Mūsų artimiausios žvaigždės temperatūra yra nevienalytė ir labai skiriasi. Saulės šerdyje gravitacinė trauka sukuria didžiulį slėgį ir temperatūrą, kuri gali siekti 15 milijonų laipsnių Celsijaus. Vandenilio atomai suspaudžiami ir susilieja kartu, sukuriant helią. Šis procesas vadinamas termobranduoline reakcija.
Termobranduolinės reakcijos metu susidaro didžiulis energijos kiekis. Energija teka į saulės paviršių, atmosferą ir už jos ribų. Iš šerdies energija persikelia į spinduliavimo zoną, kur praleidžia iki 1 milijono metų, o vėliau pereina į konvekcinę zoną – viršutinį Saulės vidaus sluoksnį. Temperatūra čia nukrenta žemiau 2 milijonų laipsnių Celsijaus. Didžiuliai karštos plazmos burbuliukai sudaro jonizuotų atomų „sriubą“ ir juda aukštyn link fotosferos.
Fotosferoje temperatūra siekia beveik 5,5 tūkstančio laipsnių Celsijaus. Čia saulės spinduliuotė tampa matoma šviesa. Saulės dėmės fotosferoje yra vėsesnės ir tamsesnės nei aplinkinėse. Didelių saulės dėmių centre temperatūra gali nukristi iki kelių tūkstančių laipsnių Celsijaus.
Chromosfera, kitas saulės atmosferos sluoksnis, yra šiek tiek vėsesnis, esant 4320 laipsnių. Pasak Nacionalinės saulės observatorijos, chromosfera pažodžiui reiškia „spalvos sferą“. Matoma šviesa iš chromosferos paprastai yra per silpna, kad būtų matoma prieš šviesesnę fotosferą, tačiau visiško saulės užtemimo metu, kai mėnulis dengia fotosferą, chromosfera matoma kaip raudonas apvadas aplink Saulę.
„Chromosfera atrodo raudona, nes joje yra didžiulis vandenilio kiekis“, – savo svetainėje rašo Nacionalinė saulės observatorija.
Temperatūra karūnoje žymiai pakyla, o tai taip pat gali būti matoma užtemimo metu, kai plazma teka aukštyn. Korona gali būti stebėtinai karšta, palyginti su saulės kūnu. Temperatūra čia svyruoja nuo 1 milijono laipsnių iki 10 milijonų laipsnių Celsijaus.
Karūnai vėsstant, prarasdama šilumą ir spinduliuotę, medžiaga išpučiama saulės vėjo pavidalu, kuris kartais kertasi su Žeme.
Saulė yra didžiausias ir masyviausias objektas Saulės sistemoje. Jis yra 149,5 mln. km nuo Žemės. Šis atstumas vadinamas astronominiu vienetu ir naudojamas atstumams visoje Saulės sistemoje matuoti. Saulės šviesa ir šiluma mūsų planetą pasiekia maždaug per 8 minutes, todėl yra ir kitas būdas nustatyti atstumą iki Saulės – 8 šviesos minutės.
Anksčiau mes paskelbėme straipsnį „“, kuriame rašėme, kad „ Dėl užsitęsusios sausros Ispanijos La Riochos provincijoje iš po vandens ėmė lįsti Mansilla de la Sierra miesto liekanos, kurios prieš 58 metus buvo užtvindytos dėl rezervuaro sukūrimo. 1959 metais..."
Jus taip pat gali sudominti straipsnis "", iš kurio sužinosite, kad " Ankstų 2018-ųjų kovo 14-osios rytą Kembridže mirė garsus mokslininkas ir mokslo populiarintojas, profesorius Stephenas Williamas Hawkingas. Mokslo bendruomenėje jis buvo..."
Ir, žinoma, nepraleiskite „“, tik čia sužinosite, kad „ Pietų Tirolyje (Italija) iškrito daugiau nei du metrai sniego, todėl regione nutrūko tūkstančiai elektros energijos, o keliavimas tapo beveik neįmanomas. Situacija buvo..."
Svoris:
1,99×10 30 kg;
Skersmuo: 1 392 000 km;
Tūris: 1,41×10 18 km³;
Paviršiaus plotas: 6,08 × 10 12 km²;
Spektrinė klasė: G2V;
Paviršiaus temperatūra: 5778 K;
Pagrindinė temperatūra: 13 500 000 K;
Šviesumas: 3,88 × 10 26 W;
Galaktikos metai:230-250 milijonų metų;
Amžius: apie 5 milijardus metų;
Atstumas nuo Žemės: 149,6 mln km.
Per visą žmonijos civilizacijos istoriją Saulė buvo daugelio kultūrų garbinimo objektas. Saulės kultas egzistavo Senovės Egipte, kur Ra buvo saulės dievybė. Senovės graikai turėjo saulės dievą Helijų, kuris, pasak legendos, kasdien važiuodavo dangumi savo vežimu. Graikai tikėjo, kad Helios gyvena rytuose gražiuose rūmuose, apsuptuose metų laikų – vasaros, žiemos, pavasario ir rudens. Kai Heliosas ryte palieka savo rūmus, užgęsta žvaigždės, naktis užleidžia vietą dienai. Žvaigždės vėl pasirodo danguje, kai Helios dingsta vakaruose, kur jis persėda iš savo vežimo į gražią valtį ir plaukia per jūrą į saulėtekio vietą. Senovės Rusijos pagonių panteone buvo dvi saulės dievybės - Khors (tikroji personifikuota saulė) ir Dazhdbog. Net šiuolaikiniam žmogui tereikia pažvelgti į Saulę ir jis pradeda suprasti, kaip nuo jos priklausomas. Juk jei nebūtų pasaulinės žvaigždės, tai biologiniam vystymuisi ir gyvybei būtinos šilumos nebūtų. Mūsų Žemė pavirstų šimtmečius sustingusia planeta, panaši situacija Pietų ir Šiaurės pusrutuliuose būtų visame pasaulyje.
Mūsų Saulė yra didžiulis šviečiantis dujų rutulys, kuriame vyksta sudėtingi procesai ir dėl to nuolat išsiskiria energija. Vidinį Saulės tūrį galima suskirstyti į keletą sričių. Juose esanti medžiaga skiriasi savo savybėmis, o energija sklinda skirtingais fiziniais mechanizmais. Centrinėje dalyje Saulė yra jo energijos šaltinis, arba, perkeltine kalba, ta „viryklė“, kuri šildo ir neleidžia atvėsti. Ši sritis vadinama šerdimi. Pagal išorinių sluoksnių svorį Saulės viduje esanti medžiaga yra suspausta, o kuo giliau, tuo stipresnė. Jo tankis didėja link centro, didėjant slėgiui ir temperatūrai. Šerdyje, kur temperatūra siekia 15 milijonų kelvinų, išsiskiria energija. Ši energija išsiskiria susiliejus lengvųjų cheminių elementų atomams į sunkesnius. Saulės gelmėse iš keturių vandenilio atomų susidaro vienas helio atomas. Būtent šią baisią energiją žmonės išmoko išleisti sprogdami vandenilinę bombą. Yra vilties, kad artimiausiu metu žmonės galės išmokti jį naudoti taikiems tikslams. Šerdies spindulys yra maždaug 150-175 tūkst km(25% Saulės spindulio). Pusė Saulės masės sutelkta jos tūryje ir išsiskiria beveik visa Saulės švytėjimą palaikanti energija. Už kiekvieną sekundę Saulės centre maždaug 4,26 mln. tonų medžiagos. Tai tokia milžiniška energija, kad išnaudojus visą kurą (vandenilis visiškai paverčiamas heliu), jos pakaks gyvybei palaikyti dar milijonus metų.
SU Saulės trigubas. Saulės centre yra saulės šerdis.
