Çıkıntıları
Güneş'in görebildiğimiz yüzeyine fotosfer denir. Bu, çekirdekten gelen ışığın nihayet yüzeye ulaştığı alandır. Fotosferin sıcaklığı yaklaşık 6000 K'dir ve beyaz renkte parlar.
Atmosfer, fotosferin hemen üzerinde birkaç yüz bin kilometreye kadar uzanır. Güneş'in atmosferinin yapısına daha yakından bakalım.
Atmosferdeki ilk katman minimum sıcaklığa sahiptir ve fotosferin yüzeyinden yaklaşık 500 km yükseklikte, yaklaşık 4000 K sıcaklıkta bulunur. Bir yıldız için bu oldukça havalıdır.
Kromosfer
Bir sonraki katman kromosfer olarak bilinir. Yüzeyden sadece yaklaşık 10.000 km uzaklıkta bulunmaktadır. Kromosferin üst kısmında sıcaklıklar 20.000 K'ye ulaşabilir. Kromosfer, dar bantlı optik filtreler kullanan özel ekipman olmadan görünmez. Devasa güneş çıkıntıları kromosferde 150.000 km yüksekliğe kadar yükselebilir.
Kromosferin üstünde bir geçiş katmanı vardır. Bu katmanın altında yerçekimi baskın kuvvettir. Geçiş bölgesinin üzerinde helyum tamamen iyonlaştığı için sıcaklık hızla yükselir.
Güneş korona
Bir sonraki katman koronadır ve Güneş'ten milyonlarca kilometre uzaya kadar uzanır. Tam tutulma sırasında, armatürün diski Ay tarafından kaplandığında koronayı görebilirsiniz. Koronanın sıcaklığı yüzeyden yaklaşık 200 kat daha sıcaktır.
Fotosferin sıcaklığı sadece 6000 K iken korona yakınında 1-3 milyon Kelvin dereceye ulaşabiliyor. Bilim adamları hala neden bu kadar yüksek olduğunu tam olarak bilmiyorlar.
Heliosfer
Atmosferin üst kısmına heliosfer denir. Güneş rüzgârıyla dolu bir uzay baloncuğudur ve yaklaşık 20 astronomik birime kadar uzanır (1 AU, Dünya'dan Güneş'e olan mesafedir). Sonuçta heliosfer yavaş yavaş yıldızlararası ortama geçiş yapar.
Yıldızlar tamamen gazdan yapılmıştır. Ancak bunların dış katmanlarına da atmosfer denir.
Güneş'in atmosferi 200-300 km'de başlar. Güneş diskinin görünür kenarından daha derin. Atmosferin en derin katmanlarına fotosfer denir. Kalınlıkları güneş yarıçapının üç binde birinden fazla olmadığından, fotosfere bazen geleneksel olarak Güneş'in yüzeyi denir. Fotosferdeki gazın yoğunluğu Dünya'nın stratosferindekiyle yaklaşık olarak aynıdır ve Dünya yüzeyindeki gazın yoğunluğundan yüzlerce kat daha azdır. Fotosferin sıcaklığı 300 km derinlikte 8000 K'ye düşer. En üst katmanlarda 4000 K'ye kadar. Yüksek büyütme oranına sahip bir teleskopta, fotosferin ince ayrıntılarını gözlemleyebilirsiniz: hepsi, dar karanlık yollardan oluşan bir ağ ile ayrılmış küçük parlak tanecikler - granüller ile dağılmış gibi görünüyor. Granülasyon, yükselen sıcak gaz akışlarının ve alçalan soğuk gaz akışlarının karışmasının sonucudur. Dış katmanlarda aralarındaki sıcaklık farkı nispeten küçüktür, ancak daha derinde, konvektif bölgede daha fazladır ve karıştırma çok daha yoğun gerçekleşir. Güneş'in dış katmanlarındaki konveksiyon, atmosferin genel yapısının belirlenmesinde büyük rol oynar. Sonuçta, güneş aktivitesinin çeşitli tezahürlerinin nedeni, güneş manyetik alanlarıyla karmaşık etkileşimin bir sonucu olarak konveksiyondur. Fotosfer yavaş yavaş güneş atmosferinin daha seyrekleştirilmiş dış katmanlarına (kromosfer ve korona) geçer.
