hőmérséklet a nap mélyén. Mi a nap és mikor fog kialudni. Melyek a Nap rétegei?

A legközelebbi csillagunk hőmérséklete nem egyenletes, és jelentősen változik. A Nap magjában a gravitációs erő hatalmas nyomást és hőmérsékletet hoz létre, amely elérheti a 15 millió Celsius fokot. A hidrogénatomok összehúzódnak és összeolvadnak, héliumot hozva létre. Ezt a folyamatot termonukleáris reakciónak nevezik.
A termonukleáris reakció hatalmas mennyiségű energiát termel. Az energia a nap felszínére, a légkörbe és azon túl áramlik. A magból az energia a sugárzási zónába kerül, ahol akár 1 millió évet is eltölt, majd a konvektív zónába, a Nap belső részének felső rétegébe kerül. A hőmérséklet itt 2 millió Celsius fok alá süllyed. A forró plazma hatalmas buborékai ionizált atomok "levesét" képezik, és felfelé haladnak a fotoszféra felé.
A fotoszférában a hőmérséklet csaknem 5,5 ezer Celsius fok. Itt válik látható fénnyé a napsugárzás. A fotoszférán lévő napfoltok hidegebbek és sötétebbek, mint a környező területeken. A nagy napfoltok közepén a hőmérséklet akár több ezer Celsius fokra is csökkenhet.
A kromoszféra, a Nap légkörének következő rétege 4320 fokon valamivel hidegebb. A kromoszféra szó szerint "színes gömböt" jelent a National Solar Observatory szerint. A kromoszférából származó látható fény általában túl halvány ahhoz, hogy a fényesebb fotoszférával szemben látható legyen, de teljes napfogyatkozáskor, amikor a hold borítja a fotoszférát, a kromoszféra vörös peremként látható a Nap körül.
"A kromoszféra vörösnek tűnik a benne lévő hatalmas mennyiségű hidrogén miatt" - írja a National Solar Observatory honlapján.
A koronában jelentősen megemelkedik a hőmérséklet, ami fogyatkozáskor is megfigyelhető, amikor a plazma felfelé áramlik. A korona feltűnően forró lehet a naptesthez képest. A hőmérséklet itt 1 millió fok és 10 millió Celsius fok között változik.
Ahogy a korona lehűl, hőt és sugárzást veszít, az anyag napszélként elszáll, amely néha átszeli a Földet.
A Nap a legnagyobb és legmasszívabb objektum a Naprendszerben. A Földtől 149,5 millió km-re található. Ezt a távolságot csillagászati ​​egységnek nevezik, és a távolságok mérésére használják az egész Naprendszerben. Körülbelül 8 perc kell ahhoz, hogy a napfény és a hő elérje bolygónkat, így van egy másik módszer is a Nap távolságának meghatározására - 8 fényperc.

Korábban közzétettünk egy "" cikket, amelyben azt írtuk, hogy " A spanyolországi La Rioja tartományban elhúzódó szárazság miatt a víz alól kezdtek előbukkanni Mansilla de la Sierra városának maradványai, amelyet 58 évvel ezelőtt egy tározó létrehozása miatt elöntött a víz. 1959-ben..."

Érdekelheti a "" cikk is, amelyből megtudhatja, hogy " 2018. március 14-én kora reggel elhunyt a híres tudós és a tudomány népszerűsítője, Stephen William Hawking professzor Cambridge-ben. A tudományos életben ő volt..."

És természetesen ne hagyja ki a ""-t, csak itt fogja megtudni, hogy " Több mint két méteres hó esett az olaszországi Dél-Tirolban, ami több ezer áramszünetet okozott a régióban, és szinte lehetetlenné tette a vezetést. A helyzet az volt..."

Súly: 1,99×10 30 kg;

Átmérő: 1 392 000 km;

Térfogat: 1,41×10 18 km³;
Pov terület: 6,08 × 10 12 km²;

Átlagos sűrűség: 1409 kg/m³;
Spektrális osztály: G2V;
Felületi hőmérséklet: 5778 K;
Maghőmérséklet: 13 500 000 K;

Fényerő: 3,88×10 26 W;
Galaktikus év:230-250 millió év;

Kor: körülbelül 5 milliárd év;

Távolság a Földtől: 149,6 millió km.

Az emberi civilizáció története során számos kultúrában a Nap imádat tárgya volt. A Nap kultusza az ókori Egyiptomban létezett, ahol Ra volt a napistenség. Az ókori görögöknél a napisten Héliosz volt, aki a legenda szerint naponta utazott szekerén az égen. A görögök azt hitték, hogy Helios keleten élt egy gyönyörű palotában, amelyet az évszakok – nyár, tél, tavasz és ősz – vesznek körül. Amikor Helios reggel elhagyja palotáját, a csillagok kialszanak, az éjszakát felváltja a nappal. A csillagok újra megjelennek az égen, amikor Helios eltűnik nyugaton, ahol szekérből gyönyörű csónakká változik, és átúszik a tengeren a napkelte helyére. Az ókori orosz pogány panteonban két napistenség élt - Khors (a tényleges megszemélyesített nap) és Dazhdbog. Még egy modern embernek is csak a Napra kell néznie, ahogy kezdi megérteni, mennyire függ tőle. Hiszen ha nem lenne világítótest, akkor nem lenne a biológiai fejlődéshez és élethez szükséges hő. Földünk örökre megfagyott jégbolygóvá változna, hasonló lenne a helyzet a déli és az északi féltekén az egész világon.

A mi Napunk egy hatalmas világító gázgömb, melyben összetett folyamatok mennek végbe, és ennek eredményeként folyamatosan energia szabadul fel. A Nap belső térfogata több régióra osztható. A bennük lévő anyag tulajdonságaiban különbözik, és az energia különböző fizikai mechanizmusokon keresztül oszlik el. A központi részen nap van energiájának forrása, vagy képletesen szólva az a "tűzhely", ami felmelegíti és nem hagyja kihűlni. Ezt a területet magnak nevezik. A külső rétegek súlya alatt a Nap belsejében lévő anyag összenyomódik, és minél mélyebb, annál erősebb. Sűrűsége a középpont felé növekszik a nyomás és a hőmérséklet növekedésével együtt. A magban, ahol a hőmérséklet eléri a 15 millió Kelvint, energia szabadul fel. Ez az energia a könnyű kémiai elemek atomjainak a nehezebbek atomjaivá való fúziója eredményeként szabadul fel. A Nap mélyén négy hidrogénatom alkot egy héliumatomot. Ezt a szörnyű energiát tanulták meg az emberek felszabadítani egy hidrogénbomba robbanása során. Remélhetőleg a közeljövőben egy személy megtanulhatja, hogyan használja békés célokra. A mag sugara kb 150-175 ezer km(a Nap sugarának 25%-a). A naptömeg fele a térfogatában összpontosul, és szinte az összes energia felszabadul, amely támogatja a Nap ragyogását. A Nap középpontjában minden másodpercre kb 4,26 millió tonna anyag. Ez akkora energia, hogy ha az összes üzemanyag elfogy (a hidrogén teljesen héliummá alakul), akkor még több millió évre elegendő lesz az élet fenntartásához.

VAL VEL a Nap megháromszorozása. A Nap középpontjában a napmag található.

A fotoszféra a Nap látható felülete.

amely a fő sugárforrás. Nap

körülveszi a napkoronát, amelynek nagyon magas a hőmérséklete,

azonban rendkívül ritka, ezért meztelenül is látható

csak teljes napfogyatkozáskor.