Fotosfera yra matomas Saulės paviršius
kuris yra pagrindinis radiacijos šaltinis. Saulė
apsuptas saulės vainiko, kurio temperatūra labai aukšta,
tačiau jis yra itin retas, todėl matomas neginkluotiems
akimis tik visiško saulės užtemimo laikotarpiais.
atmosfera iki pat esmės
Saulės energija
Kodėl Saulė šviečia ir neatvėsina milijardus metų? Kokie „degalai“ suteikia energijos? Mokslininkai atsakymų į šiuos klausimus ieškojo šimtmečius ir tik XX amžiaus pradžioje. buvo rastas teisingas sprendimas. Dabar žinoma, kad Saulė, kaip ir kitos žvaigždės, šviečia dėl jos gelmėse vykstančių termobranduolinių reakcijų.Pagrindinė Saulę sudaranti medžiaga yra vandenilis, kuris sudaro apie 71% visos žvaigždės masės. Beveik 27% priklauso heliui, o likusieji 2% gaunami iš sunkesnių elementų, tokių kaip anglis, azotas, deguonis ir metalai. Pagrindinis „degalai“ Saulėje yra vandenilis. Iš keturių vandenilio atomų dėl transformacijų grandinės susidaro vienas helio atomas. Ir nuo kiekvieno gramo vandenilio, dalyvaujančio reakcijoje, 6.×10 11 J energija! Žemėje tokio energijos kiekio pakaktų 1000 m 3 vandens pašildyti nuo 0 °C temperatūros iki virimo temperatūros. Branduolyje lengvųjų vandenilio elementų atomų branduolys susilieja į sunkesnio vandenilio atomo branduolį (šis branduolys vadinamas deuteriu). Naujojo branduolio masė yra žymiai mažesnė už bendrą branduolių, iš kurių jis susidarė, masę. Likusi masės dalis paverčiama energija, kurią nuneša reakcijos metu išsiskiriančios dalelės. Ši energija beveik visiškai paverčiama šiluma.Tokių transformacijos grandinių rezultatas yra naujo branduolio, susidedančio iš dviejų protonų ir dviejų neutronų, atsiradimas – helio branduolys.Ši termobranduolinė vandenilio pavertimo heliu reakcija vadinama protonu-protonu, nes ji prasideda artimu dviejų vandenilio atomų-protonų branduoliams.Vandenilio pavertimo heliu reakcija yra atsakinga už tai, kad dabar Saulės viduje helio yra daug daugiau nei jos paviršiuje. Natūralu, kad kyla klausimas: kas atsitiks su Saule, kai visas jos šerdyje esantis vandenilis sudegs ir virs heliu, ir kaip greitai tai įvyks? Pasirodo, maždaug po 5 milijardų metų vandenilio kiekis Saulės šerdyje sumažės tiek, kad jo „degimas“ prasidės sluoksnyje aplink šerdį. Tai sukels Saulės atmosferos „išpūtimą“, Saulės dydžio padidėjimą, temperatūros sumažėjimą paviršiuje ir jos šerdies padidėjimą. Palaipsniui Saulė pavirs raudonąja milžine – palyginti šalta milžiniško dydžio žvaigžde, peržengiančia savo orbitos ribas. Saulės gyvenimas tai tuo nesibaigs, patirs dar daug pokyčių, kol galiausiai taps šaltu ir tankiu dujų kamuoliu, kurio viduje nevyksta termobranduolinės reakcijos.
Maždaug taip Saulė atrodys nuo Žemės paviršiaus
5 milijardai metų, kai šerdyje esantis vandenilis visiškai sunaudojamas. Saulė
pavirs Raudonuoju milžinu, kurio šerdis bus labai suspausta,
o išoriniai sluoksniai yra gana išsikrovę.
Mūsų žvaigždė tokia didžiulė. kad gali tilpti apie
1 300 000 Žemės tūrių. Saulės perimetras ties pusiauju
yra 4,37 milijono km (pavyzdžiui, Žemė yra 40 000 km)
Kaip susiformavo Saulė
Kaip ir visos žvaigždės, mūsų Saulė atsirado dėl ilgalaikio tarpžvaigždinės medžiagos (dujų ir dulkių) poveikio. Iš pradžių žvaigždė buvo rutulinis spiečius, daugiausia sudarytas iš vandenilio. Tada dėl gravitacinių jėgų vandenilio atomai ėmė spausti vienas kitą, tankis didėjo ir dėl to susidarė gana suspausta šerdis. Tą akimirką, kai įsiliepsnoja pirmoji termobranduolinė reakcija, prasideda oficialus žvaigždės gimimas.
Masyvi kaip Saulė žvaigždė, iš viso turėtų egzistuoti apie 10 milijardų metų. Taigi dabar Saulė yra maždaug savo gyvavimo ciklo viduryje (šiuo metu jos sugrįžimas yra apie 5 milijardus metų). Po 4-5 milijardų metų ji pavirs raudona milžiniška žvaigžde. Vandenilio kurui šerdyje sudegus, jo išorinis apvalkalas išsiplės, o šerdis susitrauks ir įkais. Maždaug per 7,8 milijardo metų kai temperatūra šerdyje pasiekia apytiksliai 100 milijonų K, jame prasidės termobranduolinė anglies ir deguonies sintezės reakcija iš helio. Šiame vystymosi etape temperatūros nestabilumas Saulės viduje lems tai, kad ji pradės prarasti masę ir nusimesti apvalkalą. Matyt, šiuo metu besiplečiantys išoriniai Saulės sluoksniai pasieks šiuolaikinę Žemės orbitą. Tuo pačiu metu tyrimai rodo, kad net iki šio momento Saulės masės praradimas privers ją judėti į toliau nuo Saulės esančią orbitą ir taip išvengti išorinių saulės plazmos sluoksnių absorbcijos.
Nepaisant to, visas vanduo Žemėje pavirs į dujinę būseną, o didžioji jo dalis išsisklaidys į kosmosą. Saulės temperatūros padidėjimas šiuo laikotarpiu yra toks, kad per kitą 500–700 milijonų metųŽemės paviršius bus per karštas, kad palaikytų gyvybę, kokią mes žinome šiandien.
Po to Saulė praeis fazė raudonasis milžinas, šiluminės pulsacijos lems tai, kad jo išorinis apvalkalas bus nuplėštas ir iš jo susidarys planetinis ūkas. Šio ūko centre išliks balta nykštukė, susiformavusi iš labai karštos Saulės šerdies, kuri per daugelį milijardų metų palaipsniui atvės ir išnyks.
Beveik visą savo gyvavimo ciklą pasirodo Saulė
kaip geltona žvaigždė, tokia šviesa, prie kurios esame įpratę
Saulė apšviečia ir šildo mūsų planetą, be šios gyvybė joje būtų neįmanoma ne tik žmonėms, bet ir mikroorganizmams. Mūsų žvaigždė yra pagrindinis (nors ir ne vienintelis) Žemėje vykstančių procesų variklis. Tačiau Žemė iš Saulės gauna ne tik šilumą ir šviesą. Įvairios saulės spinduliuotės ir dalelių srautai daro nuolatinę įtaką jos gyvenimui. Saulė į Žemę siunčia elektromagnetines bangas iš visų spektro sričių – nuo kelių kilometrų radijo bangų iki gama spindulių. Planetos atmosferą taip pat pasiekia įkrautos skirtingos energijos dalelės – tiek didelės (saulės kosminiai spinduliai, tiek žemos, tiek vidutinės (saulės vėjo srautai, išmetimai iš blyksnių).Tačiau labai maža dalis įkrautų dalelių iš tarpplanetinės erdvės patenka () likusieji nukreipia arba atitolina geomagnetinį lauką) Tačiau jų energijos pakanka sukelti aurorą ir sutrikdyti mūsų planetos magnetinį lauką.
Saulė esantis iš atstumo 149,6 mln km. Būtent šis dydis astronomijoje paprastai vadinamas astronominiu vienetu (a.e). Jei šiuo metu staiga mūsų žvaigždė užges, tai apie tai nesužinosime net 8,5 minutės – būtent tiek laiko saulės šviesa nukeliauja nuo Saulės į Žemę 300 000 km/s greičiu. Mūsų vieta yra pati palankiausia palaikyti reikiamą klimatą biologinei gyvybei atsirasti. Jei Žemė būtų nors kiek arčiau Saulės nei dabar, tai mūsų planeta sudegtų nuo karščio, o vandens ciklas gamtoje būtų sutrikdytas, o visa gyva nustotų egzistuoti. Tuo metu planetos atstumas nuo Saulės pasižymėtų neįtikėtinu temperatūros kritimu, vandens užšalimu ir naujo ledynmečio atsiradimu. Tai galiausiai lemtų visišką visų planetos organizmų išnykimą.
>Iš ko sudaryta Saulė?
Išsiaiškinti, iš ko pagaminta saulė: žvaigždės struktūros ir sudėties aprašymas, cheminių elementų sąrašas, sluoksnių skaičius ir charakteristikos su nuotraukomis, diagrama.
Iš Žemės Saulė atrodo kaip lygus ugnies kamuolys, o prieš erdvėlaiviui „Galileo“ atrandant saulės dėmes, daugelis astronomų manė, kad ji buvo tobulos formos be defektų. Dabar mes tai žinome Saulė susideda iš kelių sluoksnių, kaip ir Žemė, kurių kiekvienas atlieka savo funkciją. Ši didžiulė, krosnį primenanti Saulės struktūra yra visos energijos Žemėje, reikalingos žemiškajai gyvybei, tiekėja.