Kromosfer (Yunanca “ışık küresi” anlamına gelir) kırmızımsı-mor renginden dolayı adını almıştır. Tam güneş tutulmaları sırasında, Güneş'i henüz kapatmış olan Ay'ın siyah diskinin etrafında düzensiz parlak bir halka olarak görülebilir. Kromosfer çok heterojendir ve esas olarak uzun uzun dillerden (spiküllerden) oluşur ve ona yanan çimen görünümü verir. Bu kromosferik jetlerin sıcaklığı, fotosferdekinden 2-3 kat daha yüksektir ve yoğunluk yüzbinlerce kat daha düşüktür. Kromosferin toplam uzunluğu 10-15 bin km'dir. Kromosferdeki sıcaklıktaki artış, konvektif bölgeden içine giren dalgaların ve manyetik alanların yayılmasıyla açıklanmaktadır. Madde, sanki dev bir mikrodalga fırındaymış gibi ısıtılır. Parçacıkların termal hareket hızı artar, aralarındaki çarpışmalar daha sık hale gelir ve atomlar dış elektronlarını kaybeder: madde sıcak iyonize bir plazma haline gelir. Aynı fiziksel süreçler aynı zamanda kromosferin üzerinde yer alan güneş atmosferinin en dış katmanlarının alışılmadık derecede yüksek sıcaklığını da korur. Tutulmalar sırasında, güneşin yüzeyinin üzerinde tuhaf şekilli "çeşmeler", "bulutlar", "huniler", "çalılar", "kemerler" ve diğer parlak ışıklı kromosferik madde oluşumları gözlemlenebilir. Bunlar güneş atmosferinin en iddialı oluşumlarıdır - çıkıntılar. Kromosfer ile yaklaşık olarak aynı yoğunluğa ve sıcaklığa sahiptirler. Ancak onlar bunun üzerindedir ve güneş atmosferinin daha yüksek, oldukça seyrekleşmiş üst katmanlarıyla çevrelenmiştir. Önemler kromosfere düşmezler çünkü maddeleri Güneş'in aktif bölgelerinin manyetik alanları tarafından desteklenir. Uzun süre gözle görülür bir değişiklik olmadan kalan bazı çıkıntılar, aniden patlıyor gibi görünüyor ve maddeleri saniyede yüzlerce kilometre hızla gezegenler arası uzaya fırlatılıyor.
Kromosfer ve fotosferden farklı olarak, Güneş atmosferinin en dış kısmı olan korona çok büyük bir genişliğe sahiptir: milyonlarca kilometreye kadar uzanır ve bu da birkaç güneş yarıçapına karşılık gelir. Güneş koronasındaki maddenin yoğunluğu, dünya atmosferindeki havanın yoğunluğundan çok daha yavaş bir şekilde yükseklikle azalır. Korona en iyi güneş tutulmasının tam evresinde gözlemlenir. Tacın temel özelliği parlak yapısıdır. Koronal ışınların çok çeşitli şekilleri vardır: Bazen kısa, bazen uzun, bazı ışınlar düz, bazen de kuvvetli kavislidir. Güneş koronasının genel görünümü periyodik olarak değişir. Bunun nedeni güneş aktivitesinin on bir yıllık döngüsüdür. Güneş koronasının hem genel parlaklığı hem de şekli değişir. Güneş lekelerinin maksimum olduğu dönemde nispeten yuvarlak bir şekle sahiptir. Az sayıda nokta olduğunda koronanın şekli uzar ve koronanın genel parlaklığı azalır. Yani Güneş'in koronası, atmosferinin en dış kısmı, en ince ve en sıcak kısmıdır. Aynı zamanda bize en yakın olanı da ekleyelim: Güneş'ten sürekli olarak hareket eden bir plazma akışı - güneş rüzgarı şeklinde Güneş'ten uzağa uzandığı ortaya çıktı. Aslında, dünyanın manyetik alanı biçimindeki güvenilir bir bariyerle nüfuz eden radyasyondan korunmamıza rağmen, güneş koronasıyla çevrili yaşıyoruz.