Hozzávetőleges hőmérséklet-eloszlás napelemben
légkör a velejéig

A nap energiája

Miért süt a Nap, és miért nem hűl ki évmilliárdokig? Milyen "üzemanyag" ad neki energiát? A tudósok évszázadok óta keresik a választ ezekre a kérdésekre, és csak a 20. század elején. megtalálta a megfelelő megoldást. Ma már ismert, hogy a Nap más csillagokhoz hasonlóan a mélyében lezajló termonukleáris reakciók miatt süt.A Napot alkotó fő anyag a hidrogén, amely a csillag teljes tömegének körülbelül 71%-át teszi ki. Csaknem 27% a héliumhoz, a fennmaradó 2% pedig nehezebb elemekhez, például szénhez, nitrogénhez, oxigénhez és fémekhez tartozik. A hidrogén a Nap fő "üzemanyaga". Négy hidrogénatomból egy átalakulási lánc eredményeként egy hélium atom keletkezik. És a reakcióban részt vevő minden gramm hidrogénre 6.×10 11 J energia! A Földön ez az energiamennyiség elegendő lenne 1000 m 3 víz felmelegítésére 0 °C hőmérsékletről forráspontig. Az atommagban a könnyű hidrogénelemek atommagjai egyesülnek egy nehezebb hidrogén atomjának magjába (az ilyen atommagot deutériumnak nevezik). Az új mag tömege sokkal kisebb, mint azoknak a magoknak a teljes tömege, amelyekből létrejött. A tömeg többi része energiává alakul, amit a reakció során felszabaduló részecskék elvisznek. Ez az energia szinte teljesen hővé alakul.Az ilyen lánctranszformációk eredménye egy új atommag megjelenése, amely két protonból és két neutronból áll - a hélium atommag.A hidrogén héliummá történő átalakításának ilyen termonukleáris reakcióját proton-protonnak nevezik, mivel két hidrogénatommag-proton közeli megközelítésével kezdődik.

A hidrogén héliummá alakításának reakciója a felelős azért, hogy a Nap belsejében ma már sokkal több hélium van, mint a felszínén. Természetesen felmerül a kérdés: mi lesz a Nappal, amikor a magjában lévő összes hidrogén kiég és héliummá alakul, és mennyi idő múlva fog ez megtörténni? Kiderült, hogy körülbelül 5 milliárd év múlva annyira lecsökken a hidrogéntartalom a Nap magjában, hogy "égése" a mag körüli rétegben kezdődik meg. Ez a nap légkörének "felfúvódásához", a Nap méretének növekedéséhez, a felszíni hőmérséklet csökkenéséhez és a mag növekedéséhez vezet. Fokozatosan a Nap vörös óriássá válik - egy viszonylag hideg, hatalmas méretű csillaggá, amely meghaladja a pálya határait. Napélet ezzel nem ér véget, még sok változáson megy keresztül, míg végül egy hideg és sűrű gázgömb lesz belőle, amiben már nem megy végbe termonukleáris reakció.

Így nézne ki a Nap a Föld felszínéről.

5 milliárd év, amikor a magban lévő hidrogén teljesen elhasználódott. Nap

Vörös Óriássá változik, melynek magja erősen összenyomódik,

míg a külső rétegek meglehetősen ritka állapotban vannak.

Olyan hatalmas a csillagunk. mi fér bele kb

1 300 000 kötet a Földről. A Nap kerülete az Egyenlítőnél

4,37 millió km (például a Föld 40 000 km-es)

Hogyan keletkezett a nap

Mint minden csillag, a mi Napunk is a csillagközi anyagnak (gáz és por) való hosszú távú kitettség eredményeként jött létre. Kezdetben a csillag egy gömbhalmaz volt, amely főleg hidrogénből állt. Aztán a gravitációs erők hatására a hidrogénatomok elkezdtek egymáshoz tapadni, nőtt a sűrűség, és ennek hatására egy meglehetősen összenyomott mag keletkezett. Az első termonukleáris reakció kigyulladásának pillanatában megkezdődik egy csillag hivatalos születése.

Olyan hatalmas csillag, mint a Nap, összesen körülbelül 10 milliárd évig kell léteznie. Így jelenleg a Nap hozzávetőlegesen életciklusa közepén jár (jelenleg a visszatérése körülbelül 5 milliárd év). 4-5 milliárd év múlva vörös óriáscsillaggá változik. Ahogy a magban lévő hidrogén üzemanyag kiég, a külső héja kitágul, a mag pedig összezsugorodik és felmelegszik. Körülbelül keresztül 7,8 Ga amikor a maghőmérséklet eléri kb 100 millió K, megkezdi a héliumból származó szén és oxigén termonukleáris fúziós reakcióját. A fejlődésnek ebben a szakaszában a hőmérsékleti instabilitás a Nap belsejében ahhoz a tényhez vezet, hogy a Nap tömegét veszíteni kezdi és leveti a héját. Úgy tűnik, a Nap táguló külső rétegei ekkor érik el a Föld modern pályáját. Ugyanakkor a tanulmányok azt mutatják, hogy a Nap tömegvesztesége már e pillanat előtt azt eredményezi, hogy a Naptól távolabbi pályára kerül, és így elkerülhető a napplazma külső rétegei általi elnyelés. .

Ennek ellenére a Föld összes víze gáznemű halmazállapotúvá válik, és nagy része a világűrben eloszlik. A Nap hőmérsékletének emelkedése ebben az időszakban olyan mértékű, mint a következő 500-700 millió a Föld felszíne túl forró lesz ahhoz, hogy a mai értelemben vett élet létezhessen rajta.

Után Napátmegy a fázison vörös óriás, a termikus lüktetések oda vezetnek, hogy a külső héja leszakad, és bolygóköd képződik belőle. Ennek a ködnek a közepén a Nap nagyon forró magjából kialakult fehér törpe típusú csillag marad, amely sok milliárd év alatt fokozatosan lehűl és elhalványul.

Életének szinte teljes ciklusa alatt megjelenik a Nap
mint egy sárga csillag, a nálunk megszokott fényerővel

A Nap megvilágítja és felmelegíti bolygónkat, enélkül nem csak az emberek, hanem a mikroorganizmusok számára is lehetetlen lenne rajta az élet. Csillagunk a Földön lezajló folyamatok fő (bár nem az egyetlen) motorja. De nem csak hőt és fényt kap a Föld a Naptól. különféle típusú napsugárzás és részecskeáramlás állandó hatással van az életére. A nap elektromágneses hullámokat küld a Földre a spektrum minden területén – a sok kilométeres rádióhullámtól a gamma-sugárzásig. A bolygó atmoszféráját különböző energiájú töltött részecskék is elérik - mind a magas (kozmikus napsugarak), mind az alacsony és közepes (napszél áramlások, fáklyákból származó kibocsátások).A bolygóközi térből azonban a töltött részecskék nagyon kis része jut be. (a többi eltéríti vagy késlelteti a geomágneses teret) De energiájuk elég ahhoz, hogy bolygónk auróráját és mágneses mezőjének perturbációját okozza.

Nap távol helyezkedik el 149,6 millió km. A csillagászatban ezt a mennyiséget nevezik csillagászati ​​egységnek (AU). Ha abban a pillanatban hirtelen kialszik a csillagunk, akkor 8,5 percig nem fogunk tudni róla – ennyi idő alatt jut el a napfény a Naptól a Földig 300 000 km/s sebességgel. Elhelyezkedésünk a legkedvezőbb a biológiai élet kialakulásához szükséges klímának fenntartásához. Ha a Föld legalább egy kicsit közelebb lenne a Naphoz, mint most, akkor bolygónkat elégeti a hő, és a víz körforgása a természetben megszakadna, és minden élőlény megszűnne létezni. Abban az időben a bolygó Naptól való távolságát a hőmérséklet hihetetlen csökkenése, a víz megfagyása, egy új jégkorszak kialakulása jellemezte. Ez a végén a bolygó összes élőlényének teljes kihalásához vezetne.

>Miből van a Nap?

Kitalál, miből van a nap: a csillag szerkezetének és összetételének leírása, kémiai elemek listája, rétegek száma és jellemzői fényképpel, diagrammal.

A Földről a Nap egy sima tűzgömbnek tűnik, és mielőtt a Galileo komikus hajó felfedezte volna a napfoltokat, sok csillagász úgy gondolta, hogy tökéletes alakja van, tökéletlenségek nélkül. Most már tudjuk A nap kitalált több rétegből, mint a Föld, amelyek mindegyike ellátja a saját funkcióját. A Napnak ez a szerkezete, mint egy hatalmas kemence, biztosítja a Föld összes energiáját, amely a földi élethez szükséges.

