Структурата на слънцето и неговата атмосфера

За да се изследва вътрешната структура на вземане Sun в момента е един въображаем пътуване от центъра на светлината на повърхността. Но как да се определи температурата и плътността на слънчевата купата на различни дълбочини? Как можем да разберем кои процеси да се осъществи в рамките на слънцето?

Оказва се, че повечето от физическите параметри на звезди (Слънцето също е звезда!) Не са измерени и изчислени теоретично с помощта на компютри. Входът за тези изчисления са само някои основни характеристики на звездата, като неговата маса, радиус и физически условия, които преобладават на температурата на повърхността, дължината и плътността на атмосферата, и други подобни. Химичният състав на звездата (особено нд) определя от спектрални средства. В И въз основа на тези теоретични астрофизик създаде математически модел на Слънцето Ако този модел е в съответствие с резултатите от наблюденията, може да се счита за добро приближение до реалността. И ние, въз основа на такъв модел, опитайте се да си представите екзотичните дълбините бяха една звезда.

В централната част на Слънцето се нарича основната си. Веществото в слънчевата ядрото е изключително сгъстен. радиус му е около 1/4 от радиуса на слънцето, а обемът е 1/45 от (малко повече от 2%) от общия обем на слънцето. Независимо от това, в основата на светилата опаковани почти половината слънчеви маси. Това е възможно благодарение на много висока степен на йонизация на слънчевата материал. Условията там са точно това, което са необходими за активната зона на реактора синтез е гигантски механичен двигател станция, където се ражда на слънчева енергия.

Преминаването от центъра на слънце в продължение на около 1/4 от неговия радиус, влизаме в така наречената зона предаване на енергия радиация. Най-дългата вътрешната област на Слънцето може да се представял като ядрена котли стени, през които слънчевата енергия бавно се промъква навън. Но колкото по-близо до повърхността на Слънцето, по-ниската температура и налягане. Това води до завихряне и смесване на трансфер на енергия вещество настъпва предимно от веществото. Такъв процес пренос на енергия се нарича конвекция и подземни слой на слънцето, когато това се случи - конвективния зона. Изследователите са на мнение, че слънцето си роля във физиката на слънчеви процеси е изключително висока. Той е тук, възникват различни движения на слънчевата вещество и магнитни полета.

Най-накрая имаме видимата повърхност на Слънцето. Тъй като нашето Слънце - звезда-горещата плазма топка, той, за разлика от Земята, Луната, Марс и други подобни планети може да присъства на повърхността, разбира в пълния смисъл на думата. И ако ние говорим за повърхност на Слънцето, то е относително понятие.

Видимият светлинен повърхността на слънцето, разположен непосредствено над конвективния зона, наречена фотосферата, което в превод от гръцки означава "област на светлината".

Фотосферата - 300 км слой. То идва при нас от тази слънчева радиация. И когато погледнем към Слънцето от Земята, а след това фотосферата е само на слоя, което пронизва нашата визия. Радиация от по-дълбоките слоеве на нас вече не идва, и не е възможно да ги види.

Температурата в фотосферата увеличава с дълбочина, а средната възлиза на 5800 К.

То идва от фотосферата основната част на оптичен (видима) лъчи на слънцето. Тук, средната плътност на газ е по-малко от 1/1000 плътност на въздуха, който се вдишва и температурата, тъй като се доближава до външния ръб на фотосферата се намалява до 4800 К. водород при такива условия остава почти напълно в неутрално състояние.

Астрофизика за голяма светлина приемната повърхност на основата на фотосферата. Същият фотосферата те считат за най-долната (вътрешен) слой на слънчевата атмосфера. Над него е разположена още два слоя, които образуват външните слоеве на слънчевата атмосфера - хромосфера и корона. Въпреки, че не съществуват ясни граници между тези три слоя, погледнете техните основни отличителни черти.

Жълто-бяла светлина фотосферата има непрекъснат спектър, т.е. има формата на непрекъсната лента на цвят дъга с постепенен преход от червено до лилаво. Но в долните слоеве на хромосферата разреден в т.нар ниска температура, където температурата се понижава до 4200 К, слънчева светлина се подлага на абсорбция, при тесни абсорбционни линии са оформени в слънчевия спектър. Те се наричат ​​Fraunhofer линии, от името на германското оптиката Йозеф Frau и момче за всичко, което през 1816 г. точно измерена дължината на вълните на 754 линии.

Към днешна дата, слънчевия спектър се регистрира над 26 хиляди. Тъмните линии с различна интензивност, произтичащи от абсорбиране на светлина "студени" атома. И тъй като всеки химичен елемент има свой характерен набор от абсорбционни линии, това дава възможност да се определи присъствието си във външните слоеве на слънчевата атмосфера.