Yaşam deneyimi bize, elinizi ateşe ne kadar yaklaştırırsanız elinizin o kadar sıcak olacağını söyler. Ancak uzayda pek çok şey günlük deneyimlerin önerdiği gibi işlemez: Örneğin, Güneş'in görünür yüzeyinin sıcaklığı "sadece" 5800 K (5526,85 °C)'dir, fakat uzakta, Güneş'in dış katmanlarında. Yıldızın atmosferi milyonlarca dereceye yükselir.
Modern fiziğin çözülmemiş problemlerinden biri olan Solar Corona Isınma Problemi olarak bilinen bu küçük özel problemi çözmeyi deneyin! Bu fenomen keşfedildiğinde, bilim adamlarına güneş koronasının termodinamiğin ikinci yasasını ihlal ettiği görüldü - sonuçta yıldızın içindeki enerji, yüzeyi atlayarak korona bölgesine aktarılamaz.
2007 yılına kadar güneş koronasının ısınmasını açıklayan iki ana teori vardı. Biri, manyetik alanların korona plazmasını inanılmaz enerjilere hızlandırdığını ve bu sayede yüzey sıcaklığının üzerinde bir sıcaklık elde ettiğini söyledi. İkinci teorinin yazarları, enerjinin yıldızın içinden atmosfere geçtiğine inanma eğilimindeydiler.
Bart De Pontieu ve meslektaşlarının araştırması, bir yıldızın iç kısmından yayılan şok dalgalarının, koronayı sürekli olarak enerjiyle beslemeye yetecek enerjiye sahip olduğunu kanıtladı.
2013 yılında NASA, Güneş'in yüzeyi ile korona arasındaki sınırı farklı aralıklarda sürekli olarak filme alan IRIS sondasını fırlattı. Amacı aynı soruyu cevaplamaktı: Güneş koronasının sabit bir ısı kaynağı mı var, yoksa enerji birçok patlamanın sonucu olarak güneş atmosferine mi giriyor? Bu iki açıklama arasındaki fark çok büyük ancak koronanın muazzam ısı iletkenliği nedeniyle hangisinin doğru olduğunu anlamak çok zor. Güneş'in tek bir noktasında enerji açığa çıktığı anda, bu noktanın etrafındaki geniş bir alanda sıcaklık neredeyse anında yükseliyor ve koronanın sıcaklığının aşağı yukarı sabit olduğu görülüyor.
Ancak IRIS cihazı, korona sıcaklığındaki değişiklikleri o kadar küçük bir aralıkla kaydetti ki, bilim adamları, manyetik çizgilerin kesiştiği veya üst üste geldiği birçok "nanoflar" (nanoflar) görebildiler. Koronayı eşit ve sürekli olarak ısıtan bir termal radyasyon kaynağının olup olmadığı açık bir soru olmaya devam ediyor, ancak enerjinin en azından bir kısmının bu tür patlamalar sonucunda yıldızın iç kısmından güneş atmosferine girdiği artık açık.
Daha sonra IRIS gözlemleri EUNIS cihazı tarafından doğrulandı. Bilim adamları artık güneş koronasının, sıcaklığı Güneş yüzeyinin sıcaklığından çok daha yüksek olan sıcak plazmayı yıldızın atmosferine salan birçok küçük patlama nedeniyle tam olarak ısındığından neredeyse eminler.
Programın soruları:
Güneş atmosferinin kimyasal bileşimi;
Güneşin Dönmesi;
Güneş diskinin kenara doğru kararması;
Güneş atmosferinin dış katmanları: kromosfer ve korona;
Güneş'ten gelen radyo ve X-ışını radyasyonu.
