Güneş neyden yapılmıştır? Güneşin atmosferi Güneş fotosferinin atmosferinin sıcaklığı 6000 K'dır.

Fotosfer - Bu, optik radyasyonun çoğunu yayan bir yıldızın görünür yüzeyidir. Bu katmanın kalınlığı 100 ila 400 km arasındadır ve sıcaklık 6600° K (iç) ila 4400° K (dış kenarda) arasındadır. Güneş'in boyutu tam olarak fotosfer tarafından belirlenir. Buradaki gaz nispeten seyrekleştirilmiştir ve dönme hızı bölgeye bağlı olarak değişmektedir. Ekvator bölgesinde 24 günde, kutup bölgesinde ise 30 günde bir devrim meydana gelir.

Bu kabuk fotosferi çevreler ve yaklaşık 2000 km kalınlığındadır. Kromosferin üst sınırı, sürekli sıcak emisyonlar - spiküller ile karakterize edilir. Güneş'in bu kısmı ancak tam güneş tutulması sırasında görülebilmektedir. Daha sonra kırmızı tonlarda görünür.

Bu son kabuk. Enerjinin çıkıntıları ve patlamaları ile karakterizedir. Yüzbinlerce kilometre uzağa sıçrayarak güneş rüzgarı üretiyorlar.

Koronanın sıcaklığı Güneş'in yüzeyinden çok daha yüksektir - 1.000.000° K - 2.000.000° K ve bazı yerlerde 8.000.000° K ila 29.000.000° K arasındadır. Ancak korona yalnızca güneş tutulması sırasında görülebilir. Taç şeklini değiştirir. Değişiklikler döngüye bağlıdır. Maksimum zirvelerde şekli yuvarlaktır ve minimum değerlerde ekvator boyunca uzar.

güneşli rüzgar

Güneş rüzgarı, saniyede yaklaşık 400 km hızla Güneş'ten her yöne fırlatılan iyonize parçacıkların akışıdır. Güneş rüzgarının kaynağı güneş koronasıdır. Güneş'in koronasının sıcaklığı o kadar yüksektir ki, yerçekimi kuvveti maddesini yüzeye yakın tutamaz ve bu maddenin bir kısmı sürekli olarak gezegenler arası uzaya uçar.

Güneş rüzgarının oluşmasının genel nedenlerini anlasak da sürecin birçok detayı hala belirsiz. Özellikle koronal gazın bu kadar yüksek hızlara tam olarak nerede hızlandırıldığı şu anda tam olarak bilinmiyor.

Güneşin iç yapısı

Güneş'te neler görülebilir?

Herkes muhtemelen Güneş'e çıplak gözle bakamayacağınızı, özel, çok karanlık filtreler veya ışığı zayıflatan diğer cihazlar olmadan teleskopla bile bakamayacağınızı biliyor. Bu yasağı ihmal eden gözlemci ciddi göz yanıklarına maruz kalma riskiyle karşı karşıya kalır. Güneş'i görmenin en kolay yolu, görüntüsünü beyaz bir ekrana yansıtmaktır. Küçük bir amatör teleskop kullanarak bile güneş diskinin büyütülmüş bir görüntüsünü elde edebilirsiniz. Bu görselde ne görüyorsunuz? Öncelikle güneşli kenarın keskinliği dikkat çekiyor. Güneş, sınırları belli olmayan bir gaz topu olup, yoğunluğu giderek azalmaktadır. O halde neden bunun keskin bir şekilde ana hatlarıyla belirtildiğini görüyoruz? Gerçek şu ki, Güneş'ten gelen görünür radyasyonun neredeyse tamamı, özel bir adı olan çok ince bir katmandan - fotosferden geliyor. (Yunanca: “ışık küresi”). Fotosferin kalınlığı 300 km'yi geçmiyor. Gözlemcide Güneş'in bir "yüzey"e sahip olduğu yanılsamasını yaratan da bu ince parlak katmandır.

