korona hőmérséklete többé-kevésbé állandó.
Az IRIS-készülék azonban olyan kis időközönként rögzítette a korona hőmérsékletének változásait, hogy a tudósok sok „nanofáklyát” (nanofellobbanást) láttak, ahol a mágneses vonalak metszik egymást vagy átfedték egymást. Az, hogy létezik-e a koronát egyenletesen és folyamatosan felmelegítő hősugárzási forrás, továbbra is nyitott kérdés, de mára már világos, hogy az energia legalább egy része ilyen robbanások következtében a csillag belsejéből kerül a nap légkörébe.
Később az IRIS megfigyeléseit az EUNIS készülék megerősítette. A tudósok ma már szinte biztosak abban, hogy a napkorona éppen a sok apró robbanás miatt melegszik fel, amelyek forró plazmát bocsátanak a csillag légkörébe, amelynek hőmérséklete jóval magasabb, mint a Nap felszínének hőmérséklete.
Program kérdései:
A szoláris légkör kémiai összetétele;
A Nap forgása;
A napkorong széle felé sötétedik;
A naplégkör külső rétegei: kromoszféra és korona;
A Nap rádió- és röntgensugárzása.
Összegzés:
A szoláris légkör kémiai összetétele;
A látható tartományban a napsugárzás folytonos spektrumú, amellyel szemben több tízezer sötét abszorpciós vonal, ún. Fraunhofer. A folytonos spektrum legnagyobb intenzitását a kék-zöld részben éri el, 4300 - 5000 A hullámhosszon. A maximum mindkét oldalán a spektrum intenzitása csökken.
A légkörön kívüli megfigyelések kimutatták, hogy a Nap sugárzást bocsát ki a spektrum láthatatlan rövid- és hosszúhullámú tartományaiba. A rövidebb hullámhosszú tartományban a spektrum élesen megváltozik. A folytonos spektrum intenzitása gyorsan csökken, és a sötét Fraunhofer-vonalakat emissziós vonalak váltják fel.
A napspektrum legerősebb vonala az ultraibolya tartományban található. Ez a hidrogén L 1216 A hullámhosszú rezonanciavonala. A látható tartományban az ionizált kalcium H és K rezonanciavonalai a legintenzívebbek. Utánuk következnek intenzitásban a Balmer sorozat első sorai a hidrogén H , H , H , majd a nátrium, a magnézium, a vas, a titán és más elemek rezonanciavonalai. A fennmaradó számos vonal körülbelül 70 ismert kémiai elem spektrumával azonosítható a D.I. táblázatból. Mengyelejev. Ezen vonalak jelenléte a Nap spektrumában a megfelelő elemek jelenlétét jelzi a nap légkörében. Megállapították a hidrogén, hélium, nitrogén, szén, oxigén, magnézium, nátrium, vas, kalcium és egyéb elemek jelenlétét a Napban.
A Nap uralkodó eleme a hidrogén. A Nap tömegének 70%-át teszi ki. A következő a hélium - a tömeg 29% -a. A fennmaradó elemek együttesen valamivel több, mint 1%-ot tesznek ki.
A Nap forgása
A napkorongon az egyes jellemzők megfigyelése, valamint a spektrumvonalak eltolódásának mérése annak különböző pontjain a napanyag mozgását jelzi az egyik napátmérő, ún. forgástengely Nap.
A Nap középpontján átmenő és a forgástengelyre merőleges síkot a napegyenlítő síkjának nevezzük. Az ekliptika síkjával 7 0 15’-os szöget zár be, és az Egyenlítő mentén metszi a Nap felszínét. Az egyenlítői sík és a Nap középpontjából a felszínének adott pontjába behúzott sugár közötti szöget ún. heliográfiai szélesség.
A Nap forgási szögsebessége az Egyenlítőtől távolodva és a sarkokhoz közeledve csökken.
Átlagosan = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, ahol B a heliográfiai szélesség. A szögsebességet a napi forgásszöggel mérjük.