Milyen elemekből áll a nap?

Ha szét tudna szedni egy csillagot és összehasonlítani az alkotóelemeket, megértené, hogy az összetétel 74% hidrogén és 24% hélium. Ezenkívül a Nap 1% oxigénből áll, a fennmaradó 1% pedig a periódusos rendszer olyan kémiai elemei, mint a króm, kalcium, neon, szén, magnézium, kén, szilícium, nikkel, vas. A csillagászok úgy vélik, hogy a héliumnál nehezebb elem fém.

Hogyan keletkeztek a Nap ezen elemei? Az ősrobbanás során hidrogén és hélium keletkezett. Az Univerzum kialakulásának kezdetén az elemi részecskékből megjelent az első elem, a hidrogén. A magas hőmérséklet és nyomás miatt az Univerzumban olyanok voltak a körülmények, mint egy csillag magjában. Később a hidrogént héliummá olvasztották mindaddig, amíg az univerzumban a fúziós reakció végbemeneteléhez szükséges magas hőmérséklet volt. A hidrogén és a hélium jelenlegi aránya, amely jelenleg az Univerzumban van, az Ősrobbanás után alakult ki, és nem változott.

A Nap fennmaradó elemei más csillagokban jönnek létre. A hidrogén héliummá való fúziója folyamatosan zajlik a csillagok magjában. Miután a magban lévő összes oxigént előállították, áttérnek a nehezebb elemek, például lítium, oxigén, hélium magfúziójára. A Napban található nehézfémek közül sok más csillagokban is keletkezett életük végén.

A legnehezebb elemek, az arany és az urán képződése akkor következett be, amikor a Napunknál sokszorosa méretű csillagok robbantak fel. A fekete lyuk keletkezésének egy másodperc töredéke alatt az elemek nagy sebességgel ütköztek, és a legnehezebb elemek keletkeztek. A robbanás szétszórta ezeket az elemeket az univerzumban, ahol segítettek új csillagok kialakulásában.

Napunk összegyűjtötte az Ősrobbanás által létrehozott elemeket, a haldokló csillagokból származó elemeket és a csillagok új detonációiból származó részecskéket.

Melyek a Nap rétegei?

Első pillantásra a Nap csak egy hélium és hidrogén golyója, de közelebbről megvizsgálva kiderül, hogy különböző rétegekből áll. A mag felé haladva a hőmérséklet és a nyomás növekszik, aminek eredményeként rétegek keletkeztek, mivel a hidrogén és a hélium különböző körülmények között eltérő tulajdonságokkal rendelkezik.

napelemmag

Kezdjük el mozgásunkat a rétegeken keresztül a Nap összetételének magjától a külső rétegig. A Nap belső rétegében - a magban - a hőmérséklet és a nyomás nagyon magas, hozzájárulva a magfúzió áramlásához. A nap hidrogénből hélium atomokat hoz létre, ennek a reakciónak a hatására fény és hő keletkezik, amelyek elérik a. Általánosan elfogadott, hogy a Nap hőmérséklete körülbelül 13 600 000 Kelvin fok, és a mag sűrűsége 150-szer nagyobb, mint a víz sűrűsége.

A tudósok és a csillagászok úgy vélik, hogy a Nap magja eléri a Nap sugara hosszának körülbelül 20%-át. Az atommag belsejében pedig a magas hőmérséklet és nyomás elősegíti a hidrogénatomok protonokra, neutronokra és elektronokra való szétbontását. A nap hélium atomokká alakítja őket, szabadon lebegő állapotuk ellenére.

Az ilyen reakciót exotermnek nevezik. A reakció során nagy mennyiségű hő szabadul fel, ami 389 x 10 31 J. másodpercenként.

A Nap sugárzási zónája

Ez a zóna a mag határán kezdődik (a napsugár 20%-a), és eléri a napsugár 70%-át. Ezen a zónán belül található a napanyag, amely meglehetősen sűrű és forró összetételű, így a hősugárzás hőveszteség nélkül halad át rajta.

A napmag belsejében magfúziós reakció játszódik le - a protonok fúziója eredményeként hélium atomok jönnek létre. A reakció eredményeként nagy mennyiségű gamma-sugárzás lép fel. Ebben a folyamatban energia fotonok bocsátódnak ki, majd a sugárzási zónában elnyelődnek, és különféle részecskék újra kibocsátják őket.

A foton pályáját "véletlenszerű sétának" nevezik. Ahelyett, hogy egyenes úton haladna a Nap felszíne felé, a foton cikk-cakk mintázatban mozog. Ennek eredményeként minden fotonnak körülbelül 200 000 évre van szüksége ahhoz, hogy legyőzze a Nap sugárzási zónáját. Amikor az egyik részecskéről a másikra halad át, a foton energiát veszít. A Föld számára ez jó, mert csak a Napból érkező gammasugárzást tudtuk fogadni. Az űrbe esett fotonnak 8 percre van szüksége ahhoz, hogy a Földre utazzon.

Sok csillagnak van sugárzási zónája, és méretük közvetlenül függ a csillag méretétől. Minél kisebb a csillag, annál kisebbek lesznek a zónák, amelyek nagy részét a konvektív zóna foglalja el. A legkisebb csillagoknak hiányozhatnak a sugárzási zónák, és a konvektív zóna eléri a mag távolságát. A legnagyobb csillagoknál fordított a helyzet, a sugárzási zóna a felszínig terjed.

konvektív zóna

A konvektív zóna a sugárzási zónán kívül van, ahol a Nap belső hője forró gázoszlopokon áramlik át.

Szinte minden csillagnak van ilyen zónája. A mi Napunknál a Nap sugarának 70%-ától a felszínig (fotoszféra) terjed. A csillag mélyén, a magjában lévő gáz felmelegszik, és úgy emelkedik a felszínre, mint a viaszbuborékok a lámpában. A csillag felszínére érve hőveszteség lép fel, lehűléskor a gáz visszasüllyed a középpontba, a hőenergia megújulása céljából. Példaként hozhatunk egy fazék forrásban lévő vizet a tűz fölé.

A Nap felszíne olyan, mint a laza talaj. Ezek az egyenetlenségek a forró gáz oszlopai, amelyek hőt szállítanak a Nap felszínére. Szélességük eléri az 1000 km-t, a disszipáció ideje pedig eléri a 8-20 percet.

A csillagászok úgy vélik, hogy az alacsony tömegű csillagoknak, mint például a vörös törpéknek, csak a magig terjedő konvektív zónájuk van. Nincs sugárzási zónájuk, ami a Napról nem mondható el.

Fotoszféra

A Nap egyetlen, a Földről látható rétege a. E réteg alatt a Nap átlátszatlanná válik, és a csillagászok más módszerekkel is tanulmányozzák csillagunk belsejét. A 6000 Kelvin felszíni hőmérséklet sárgás-fehéren világít, ami a Földről látható.

A Nap légköre a fotoszféra mögött található. A Napnak azt a részét, amely napfogyatkozáskor látható, ún.