Güneşin iç yapısı

Fotosfer

Güneş'in atmosferi, güneş diskinin görünen kenarından 200-300 km daha derinde başlar. Atmosferin en derin katmanlarına fotosfer denir. Kalınlıkları güneş yarıçapının üç binde birinden fazla olmadığından, fotosfere bazen geleneksel olarak Güneş'in yüzeyi denir. Fotosferdeki gazların yoğunluğu, Dünya'nın stratosferindeki ile yaklaşık olarak aynıdır ve Dünya yüzeyinden yüzlerce kat daha azdır. Fotosferin sıcaklığı 300 km derinlikte 8000 K'den en üst katmanlarda 4000 K'ye düşer. Radyasyonu algıladığımız orta katmanın sıcaklığı, yaklaşık 6000 K. Bu koşullar altında hemen hemen tüm gaz molekülleri ayrı ayrı atomlara ayrışır. Sadece fotosferin en üst katmanlarında nispeten az sayıda basit molekül ve H, OH ve CH tipi radikaller korunmuştur. Karasal doğada bulunmayan bir madde güneş atmosferinde özel bir rol oynar. negatif hidrojen iyonu, iki elektronlu bir protondur. Bu olağandışı bileşik, kalsiyum, sodyum, magnezyum, demir ve diğer metallerin kolayca iyonize edilmiş atomları tarafından sağlanan negatif yüklü serbest elektronların nötr hidrojen atomlarına "yapışması" durumunda, fotosferin ince dış, "en soğuk" katmanında meydana gelir. Negatif hidrojen iyonları üretildiğinde görünür ışığın çoğunu yayar. İyonlar aynı ışığı açgözlülükle emerler, bu nedenle atmosferin opaklığı derinlikle birlikte hızla artar. Bu nedenle Güneş'in görünen kenarı bize çok keskin görünmektedir.

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 (200-300 K), 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. Manyetik alanlar Güneş'teki tüm süreçlere dahil olur. Bazen güneş atmosferinin küçük bir bölgesinde, Dünya'dakinden birkaç bin kat daha güçlü, konsantre manyetik alanlar ortaya çıkar. İyonize plazma iyi bir iletkendir; güçlü bir manyetik alanın manyetik indüksiyon çizgileri boyunca hareket edemez. Bu nedenle, bu tür yerlerde sıcak gazların aşağıdan karışması ve yükselmesi engellenir ve karanlık bir alan - güneş lekesi - ortaya çıkar. Göz kamaştırıcı fotosferin arka planına karşı tamamen siyah görünüyor, ancak gerçekte parlaklığı yalnızca on kat daha zayıf. Zamanla lekelerin boyutu ve şekli büyük ölçüde değişir. Zar zor farkedilen bir nokta - bir gözenek - şeklinde ortaya çıkan nokta, yavaş yavaş boyutunu on binlerce kilometreye çıkarır. Büyük noktalar, kural olarak, karanlık bir kısımdan (çekirdek) ve daha az karanlık bir kısımdan oluşur - yapısı noktaya bir girdap görünümü veren yarı gölge. Noktalar, faculae veya parlama alanları adı verilen fotosferin daha parlak alanlarıyla çevrilidir. Fotosfer yavaş yavaş güneş atmosferinin daha seyrekleştirilmiş dış katmanlarına (kromosfer ve korona) geçer.

Kromosfer

Fotosferin üstünde, sıcaklığın 6.000 ila 20.000 K arasında değiştiği heterojen bir katman olan kromosfer bulunur. Kromosfer (Yunanca "renk küresi" anlamına gelir) kırmızımsı-mor renginden dolayı bu şekilde adlandırılmıştır. 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 iki ila üç kat daha yüksektir ve yoğunluk yüzbinlerce kat daha azdır. Kromosferin toplam uzunluğu 10-15 bin kilometredir. Kromosferdeki sıcaklıktaki artış, konvektif bölgeden içine giren dalgaların ve manyetik alanların yayılmasıyla açıklanmaktadır. Madde, dev bir mikrodalga fırındaymış gibi hemen hemen aynı şekilde ısınır. 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.