Iš kokių elementų susideda Saulė?
Jei galėtumėte atskirti žvaigždę ir palyginti jos sudedamąsias dalis, suprastumėte, kad sudėtis yra 74% vandenilio ir 24% helio. Taip pat Saulę sudaro 1% deguonies, o likęs 1% yra periodinės lentelės cheminiai elementai, tokie kaip chromas, kalcis, neonas, anglis, magnis, siera, silicis, nikelis, geležis. Astronomai mano, kad už helią sunkesnis elementas yra metalas.
Kaip atsirado visi šie Saulės elementai? Didžiojo sprogimo metu atsirado vandenilis ir helis. Visatos formavimosi pradžioje iš elementariųjų dalelių atsirado pirmasis elementas – vandenilis. Dėl aukštos temperatūros ir slėgio sąlygos Visatoje buvo panašios į žvaigždės šerdyje. Vėliau vandenilis susiliejo į helią, o visatoje buvo aukšta temperatūra, reikalinga sintezės reakcijai įvykti. Esamos vandenilio ir helio proporcijos, esančios Visatoje, dabar išsivystė po Didžiojo sprogimo ir nepasikeitė.
Likę Saulės elementai yra sukurti kitose žvaigždėse. Žvaigždžių šerdyje nuolat vyksta vandenilio sintezės į helią procesas. Pagaminę visą šerdyje esantį deguonį, jie pereina prie sunkesnių elementų, tokių kaip ličio, deguonies, helio, branduolių sintezės. Daugelis Sunkiųjų metalų, randamų Saulėje, susidarė kitose žvaigždėse jų gyvenimo pabaigoje.
Sunkiausi elementai – auksas ir uranas – susidarė, kai detonavo žvaigždės, daug kartų didesnės už mūsų Saulę. Juodosios skylės susidarymo sekundės dalį elementai susidūrė dideliu greičiu ir susidarė sunkiausi elementai. Sprogimas išsklaidė šiuos elementus visoje Visatoje, kur jie padėjo suformuoti naujas žvaigždes.
Mūsų Saulė surinko elementus, sukurtus Didžiojo sprogimo, elementus iš mirštančių žvaigždžių ir daleles, sukurtas dėl naujų žvaigždžių detonacijų.
Iš kokių sluoksnių susideda Saulė?
Iš pirmo žvilgsnio Saulė yra tik rutulys, sudarytas iš helio ir vandenilio, tačiau giliau ištyrus aiškėja, kad ji susideda iš skirtingų sluoksnių. Judant link šerdies didėja temperatūra ir slėgis, dėl to susidaro sluoksniai, nes skirtingomis sąlygomis vandenilis ir helis turi skirtingas charakteristikas.
saulės branduolys
Pradėkime savo judėjimą per sluoksnius nuo šerdies iki išorinio Saulės kompozicijos sluoksnio. Vidiniame Saulės sluoksnyje – šerdyje, temperatūra ir slėgis yra labai aukšti, palankūs branduolių sintezei. Saulė iš vandenilio sukuria helio atomus, dėl šios reakcijos susidaro šviesa ir šiluma, kurios pasiekia. Visuotinai pripažįstama, kad Saulės temperatūra yra apie 13 600 000 Kelvino laipsnių, o šerdies tankis yra 150 kartų didesnis nei vandens tankis.
Mokslininkai ir astronomai mano, kad Saulės šerdis siekia apie 20% saulės spindulio ilgio. O šerdies viduje dėl aukštos temperatūros ir slėgio vandenilio atomai skyla į protonus, neutronus ir elektronus. Nepaisant laisvai plūduriuojančios būsenos, saulė juos paverčia helio atomais.
Ši reakcija vadinama egzotermine. Vykstant šiai reakcijai išsiskiria didelis šilumos kiekis, lygus 389 x 10 31 J. per sekundę.
Saulės radiacinė zona
Ši zona atsiranda ties šerdies riba (20% saulės spindulio) ir siekia iki 70% saulės spindulio. Šios zonos viduje yra saulės medžiagos, kuri savo sudėtyje yra gana tanki ir karšta, todėl šiluminė spinduliuotė praeina per ją neprarasdama šilumos.
Branduolinės sintezės reakcija vyksta Saulės šerdies viduje – dėl protonų sintezės susidaro helio atomai. Ši reakcija sukuria didelį kiekį gama spinduliuotės. Šio proceso metu išspinduliuojami energijos fotonai, kurie sugeriami spinduliuotės zonoje ir vėl išspinduliuojami įvairių dalelių.
Fotono trajektorija paprastai vadinama „atsitiktiniu pasivaikščiojimu“. Užuot judėjęs tiesiu keliu į Saulės paviršių, fotonas juda zigzago būdu. Todėl kiekvienam fotonui reikia maždaug 200 000 metų, kad įveiktų Saulės radiacijos zoną. Judėdamas nuo vienos dalelės prie kitos, fotonas praranda energiją. Tai naudinga Žemei, nes galėtume priimti tik iš Saulės sklindančią gama spinduliuotę. Fotonui, patenkančiam į kosmosą, reikia 8 minučių, kad nukeliautų į Žemę.
Daugybė žvaigždžių turi radiacijos zonas, o jų dydis tiesiogiai priklauso nuo žvaigždės mastelio. Kuo mažesnė žvaigždė, tuo mažesnės bus zonos, kurių didžiąją dalį užims konvekcinė zona. Mažiausiose žvaigždėse gali trūkti radiacijos zonų, o konvekcinė zona pasieks atstumą iki šerdies. Didžiausių žvaigždžių situacija yra priešinga, spinduliavimo zona tęsiasi iki paviršiaus.
Konvekcinė zona
Konvekcinė zona yra už spinduliavimo zonos, kur saulės vidinė šiluma teka per karštų dujų stulpelius.
Beveik visos žvaigždės turi tokią zoną. Mūsų Saulei ji tęsiasi nuo 70% Saulės spindulio iki paviršiaus (fotosferos). Dujos žvaigždės gelmėse, netoli pačios šerdies, įkaista ir kyla į paviršių, kaip vaško burbulai lempoje. Pasiekus žvaigždės paviršių, jai vėsstant atsiranda šilumos nuostolių, dujos grimzta atgal link centro, atgaudamos šiluminę energiją. Pavyzdžiui, galite uždėti puodą verdančio vandens ant ugnies.
Saulės paviršius yra tarsi puri dirva. Šie nelygumai yra karštų dujų stulpeliai, pernešantys šilumą į Saulės paviršių. Jų plotis siekia 1000 km, o sklaidos laikas siekia 8-20 minučių.
Astronomai mano, kad mažos masės žvaigždės, pavyzdžiui, raudonosios nykštukės, turi tik konvekcinę zoną, kuri tęsiasi iki šerdies. Jie neturi radiacijos zonos, ko negalima pasakyti apie Saulę.
Fotosfera
Vienintelis iš Žemės matomas Saulės sluoksnis yra . Žemiau šio sluoksnio Saulė tampa nepermatoma, o astronomai taiko kitus metodus mūsų žvaigždės vidui tirti. Paviršiaus temperatūra siekia 6000 kelvinų ir švyti geltonai baltai, matoma iš Žemės.
Saulės atmosfera yra už fotosferos. Saulės dalis, kuri matoma Saulės užtemimo metu, vadinama.
Saulės sandara diagramoje
NASA specialiai švietimo reikmėms sukūrė schematišką Saulės struktūros ir sudėties vaizdą, nurodant kiekvieno sluoksnio temperatūrą:
- (matoma, IR ir UV spinduliuotė) – tai matoma spinduliuotė, infraraudonoji spinduliuotė ir ultravioletinė spinduliuotė. Matoma spinduliuotė yra šviesa, kurią matome sklindančią iš Saulės. Infraraudonoji spinduliuotė yra šiluma, kurią jaučiame. Ultravioletinė spinduliuotė yra spinduliuotė, kuri suteikia mums įdegį. Saulė gamina šiuos spindulius vienu metu.
- (Fotosfera 6000 K) – fotosfera yra viršutinis Saulės sluoksnis, jos paviršius. 6000 kelvinų temperatūra yra lygi 5700 laipsnių Celsijaus.