Az egyenlítői régió sziderális periódusa 25 nap, a sarkok közelében eléri a 30 napot. A Föld Nap körüli forgása miatt a forgása lassabbnak tűnik, és 27, illetve 32 napnak felel meg (szinódusos időszak).
A napkorong széle felé sötétedik
A fotoszféra a nap légkörének fő része, amelyben látható sugárzás képződik, amely folyamatos. Így szinte az összes hozzánk érkező napenergiát kibocsátja. A fotoszféra egy vékony, több száz kilométer hosszú, meglehetősen átlátszatlan gázréteg. A fotoszféra akkor látható, ha közvetlenül megfigyeljük a Napot fehér fényben, látszólagos „felülete” formájában.
A napkorong megfigyelésekor észrevehető a széle felé sötétedése. A középponttól távolodva a fényerő nagyon gyorsan csökken. Ez a hatás azzal magyarázható, hogy a fotoszférában a hőmérséklet a mélységgel nő.
A napkorong különböző pontjait az szög jellemzi, amely a szóban forgó helyen a Nap felszínének normáljával alkotja a látóvonalat. A korong közepén ez a szög 0, és a látóvonal egybeesik a Nap sugarával. A szélén = 90 és a látóvonal a Nap rétegeinek érintője mentén csúszik. Egy bizonyos gázréteg sugárzásának nagy része a 1 optikai mélységben található szintről származik. Ha a látóvonal nagy szögben metszi a fotoszféra rétegeit, az optikai mélység1 a külső rétegekben érhető el, ahol a hőmérséklet alacsonyabb. Ennek eredményeként a napkorong széleiből érkező sugárzás intenzitása kisebb, mint a középső sugárzás intenzitása.
A napkorong fényességének csökkenése a széle felé első közelítéssel a következő képlettel ábrázolható:
I () = I 0 (1 - u + cos),
ahol I () a fényerő abban a pontban, ahol a látóvonal szöget zár be a normállal, I 0 a korong középpontjából érkező sugárzás fényereje, u az arányossági együttható, attól függően, hogy hullámhossz.
A fotoszféra vizuális és fényképes megfigyelései feltárják finom szerkezetét, amely szorosan elhelyezkedő gomolyfelhőkre emlékeztet. A könnyű kerek képződményeket granulátumoknak nevezzük, és az egész szerkezetet granulálás. A szemcsék szögméretei nem haladják meg az 1 hüvelyk ívet, ami 700 km-nek felel meg. Minden egyes granulátum 5-10 percig fennáll, majd szétesik, és új szemcsék képződnek a helyükön. A szemcséket sötét terek veszik körül. Az anyag felemelkedik a szemcsékben és leesik körülöttük. E mozgások sebessége 1-2 km/s.
A granuláció a fotoszféra alatti konvektív zóna megnyilvánulása. A konvektív zónában az anyagok keveredése az egyes gáztömegek emelkedése és süllyedése következtében következik be.
A Nap külső rétegeiben a konvekció előfordulásának oka két fontos körülmény. Egyrészt a közvetlenül a fotoszféra alatti hőmérséklet nagyon gyorsan megemelkedik a mélységben, és a sugárzás nem tudja biztosítani a mélyebb forró rétegek sugárzásának felszabadulását. Ezért az energiát maguk a mozgó inhomogenitások adják át. Másrészt ezek az inhomogenitások szívósnak bizonyulnak, ha a bennük lévő gáz nem teljesen, hanem csak részben ionizált.
A fotoszféra alsó rétegeibe kerülve a gáz semlegesít, és nem tud stabil inhomogenitást kialakítani. ezért a konvektív zóna legfelső részein a konvekciós mozgások lelassulnak és a konvekció hirtelen leáll. A fotoszférában fellépő rezgések és zavarok akusztikus hullámokat generálnak. A konvektív zóna külső rétegei egyfajta rezonátort képviselnek, amelyben 5 perces oszcillációk gerjesztődnek állóhullámok formájában.