Çoğu zaman tutulmalar sırasında (ve özel spektral aletlerin yardımıyla - ve tutulmaları beklemeden) Güneş yüzeyinin üzerinde tuhaf şekilli "çeşmeler", "bulutlar", "huniler", "çalılar", "kemerler" ve "kemerler" gözlemlenebilir. kromosferik maddelerden gelen diğer parlak ışıklı oluşumlar. Onlarca ve yüzbinlerce kilometre yükselen, kromosferin içine veya dışına akan düzgün kavisli jetlerle çevrelenmiş olarak, sabit veya yavaş yavaş değişiyor olabilirler. Bunlar güneş atmosferinin en iddialı oluşumlarıdır. Hidrojen atomları tarafından yayılan kırmızı spektral çizgide gözlemlendiğinde, güneş diskinin arka planında koyu, uzun ve kavisli filamentler olarak görünürler. Çıkıntılar yaklaşık olarak kromosfer ile aynı yoğunluğa ve sıcaklığa sahiptir. 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. Tutulma dışındaki bir fışkırmanın spektrumu ilk kez 1868'de Fransız gökbilimci Pierre Jansen ve İngiliz meslektaşı Joseph Lockyer tarafından gözlemlendi. Spektroskop yarığı, Güneş'in kenarıyla kesişecek şekilde konumlandırıldı ve eğer bir fışkırma görülüyorsa yakınında bulunursa radyasyon spektrumu görülebilir. Yarığı çıkıntının veya kromosferin farklı bölümlerine yönlendirerek bunları parçalar halinde incelemek mümkündür. Öne çıkanların spektrumu, tıpkı kromosfer gibi, çoğunlukla hidrojen, helyum ve kalsiyum olmak üzere parlak çizgilerden oluşur. Diğer kimyasal elementlerin emisyon çizgileri de mevcuttur ancak bunlar çok daha zayıftır. Uzun süre gözle görülür bir değişiklik olmadan kalan bazı çıkıntılar, aniden patlıyor gibi görünüyor ve maddeleri saniyede yüzlerce kilometre hızla gezegenler arası uzaya fırlatılıyor. Kromosferin görünümü de sık sık değişir, bu da onu oluşturan gazların sürekli hareketini gösterir. Bazen Güneş atmosferinin çok küçük alanlarında patlamaya benzer şeyler meydana gelir. Bunlar sözde kromosferik işaret fişekleridir. Genellikle birkaç on dakika sürer. Hidrojen, helyum, iyonize kalsiyum ve diğer bazı elementlerin spektral çizgilerindeki parlamalar sırasında, kromosferin ayrı bir bölümünün parıltısı aniden onlarca kat artar. Ultraviyole ve X-ışını radyasyonu özellikle güçlü bir şekilde artar: bazen gücü, parlamadan önce spektrumun bu kısa dalga boylu bölgesindeki güneş radyasyonunun toplam gücünden birkaç kat daha yüksektir. Noktalar, meşaleler, çıkıntılar, kromosferik işaret fişekleri - bunların hepsi güneş aktivitesinin tezahürleridir. Artan aktiviteyle birlikte Güneş'teki bu oluşumların sayısı da artıyor.

§ 43. güneş

Güneş, çekirdeğindeki termonükleer reaksiyon bize yaşam için gerekli enerjiyi sağlayan bir yıldızdır.

Güneş Dünya'ya en yakın yıldızdır. Işık ve sıcaklık sağlar, bunlar olmadan Dünya'daki yaşam imkansızdır. Dünyaya düşen güneş enerjisinin bir kısmı atmosfer tarafından emilir ve saçılır. Eğer durum böyle olmasaydı, dikey olarak düşen güneş ışınlarından dünya yüzeyinin her metrekaresine alınan radyasyon gücü yaklaşık 1,4 kW/m2 olurdu. Bu miktara denir güneş sabiti. Dünya'dan Güneş'e olan ortalama mesafeyi ve güneş sabitini bildiğimizde, Güneş'in toplam radyasyon gücünü bulabiliriz. parlaklık ve yaklaşık 4'e eşittir. 10 26 W.