- Radijo spinduliuotė – be matomos spinduliuotės, infraraudonosios spinduliuotės ir ultravioletinės spinduliuotės, Saulė skleidžia radijo spinduliuotę, kurią astronomai atrado naudodami radijo teleskopą. Priklausomai nuo saulės dėmių skaičiaus, ši emisija didėja ir mažėja.
- Vainikinė skylė – tai saulės vietos, kur vainiko plazmos tankis yra mažas, todėl ji yra tamsesnė ir šaltesnė.
- 2100000 K (2100000 Kelvinų) – Saulės spinduliuotės zona turi tokią temperatūrą.
- Konvekcinė zona/Turbulentinė konvekcija (vert. Konvekcinė zona/Turbulentinė konvekcija) – tai Saulės vietos, kur konvekcijos būdu perduodama šerdies šiluminė energija. Plazmos stulpeliai pasiekia paviršių, atiduoda šilumą ir vėl veržiasi žemyn, kad vėl įkaistų.
- Koroninės kilpos (vert. Coronal loops) – kilpos, susidedančios iš plazmos Saulės atmosferoje, judančios magnetinėmis linijomis. Jie atrodo kaip didžiulės arkos, besitęsiančios nuo paviršiaus dešimtis tūkstančių kilometrų.
- Šerdis (vert. Core) yra saulės širdis, kurioje branduolių sintezė vyksta naudojant aukštą temperatūrą ir slėgį. Visa saulės energija gaunama iš šerdies.
- 14 500 000 K (per. 14 500 000 Kelvinų) – Saulės branduolio temperatūra.
- Radiacinė zona (vert. Radiacinė zona) – Saulės sluoksnis, kuriame energija perduodama naudojant spinduliuotę. Fotonas įveikia radiacijos zoną virš 200 000 ir patenka į kosmosą.
- Neutrinos (vert. Neutrino) yra nežymiai mažos dalelės, išsiskiriančios iš Saulės dėl branduolių sintezės reakcijos. Per žmogaus kūną kas sekundę praeina šimtai tūkstančių neutrinų, tačiau jie mums jokios žalos nedaro, mes jų nejaučiame.
- Chromospheric Flare (išvertus kaip Chromospheric Flare) – mūsų žvaigždės magnetinis laukas gali susisukti ir staigiai lūžti į įvairias formas. Dėl magnetinių laukų pertraukų iš Saulės paviršiaus atsiranda galingi rentgeno blyksniai.
- Magnetinio lauko kilpa – Saulės magnetinis laukas yra virš fotosferos ir matomas karštai plazmai judant magnetinėmis linijomis Saulės atmosferoje.
- Dėmė – Saulės dėmė (vert. Saulės dėmės) – tai vietos Saulės paviršiuje, kur magnetiniai laukai praeina per Saulės paviršių, o temperatūra yra žemesnė, dažnai kilpos pavidalo.
- Energetinės dalelės (vert. Energetinės dalelės) – jos kyla iš Saulės paviršiaus, todėl susidaro saulės vėjas. Saulės audrose jų greitis pasiekia šviesos greitį.
- Rentgeno spinduliai (išvertus kaip rentgeno spinduliai) – tai žmogaus akiai nematomi spinduliai, susidarantys saulės pliūpsnių metu.
- Ryškios dėmės ir trumpalaikės magnetinės sritys (vert. Ryškios dėmės ir trumpalaikės magnetinės sritys) – Dėl temperatūrų skirtumų Saulės paviršiuje atsiranda šviesių ir blankių dėmių.
Saulė, nepaisant to, kad jis įtrauktas į sąrašą "geltonasis nykštukas" toks puikus, kad mums net sunku įsivaizduoti. Kai sakome, kad Jupiterio masė yra 318 kartų didesnė už Žemės masę, atrodo neįtikėtina. Tačiau kai sužinome, kad 99,8% visos materijos masės yra iš Saulės, tai tiesiog nesuprantama.
Per pastaruosius metus daug sužinojome apie tai, kaip veikia „mūsų“ žvaigždė. Nors žmonija neišrado (ir vargu ar kada nors išras) tyrimų zondo, galinčio fiziškai priartėti prie Saulės ir paimti jos medžiagos pavyzdžius, mes jau puikiai žinome jo sudėtį.
Fizikos žinios ir galimybės suteikia mums galimybę tiksliai pasakyti, iš ko susideda Saulė: 70% jo masės sudaro vandenilis, 27% - helis, kiti elementai (anglis, deguonis, azotas, geležis, magnis ir kt.) - 2,5%.
Tačiau mūsų žinios, laimei, neapsiriboja vien šia sausa statistika.
Kas yra Saulės viduje
Remiantis šiuolaikiniais skaičiavimais, temperatūra Saulės gelmėse siekia 15–20 milijonų laipsnių Celsijaus, žvaigždės medžiagos tankis siekia 1,5 gramo kubiniame centimetre.
Saulės energijos šaltinis – nuolat vykstanti branduolinė reakcija, vykstanti giliai po paviršiumi, kurios dėka palaikoma aukšta žvaigždės temperatūra. Giliai po Saulės paviršiumi branduolinės reakcijos metu vandenilis paverčiamas heliu, kartu išsiskiriant energijai.
Saulės „branduolinės sintezės zona“ vadinama saulės branduolys ir jo spindulys yra maždaug 150–175 tūkst. km (iki 25% Saulės spindulio). Medžiagos tankis Saulės šerdyje yra 150 kartų didesnis už vandens tankį ir beveik 7 kartus didesnis už tankiausios Žemėje medžiagos – osmio – tankį.
Mokslininkai žino dviejų tipų termobranduolines reakcijas, vykstančias žvaigždžių viduje: vandenilio ciklas Ir anglies ciklas. Saulėje jis daugiausia teka vandenilio ciklas, kurį galima suskirstyti į tris etapus:
- vandenilio branduoliai virsta deuterio branduoliais (vandenilio izotopu)
- vandenilio branduoliai virsta nestabilaus helio izotopo branduoliais
- pirmosios ir antrosios reakcijų produktai siejami su stabilaus helio izotopo (Helio-4) susidarymu.
Kas sekundę 4,26 milijono tonų žvaigždžių medžiagos paverčiama spinduliuote, tačiau, palyginti su Saulės svoriu, net ir ši neįtikėtina vertė yra tokia maža, kad į ją galima nekreipti dėmesio.
Šilumos išskyrimas iš Saulės gelmių vyksta sugeriant iš apačios sklindančią elektromagnetinę spinduliuotę ir ją vėl išspinduliuojant.
Arčiau saulės paviršiaus energija, skleidžiama iš vidaus, daugiausia perduodama į konvekcinė zona Saulės naudojimo procesas konvekcija- medžiagos maišymasis (šilti medžiagų srautai kyla arčiau paviršiaus, o šalti srautai krenta).
Konvekcinė zona yra maždaug 10% saulės skersmens gylyje ir siekia beveik žvaigždės paviršių.
Saulės atmosfera
Virš konvekcijos zonos prasideda saulės atmosfera, kurioje energijos perdavimas vėl vyksta per radiaciją.
Fotosfera vadinamas apatiniu Saulės atmosferos sluoksniu – matomu Saulės paviršiumi. Jos storis atitinka maždaug 2/3 vieneto optinį storį, o absoliučiais skaičiais fotosfera siekia 100–400 km storį. Būtent fotosfera yra matomos Saulės spinduliuotės šaltinis, temperatūra svyruoja nuo 6600 K (pradžioje) iki 4400 K (viršutiniame fotosferos krašte).
Tiesą sakant, Saulė atrodo kaip tobulas ratas su aiškiomis ribomis tik todėl, kad ties fotosferos riba jos šviesumas sumažėja 100 kartų greičiau nei per vieną lanko sekundę. Dėl šios priežasties saulės disko kraštai yra pastebimai mažiau ryškūs nei centras, jų ryškumas yra tik 20% disko centro ryškumo.
Chromosfera- antrasis atmosferinis Saulės sluoksnis, išorinis žvaigždės apvalkalas, apie 2000 km storio, supantis fotosferą. Chromosferos temperatūra didėja didėjant aukščiui nuo 4000 iki 20 000 K. Stebėdami Saulę iš Žemės, chromosferos nematome dėl jos mažo tankio. Jį galima stebėti tik saulės užtemimų metu – aplink Saulės disko kraštus švyti intensyvus raudonas švytėjimas, tai žvaigždės chromosfera.