Özet:
Güneş atmosferinin kimyasal bileşimi;
Görünür bölgede, güneş ışınımının sürekli bir spektrumu vardır ve buna karşı onbinlerce karanlık soğurma çizgisi denir. Fraunhofer. Sürekli spektrum en büyük yoğunluğuna 4300 - 5000 A dalga boylarında mavi-yeşil kısımda ulaşır. Maksimumun her iki tarafında spektrumun yoğunluğu azalır.
Atmosfer dışı gözlemler, Güneş'in spektrumun görünmez kısa dalga ve uzun dalga bölgelerine radyasyon yaydığını göstermiştir. Daha kısa dalga boyu bölgesinde spektrum keskin bir şekilde değişir. Sürekli spektrumun yoğunluğu hızla azalır ve koyu Fraunhofer çizgilerinin yerini emisyon çizgileri alır.
Güneş spektrumunun en güçlü çizgisi ultraviyole bölgededir. Bu, 1216 A dalga boyuna sahip hidrojen L 'nin rezonans çizgisidir. Görünür bölgede, iyonize kalsiyumun H ve K rezonans çizgileri en yoğundur. Onlardan sonra yoğunluk bakımından Balmer hidrojen serisinin ilk çizgileri H , H , H gelir, ardından sodyumun rezonans çizgileri, magnezyum, demir, titanyum ve diğer elementlerin çizgileri gelir. Geriye kalan çok sayıda çizgi, D.I.'nin tablosundan bilinen yaklaşık 70 kimyasal elementin spektrumuyla tanımlanır. Mendeleev. Güneş'in spektrumunda bu çizgilerin varlığı, güneş atmosferinde buna karşılık gelen elementlerin varlığını gösterir. Güneş'te hidrojen, helyum, nitrojen, karbon, oksijen, magnezyum, sodyum, demir, kalsiyum ve diğer elementlerin varlığı tespit edilmiştir.
Güneş'teki baskın element hidrojendir. Güneş'in kütlesinin %70'ini oluşturur. Sırada helyum var - kütlenin %29'u. Geriye kalan unsurların toplamı %1'den biraz daha fazlasını oluşturur.
Güneşin Dönüşü
Güneş diskindeki bireysel özelliklerin gözlemlenmesi ve üzerindeki çeşitli noktalardaki spektral çizgilerin kaymalarının ölçümleri, güneş maddesinin güneş çaplarından biri etrafında hareket ettiğini gösterir. dönme ekseni Güneş.
Güneş'in merkezinden geçen ve dönme eksenine dik olan düzleme güneş ekvatorunun düzlemi denir. Ekliptik düzlemi ile 7 0 15' açı yapar ve ekvator boyunca Güneş'in yüzeyiyle kesişir. Ekvator düzlemi ile Güneş'in merkezinden yüzeyindeki belirli bir noktaya çizilen yarıçap arasındaki açıya denir. heliografik enlem.
Güneş'in ekvatordan uzaklaşıp kutuplara yaklaştıkça açısal dönüş hızı azalır.
Ortalama olarak = 14°.4 - 2°.7 sin 2 B, burada B heliografik enlemdir. Açısal hız, günlük dönüş açısıyla ölçülür.
Ekvator bölgesinde yıldız periyodu 25 gün olup, kutuplarda bu süre 30 güne ulaşır. Dünyanın Güneş etrafında dönmesi nedeniyle, dönüşü daha yavaş gibi görünüyor ve sırasıyla 27 ve 32 güne eşit (sinodik dönem).
Güneş diskinin kenara doğru kararması
Fotosfer, görünür radyasyonun oluştuğu güneş atmosferinin sürekli olan ana kısmıdır. Böylece bize gelen güneş enerjisinin neredeyse tamamını yayar. Fotosfer, birkaç yüz kilometre uzunluğunda, oldukça opak, ince bir gaz tabakasıdır. Fotosfer, Güneş'i beyaz ışıkta doğrudan gözlemlendiğinde görünen "yüzey" biçiminde görülebilir.
Güneş diskini gözlemlerken kenara doğru kararması fark edilir. Merkezden uzaklaştıkça parlaklık çok hızlı bir şekilde azalır. Bu etki, fotosferde sıcaklığın derinlikle birlikte artmasıyla açıklanmaktadır.