A Nap szerkezete az ábrán

A NASA speciálisan oktatási célokra fejlesztette ki a Nap szerkezetének és összetételének sematikus ábrázolását, amely minden réteg hőmérsékletét jelzi:

• (Látható, IR és UV sugárzás) a látható sugárzás, az infravörös sugárzás és az ultraibolya sugárzás. A látható sugárzás a napból érkező fény. Az infravörös sugárzás az a hő, amit érzünk. Az ultraibolya sugárzás az a sugárzás, amely barnulást ad. A nap ezeket a sugárzásokat egyszerre állítja elő.
• (Photosphere 6000 K) - A fotoszféra a Nap felső rétege, felszíne. A 6000 Kelvin hőmérséklet 5700 Celsius-fokkal egyenlő.
• Rádiósugárzás – A látható sugárzás, infravörös sugárzás és ultraibolya sugárzás mellett a Nap rádiósugárzást is kibocsát, amit a csillagászok rádióteleszkóppal észleltek. A napfoltok számától függően ez a kibocsátás növekszik és csökken.
• Koronális lyuk – Ezek azok a helyek a Napon, ahol a korona alacsony plazmasűrűséggel rendelkezik, ami sötétebb és hidegebb koronát eredményez.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - A Nap sugárzási zónájában ez a hőmérséklet.
• Konvektív zóna/Turbulens konvekció (transz. Konvektív zóna/Turbulens konvekció) - Ezek azok a helyek a Napon, ahol a mag hőenergiáját konvekció útján továbbítják. A plazmaoszlopok elérik a felszínt, leadják hőjüket, és ismét lerohannak, hogy újra felmelegedjenek.
• Koronális hurkok (transz. Coronal loops) - hurkok, amelyek plazmából állnak a Nap légkörében, mágneses vonalak mentén mozognak. Hatalmas íveknek tűnnek, amelyek több tízezer kilométerre nyúlnak ki a felszínről.
• A mag (per. Core) a szoláris szív, amelyben magfúzió megy végbe, magas hőmérséklet és nyomás alkalmazásával. Minden napenergia a magból származik.
• 14 500 000 K (per. 14 500 000 Kelvin) – A napelemmag hőmérséklete.
• Sugárzózóna (transz. Sugárzóna) – A Nap azon rétege, ahol az energia sugárzás segítségével történik. A foton legyőzi a 200 000 feletti sugárzási zónát, és a világűrbe kerül.
• A neutrínók (transz. Neutrino) elhanyagolható tömegű részecskék, amelyek magfúziós reakció eredményeként áradnak ki a Napból. Másodpercenként több százezer neutrínó halad át az emberi testen, de nem okoznak nekünk kárt, nem érezzük őket.
• Chromospheric Flare (ford. Chromospheric Flare) - Csillagunk mágneses tere különféle formákban csavarodhat, majd hirtelen megtörhet. A mágneses mezők megszakadásának eredményeként erőteljes röntgenkitörések jelennek meg, amelyek a Nap felszínéről áradnak ki.
• Mágneses mező hurok – A Nap mágneses tere a fotoszféra felett van, és látható, amint a forró plazma mágneses vonalakon mozog a Nap légkörében.
• Folt – Napfolt (ford. Napfoltok) – Ezek olyan helyek a Nap felszínén, ahol a mágneses mezők áthaladnak a Nap felszínén, és a hőmérséklet alacsonyabb, gyakran hurokban.
• Energetikai részecskék (transz. Energetikus részecskék) - A Nap felszínéről származnak, ennek eredményeként jön létre a napszél. Napviharokban sebességük eléri a fénysebességet.
• Röntgensugarak (transz. Röntgensugarak) - az emberi szem számára láthatatlan sugarak, amelyek a Napon felvillanások során keletkeznek.
• Fényes foltok és rövid élettartamú mágneses régiók (ford. Bright spots and short-life magnetic regions) - A hőmérséklet-különbségek miatt világos és halvány foltok jelennek meg a Nap felszínén.

Nap, annak ellenére, hogy szerepel "sárga törpe" akkora, hogy el sem tudjuk képzelni. Ha azt mondjuk, hogy a Jupiter tömege 318 Földtömeg, hihetetlennek tűnik. De amikor rájövünk, hogy az összes anyag tömegének 99,8%-a a Napban található, ez egyszerűen felfoghatatlan.

Az elmúlt évek során sokat tanultunk a „mi” sztárunk működéséről. Bár az emberiség nem talált fel (és nem valószínű, hogy valaha is feltalál) olyan kutatószondát, amely képes fizikailag megközelíteni a Napot, és mintát venni az anyagából, összetételével már teljesen tisztában vagyunk.

A fizika és a lehetőségek ismerete lehetővé teszi számunkra, hogy pontosan megmondjuk, miből áll a Nap: Tömegének 70% -a hidrogén, 27% - hélium, egyéb elemek (szén, oxigén, nitrogén, vas, magnézium és mások) - 2,5%.

Azonban csak ez a száraz statisztika, tudásunk szerencsére nem korlátozott.

Mi van a nap belsejében

A modern számítások szerint a Nap belsejében a hőmérséklet eléri a 15-20 millió Celsius-fokot, a csillaganyag sűrűsége eléri az 1,5 grammot köbcentiméterenként.

A Nap energiájának forrása egy folyamatosan zajló, mélyen a felszín alatt zajló nukleáris reakció, amelynek köszönhetően a csillag magas hőmérséklete megmarad. Mélyen a Nap felszíne alatt a hidrogén magreakcióval héliummá alakul, az ezzel járó energia felszabadulásával.
A Nap "nukleáris fúziós zónájának" az ún napelemmag sugara pedig megközelítőleg 150-175 ezer km (a Nap sugarának legfeljebb 25%-a). A napmagban lévő anyag sűrűsége 150-szerese a víz sűrűségének, és csaknem hétszerese a Föld legsűrűbb anyagának: az ozmiumnak.

A tudósok kétféle termonukleáris reakciót ismernek a csillagok belsejében: hidrogén ciklusÉs szén körforgása. Leginkább a Napon hidrogén ciklus, amely három szakaszra osztható:

• A hidrogénatomok deutériummagokká (a hidrogén izotópjává) alakulnak
• a hidrogénatommagok az instabil hélium izotóp magjaivá alakulnak
• az első és a második reakció termékei a hélium stabil izotópjának (Hélium-4) kialakulásához kapcsolódnak.

Minden másodpercben 4,26 millió tonna csillaganyag alakul sugárzássá, de a Nap súlyához képest még ez a hihetetlen érték is olyan kicsi, hogy elhanyagolható.

A hő távozása a Nap beléből az alulról érkező elektromágneses sugárzás elnyelésével és további visszabocsátásával valósul meg.

Közelebb a napfelszínhez a belsejéből kisugárzott energia főként a konvekciós zóna Sun eljárást használ konvekció- az anyag keveredése (az anyag meleg áramlásai közelebb emelkednek a felszínhez, míg a hideg áramlások leesnek).
A konvekciós zóna a Nap átmérőjének körülbelül 10%-ának mélységében található, és majdnem eléri a csillag felszínét.

A Nap légköre

A konvekciós zóna felett kezdődik a Nap légköre, amelyben sugárzás segítségével ismét megtörténik az energiaátadás.

Fotoszféra a nap légkörének alsó rétege - a nap látható felülete. Vastagsága megközelítőleg 2/3 egységnyi optikai vastagságnak felel meg, abszolút értékben pedig a fotoszféra 100-400 km vastagságot ér el. A fotoszféra a Nap látható sugárzásának forrása, a hőmérséklet 6600 K (az elején) és 4400 K (a fotoszféra felső szélén) között mozog.

Valójában a Nap úgy néz ki, mint egy tökéletes kör, világos határokkal, csak azért, mert a fotoszféra peremén a fényereje az ív egy másodpercnél rövidebb ideje alatt százszorosára csökken. Emiatt a napkorong szélei észrevehetően kevésbé fényesek, mint a közepe, fényességük mindössze 20%-a a korong középpontjának fényességének.

Kromoszféra- a Nap második légköri rétege, a csillag külső héja, körülbelül 2000 km vastag, a fotoszférát körülvevő. A kromoszféra hőmérséklete 4000 K-ről 20 000 K-re emelkedik. A Napot a Földről megfigyelve alacsony sűrűsége miatt nem látjuk a kromoszférát. Csak napfogyatkozáskor figyelhető meg – intenzív vörös izzás a napkorong szélein, ez a csillag kromoszférája.

napkorona- a szoláris légkör utolsó külső héja. A korona kiemelkedésekből és energiakitörésekből áll, amelyek több százezer, sőt több mint egymillió kilométerre törnek ki és törnek ki az űrbe, kialakítva napos szél. Az átlagos koronahőmérséklet legfeljebb 2 millió K, de elérheti a 20 millió K-t is. A napkorona azonban, akárcsak a kromoszféra esetében, csak fogyatkozáskor látható a Földről. A napkorona anyagának túl alacsony sűrűsége nem teszi lehetővé normál körülmények között a megfigyelését.

napos szél

napos szél- a csillag légkörének felmelegedett külső rétegei által kibocsátott töltött részecskék (protonok és elektronok) folyama, amely bolygórendszerünk határáig terjed. A világítótest e jelenség miatt másodpercenként több millió tonnát veszít tömegéből.