Güneş, esas olarak hidrojen (Güneş kütlesinin %70'i) ve helyumdan (%28) oluşan, bir eksen etrafında dönen (25-30 Dünya günündeki devrim) devasa bir sıcak toptur. Güneş'in çapı Dünya'nınkinden 109 kat daha büyüktür. Güneş'in görünen yüzeyi, fotosfer- Güneş atmosferinin en alt ve en yoğun katmanı;ó yaydığı enerjinin çoğunu. Fotosferin kalınlığı yaklaşık 300 km, ortalama sıcaklık ise 6000 K'dir. Karanlık noktalar genellikle Güneş'te görülür ( güneş lekeleri), birkaç gün ve bazen aylarca varlığını sürdüren (Şekil 43) A). Güneş'in atmosferinin fotosferin üzerinde yer alan 12-15 bin km kalınlığındaki katmanına denir renk küre. Güneş korona- Güneş atmosferinin, çapının birkaçına kadar uzanan dış katmanı. Kromosferin ve güneş koronasının parlaklığı çok düşüktür ve yalnızca tam güneş tutulması sırasında görülebilirler (Şekil 43). B).

Güneş'in merkezine yaklaştıkça sıcaklık ve basınç artar ve yakınında 15 civarındadır.× 10 6 K ve 2,3 10 16 Sırasıyla Pa. Bu kadar yüksek bir sıcaklıkta güneş maddesi plazma– atom çekirdeği ve elektronlardan oluşan bir gaz. Yüksek sıcaklık ve basınç güneşin çekirdeği Güneş yarıçapının yaklaşık 1/3'ü kadar bir yarıçapa sahip (Şek. 43) V) çekirdekler arasında reaksiyonların oluşması için koşullar yaratır, bunun sonucunda çekirdekler oluşur ve muazzam enerji açığa çıkar.

Hafif çekirdeklerden daha ağır çekirdeklerin oluştuğu nükleer reaksiyonlara denir. termonükleer(lat. termo - ısı), çünkü yalnızca çok yüksek sıcaklıklarda gidebilirler. Bir termonükleer reaksiyonun enerji verimi, aynı kütledeki uranyumun fisyonundan birkaç kat daha fazla olabilir. Güneş'in enerjisinin kaynağı çekirdeğinde meydana gelen termonükleer reaksiyonlardır. Güneş'in dış katmanlarındaki yüksek basınç, yalnızca termonükleer bir reaksiyonun gerçekleşmesi için koşullar yaratmakla kalmaz, aynı zamanda çekirdeğinin patlamasını da engeller.

Termonükleer bir reaksiyonun enerjisi, Güneş'in çekirdeğini terk ederek küresel bir katmana giren gama radyasyonu şeklinde salınır. radyant bölge, Güneş yarıçapının yaklaşık 1/3'ü kalınlığında (Şek. 43) V). Radyant bölgede bulunan madde, çekirdekten gelen gama radyasyonunu emer ve kendi gama radyasyonunu yayar, ancak daha düşük bir frekansta. Bu nedenle radyasyon kuantumları içeriden dışarıya doğru ilerledikçe enerjileri ve frekansları azalır ve gama radyasyonu yavaş yavaş morötesi, görünür ve kızılötesine dönüşür.