Saulės korona- paskutinis išorinis saulės atmosferos apvalkalas. Koroną sudaro iškilimai ir energingi išsiveržimai, sklindantys ir išsiveržiantys į kosmosą kelis šimtus tūkstančių ir net daugiau nei milijoną kilometrų, saulėtas vėjas. Vidutinė vainikinė temperatūra siekia iki 2 mln. K, bet gali siekti iki 20 mln. K. Tačiau, kaip ir chromosferos atveju, Saulės vainikas iš žemės matomas tik užtemimų metu. Medžiagos tankis Saulės vainikinėje yra per mažas, kad būtų galima ją stebėti normaliomis sąlygomis.
saulėtas vėjas
saulėtas vėjas– įkaitintų išorinių žvaigždės atmosferos sluoksnių skleidžiamas įkrautų dalelių (protonų ir elektronų) srautas, besitęsiantis iki mūsų planetinės sistemos ribų. Dėl šio reiškinio šviestuvas kas sekundę praranda milijonus tonų savo masės.
Netoli Žemės planetos orbitos saulės vėjo dalelių greitis siekia 400 kilometrų per sekundę (jos per mūsų žvaigždžių sistemą juda viršgarsiniu greičiu), o Saulės vėjo tankis – nuo kelių iki kelių dešimčių jonizuotų dalelių kubiniame centimetre.
Tai saulės vėjas, kuris negailestingai „purškia“ planetų atmosferą, „pučia“ joje esančias dujas į kosmosą. Tai, kas leidžia Žemei atsispirti saulės vėjui, yra planetos magnetinis laukas, kuris tarnauja kaip nematoma apsauga nuo saulės vėjo ir neleidžia atmosferos atomams nutekėti į kosmosą. Kai saulės vėjas susiduria su planetos magnetiniu lauku, įvyksta optinis reiškinys, kurį Žemėje vadiname Poliarinės šviesos lydimas magnetinių audrų.
Tačiau saulės vėjo nauda taip pat neabejotina – būtent jis iš Saulės sistemos „nupučia“ galaktinės kilmės kosminę spinduliuotę, todėl apsaugo mūsų žvaigždžių sistemą nuo išorinės, galaktinės spinduliuotės.
Žvelgiant į pašvaistės grožį, sunku patikėti, kad šie blyksniai yra matomas saulės vėjo ir Žemės magnetosferos ženklas.
SAULE
žvaigždė, aplink kurią skrieja Žemė ir kitos Saulės sistemos planetos. Saulė vaidina išskirtinį vaidmenį žmonijai kaip pagrindinis daugelio rūšių energijos šaltinis. Gyvenimas, kaip mes žinome, nebūtų įmanomas, jei Saulė šviestų šiek tiek ryškiau ar šiek tiek silpniau. Saulė yra tipiška maža žvaigždė, jų yra milijardai. Tačiau dėl savo artumo mums tik jis leidžia astronomams išsamiai ištirti žvaigždės fizinę sandarą ir jos paviršiuje vykstančius procesus, o tai praktiškai nepasiekiama kitų žvaigždžių atžvilgiu net su galingiausiais teleskopais. Kaip ir kitos žvaigždės, Saulė yra karštas dujų kamuolys, daugiausia sudarytas iš vandenilio, suspaustas savo pačios gravitacijos. Saulės skleidžiama energija gimsta giliai jos gelmėse vykstant termobranduolinėms reakcijoms, kurios vandenilį paverčia heliu. Ištekėjusi ši energija į kosmosą išspinduliuojama iš fotosferos – plono saulės paviršiaus sluoksnio. Virš fotosferos yra išorinė Saulės atmosfera – karūna, kuri tęsiasi per daugelį Saulės spindulių ir susilieja su tarpplanetine terpe. Kadangi dujos karūnoje yra labai retos, jos švytėjimas yra labai silpnas. Paprastai nematoma šviesaus dienos dangaus fone, o vainika tampa matoma tik visiško saulės užtemimo metu. Dujų tankis monotoniškai mažėja nuo Saulės centro iki jos pakraščio, o temperatūra, centre pasiekusi 16 milijonų K, fotosferoje sumažėja iki 5800 K, bet po to vėl padidėja iki 2 milijonų K vainikinėje. Pereinamasis sluoksnis tarp fotosferos ir vainiko, stebimas kaip ryškiai raudonas apvadas visiško saulės užtemimo metu, vadinamas chromosfera. Saulė turi 11 metų veiklos ciklą. Šiuo laikotarpiu daugėja ir vėl mažėja saulės dėmių (tamsiųjų sričių fotosferoje), blyksnių (netikėtų chromosferos pašviesėjimų) ir iškilimų (tankūs, šalti vandenilio debesys, kondensuojantis vainikinėje dalyje). Šiame straipsnyje kalbėsime apie aukščiau paminėtas sritis ir reiškinius Saulėje. Trumpai apibūdinę Saulę kaip žvaigždę, aptarsime jos vidinę struktūrą, tada fotosferą, chromosferą, blyksnius, iškilimus ir vainiką.
Saulė kaip žvaigždė. Saulė yra vienoje iš galaktikos spiralinių atšakų daugiau nei pusės galaktikos spindulio atstumu nuo jos centro. Kartu su kaimyninėmis žvaigždėmis Saulė sukasi aplink Galaktikos centrą maždaug. 240 milijonų metų. Saulė yra G2 V spektrinės klasės geltonoji nykštukė, priklausanti pagrindinei Hertzsprung-Russell diagramos sekai. Pagrindinės saulės charakteristikos pateiktos lentelėje. 1. Atkreipkite dėmesį, kad nors Saulė yra dujinė iki pat centro, jos vidutinis tankis (1,4 g/cm3) viršija vandens tankį, o Saulės centre jis yra žymiai didesnis nei net aukso ar platinos, kuri kurių tankis yra apytiksliai. 20 g/cm3. 5800 K temperatūros Saulės paviršius išskiria 6,5 kW/cm2. Saulė sukasi aplink ašį bendro planetų sukimosi kryptimi. Bet kadangi Saulė nėra kietas kūnas, skirtingi jos fotosferos regionai sukasi skirtingu greičiu: sukimosi periodas ties pusiauju yra 25 dienos, o 75° platumoje – 31 diena.
1 lentelė.
SAULĖS CHARAKTERISTIKOS
VIDINĖ SAULĖS STRUKTŪRA
Kadangi negalime tiesiogiai stebėti Saulės vidaus, mūsų žinios apie jos sandarą yra pagrįstos teoriniais skaičiavimais. Žinant iš stebėjimų Saulės masę, spindulį ir šviesumą, norint apskaičiuoti jos struktūrą, reikia daryti prielaidas apie energijos susidarymo procesus, jos perdavimo iš šerdies į paviršių mechanizmus ir medžiagos cheminę sudėtį. Geologiniai duomenys rodo, kad Saulės šviesumas per pastaruosius kelis milijardus metų reikšmingai nepasikeitė. Koks energijos šaltinis gali jį išlaikyti tiek ilgai? Įprasti cheminio degimo procesai tam netinka. Netgi gravitacinis suspaudimas, remiantis Kelvino ir Helmholtzo skaičiavimais, galėjo išlaikyti Saulės švytėjimą tik apytiksliai. 100 milijonų metų. Šią problemą 1939 metais išsprendė G. Bethe: saulės energijos šaltinis yra termobranduolinis vandenilio pavertimas heliu. Kadangi termobranduolinio proceso efektyvumas yra labai didelis, o Saulė beveik vien susideda iš vandenilio, tai visiškai išsprendė problemą. Saulės šviesumą užtikrina du branduoliniai procesai: protono-protono reakcija ir anglies-azoto ciklas (taip pat žr. STARS). Protonų ir protonų reakcija veda į helio branduolio susidarymą iš keturių vandenilio branduolių (protonų), išskiriant 4,3 × 10-5 erg energijos gama spindulių pavidalu, du pozitronus ir du neutrinus kiekvienam helio branduoliui. Ši reakcija suteikia 90% Saulės šviesumo. Kad visas Saulės šerdyje esantis vandenilis virstų heliu, prireikia 1010 metų. 1968 metais R. Davisas su kolegomis pradėjo matuoti neutrinų, susidarančių per termobranduolines reakcijas Saulės šerdyje, srautą. Tai buvo pirmasis eksperimentinis saulės energijos šaltinio teorijos išbandymas. Neutrinai labai silpnai sąveikauja su medžiaga, todėl laisvai palieka Saulės gelmes ir pasiekia Žemę. Tačiau dėl tos pačios priežasties labai sunku užsiregistruoti su instrumentais. Nepaisant įrangos tobulinimo ir saulės modelio tobulinimo, stebimas neutrinų srautas vis tiek išlieka 3 kartus mažesnis nei prognozuota. Galimi keli paaiškinimai: arba Saulės šerdies cheminė sudėtis nėra tokia pati kaip jos paviršiaus; arba branduolyje vykstančių procesų matematiniai modeliai nėra visiškai tikslūs; arba pakeliui nuo Saulės į Žemę neutrinas keičia savo savybes. Reikia atlikti tolesnius šios srities tyrimus.