A Föld pályája közelében a napszél részecskéinek sebessége eléri a 400 kilométer per másodpercet (csillagrendszerünkön szuperszonikus sebességgel haladnak keresztül), a napszél sűrűsége köbcentiméterenként több tíz ionizált részecske közötti.

A napszél az, amely kíméletlenül „passzolja” a bolygók atmoszféráját, „kifújja” a benne lévő gázokat a világűrbe, és nagyrészt ez a felelős. A bolygó mágneses tere lehetővé teszi a Föld számára, hogy ellenálljon a napszélnek, ami láthatatlan védelmet jelent a napszél ellen, és megakadályozza a légköri atomok kiáramlását a világűrbe. Amikor a napszél ütközik a bolygó mágneses terével, optikai jelenség lép fel, amit a Földön úgy hívunk: Sarki fény mágneses viharok kíséretében.

A napszél haszna azonban szintén tagadhatatlan - ő az, aki "lefújja" a galaktikus eredetű kozmikus sugárzást a Naprendszerből -, és ezért védi csillagrendszerünket a külső, galaktikus sugárzástól.

Az aurórák szépségét nézve nehéz elhinni, hogy ezek a villanások a napszél és a Föld magnetoszférájának látható jelei.

NAP
a csillag, amely körül a Föld és a Naprendszer többi bolygója kering. A nap kivételes szerepet játszik az emberiség számára, mint a legtöbb energiatípus elsődleges forrása. Az általunk ismert élet nem lenne lehetséges, ha a Nap egy kicsit fényesebb vagy gyengébb lenne. A Nap tipikus kis csillag, több milliárd van belőlük. De a hozzánk való közelsége miatt csak ez teszi lehetővé a csillagászok számára a csillag fizikai felépítésének és a felszínén zajló folyamatok részletes tanulmányozását, ami más csillagokhoz képest még a legerősebb teleszkópok segítségével is gyakorlatilag elérhetetlen. Más csillagokhoz hasonlóan a Nap is forró gázgömb, többnyire hidrogén, amelyet saját gravitációja sűrít össze. A Nap által kisugárzott energia mélyen a beleiben születik termonukleáris reakciók során, amelyek a hidrogént héliummá alakítják. Kiszivárogva ez az energia a fotoszférából - a napfelszín egy vékony rétegéből - kisugárzik az űrbe. A fotoszféra felett található a Nap külső légköre - a korona, amely a Nap számos sugarára kiterjed, és egyesül a bolygóközi közeggel. Mivel a koronában lévő gáz nagyon ritka, fénye rendkívül gyenge. Általában észrevehetetlen a fényes nappali égbolt hátterében, a korona csak a teljes napfogyatkozás pillanataiban válik láthatóvá. A gázsűrűség a Nap középpontjától a perifériáig monoton csökken, a középpontban 16 millió K-t elérő hőmérséklet a fotoszférában 5800 K-ra csökken, majd a koronában ismét 2 millió K-ra emelkedik. A fotoszféra és a korona közötti átmeneti réteget, amely a teljes napfogyatkozás során élénkvörös peremként figyelhető meg, kromoszférának nevezzük. A Nap tevékenységi ciklusa 11 év. Ebben az időszakban a napfoltok (sötét tartományok a fotoszférában), a fáklyák (váratlan kivilágosodások a kromoszférában) és a kiemelkedések (a koronában kondenzálódó sűrű hideg hidrogénfelhők) száma emelkedik, majd ismét csökken. Ebben a cikkben a fent említett területekről és jelenségekről lesz szó a Napon. A Nap mint csillag rövid leírása után a belsejét, majd a fotoszférát, a kromoszférát, a fáklyákat, a kiemelkedéseket és a koronát tárgyaljuk.
A nap olyan, mint egy csillag. A Nap a Galaxis egyik spirálkarjában helyezkedik el, a galaktikus sugarának több mint fele a középpontjától. A Nap a szomszédos csillagokkal együtt a Galaxis közepe körül kering kb. 240 millió év. A Nap egy G2 V spektrális típusú sárga törpe, amely a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatához tartozik. A Nap fő jellemzőit a táblázat tartalmazza. 1. Vegyük észre, hogy bár a Nap egészen a középpontjáig gáz halmazállapotú, átlagos sűrűsége (1,4 g/cm3) meghaladja a víz sűrűségét, és a Nap közepén sokkal nagyobb, mint az aranyé vagy a platinaé. amelyek sűrűsége kb. 20 g/cm3. A Nap felszíne 5800 K hőmérsékleten 6,5 kW/cm2-t sugároz. A Nap a tengelye körül a bolygók általános forgási irányában forog. De mivel a Nap nem szilárd test, fotoszférájának különböző régiói különböző sebességgel forognak: az egyenlítőnél a forgási periódus 25 nap, a 75 ° - 31 nap szélességi fokon.