Güneş diskinin çeşitli noktaları, söz konusu konumdaki Güneş yüzeyinin normali ile görüş hattını oluşturan açısı ile karakterize edilir. Diskin merkezinde bu açı 0'dır ve görüş çizgisi Güneş'in yarıçapına denk gelir. = 90 kenarında ve görüş çizgisi Güneş'in katmanlarına teğet boyunca kayar. Belirli bir gaz katmanından gelen radyasyonun çoğu, optik derinlik 1'de bulunan bir seviyeden gelir. Görüş hattı fotosferin katmanlarını geniş bir açıyla kestiğinde, sıcaklığın daha düşük olduğu dış katmanlarda optik derinlik1 elde edilir. Sonuç olarak, güneş diskinin kenarlarından gelen radyasyonun yoğunluğu, ortasından gelen radyasyonun yoğunluğundan daha azdır.
Güneş diskinin kenarına doğru parlaklığındaki azalma, ilk yaklaşımla aşağıdaki formülle temsil edilebilir:
ben () = ben 0 (1 - u + cos),
Burada I () görüş hattının normalle açı yaptığı noktadaki parlaklıktır, I 0 diskin merkezinden gelen radyasyonun parlaklığıdır, u ise orantı katsayısıdır. dalga boyu.
Fotosferin görsel ve fotografik gözlemleri, yakın aralıklı kümülüs bulutlarını anımsatan ince yapısını ortaya koyuyor. Hafif yuvarlak oluşumlara granül denir ve yapının tamamı granülasyon. Granüllerin açısal boyutları 1″ yaydan fazla değildir, bu da 700 km'ye karşılık gelir. Her bir granül 5-10 dakika kadar varlığını sürdürür, daha sonra parçalanır ve yerine yeni granüller oluşur. Granüller karanlık boşluklarla çevrilidir. Madde granüllerin içinde yükselir ve etraflarına düşer. Bu hareketlerin hızı 1-2 km/s'dir.
Granülasyon, fotosferin altında bulunan konvektif bölgenin bir tezahürüdür. Konvektif bölgede, bireysel gaz kütlelerinin yükselmesi ve düşmesi sonucu maddenin karışması meydana gelir.
Güneş'in dış katmanlarında konveksiyonun oluşmasının nedeni iki önemli durumdur. Bir yandan, fotosferin hemen altındaki sıcaklık derinlikte çok hızlı bir şekilde artıyor ve radyasyon, daha derindeki sıcak katmanlardan radyasyonun salınmasını sağlayamıyor. Bu nedenle enerji, hareket eden homojensizliklerin kendisi tarafından aktarılır. Öte yandan, bu homojensizlikler, içlerindeki gazın tamamen değil de kısmen iyonize olması durumunda kalıcı hale gelir.
Gaz, fotosferin alt katmanlarına geçerken nötralize edilir ve kararlı homojensizlikler oluşturamaz. bu nedenle konvektif bölgenin en üst kısımlarında konvektif hareketler yavaşlar ve konveksiyon aniden durur. Fotosferdeki salınımlar ve bozulmalar akustik dalgalar üretir. Konvektif bölgenin dış katmanları, 5 dakikalık salınımların duran dalgalar şeklinde uyarıldığı bir tür rezonatörü temsil eder.
Güneş atmosferinin dış katmanları: kromosfer ve korona
Fotosferdeki maddenin yoğunluğu yükseklikle hızla azalır ve dış katmanların çok seyrek olduğu ortaya çıkar. Fotosferin dış katmanlarında sıcaklık 4500 K'ye ulaşır ve ardından tekrar yükselmeye başlar. Hidrojen ve helyumun iyonlaşmasıyla birlikte sıcaklıkta yavaş yavaş onbinlerce dereceye kadar bir artış olur. Atmosferin bu kısmına denir renk küre. Kromosferin üst katmanlarında maddenin yoğunluğu 10-15 g/cm3'e ulaşır.