taip pat žr NEUTRINŲ ASTRONOMIJA. Perkeliant energiją iš saulės vidaus į paviršių, pagrindinį vaidmenį atlieka radiacija, konvekcija yra antraeilė, o šilumos laidumas visai nesvarbus. Esant aukštai temperatūrai saulės viduje, spinduliuotę daugiausia atspindi rentgeno spinduliai, kurių bangos ilgis yra 2–10. Konvekcija vaidina svarbų vaidmenį centrinėje šerdies srityje ir išoriniame sluoksnyje, esančiame tiesiai po fotosfera. 1962 m. amerikiečių fizikas R. Laytonas atrado, kad Saulės paviršiaus atkarpos svyruoja vertikaliai maždaug. 5 minutės. R. Ulrich ir K. Wolf skaičiavimai parodė, kad taip gali pasireikšti garso bangos, sužadintos turbulentinių dujų judesių konvekcinėje zonoje, gulinčioje po fotosfera. Jame, kaip ir vargonų vamzdyje, stiprinami tik tie garsai, kurių bangos ilgis tiksliai patenka į zonos storį. 1974 metais vokiečių mokslininkas F. Debneris eksperimentiškai patvirtino Ulricho ir Wolfo skaičiavimus. Nuo tada 5 minučių trukmės svyravimų stebėjimas tapo galingu metodu tiriant vidinę Saulės struktūrą. Juos analizuojant pavyko išsiaiškinti, kad: 1) konvekcinės zonos storis yra apytiksl. 27% Saulės spindulio; 2) Saulės šerdis tikriausiai sukasi greičiau nei paviršius; 3) helio kiekis Saulės viduje yra maždaug. 40% masės. Taip pat buvo pranešta apie 5–160 minučių trukmės virpesių stebėjimus. Šios ilgesnės garso bangos gali prasiskverbti giliau į Saulės vidų, o tai padės suprasti saulės vidaus struktūrą ir galbūt išspręsti saulės neutrinų trūkumo problemą.
SAULĖS ATMOSFERA
Fotosfera. Tai permatomas kelių šimtų kilometrų storio sluoksnis, vaizduojantis „matomą“ Saulės paviršių. Kadangi aukščiau esanti atmosfera yra praktiškai skaidri, spinduliuotė, pasiekusi fotosferą iš apačios, laisvai ją palieka ir patenka į erdvę. Nesugebėdami sugerti energijos, viršutiniai fotosferos sluoksniai turi būti vėsesni nei apatiniai. Tai įrodo Saulės nuotraukos: disko centre, kur fotosferos storis išilgai matymo linijos yra minimalus, ji yra šviesesnė ir mėlynesnė nei pakraštyje („galūnėje“). diską. 1902 metais A. Schusterio, o vėliau E. Milne'o ir A. Eddingtono skaičiavimai patvirtino, kad temperatūros skirtumas fotosferoje yra kaip tik toks, kuris užtikrina radiacijos perdavimą per permatomas dujas iš apatinių sluoksnių į viršutinius. . Pagrindinė medžiaga, kuri sugeria ir pakartotinai skleidžia šviesą fotosferoje, yra neigiami vandenilio jonai (vandenilio atomai su prijungtu papildomu elektronu).
Fraunhoferio spektras. Saulės šviesa turi ištisinį spektrą su absorbcijos linijomis, kurias atrado J. Fraunhoferis 1814 m.; jie rodo, kad be vandenilio saulės atmosferoje yra daug kitų cheminių elementų. Sugerties linijos susidaro spektre, nes viršutiniuose, vėsesniuose fotosferos sluoksniuose esantys atomai tam tikru bangos ilgiu sugeria iš apačios sklindančią šviesą ir neišspinduliuoja jos taip intensyviai, kaip karštieji apatiniai sluoksniai. Ryškumo pasiskirstymas Fraunhoferio linijoje priklauso nuo jį gaminančių atomų skaičiaus ir būsenos, t.y. apie dujų cheminę sudėtį, tankį ir temperatūrą. Todėl išsami Fraunhoferio spektro analizė leidžia nustatyti sąlygas fotosferoje ir jos cheminę sudėtį (2 lentelė). 2 lentelė.
CHEMINĖ SAULĖS FOTOSFEROS SUDĖTIS
Elementas Santykinio atomų skaičiaus logaritmas
Vandenilis _____________12.00
Helis___________11.20
Anglies __________8.56
Azotas _____________7,98
Deguonis _____________9.00
Natris ___________6.30
Magnis___________7.28
Aliuminis _____________6.21
Silicis __________7.60
Siera _____________7.17
Kalcis __________6.38
Chrome _____________6.00
Geležis___________6.76
Labiausiai paplitęs elementas po vandenilio yra helis, kuris sukuria tik vieną optinio spektro liniją. Todėl helio kiekis fotosferoje matuojamas nelabai tiksliai, o apie tai sprendžiama iš chromosferos spektrų. Saulės atmosferoje cheminės sudėties pokyčių nepastebėta.
taip pat žr DIAPAZONAS .
Granuliavimas. Fotosferos nuotraukose, darytose baltoje šviesoje labai geromis stebėjimo sąlygomis, matomi nedideli šviesūs taškai – „granulės“, atskirtos tamsiomis erdvėmis. Granulių skersmuo apytiksl. 1500 km. Jie nuolat atsiranda ir išnyksta, trunka 5-10 minučių. Astronomai jau seniai įtarė, kad fotosferos granuliacija yra susijusi su konvekciniais dujų, šildomų iš apačios, judėjimais. J. Beckerso spektriniai matavimai įrodė, kad granulės centre karštos dujos iš tikrųjų plūduriuoja dideliu greičiu. GERAI. 0,5 km/s; tada jis plinta į šonus, atvėsta ir lėtai krenta žemyn palei tamsias granulių ribas.
Supergranuliacija. R. Leightonas atrado, kad fotosfera taip pat yra padalinta į daug didesnes ląsteles, kurių skersmuo yra maždaug. 30 000 km – „super granulės“. Supergranuliacija atspindi medžiagos judėjimą konvekcinėje zonoje po fotosfera. Ląstelės centre dujos kyla į paviršių, apie 0,5 km/s greičiu pasklinda į šonus ir jos pakraščiais krenta žemyn; Kiekviena ląstelė gyvena apie dieną. Dujų judėjimas supergranulėse nuolat keičia magnetinio lauko struktūrą fotosferoje ir chromosferoje. Fotosferinės dujos yra geras elektros laidininkas (nes kai kurie jų atomai yra jonizuoti), todėl atrodo, kad magnetinio lauko linijos yra įšalusios į jas ir dujoms judant persikelia į supergranulių ribas, kur jos koncentruojasi ir laukas. stiprumas didėja.
Saulės dėmės. 1908 metais J. Hale'as saulės dėmėse atrado stiprų magnetinį lauką, iškylantį iš vidaus į paviršių. Jo magnetinė indukcija tokia didelė (iki kelių tūkstančių gausų), kad pačios jonizuotos dujos yra priverstos savo judėjimą pajungti lauko konfigūracijai; dėmėse laukas slopina konvekcinį dujų maišymąsi, o tai sukelia jų aušinimą. Todėl saulės dėmėje esančios dujos yra vėsesnės nei aplink esančios fotosferos dujos ir atrodo tamsesnės. Dėmės paprastai turi tamsią šerdį – „šešėlį“ – ir ją supančią šviesesnę „pusiaulę“. Paprastai jų temperatūra yra atitinkamai 1500 ir 400 K žemesnė nei aplinkinėje fotosferoje.