Asztal 1.
A NAP JELLEMZŐI

A NAP BELSŐ SZERKEZETE
Mivel a Nap belsejét nem tudjuk közvetlenül megfigyelni, a szerkezetére vonatkozó ismereteink elméleti számításokon alapulnak. Megfigyelésekből ismerve a Nap tömegét, sugarát és fényességét, szerkezetének kiszámításához feltételezéseket kell tenni az energiatermelés folyamatairól, a magból a felszínre való átvitelének mechanizmusairól, valamint a kémiai összetételről. az anyagról. A geológiai bizonyítékok azt mutatják, hogy a Nap fényessége nem változott jelentősen az elmúlt néhány milliárd évben. Milyen energiaforrás képes ennyi ideig fenntartani? A hagyományos kémiai égetési eljárások erre nem alkalmasak. Kelvin és Helmholtz számításai szerint a gravitációs összehúzódás is csak kb. 100 millió év. G. Bethe 1939-ben megoldotta ezt a problémát: a Nap energiájának forrása a hidrogén termonukleáris átalakulása héliummá. Mivel a termonukleáris folyamat hatásfoka nagyon magas, a Nap pedig szinte teljes egészében hidrogén, ez teljesen megoldotta a problémát. Két nukleáris folyamat biztosítja a Nap fényességét: a proton-proton reakció és a szén-nitrogén körfolyamat (lásd még CSILLAGOK). A proton-proton reakció során négy hidrogénmagból (protonból) héliummag képződik, gamma-sugarak, két pozitron és két neutrínó formájában 4,3×10-5 erg energia szabadul fel minden héliummaghoz. Ez a reakció biztosítja a Nap fényességének 90%-át. 1010 év kell ahhoz, hogy a Nap magjában lévő összes hidrogén héliummá alakuljon. 1968-ban R. Davis és munkatársai elkezdték mérni a termonukleáris reakciók során keletkező neutrínók fluxusát a Nap magjában. Ez volt a napenergia-forrás elmélet első kísérleti tesztje. A neutrínó nagyon gyengén lép kölcsönhatásba az anyaggal, így szabadon elhagyja a Nap belét és eléri a Földet. De ugyanezen okból rendkívül nehéz műszerekkel regisztrálni. A berendezés fejlesztése és a napelem modell finomítása ellenére a megfigyelt neutrínó fluxus továbbra is 3-szor kisebb marad, mint az előre jelzett. Több magyarázat is lehetséges: vagy a Nap magjának kémiai összetétele nem ugyanaz, mint a felszínén; vagy a magban lezajló folyamatok matematikai modelljei nem teljesen pontosak; akár a Naptól a Föld felé vezető úton a neutrínó megváltoztatja tulajdonságait. Ezen a területen további kutatásokra van szükség.
Lásd még NEUTRINO CSILLAGÁSZAT. A nap belsejéből a felszín felé történő energiaátvitelben a sugárzásé a főszerep, a konvekció másodlagos, a hővezető képesség pedig egyáltalán nem fontos. A nap belsejének magas hőmérsékletén a sugárzást főként 2-10 hullámhosszú röntgensugárzás képviseli. A konvekció jelentős szerepet játszik a sejtmag központi régiójában és a közvetlenül a fotoszféra alatt elhelyezkedő külső rétegben. 1962-ben R. Leighton amerikai fizikus felfedezte, hogy a napfelszín egyes szakaszai függőlegesen oszcillálnak kb. 5 perc. R. Ulrich és K. Wolf számításai kimutatták, hogy a fotoszféra alatti konvektív zónában a gáz turbulens mozgása által gerjesztett hanghullámok ilyen módon nyilvánulhatnak meg. Ebben, akárcsak egy orgonasípban, csak azok a hangok erősödnek fel, amelyek hullámhossza pontosan beleillik a zóna vastagságába. 1974-ben F. Debner német tudós kísérletileg megerősítette Ulrich és Wolff számításait. Azóta az 5 perces oszcillációk megfigyelése hatékony módszerré vált a Nap belső szerkezetének tanulmányozására. Ezeket elemezve sikerült megtudnunk, hogy: 1) a konvektív zóna vastagsága kb. a Nap sugarának 27%-a; 2) a Nap magja valószínűleg gyorsabban forog, mint a felszín; 3) a hélium tartalma a Napon belül kb. 40 tömegszázalék. 5 és 160 perc közötti oszcillációkat is jelentettek. Ezek a hosszabb hanghullámok mélyebbre hatolhatnak a Nap belsejébe, ami segít megérteni a nap belsejének szerkezetét, és esetleg megoldja a napneutrínó hiányának problémáját.
A NAP LÉGKÖRE
Fotoszféra. Ez egy több száz kilométer vastag áttetsző réteg, amely a Nap "látható" felszínét képviseli. Mivel a fenti atmoszféra gyakorlatilag átlátszó, a sugárzás a fotoszféra alját elérve szabadon elhagyja azt, és az űrbe távozik. A fotoszféra felső rétegei, amelyek nem képesek energiát felvenni, hidegebbek kell, hogy legyenek, mint az alsók. Ennek bizonyítékai a Napról készült fényképeken láthatók: a korong közepén, ahol a fotoszféra vastagsága minimális a látóvonal mentén, világosabb és kékebb, mint a szélén (a "végtagon") ) a lemezen. 1902-ben A. Schuster, majd később E. Milne és A. Eddington számításai megerősítették, hogy a fotoszféra hőmérséklet-különbsége éppen akkora, hogy biztosítja a sugárzás átvitelét áttetsző gázon keresztül az alsó rétegekből a felső rétegekbe. azok. A fényt a fotoszférában elnyelő és újrasugárzó fő anyag a negatív hidrogénionok (hidrogénatomok további kapcsolódó elektronnal).
Fraunhofer spektrum. A napfénynek folytonos spektruma van abszorpciós vonalakkal, amelyeket J. Fraunhofer fedezett fel 1814-ben; azt jelzik, hogy a hidrogénen kívül sok más kémiai elem is jelen van a Nap légkörében. Abszorpciós vonalak azért alakulnak ki a spektrumban, mert a fotoszféra felső hidegebb rétegeinek atomjai bizonyos hullámhosszokon elnyelik az alulról érkező fényt, és nem sugározzák ki olyan intenzíven, mint a forró alsó rétegek. A fényesség eloszlása ​​a Fraunhofer-vonalon belül az azt előállító atomok számától és állapotától függ, pl. a gáz kémiai összetételéről, sűrűségéről és hőmérsékletéről. Ezért a Fraunhofer-spektrum részletes elemzése lehetővé teszi a fotoszféra körülményeinek és kémiai összetételének meghatározását (2. táblázat). 2. táblázat.
A NAP FOTÓSZFÉRÁNAK KÉMIAI ÖSSZETÉTELE
Elem Az atomok relatív számának logaritmusa

Hidrogén _____________12.00
Hélium ___________11.20
Szén __________8.56
Nitrogén _____________7,98
Oxigén _____________9.00
Nátrium ____________6.30
Magnézium ___________7.28
Alumínium _____________6.21
Szilícium __________7,60
Kén _____________7.17
Kalcium __________6.38
Chrome _____________6.00
Vas ____________6.76

A hidrogén után a legnagyobb mennyiségben előforduló elem a hélium, amely csak egy vonalat ad az optikai spektrumban. Ezért a fotoszféra héliumtartalmát nem mérik túl pontosan, és a kromoszféra spektrumaiból ítélik meg. A Nap légkörének kémiai összetételében nem figyeltek meg eltéréseket.
Lásd még HATÓTÁVOLSÁG .
Granulálás. A fotoszféráról készült, fehér fényben, nagyon jó megfigyelési körülmények között készült fényképeken kis fényes pontok – „szemcsék” láthatók, amelyeket sötét rések választanak el egymástól. Granulátum átmérője kb. 1500 km. Folyamatosan megjelennek és eltűnnek, 5-10 percig maradva. A csillagászok régóta gyanítják, hogy a fotoszféra granulálódása az alulról felmelegített gáz konvektív mozgásaihoz kapcsolódik. J. Beckers spektrummérései bebizonyították, hogy a granulátum közepén a forró gáz valóban gyorsan felúszik. RENDBEN. 0,5 km/s; majd oldalra terjed, lehűl és lassan leereszkedik a szemcsék sötét szegélyein.
Szupergranuláció. R. Leighton felfedezte, hogy a fotoszféra is sokkal nagyobb, kb. 30 000 km - "szupergranulátum". A szupergranuláció az anyag mozgását tükrözi a fotoszféra alatti konvektív zónában. A cella közepén a gáz a felszínre emelkedik, körülbelül 0,5 km/s sebességgel oldalra terjed, és a szélein lehullik; minden sejt körülbelül egy napig él. A szupergranulátumokban a gáz mozgása folyamatosan megváltoztatja a mágneses tér szerkezetét a fotoszférában és a kromoszférában. A fotoszférikus gáz jó elektromos vezető (mert egyes atomjai ionizáltak), ezért a mágneses erővonalak belefagyni látszanak, és a gáz mozgásával a szupergranulátumok határaira kerülnek, ahol koncentrálódnak és a mező erősödik.
Napfoltok. 1908-ban J. Hale erős mágneses teret fedezett fel a napfoltokban, amely a mélyből a felszínre emelkedik. Mágneses indukciója olyan nagy (akár több ezer gauss is lehet), hogy maga az ionizált gáz kénytelen a mozgását a tér konfigurációjának alárendelni; foltokban a mező lelassítja a gáz konvektív keveredését, ami miatt lehűl. Ezért a helyszínen lévő gáz hidegebb, mint a környező fotoszférikus gáz, és sötétebbnek tűnik. A foltoknak általában sötét magjuk van - egy "árnyék" - és egy világosabb "félárnyék" veszi körül. Hőmérsékletük jellemzően 1500, illetve 400 K-vel alacsonyabb, mint a környező fotoszférában.