Güneşin dış kabuğuna denir konvektif bölge, maddenin karışmasının meydana geldiği ( konveksiyon) ve enerji aktarımı maddenin kendisinin hareketiyle gerçekleştirilir (Şekil 43). V). Konveksiyondaki azalma sıcaklığın 1-2 bin derece azalmasına ve güneş lekesinin ortaya çıkmasına neden olur. Aynı zamanda, güneş lekesinin yakınında konveksiyon yoğunlaşır ve daha sıcak madde Güneş'in yüzeyine ve kromosfere taşınır. çıkıntıları- Güneş'in yarıçapının yarısı kadar mesafelerde madde püskürmesi. Lekelerin görünümü sıklıkla eşlik eder Güneş ışınları– kromosferin parlak parıltısı, X-ışını radyasyonu ve hızlı yüklü parçacıkların akışı. Tüm bu olayların, adı verilen olduğu tespit edilmiştir. güneş aktivitesi ne kadar çok güneş lekesi varsa o kadar sık meydana gelir. Güneş lekelerinin sayısı ortalama 11 yıllık bir dönemle değişmektedir.

Soruları gözden geçirin:

· Neden güneş sabitine eşittir ve Güneş'in parlaklığına ne denir?

· Güneş'in iç yapısı nedir?

· Termonükleer reaksiyon neden yalnızca Güneş'in çekirdeğinde meydana gelir?

· Güneş aktivitesi olaylarını listeler misiniz?

Pirinç. 43. ( A) – güneş lekeleri; ( B) – güneş tutulması sırasında güneş koronası; ( V) – Güneş'in yapısı ( 1 - çekirdek, 2 – radyant bölge, 3 – konvektif bölge).

Fotosfer Güneş atmosferinin görünür radyasyonun oluştuğu 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.

Fotosfer, görünür sürekli spektrumun tamamı boyunca radyasyonu güçlü bir şekilde yayar ve dolayısıyla emer.

Belirli bir derinlikte bulunan fotosferin her katmanı için sıcaklığı bulunabilir. Fotosferdeki sıcaklık derinlikle birlikte artar ve ortalama 6000 K'dir.

Fotosferin uzunluğu birkaç yüz kilometredir.

Fotosfer maddesinin yoğunluğu 10-7 g/cm3'tür.

Fotosferin 1 cm3'ü yaklaşık 10 16 hidrojen atomu içerir. Bu 0,1 atm basınca karşılık gelir.

Bu koşullar altında iyonlaşma potansiyeli düşük olan tüm kimyasal elementler iyonize olur. Hidrojen nötr durumda kalır.

Fotosfer, Güneş'te nötr hidrojenin bulunduğu tek bölgedir.

Fotosferin görsel ve fotografik gözlemleri, yakın aralıklı kümülüs bulutlarını anımsatan ince yapısını ortaya koyuyor. Hafif yuvarlak oluşumlara granül, yapının tamamına ise granülasyon adı verilir. 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.

17.5 Güneş atmosferinin dış katmanları: kromosfer ve korona. Kromosferin ve koronanın ısınmasının nedenleri ve mekanizması.

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.

18. Güneş'in iç yapısı.

>Güneş neden yapılmıştır?

Anlamak, güneş neyden yapılmıştır: yıldızın yapısının ve bileşiminin açıklaması, kimyasal elementlerin listesi, katmanların sayısı ve özellikleri fotoğraflarla, diyagram.

Güneş, Dünya'dan düzgün bir ateş topu gibi görünüyor ve Galileo uzay aracının güneş lekelerini keşfetmesinden önce birçok gökbilimci, onun kusursuz ve kusursuz bir şekilde şekillendirildiğine inanıyordu. Artık bunu biliyoruz Güneş oluşur Dünya gibi her biri kendi işlevini yerine getiren çeşitli katmanlardan oluşur. Güneş'in bu devasa fırın benzeri yapısı, Dünya'daki yaşam için ihtiyaç duyulan tüm enerjinin tedarikçisidir.

Güneş hangi elementlerden oluşur?

Eğer yıldızı parçalara ayırıp onu oluşturan elementleri karşılaştırabilseydiniz, bileşiminin %74 hidrojen ve %24 helyumdan oluştuğunu fark ederdiniz. Ayrıca Güneş'in %1'i oksijenden oluşur ve geri kalan %1'i krom, kalsiyum, neon, karbon, magnezyum, kükürt, silikon, nikel, demir gibi periyodik tablonun kimyasal elementleridir. Gökbilimciler helyumdan daha ağır bir elementin metal olduğuna inanıyor.