Dėmė pradeda augti nuo mažos tamsios „poros“, kurios skersmuo yra 1500 km. Dauguma porų išnyksta per dieną, tačiau iš jų išaugusios dėmės išlieka kelias savaites ir pasiekia 30 000 km skersmenį. Saulės dėmių augimo ir nykimo detalės nėra visiškai suprantamos. Pavyzdžiui, neaišku, ar taško magnetiniai vamzdeliai yra suspausti dėl horizontalaus dujų judėjimo, ar jie yra pasirengę „išlįsti“ iš po paviršiaus. R. Howardas ir J. Harvey 1970 metais atrado, kad dėmės juda bendro Saulės sukimosi kryptimi greičiau nei aplinkinė fotosfera (apie 140 m/s). Tai rodo, kad dėmės yra susijusios su subfotosferiniais sluoksniais, kurie sukasi greičiau nei matomas Saulės paviršius. Paprastai į grupę, dažnai turinčią bipolinę struktūrą, sujungiama nuo 2 iki 50 dėmių: viename grupės gale yra vieno magnetinio poliškumo dėmės, o kitame – priešingo. Tačiau yra ir daugiapolių grupių. Saulės dėmių skaičius saulės diske reguliariai kinta maždaug maždaug. 11 metų. Kiekvieno ciklo pradžioje didelėse saulės platumose (± 50°) atsiranda naujų dėmių. Vystantis ciklui ir didėjant saulės dėmių skaičiui, jos atsiranda vis žemesnėse platumose. Ciklo pabaigą žymi kelių saulės dėmių atsiradimas ir nykimas prie pusiaujo (± 10°). Ciklo metu dauguma „pirmaujančių“ (vakarinių) dėmių dvipolėse grupėse turi tą patį magnetinį poliškumą, kuris skiriasi šiauriniame ir pietiniame Saulės pusrutuliuose. Kitame cikle pirmaujančių dėmių poliškumas pasikeičia. Todėl jie dažnai kalba apie visą 22 metų saulės aktyvumo ciklą. Šio reiškinio prigimtyje vis dar yra daug paslapčių.
Magnetiniai laukai. Fotosferoje magnetinis laukas, kurio indukcija yra didesnė nei 50 G, stebimas tik saulės dėmėse, aktyviuose regionuose aplink dėmes, taip pat supergranulių ribose. Tačiau L. Stenflo ir J. Harvey rado netiesioginių požymių, kad fotosferos magnetinis laukas iš tikrųjų yra sutelktas plonuose 100-200 km skersmens vamzdeliuose, kur jo indukcija yra nuo 1000 iki 2000 Gausų. Magnetoaktyvūs regionai skiriasi nuo tylių regionų tik magnetinių vamzdelių skaičiumi paviršiaus vienete. Saulės magnetinis laukas greičiausiai susidaro konvekcinės zonos gelmėse, kur verdančios dujos susuka silpną pradinį lauką į galingas magnetines virves. Diferencinis materijos sukimasis šiuos ryšulius išdėsto išilgai paralelių, o kai laukas juose tampa pakankamai stiprus, jie išplaukia į fotosferą, lūždami į viršų atskiromis arkomis. Tikriausiai taip gimsta dėmės, nors vis dar yra daug neaiškumų. Dėmių irimo procesas buvo ištirtas daug išsamiau. Aktyvios srities kraštuose plūduriuojančios supergranulės užfiksuoja magnetinius vamzdelius ir ištraukia juos. Pamažu silpsta bendras laukas; atsitiktinis priešingo poliškumo vamzdžių sujungimas lemia jų abipusį sunaikinimą.
Chromosfera. Tarp santykinai šaltos, tankios fotosferos ir karštos, išretėjusios vainiko yra chromosfera. Blyški chromosferos šviesa paprastai nėra matoma ryškios fotosferos fone. Jį galima pamatyti siauros juostelės pavidalu virš Saulės galūnės, kai fotosfera uždaryta natūraliai (visiško Saulės užtemimo metu) arba dirbtinai (specialiame teleskope – koronagrafe). Chromosfera taip pat gali būti tiriama visame saulės diske, jei stebėjimai atliekami siaurame spektriniame diapazone (apie 0,5) netoli stiprios absorbcijos linijos centro. Metodas pagrįstas tuo, kad kuo didesnė sugertis, tuo mažesnis gylis mūsų žvilgsnis prasiskverbia į saulės atmosferą. Tokiems stebėjimams naudojamas specialios konstrukcijos spektrografas – spektroheliografas. Spektroheliogramos rodo, kad chromosfera yra nevienalytė: ji ryškesnė virš saulės dėmių ir išilgai supergranulių ribų. Kadangi būtent šiuose regionuose stiprėja magnetinis laukas, akivaizdu, kad jo pagalba energija perkeliama iš fotosferos į chromosferą. Tikriausiai jį neša garso bangos, sužadintos turbulentiško dujų judėjimo granulėse. Tačiau chromosferos šildymo mechanizmai dar nėra išsamiai suprantami. Chromosfera stipriai spinduliuoja kietajame ultravioletiniame diapazone (500-2000), kuris yra neprieinamas stebėti nuo Žemės paviršiaus. Nuo septintojo dešimtmečio pradžios daug svarbių ultravioletinės spinduliuotės iš viršutinių Saulės atmosferos sluoksnių matavimų buvo atlikta naudojant didelio aukščio raketas ir palydovus. Jo spektre buvo rasta daugiau nei 1000 įvairių elementų emisijos linijų, įskaitant daugybiškai jonizuotos anglies, azoto ir deguonies linijas, taip pat pagrindines vandenilio, helio ir helio jonų serijas. Šių spektrų tyrimas parodė, kad perėjimas iš chromosferos į vainiką įvyksta tik per 100 km atkarpą, kur temperatūra pakyla nuo 50 000 iki 2 000 000 K. Paaiškėjo, kad chromosferos kaitinimas daugiausia vyksta iš vainikinės šilumos. laidumas. Šalia saulės dėmių grupių chromosferoje pastebimos šviesios ir tamsios pluoštinės struktūros, dažnai pailgos magnetinio lauko kryptimi. Virš 4000 km matomi nelygūs, dantyti dariniai, kurie gana greitai vystosi. Stebint galūnę pirmosios Balmerio vandenilio linijos (Ha) centre, chromosfera šiuose aukščiuose užpildyta daugybe spygliuočių – plonų ir ilgų karštų dujų debesų. Apie juos mažai žinoma. Atskiros spygliuočių skersmuo yra mažesnis nei 1000 km; ji gyvena gerai. 10 min. Maždaug greičiu. 30 km/s spartos spygliuočiai pakyla į 10 000-15 000 km aukštį, po kurio jie arba ištirpsta, arba leidžiasi žemyn. Sprendžiant iš spektro, spygliuočių temperatūra yra 10 000–20 000 K, nors aplinkinė vainika šiuose aukščiuose įkaista bent iki 600 000 K. Atrodo, kad spikulai yra palyginti šaltos ir tankios chromosferos sritys, kurios laikinai pakyla į karštą, išretėjusią vainiką. Skaičiavimas supergranulių ribose rodo, kad spygliuočių skaičius fotosferos lygyje atitinka granulių skaičių; tikriausiai tarp jų yra fizinis ryšys.
Blyksniai. Virš saulės dėmių grupės esanti chromosfera gali staiga tapti šviesesnė ir išsklaidyti dujų pliūpsnį. Šis reiškinys, vadinamas blyksniu, yra vienas iš sunkiausiai paaiškinamų. Blyksniai galingai skleidžia visame elektromagnetinių bangų diapazone – nuo radijo iki rentgeno spindulių ir dažnai skleidžia elektronų ir protonų pluoštus reliatyvistiniu greičiu (t. y. artimu šviesos greičiui). Jie tarpplanetinėje terpėje sužadina smūgines bangas, kurios pasiekia Žemę. Blyksniai dažniau atsiranda šalia sudėtingos magnetinės struktūros dėmių grupių, ypač kai grupėje pradeda sparčiai augti nauja dėmė; tokios grupės sukelia kelis protrūkius per dieną. Silpni protrūkiai atsiranda dažniau nei stiprūs. Galingiausi blyksniai užima 0,1% saulės disko ir trunka keletą valandų. Bendra blyksnio energija yra 1023-1025 J. SMM (Solar Maximum Mission) palydovu gauti blyksnių rentgeno spektrai leido žymiai geriau suprasti blyksnių prigimtį. Blyksnio pradžia gali būti pažymėta rentgeno spinduliu, kurio fotono bangos ilgis mažesnis nei 0,05, kurį sukelia, kaip rodo jo spektras, reliatyvistinių elektronų srautas. Per kelias sekundes šie elektronai įkaitina aplinkines dujas iki 20 000 000 K ir jos tampa rentgeno spinduliuotės šaltiniu 1-20 diapazone, šimtus kartų didesniu nei srautas šiame diapazone nuo tylios Saulės. Esant tokiai temperatūrai, geležies atomai praranda 24 iš 26 elektronų. Tada dujos atvėsta, bet vis tiek toliau skleidžia rentgeno spindulius. Blykstė taip pat skleidžia radijo bangas. P. Wildas iš Australijos ir A. Maxwellas iš JAV tyrė pliūpsnio raidą naudodamas spektrografo radijo analogą – „dinaminį spektro analizatorių“, fiksuojantį spinduliuotės galios ir dažnio pokyčius. Paaiškėjo, kad spinduliuotės dažnis per pirmąsias kelias blyksnio sekundes nukrenta nuo 600 iki 100 MHz, o tai rodo, kad per vainiką sklinda trikdžiai 1/3 šviesos greičio. 1982 m. JAV radijo astronomai, naudodami VLA radijo interferometrą vnt. Naujoji Meksika ir SMM palydovo duomenys išsprendė puikias chromosferos ir vainiko ypatybes blyksnio metu. Nenuostabu, kad tai buvo kilpos, tikriausiai magnetinio pobūdžio, kuriose išsiskiria energija, kuri šildo dujas pliūpsnio metu. Paskutiniame pliūpsnio etape reliatyvistiniai elektronai, įstrigę magnetiniame lauke, toliau skleidžia labai poliarizuotas radijo bangas, judančias spirale aplink magnetinio lauko linijas virš aktyvios srities. Ši spinduliuotė gali trukti kelias valandas po protrūkio. Nors dujos visada išmetamos iš blyksnio srities, jų greitis dažniausiai neviršija pabėgimo nuo Saulės paviršiaus greičio (616 km/s). Tačiau blykstės dažnai skleidžia elektronų ir protonų srautus, kurie pasiekia Žemę per 1-3 dienas ir sukelia joje pašvaistę bei magnetinio lauko trikdžius. Šios dalelės, kurių energija siekia milijardus elektronų voltų, yra labai pavojingos astronautams orbitoje. Todėl astronomai bando numatyti saulės pliūpsnius tirdami magnetinio lauko konfigūraciją chromosferoje. Sudėtinga lauko struktūra su susuktomis jėgos linijomis, paruoštomis vėl sujungti, rodo pliūpsnio galimybę.