A nap légkörének külső rétegei: kromoszféra és korona
Az anyag sűrűsége a fotoszférában gyorsan csökken a magassággal, és a külső rétegek nagyon ritkultak. A fotoszféra külső rétegeiben a hőmérséklet eléri a 4500 K-t, majd ismét emelkedni kezd. Lassan több tízezer fokra emelkedik a hőmérséklet, amit a hidrogén és a hélium ionizációja kísér. A légkörnek ezt a részét ún kromoszféra. A kromoszféra felső rétegeiben az anyag sűrűsége eléri a 10-15 g/cm 3 -t.
A kromoszféra ezen rétegei közül 1 cm 3 körülbelül 10 9 atomot tartalmaz, de a hőmérséklet millió fokra emelkedik. Itt kezdődik a Nap légkörének legkülső része, az úgynevezett napkorona. A naplégkör legkülső rétegeinek felmelegedésének oka a fotoszférában fellépő akusztikus hullámok energiája. Ahogy felfelé terjednek az alacsonyabb sűrűségű rétegekbe, ezek a hullámok több kilométerre növelik amplitúdójukat, és lökéshullámokká alakulnak. A lökéshullámok fellépése következtében hullám disszipáció lép fel, ami megnöveli a részecskék mozgásának kaotikus sebességét, és hőmérsékletnövekedés következik be.
A kromoszféra integrált fényereje több százszor kisebb, mint a fotoszféra fényereje. Ezért a kromoszféra megfigyeléséhez speciális módszereket kell alkalmazni, amelyek lehetővé teszik gyenge sugárzásának elkülönítését a fotoszférikus sugárzás erőteljes fluxusától. A legkényelmesebb módszerek a fogyatkozás közbeni megfigyelések. A kromoszféra hossza 12-15 000 km.
A kromoszféráról készült fényképek tanulmányozásakor inhomogenitások látszanak, a legkisebbeket ún. tüskék. A tüskék hosszúkás alakúak, sugárirányban megnyúltak. Hosszúságuk több ezer km, vastagságuk körülbelül 1000 km. Több tíz km/s sebességgel a kromoszférából a koronába emelkednek a foltok, és feloldódnak benne. Spiculákon keresztül a kromoszféra anyaga kicserélődik a fedő koronával. A tüskék egy nagyobb struktúrát, úgynevezett kromoszférikus hálózatot alkotnak, amelyet a szubfotoszférikus konvektív zóna sokkal nagyobb és mélyebb elemei által okozott hullámmozgások generálnak, mint a szemcsék.
korona nagyon kicsi a fényereje, ezért csak a napfogyatkozások teljes fázisában figyelhető meg. A fogyatkozáson kívül koronagráf segítségével figyelik meg. A koronának nincsenek éles körvonalai, és szabálytalan alakja van, amely idővel jelentősen változik. A korona legfényesebb részét, amely a végtagtól legfeljebb 0,2-0,3 sugarú távolságra távolodik el a Naptól, általában belső koronának, a fennmaradó, nagyon kiterjesztett részt pedig külső koronának nevezik. A korona fontos jellemzője a sugárzó szerkezet. A sugarak különböző hosszúságúak, akár egy tucat vagy több napsugár is lehet. A belső korona ívekre, sisakokra és egyedi felhőkre emlékeztető szerkezeti képződményekben gazdag.
A koronasugárzás a fotoszférából származó szórt fény. Ez a fény erősen polarizált. Ilyen polarizációt csak szabad elektronok okozhatnak. 1 cm 3 koronaanyag körülbelül 10 8 szabad elektront tartalmaz. Ilyen számú szabad elektron megjelenését az ionizációnak kell okoznia. Ez azt jelenti, hogy a korona 1 cm 3 -e körülbelül 10 8 iont tartalmaz. Az anyag összkoncentrációja 2 legyen . 10 8 . A napkorona egy ritka plazma, amelynek hőmérséklete körülbelül egymillió Kelvin. A magas hőmérséklet következménye a korona nagy kiterjedése. A korona hossza több százszor nagyobb, mint a fotoszféra vastagsága, és több százezer kilométert tesz ki.