A folt növekedését egy 1500 km átmérőjű kis sötét "pórusból" kezdi. A pórusok nagy része egy nap alatt eltűnik, de a belőlük kinőtt foltok hetekig fennmaradnak, és elérik a 30 000 km átmérőt. A napfoltok növekedésének és pusztulásának részletei nem teljesen ismertek. Nem világos például, hogy a folt mágneses csöveit összenyomja-e a vízszintes gázmozgás, vagy már készen állnak arra, hogy "kibújjanak" a felszín alól. R. Howard és J. Harvey 1970-ben fedezte fel, hogy a foltok gyorsabban mozognak a Nap általános forgása felé, mint a környező fotoszféra (körülbelül 140 m/s). Ez azt jelzi, hogy a foltok a szubfotoszférikus rétegekhez kapcsolódnak, amelyek gyorsabban forognak, mint a Nap látható felülete. Általában 2-50 foltot egyesítenek egy csoportba, amelyek gyakran bipoláris szerkezetűek: a csoport egyik végén egy mágneses polaritású foltok, a másikon pedig az ellenkező polaritású foltok találhatók. De vannak többpólusú csoportok is. A napkorongon lévő foltok száma rendszeresen változik, kb. 11 év. Minden ciklus elején új foltok jelennek meg a magas napszélességeken (± 50°). A ciklus fejlődésével és a napfoltok számának növekedésével egyre alacsonyabb szélességeken jelennek meg. A ciklus végét több napfolt születése és elpusztulása jelzi az Egyenlítő közelében (± 10°). A ciklus során a bipoláris csoportokban a legtöbb "vezető" (nyugati) napfolt mágneses polaritása azonos, és ez a Nap északi és déli féltekén eltérő. A következő ciklusban a vezető foltok polaritása megfordul. Ezért gyakran beszélünk a naptevékenység teljes 22 éves ciklusáról. Ennek a jelenségnek a természetében még mindig sok a rejtély.
mágneses mezők. A fotoszférában csak a napfoltokban, a napfoltokat körülvevő aktív területeken és a szupergranulátumok határain figyelhető meg az 50 G-nál nagyobb indukciós mágneses tér. De L. Stenflo és J. Harvey közvetett jeleket talált arra, hogy a fotoszféra mágneses tere valójában 100-200 km átmérőjű vékony csövekben összpontosul, ahol az indukció 1000-2000 gauss. A mágnesesen aktív régiók csak az egységnyi felületre jutó mágnescsövek számában különböznek a csendes régióktól. Valószínű, hogy a szoláris mágneses mező a konvektív zóna mélyén keletkezik, ahol a forrongó gáz a gyenge kezdeti teret erős mágneses kötegekké csavarja. Az anyag differenciális forgása ezeket a kötegeket a párhuzamok mentén lerakja, és amikor a bennük lévő mező kellően megerősödik, felúsznak a fotoszférába, külön ívekben törve felfelé. Valószínűleg így születnek a foltok, bár még mindig sok a homály. A foltok bomlásának folyamatát sokkal alaposabban tanulmányozták. Az aktív terület szélein felúszó szupergranulátumok megfogják a mágnescsöveket és széthúzzák őket. Fokozatosan az általános mező gyengül; ellentétes polaritású csövek véletlen csatlakoztatása kölcsönös tönkremeneteléhez vezet.
Kromoszféra. A viszonylag hideg, sűrű fotoszféra és a forró, ritka korona között található a kromoszféra. A kromoszféra gyenge fénye általában nem látható a fényes fotoszféra hátterében. Szűk sávnak tekinthető a Nap végtagja felett, amikor a fotoszféra természetesen (teljes napfogyatkozás idején) vagy mesterségesen (speciális távcsőben - koronagráfban) zárva van. A kromoszféra a teljes napkorongon is tanulmányozható, ha a spektrum szűk tartományában (körülbelül 0,5) végeznek megfigyeléseket egy erős abszorpciós vonal közepén. A módszer azon alapul, hogy minél nagyobb az abszorpció, annál kisebb mélységig hatol be a tekintetünk a Nap légkörébe. Az ilyen megfigyelésekhez speciális kialakítású spektrográfot használnak - spektroheliográfot. A spektroheliogramok azt mutatják, hogy a kromoszféra inhomogén: a napfoltok felett és a szupergranuláris határok mentén világosabb. Mivel ezekben a régiókban erősödik a mágneses tér, nyilvánvaló, hogy a fotoszférából energiát adnak át a kromoszférába. Valószínűleg a granulátumban lévő gáz turbulens mozgása által gerjesztett hanghullámok hordozzák. De a kromoszféra felmelegedésének mechanizmusait még nem értjük részletesen. A kromoszféra erősen sugárzik a kemény ultraibolya tartományban (500-2000), amely a Föld felszínéről megfigyelésre megközelíthetetlen. Az 1960-as évek eleje óta számos fontos mérést végeztek a Nap felső légköréből származó ultraibolya sugárzás tekintetében nagy magasságú rakéták és műholdak segítségével. A spektrumában több mint 1000 különféle elem emissziós vonalát találták, beleértve a többszörösen ionizált szén, nitrogén és oxigén vonalait, valamint a hidrogén, a hélium és a hélium ion fő sorozatát. Ezen spektrumok vizsgálata kimutatta, hogy a kromoszférából a koronába való átmenet mindössze 100 km-es szakaszon megy végbe, ahol a hőmérséklet 50 000 K-ről 2 000 000 K-re emelkedik. Kiderült, hogy a kromoszféra felmelegedése nagyrészt a korona hővezetéssel. A kromoszférában a napfoltcsoportok közelében fényes és sötét rostos struktúrák figyelhetők meg, amelyek gyakran megnyúlnak a mágneses tér irányában. 4000 km felett egyenetlen, szaggatott képződmények láthatók, amelyek meglehetősen gyorsan fejlődnek. Ha megfigyeljük a végtagot az első Balmer hidrogénvonal (Ha) közepén, a kromoszféra ezen a magasságon tele van sok tüskével - vékony és hosszú forró gázfelhőkkel. Keveset tudni róluk. Az egyes tüskék átmérője kevesebb, mint 1000 km; jól él. 10 perc. kb. 30 km/s sebességnél a tüskék 10 000-15 000 km magasságba emelkednek, majd vagy feloldódnak, vagy leesnek. A spektrumból ítélve a tüskék hőmérséklete 10 000-20 000 K, bár az őket körülvevő korona ezeken a magasságokon legalább 600 000 K-re melegszik fel. Az a benyomásunk, hogy a tüskék egy viszonylag hideg és sűrű kromoszféra szakaszai, amelyek átmenetileg forró, ritka koronává emelkednek. A szupergranulátumok határain belüli számolás azt mutatja, hogy a fotoszféra szintjén lévő szemcsék száma megfelel a szemcsék számának; valószínűleg fizikai kapcsolat van köztük.
Villog. A napfoltok csoportja feletti kromoszféra hirtelen fényesebbé válhat, és egy része gázt lövellhet ki. Ez a jelenség, az úgynevezett "flash", az egyik legnehezebben megmagyarázható. A villanások erőteljesen sugároznak az elektromágneses hullámok teljes tartományában - a rádiótól a röntgensugarakig, és gyakran relativisztikus sebességgel (vagyis a fénysebességhez közeli) elektron- és protonsugarat bocsátanak ki. Lökéshullámokat gerjesztenek a bolygóközi közegben, amelyek elérik a Földet. A fáklyák gyakrabban fordulnak elő összetett mágneses szerkezetű napfoltcsoportok közelében, különösen akkor, ha egy csoportban egy új napfolt gyorsan növekedni kezd; az ilyen csoportok naponta több kitörést produkálnak. A gyenge járványok gyakrabban fordulnak elő, mint az erősek. A legerősebb fáklyák a napkorong 0,1%-át foglalják el, és több órán át tartanak. A fáklyák összenergiája 1023-1025 J. Az SMM (Solar Maximum Mission) műhold által a fáklyák röntgenspektruma lehetővé tette a fáklyák természetének jobb megértését. A fellángolás kezdete egy 0,05-nél kisebb fotonhullámhosszú röntgenkitörést jelezhet, amelyet – amint a spektruma is mutatja – relativisztikus elektronok áramlása okoz. Néhány másodperc alatt ezek az elektronok felmelegítik a környező gázt 20 000 000 K-re, és az 1-20 tartományban lévő röntgensugárzás forrásává válik, amely több százszor nagyobb, mint a csendes Napból ebben a tartományban lévő fluxus. Ezen a hőmérsékleten a vasatomok 26 elektronjukból 24-et elveszítenek. Ezután a gáz lehűl, de továbbra is röntgensugárzást bocsát ki. A vaku a rádió hatótávolságában is kisugárzik. P. Wild Ausztráliából és A. Maxwell az Egyesült Államokból egy spektrográf rádióanalógja – egy „dinamikus spektrumanalizátor” – segítségével tanulmányozta a fáklya kialakulását, amely a sugárzás teljesítményének és frekvenciájának változásait regisztrálja. Kiderült, hogy a felvillanás első néhány másodpercében a sugárzás frekvenciája 600-ról 100 MHz-re csökken, ami azt jelzi, hogy a fénysebesség 1/3-ával egy perturbáció terjed a koronán keresztül. 1982-ben az amerikai rádiócsillagászok a VLA rádióinterferométert használva darabokban. Új-Mexikó és az SMM műhold adatai finom részleteket oldottak meg a kromoszférában és a koronában a kitörés során. Nem meglepő módon ezekről kiderült, hogy valószínűleg mágneses természetű hurkok, amelyekben energia szabadul fel, ami a villanás során felmelegíti a gázt. A fellángolás utolsó szakaszában a mágneses tér által befogott relativisztikus elektronok továbbra is erősen polarizált rádióhullámokat sugároznak, és spirálisan mozognak az aktív tartomány feletti mágneses erővonalak körül. Ez a sugárzás a villanás után több órán keresztül is folytatódhat. Bár a fáklyából mindig gázt lövell ki, sebessége általában nem haladja meg a Nap felszínéről való szökés sebességét (616 km/s). A fáklyák azonban gyakran olyan elektron- és protonfolyamokat bocsátanak ki, amelyek 1-3 nap alatt érik el a Földet, és aurórákat és mágneses térzavarokat okoznak rajta. Ezek a több milliárd elektronvolt energiájú részecskék nagyon veszélyesek a keringő űrhajósokra. Ezért a csillagászok a kromoszférában lévő mágneses mező konfigurációjának tanulmányozásával próbálják megjósolni a napkitöréseket. A mező összetett szerkezete, csavart térvonalakkal, amelyek készen állnak az újracsatlakozásra, jelzi a fellángolás lehetőségét.
Kiemelkedések. A szoláris kiemelkedések viszonylag hideg gáztömegek, amelyek forró koronában jelennek meg és tűnnek el. A Ha vonalon lévő koronagráfos megfigyeléskor fényes felhőkként láthatók a Nap szárán az égbolt sötét hátterében. De spektroheliográffal vagy Lyot interferenciaszűrővel megfigyelve sötét szálaknak tűnnek a világos kromoszféra hátterében.