Kromosferin bu katmanlarının 1 cm3'ü yaklaşık 10 9 atom içerir, ancak sıcaklık bir milyon dereceye kadar yükselir. Güneş tacı adı verilen Güneş atmosferinin en dış kısmının başladığı yer burasıdır. Güneş atmosferinin en dış katmanlarının ısınmasının nedeni, fotosferde ortaya çıkan akustik dalgaların enerjisidir. Bu dalgalar, daha düşük yoğunluklu katmanlara doğru yayıldıkça genlikleri birkaç kilometreye kadar çıkar ve şok dalgalarına dönüşür. Şok dalgalarının oluşması sonucunda dalga yayılımı meydana gelir, bu da parçacık hareketinin kaotik hızlarını arttırır ve sıcaklıkta bir artış meydana gelir.
Kromosferin integral parlaklığı, fotosferin parlaklığından yüzlerce kat daha azdır. Bu nedenle, kromosferi gözlemlemek için, zayıf radyasyonunu güçlü fotosferik radyasyon akışından izole etmeyi mümkün kılan özel yöntemlerin kullanılması gerekmektedir. En uygun yöntemler tutulmalar sırasında yapılan gözlemlerdir. Kromosferin uzunluğu 12 - 15.000 km'dir.
Kromosferin fotoğraflarını incelerken homojensizlikler görülebilir, en küçüklerine denir spiküller. Spiküller dikdörtgen şeklindedir ve radyal yönde uzatılmıştır. Uzunlukları birkaç bin km, kalınlıkları ise yaklaşık 1000 km'dir. Onlarca km/s'lik hızlarda spiküller kromosferden koronaya doğru yükselir ve içinde çözülür. Spiküller aracılığıyla kromosferin maddesi, üstündeki korona ile değiştirilir. Spiküller, subfosferik konvektif bölgenin granüllerden çok daha büyük ve daha derin elemanlarının neden olduğu dalga hareketleriyle oluşturulan, kromosferik ağ adı verilen daha büyük bir yapı oluşturur.
Taç parlaklığı çok düşük olduğundan yalnızca güneş tutulmalarının tam evresinde gözlemlenebilir. Tutulmalar dışında koronagraflar kullanılarak gözlemlenir. Tacın keskin hatları yoktur ve zamanla büyük ölçüde değişen düzensiz bir şekle sahiptir. Koronanın, Güneş'in 0,2 - 0,3 yarıçapından fazla olmayan uzuvdan çıkarılan en parlak kısmına genellikle iç korona, geri kalan, çok uzatılmış kısma ise dış korona denir. Tacın önemli bir özelliği parlak yapısıdır. Işınlar, bir düzine veya daha fazla güneş yarıçapına kadar farklı uzunluklarda gelir. İç taç, yaylara, miğferlere ve bireysel bulutlara benzeyen yapısal oluşumlar açısından zengindir.
Korona radyasyonu fotosferden saçılan ışıktır. Bu ışık oldukça polarizedir. Böyle bir kutuplaşmaya yalnızca serbest elektronlar neden olabilir. 1 cm3 korona maddesi yaklaşık 108 serbest elektron içerir. Bu kadar çok sayıda serbest elektronun ortaya çıkması iyonlaşmadan kaynaklanmalıdır. Bu, koronanın 1 cm3'ünün yaklaşık 10 8 iyon içerdiği anlamına gelir. Maddenin toplam konsantrasyonu 2 olmalıdır . 10 8. Güneş koronası, yaklaşık bir milyon Kelvin sıcaklığa sahip, seyrekleştirilmiş bir plazmadır. Yüksek sıcaklığın bir sonucu olarak koronanın büyük boyutu ortaya çıkar. Koronanın uzunluğu, fotosferin kalınlığından yüzlerce kat daha fazladır ve yüzbinlerce kilometreye ulaşır.