Güneş'in tüm bu unsurları nasıl ortaya çıktı? Büyük Patlama hidrojen ve helyum üretti. Evrenin oluşumunun başlangıcında ilk element olan hidrojen, temel parçacıklardan ortaya çıktı. Yüksek sıcaklık ve basınç nedeniyle Evrendeki koşullar bir yıldızın çekirdeğindeki koşullarla benzerdi. Daha sonra evren, füzyon reaksiyonunun gerçekleşmesi için gereken yüksek sıcaklığa sahipken, hidrojen helyuma kaynaştı. Evrende bulunan hidrojen ve helyumun mevcut oranları Büyük Patlama'dan sonra gelişmiştir ve değişmemiştir.

Güneş'in geri kalan unsurları diğer yıldızlarda yaratılmıştır. Yıldızların çekirdeklerinde hidrojenin helyuma sentezlenmesi süreci sürekli olarak meydana gelir. Çekirdekteki tüm oksijeni ürettikten sonra lityum, oksijen, helyum gibi daha ağır elementlerin nükleer füzyonuna geçerler. Güneş'te bulunan ağır metallerin çoğu, yaşamlarının sonunda diğer yıldızlarda oluşmuştur.

En ağır elementler olan altın ve uranyum, Güneşimizden kat kat büyük yıldızların patlaması sonucu oluşmuştur. Kara deliğin oluşumunun saniyesinde elementler yüksek hızla çarpıştı ve en ağır elementler oluştu. Patlama, bu elementleri Evren'e dağıtarak yeni yıldızların oluşmasına yardımcı oldu.

Güneşimiz, Büyük Patlama'nın yarattığı elementleri, ölmekte olan yıldızlardan gelen elementleri ve yeni yıldız patlamaları sonucu oluşan parçacıkları toplamıştır.

Güneş hangi katmanlardan oluşur?

İlk bakışta Güneş, helyum ve hidrojenden oluşan bir toptur, ancak daha derinlemesine incelendiğinde farklı katmanlardan oluştuğu anlaşılır. Çekirdeğe doğru hareket ederken sıcaklık ve basınç artar, bunun sonucunda katmanlar oluşur, çünkü farklı koşullar altında hidrojen ve helyum farklı özelliklere sahiptir.

güneş çekirdeği

Hareketimize Güneş'in bileşiminin çekirdeğinden dış katmanına kadar olan katmanlar boyunca başlayalım. Güneş'in iç katmanında (çekirdek), sıcaklık ve basınç çok yüksektir ve nükleer füzyona olanak sağlar. Güneş, hidrojenden helyum atomları oluşturur, bu reaksiyon sonucunda ışık ve ısıya ulaşan ışık oluşur. Güneş'teki sıcaklığın yaklaşık 13.600.000 Kelvin olduğu ve çekirdeğin yoğunluğunun suyun yoğunluğundan 150 kat daha fazla olduğu genel olarak kabul edilmektedir.

Bilim adamları ve gökbilimciler, Güneş'in çekirdeğinin, güneş yarıçapının uzunluğunun yaklaşık %20'sine ulaştığına inanıyor. Çekirdeğin içinde ise yüksek sıcaklık ve basınç, hidrojen atomlarının protonlara, nötronlara ve elektronlara parçalanmasına neden oluyor. Güneş, serbest yüzer durumlarına rağmen onları helyum atomlarına dönüştürür.

Bu reaksiyona ekzotermik denir. Bu reaksiyon meydana geldiğinde, 389 x 10 31 J'ye eşit büyük miktarda ısı açığa çıkar. her saniye.

Güneşin radyasyon bölgesi

Bu bölge çekirdek sınırından kaynaklanır (güneş yarıçapının %20'si) ve güneş yarıçapının %70'ine kadar bir uzunluğa ulaşır. Bu bölgenin içinde bileşimi oldukça yoğun ve sıcak olan güneş maddesi vardır, bu nedenle termal radyasyon ısı kaybetmeden içinden geçer.