A kiemelkedések formái rendkívül változatosak, de több fő típus is megkülönböztethető. A napfoltok kiemelkedései akár 100 000 km hosszú, 30 000 km magas és 5 000 km vastag függönyökhöz hasonlóak. Egyes kiemelkedések elágazó szerkezetűek. A ritka és szép hurka alakú kiemelkedések lekerekítettek, átmérője kb. 50.000 km. Szinte minden kiemelkedésnek finom szerkezete van gáznemű filamentumokból, valószínűleg megismétli a mágneses tér szerkezetét; ennek a jelenségnek a valódi természete nem világos. A kiemelkedésekben lévő gáz általában 1-20 km/s sebességgel áramlik lefelé. A kivétel a "sergi" - a kiemelkedések, amelyek 100-200 km / s sebességgel repülnek fel a felszínről, majd lassabban esnek vissza. A kiemelkedések a napfoltcsoportok szélein születnek, és a Nap több fordulatáig (azaz több földi hónapig) is fennmaradhatnak. A kiemelkedések spektruma hasonló a kromoszféra spektrumához: a hidrogén, a hélium és a fémek fényes vonalai a gyenge folyamatos sugárzás hátterében. Általában a csendes kiemelkedések emissziós vonalai vékonyabbak, mint a kromoszférikus vonalak; ez valószínűleg annak köszönhető, hogy a kiemelkedésben a látómezőben kisebb számú atom található. A spektrumok elemzése azt mutatja, hogy a csendes kiemelkedések hőmérséklete 10 000-20 000 K, a sűrűség pedig körülbelül 1010 at./cm3. Az aktív kiemelkedéseken ionizált héliumvonalak láthatók, ami sokkal magasabb hőmérsékletet jelez. A kiemelkedésekben nagyon nagy a hőmérsékleti gradiens, mivel 2 000 000 K hőmérsékletű korona veszi körül őket. A kiemelkedések száma és szélességi eloszlása ​​egy 11 éves ciklus során megismétli a napfoltok eloszlását. Magas szélességi körökön azonban van egy második kiemelkedési öv, amely a ciklusmaximum alatt pólus felé tolódik el. Nem teljesen világos, hogy miért alakulnak ki kiemelkedések, és mi tartja fenn őket egy megritkult koronában.
Korona. A Nap külső része - a korona - gyengén világít, szabad szemmel csak teljes napfogyatkozáskor vagy koronagráf segítségével látható. De sokkal fényesebb a röntgen és a rádió tartományában.
Lásd még EXTRAATMOSZFÉRIUS CSILLAGÁSZAT. A korona fényesen világít a röntgentartományban, mert hőmérséklete 1-5 millió K között van, a kitörések pillanataiban pedig eléri a 10 millió K-t. A korona röntgenspektrumát a közelmúltban kezdték gyűjteni műholdakról és az optikai spektrumokat sok éven át tanulmányozták a teljes fogyatkozások időszakában. Ezek a spektrumok többszörösen ionizált argon-, kalcium-, vas-, szilícium- és kénatomokat tartalmaznak, amelyek csak 1 000 000 K feletti hőmérsékleten képződnek.

A korona fehér fénye, amely fogyatkozáskor 4 napsugár távolságig is látható, a koronában lévő szabad elektronok fotoszférikus sugárzásának szóródása következtében jön létre. Ezért a korona fényességének változása a magassággal az elektronok eloszlását jelzi, és mivel a fő elem a teljesen ionizált hidrogén, így a gázsűrűség eloszlása ​​is az. A koronális szerkezetek egyértelműen fel vannak osztva nyitottra (sugarak és poláris kefék) és zártokra (hurkok és ívek); ionizált gáz pontosan megismétli a mágneses tér szerkezetét a koronában, mert nem mozoghat át az erővonalakon. Mivel a mező kilép a fotoszférából, és a 11 éves napfolt-ciklushoz kapcsolódik, a korona megjelenése e ciklus során megváltozik. A minimum időszakában a korona csak az egyenlítői övben sűrű és fényes, de a ciklus fejlődésével magasabb szélességeken jelennek meg a koronasugarak, maximumon pedig minden szélességi körön láthatók. 1973 májusától 1974 januárjáig a Skylab orbitális állomás 3 űrhajóscsoportja folyamatosan figyelte a koronát. Adataik azt mutatták, hogy a sötét koronális "lyukak", ahol a gáz hőmérséklete és sűrűsége jelentősen lecsökken, olyan területek, ahonnan a gáz nagy sebességgel repül ki a bolygóközi térbe, és erős folyamokat hoz létre a csendes napszélben. A koronalyukak mágneses mezői „nyitottak”, azaz. messzire kiterjedt az űrbe, lehetővé téve a gáz kijutását a koronából. Ezek a terepi konfigurációk meglehetősen stabilak, és a minimális naptevékenység időszakában akár két évig is fennmaradhatnak. A koronalyuk és a hozzá kapcsolódó áramlás 27 napig forog együtt a Nap felszínével, és ha az áramlás eléri a Földet, minden alkalommal geomágneses viharokat okoz. A Nap külső légkörének energiaegyensúlya. Miért van a Napnak ilyen forró koronája? Amíg nem tudjuk. De van egy meglehetősen ésszerű hipotézis, hogy a hang- és magnetohidrodinamikus (MHD) hullámok, amelyeket a fotoszféra alatti gáz turbulens mozgása generálnak, energiát adnak át a külső légkörbe. A felső ritkított rétegekbe jutva ezek a hullámok lökéshullámokká válnak, és energiájuk eloszlik, felmelegítve a gázt. A hanghullámok felmelegítik az alsó kromoszférát, míg az MHD hullámok mágneses erővonalak mentén tovább terjednek a koronába, és felmelegítik azt. A korona hővezetéséből adódó hő egy része a kromoszférába kerül, és ott kisugárzik az űrbe. A hő többi része zárt hurkokban tartja fenn a koronasugárzást, és felgyorsítja a napszél áramlását a koronalyukakban.
Lásd még