Güneş'ten gelen radyo ve X-ışını radyasyonu
İLE Güneş koronası görünür radyasyona karşı tamamen şeffaftır, ancak içinde güçlü bir emilim ve kırılma yaşayan radyo dalgalarını zayıf bir şekilde iletir. Metre dalgalarında koronanın parlaklık sıcaklığı bir milyon dereceye ulaşır. Daha kısa dalga boylarında azalır. Bunun nedeni, plazmanın soğurma özelliklerinin azalması nedeniyle radyasyonun çıktığı derinlikteki artıştır.
Güneş koronasından gelen radyo emisyonu, onlarca yarıçaplık mesafelerde izlendi. Bu, Güneş'in her yıl güçlü bir radyo emisyon kaynağı olan Yengeç Bulutsusu ve güneş koronasının onu gölgede bırakması nedeniyle mümkündür. Bulutsunun radyasyonu koronanın homojen olmayan bölgelerine dağılmıştır. Kromosferik patlamalar sırasında kozmik ışınların Güneş'ten geçmesiyle ilişkili plazma salınımlarının neden olduğu Güneş'ten radyo emisyonu patlamaları gözlenir.
X-ışını radyasyonu uzay aracına monte edilen özel teleskoplar kullanılarak incelenmiştir. Güneş'in X-ışını görüntüsü, birçok parlak noktaya ve "topaklı" yapıya sahip düzensiz bir şekle sahiptir. Optik uzvun yakınında homojen olmayan bir halka şeklinde parlaklıkta gözle görülür bir artış var. Desimetre ve metre dalgalarında güçlü radyo emisyon kaynaklarının bulunduğu bölgelerde, güneş aktivitesi merkezlerinin üzerinde özellikle parlak noktalar gözlenir. Bu, X ışınlarının öncelikle güneş koronasından kaynaklandığı anlamına gelir. Güneş'in X-ışını gözlemleri, güneş koronasının yapısına ilişkin ayrıntılı çalışmaların doğrudan güneş diskine projeksiyonla yapılmasını mümkün kılar. Güneş lekelerinin üzerinde koronanın parıldayan parlak alanlarının yanı sıra, görünür ışınlarda fark edilebilir herhangi bir oluşumla ilişkili olmayan geniş karanlık alanlar da bulundu. Onlar aranmaktadır koronal delikler ve manyetik alanların döngüler oluşturmadığı güneş atmosferinin alanlarıyla ilişkilidir. Koronal delikler artan güneş rüzgarının kaynağıdır. Güneş'in birkaç dönüşü boyunca var olabilirler ve Dünya'da Güneş'ten gelen parçacık radyasyonuna duyarlı olayların 27 günlük bir periyodikliğine neden olabilirler.
Kontrol soruları:
Güneş atmosferinde hangi kimyasal elementler baskındır?
Güneş'in kimyasal bileşimini nasıl öğrenebilirsiniz?
Güneş kendi ekseni etrafında hangi periyotta döner?
Güneş'in ekvator ve kutup bölgelerinin dönüş periyotları çakışıyor mu?
Güneş'in fotosferi nedir?
Güneş fotosferinin yapısı nedir?
Güneş diskinin kenara doğru kararmasına ne sebep olur?
Granülasyon nedir?
Güneş koronası nedir?
Koronadaki maddenin yoğunluğu nedir?
Güneş kromosferi nedir?
Spikül nedir?
Koronanın sıcaklığı nedir?
Koronanın yüksek sıcaklığını ne açıklıyor?
Güneş'ten radyo emisyonunun özellikleri nelerdir?
X ışınlarının ortaya çıkmasından Güneş'in hangi bölgeleri sorumludur?
Edebiyat:
Kononovich E.V., Moroz V.I. Genel astronomi dersi. M., Editör URSS, 2004.
Galuzo I.V., Golubev V.A., Shimbalev A.A. Dersleri planlama ve yürütme yöntemleri. 11. sınıfta astronomi. Minsk. Aversev. 2003.
Whipple F.L. Güneş Ailesi. M. Mir. 1984
Shklovsky I. S. Yıldızlar: doğumları, yaşamları ve ölümleri. M. Bilim. 1984
Yükleniyor...