A Nap rádió- és röntgensugárzása
VAL VEL A napkorona teljesen átlátszó a látható sugárzásnak, de rosszul közvetíti a rádióhullámokat, amelyek erős abszorpciót és fénytörést tapasztalnak benne. A méteres hullámoknál a korona fényességi hőmérséklete eléri az egymillió fokot. Rövidebb hullámhosszon csökken. Ez annak köszönhető, hogy a plazma abszorbeáló tulajdonságainak csökkenése miatt megnő a sugárzás mélysége.
A napkorona rádiósugárzását több tíz sugarú távolságban követték nyomon. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy a Nap évente elhalad egy erőteljes rádiósugárzási forrás mellett - a Rák-köd és a napkorona elhomályosítja. A köd sugárzása a korona inhomogenitásaiban szóródik. A Napból kibocsátott rádióhullámokat figyeltek meg, amelyeket a kozmikus sugarak áthaladásával járó plazmaoszcillációk okoznak a kromoszférikus kitörések során.
Röntgensugárzásűrrepülőgépekre szerelt speciális távcsövek segítségével tanulmányozták. A Nap röntgenképe szabálytalan alakú, sok fényes folttal és „csomós” szerkezettel. Az optikai végtag közelében a fényesség észrevehető növekedése inhomogén gyűrű formájában. Különösen fényes foltok figyelhetők meg a naptevékenység központjai felett, azokon a területeken, ahol deciméteres és méteres hullámokkal erős rádiósugárzási források vannak. Ez azt jelenti, hogy a röntgensugarak elsősorban a napkoronából származnak. A Nap röntgensugaras megfigyelései lehetővé teszik a napkorona szerkezetének részletes vizsgálatát közvetlenül a napkorongra vetítve. A napfoltok felett világító korona fényes területei mellett kiterjedt sötét területeket találtak, amelyek a látható sugarakban nem társultak észrevehető képződményekkel. Úgy hívják koronális lyukakés a szoláris légkör azon területeihez kapcsolódnak, ahol a mágneses mezők nem képeznek hurkokat. A koronális lyukak a megnövekedett napszél forrásai. A Nap több fordulatáig is létezhetnek, és a Földön a Nap korpuszkuláris sugárzására érzékeny jelenségek 27 napos gyakoriságát idézhetik elő.
Ellenőrző kérdések:
Milyen kémiai elemek vannak túlsúlyban a naplégkörben?
Hogyan tájékozódhat a Nap kémiai összetételéről?
Milyen periódussal forog a Nap a tengelye körül?
Egybeesik-e a Nap egyenlítői és poláris tartományának forgási periódusa?
Mi a Nap fotoszférája?
Milyen a napfényfotoszféra szerkezete?
Mi okozza a napkorong széle felé sötétedését?
Mi az a granulálás?
Mi az a napkorona?
Mekkora az anyag sűrűsége a koronában?
Mi a nap kromoszférája?
Mik azok a tüskék?
Milyen hőmérsékletű a korona?
Mi magyarázza a korona magas hőmérsékletét?
Melyek a Nap rádiósugárzásának jellemzői?
A Nap mely régiói felelősek a röntgensugarak megjelenéséért?
Irodalom:
Kononovich E.V., Moroz V.I. Általános csillagászati tanfolyam. M., URSS szerkesztőség, 2004.
Galuzo I.V., Golubev V.A., Shimbalev A.A. A tanórák tervezése és lebonyolításának módszerei. Csillagászat 11. osztályban. Minszk. Aversev. 2003.
Whipple F.L. A Nap családja. M. Mir. 1984
Shklovsky I. S. Csillagok: születésük, életük és haláluk. M. Science. 1984
Betöltés...