Химичният състав на слънчевата атмосфера, подобна на тази на по-голямата част от звезди, формирани през последните няколко милиарда години на (те се наричат ​​звезди от второ поколение). В сравнение със старите небесни тела (първото поколение звезди) да съдържа десет пъти по-тежки елементи, т.е. елементи по-тежки от хелий. Астрофизици смятат, че по-тежки елементи за първи път са въведени в резултат на ядрени реакции, възникнали по време на експлозията на звездите, може би дори и по време на експлозиите на галактиките. Формирането на слънцето през междузвездното пространство е доста добре, обогатен с тежки елементи (самото Слънце все още не произвежда елементи по-тежки от хелий). Но паша Земята и другите планети се кондензират, очевидно от същия облак от газ и прах, както слънцето. Поради това е възможно, че чрез изучаване на химическия състав на нашата дневна светлина, ние също изучаване на първичната структура на протопланетен материал.

Тъй като температурата в слънчевата атмосфера варира в зависимост от височината, на различни нива на абсорбционни линии са атоми, различни химични елементи. Това дава възможност да учат различни слоеве на атмосферата на голяма светлина и да се определи неговата степен.

Над фотосферата е тънък стил! Слънчевата атмосфера, наречен хромосферата, което означава "цвят сфера". яркостта му е много по-малко, отколкото на яркостта на фотосферата, хромосферата Ето защо е видима само в кратки моменти на общите слънчеви затъмнения като розов пръстен около тъмен диск на Луната. Червеникав цвят хромосфера прикрепен емисии водород. Този газ най-интензивно спектрална линия - HA е в червената област на спектъра и водородът в хромосферата е особено голям.

Според спектрите, получени по време на слънчеви затъмнения може да се види, че червената водород линия изчезва на височина от около 12 хиляди. Km горе фотосферата и йонизиран калций Lipno престане да се вижда на височина от 14 хиляди. Km. Тук е височината и се счита за горната граница на хромосферата. Тъй като температурата се повишава възстановяване, достигайки горния хромосфера 50000 K. Тъй като температурата се увеличава водородът йонизация се усилва и след това хелий.

Повишаването на температурата в хромосферата е разбираемо. Известно е, че плътността на слънчевата атмосфера бързо намалява с надморската височина и разредения среда излъчват по-малко енергия, отколкото плътен. Ето защо, на входящия енергия от слънцето затопля горния хромосферата и короната лежи над него.

В момента heliophysicists с помощта на специални инструменти спазват хромосферата, не само по време на слънчеви затъмнения, но и във всеки един ясен ден. По време на пълно слънчево затъмнение може да се види най-външната обвивка на слънчевата атмосфера - короната - нежен перлен сребристо сияние, простираща се около Засенчван нд. Общият яркостта на короната е около една милионна от светлината на слънце или полу светлината на пълната луна.

Слънчевата Corona е силно разредена плазма с температура близка до 2 милиона К. коронарната масова плътност на стотици милиарди пъти по-малки от плътността на въздуха на повърхността. При тези обстоятелства, атомите на химичните елементи не могат да бъдат в неутралната състоянието на скоростта е толкова голяма, че те губят почти всичките си електрони и йонизиран многократно по време на взаимните сблъсъци. Ето защо слънчевата корона се състои основно от протони (водородни ядра), хелиеви ядра и свободни електрони.

Изключително високата температура на короната води до факта, че по същество е мощен източник на ултравиолетова и рентгенови лъчи. За се използват наблюдения в тези райони на електромагнитния спектър, както е добре известно, специални ултравиолетови и рентгенови телескопи, монтирани на космическия кораб и орбитални изследователски станции.

Използване на радио методи (корона интензивно излъчва радио вълни m и дециметър) коронални лъчи "вижда" на разстояние от 30 слънчеви радиуса от ръба на слънчевия диск. С отстраняването на плътността на слънчевата корона намалява много бавно, и най-горен слой се влива в пространството. Това представлява слънчевия вятър.

Само поради изпаряване на масата на слънцето, всяка секунда телца са намалели с не по-малко от 400 хиляди. Тона.

Слънчевият вятър издухва цялото пространство на нашата планетна система. С първата начална скорост до 1000 км / ите, но след това бавно намалява. орбита средна скорост на вятъра на Земята от около 400 km / сек. Om Na мете пътя си всички газове, отделяни от планети и комети метеоритен малка прашинка, дори и частици на галактическите космически лъчи на ниски енергии, като всичко това "боклук" в покрайнините на планетарната система. Образно казано, ние обичаме да се плува в короната на Великата Светлината.