Iškilimai. Saulės iškilimai yra santykinai šaltos dujų masės, kurios atsiranda ir išnyksta karštoje karūnoje. Stebint koronagrafu Ha linijoje, jie matomi ant saulės galūnės kaip ryškūs debesys tamsiame dangaus fone. Tačiau stebint spektroheliografu arba Lyot trukdžių filtrais, jie atrodo kaip tamsūs siūlai ryškios chromosferos fone.
Iškilimų formos itin įvairios, tačiau galima išskirti keletą pagrindinių tipų. Saulės dėmių iškilimai primena iki 100 000 km ilgio, 30 000 km aukščio ir 5 000 km storio užuolaidas. Kai kurie iškilimai turi šakotą struktūrą. Retos ir gražios kilpos formos iškilimai yra suapvalintos formos, kurių skersmuo yra apytikslis. 50 000 km. Beveik visi iškilimai demonstruoja smulkią dujinių gijų struktūrą, tikriausiai kartojančią magnetinio lauko struktūrą; tikroji šio reiškinio prigimtis nėra aiški. Iškyšuliose dujos dažniausiai srautais juda žemyn 1-20 km/s greičiu. Išimtis yra „sergijos“ – iškilimai, skrendantys aukštyn nuo paviršiaus 100–200 km/s greičiu, o paskui krentantys atgal lėčiau. Iškilimai gimsta saulės dėmių grupių pakraščiuose ir gali išlikti keletą Saulės apsisukimų (t. y. kelis Žemės mėnesius). Iškilimų spektrai panašūs į chromosferos: ryškios vandenilio, helio ir metalų linijos silpnos nuolatinės spinduliuotės fone. Paprastai tylių iškilimų spinduliavimo linijos yra plonesnės nei chromosferos linijos; Tikriausiai taip yra dėl mažesnio atomų skaičiaus išilgai matomumo linijos. Spektrų analizė rodo, kad tylių iškilimų temperatūra yra 10 000-20 000 K, o tankis apie 1010 at./cm3. Aktyvūs iškilimai rodo jonizuoto helio linijas, rodančias žymiai aukštesnę temperatūrą. Temperatūros gradientas iškilimuose yra labai didelis, nes juos supa 2 000 000 K temperatūros vainikas. Iškilimų skaičius ir jų pasiskirstymas platumoje per 11 metų ciklą priklauso nuo saulės dėmių pasiskirstymo. Tačiau didelėse platumose yra antroji iškilimų juosta, kuri pasislenka į polių maksimaliu ciklo laikotarpiu. Kodėl susiformuoja iškilimai ir kas juos palaiko išretėjusioje karūnoje, nėra iki galo aišku.
Karūna. Išorinė Saulės dalis – vainikas – šviečia silpnai ir plika akimi matoma tik visiško Saulės užtemimo metu arba naudojant koronagrafą. Tačiau rentgeno spinduliuose ir radijo diapazone jis yra daug ryškesnis.
taip pat žr EXTRA ATMOSFEROS ASTRONOMIJA. Korona ryškiai šviečia rentgeno spindulių diapazone, nes jos temperatūra svyruoja nuo 1 iki 5 mln. K, o pliūpsnių metu siekia 10 mln. K. Koronos rentgeno spektrai neseniai pradėti gauti iš palydovų, tirti optiniai spektrai. daugelį metų per visišką užtemimą. Šiuose spektruose yra daug jonizuotų argono, kalcio, geležies, silicio ir sieros atomų linijų, kurios susidaro tik esant aukštesnei nei 1 000 000 K temperatūrai.
Balta vainiko šviesa, kuri užtemimo metu matoma iki 4 saulės spindulių atstumu, susidaro dėl fotosferinės spinduliuotės sklaidos laisviesiems vainiko elektronams. Vadinasi, vainiko ryškumo pokytis su aukščiu rodo elektronų pasiskirstymą, o kadangi pagrindinis elementas yra visiškai jonizuotas vandenilis, pasiskirsto ir dujų tankis. Vainikinės struktūros aiškiai skirstomos į atviras (spinduliai ir poliariniai šepečiai) ir uždaras (kilpos ir arkos); jonizuotos dujos tiksliai pakartoja magnetinio lauko struktūrą vainikinėje, nes negali judėti per jėgos linijas. Kadangi laukas atsiranda iš fotosferos ir yra susijęs su 11 metų saulės dėmių ciklu, per šį ciklą vainiko išvaizda keičiasi. Minimaliu laikotarpiu vainikinė tanki ir ryški tik pusiaujo juostoje, tačiau ciklui progresuojant vainikiniai spinduliai atsiranda aukštesnėse platumose, o maksimaliai jie matomi visose platumose. Nuo 1973 m. gegužės iki 1974 m. sausio mėn. vainiką nuolat stebėjo 3 astronautų įgulos iš Skylab orbitinės stoties. Jų duomenys parodė, kad tamsios vainikinės „skylės“, kuriose žymiai sumažėja dujų temperatūra ir tankis, yra sritys, iš kurių dujos dideliu greičiu išskrenda į tarpplanetinę erdvę, sukurdamos galingus srautus ramiame saulės vėjyje. Magnetiniai laukai vainikinėse skylėse yra „atviri“, t.y. išsiplėtė toli į kosmosą, leisdamas dujoms ištrūkti iš vainiko. Šios lauko konfigūracijos yra gana stabilios ir gali išlikti minimalaus saulės aktyvumo laikotarpiais iki dvejų metų. Koroninė skylė ir su ja susijęs srautas sukasi kartu su Saulės paviršiumi 27 dienas ir, jei srautas atsitrenkia į Žemę, kiekvieną kartą sukelia geomagnetines audras. Saulės išorinės atmosferos energijos balansas. Kodėl Saulė turi tokią karštą vainiką? Mes to dar nežinome. Tačiau yra gana pagrįsta hipotezė, kad energiją į išorinę atmosferą perduoda garsas ir magnetohidrodinaminės (MHD) bangos, kurias sukuria turbulentinis dujų judėjimas po fotosfera. Patekusios į viršutinius išretintus sluoksnius, šios bangos tampa smūgiinėmis bangomis, o jų energija išsisklaido, kaitindama dujas. Garso bangos kaitina apatinę chromosferą, o MHD bangos sklinda magnetinio lauko linijomis toliau į vainiką ir ją šildo. Dalis šilumos iš vainiko dėl šilumos laidumo patenka į chromosferą ir ten išspinduliuojama į erdvę. Likusi šiluma palaiko vainikinę spinduliuotę uždarose kilpose ir pagreitina saulės vėjo srautus vainikinėse skylėse.
taip pat žr
Įkeliama...