Güneş çekirdeğinin içinde nükleer füzyon reaksiyonu meydana gelir - protonların füzyonunun bir sonucu olarak helyum atomlarının oluşması. Bu reaksiyon büyük miktarda gama radyasyonu üretir. Bu süreçte enerji fotonları yayılır, ardından radyasyon bölgesinde emilir ve çeşitli parçacıklar tarafından tekrar yayılır.

Bir fotonun yörüngesine genellikle "rastgele yürüyüş" adı verilir. Foton, Güneş'in yüzeyine doğru düz bir yol izlemek yerine zikzak şeklinde hareket eder. Sonuç olarak her fotonun Güneş'in radyasyon bölgesini aşması yaklaşık 200.000 yıl alır. Bir parçacıktan diğerine geçerken foton enerji kaybeder. Bu Dünya için iyi bir şey çünkü yalnızca Güneş'ten gelen gama radyasyonunu alabiliyorduk. Uzaya giren bir fotonun Dünya'ya ulaşması 8 dakikaya ihtiyaç duyar.

Çok sayıda yıldızın radyasyon bölgeleri vardır ve boyutları doğrudan yıldızın ölçeğine bağlıdır. Yıldız ne kadar küçük olursa, çoğu konvektif bölge tarafından işgal edilecek olan bölgeler de o kadar küçük olacaktır. En küçük yıldızlarda radyasyon bölgeleri bulunmayabilir ve konvektif bölge çekirdeğe kadar olan mesafeye ulaşacaktır. En büyük yıldızlarda ise durum tam tersidir; radyasyon bölgesi yüzeye kadar uzanır.

Konvektif bölge

Konvektif bölge, güneşin iç ısısının sıcak gaz sütunlarından aktığı ışınım bölgesinin dışındadır.

Hemen hemen tüm yıldızların böyle bir bölgesi vardır. Güneşimiz için, Güneş'in yarıçapının %70'inden yüzeye (fotosfer) kadar uzanır. Yıldızın derinliklerinde, çekirdeğin yakınında bulunan gaz ısınır ve bir lambadaki balmumu kabarcıkları gibi yüzeye çıkar. Yıldızın yüzeyine ulaştığında ısı kaybı meydana gelir; soğudukça gaz merkeze doğru çökerek termal enerjiyi geri kazanır. Örnek olarak, bir tencere kaynar suyu ateşe verebilirsiniz.

Güneş'in yüzeyi gevşek toprak gibidir. Bu düzensizlikler, Güneş'in yüzeyine ısı taşıyan sıcak gaz sütunlarıdır. Genişlikleri 1000 km'ye ulaşır ve dağılma süresi 8-20 dakikaya ulaşır.

Gökbilimciler, kırmızı cüceler gibi düşük kütleli yıldızların yalnızca çekirdeğe uzanan bir konvektif bölgeye sahip olduğuna inanıyor. Güneş için söylenemeyecek radyasyon bölgeleri yoktur.

Fotosfer

Güneş'in Dünya'dan görülebilen tek katmanı. Bu katmanın altında Güneş opak hale gelir ve gökbilimciler yıldızımızın içini incelemek için başka yöntemler kullanırlar. Yüzey sıcaklığı 6000 Kelvin'e ulaşır ve Dünya'dan görülebilecek şekilde sarı-beyaz renkte parlar.

Güneş'in atmosferi fotosferin arkasında bulunur. Güneş tutulması sırasında Güneş'in görünen kısmına denir.

Diyagramda Güneş'in yapısı

NASA, eğitim ihtiyaçları için özel olarak Güneş'in yapısı ve bileşiminin her katmanın sıcaklığını gösteren şematik bir temsilini geliştirdi:

(Görünür, IR ve UV radyasyonu) – bunlar görünür radyasyon, kızılötesi radyasyon ve ultraviyole radyasyondur. Görünür radyasyon, Güneş'ten geldiğini gördüğümüz ışıktır. Kızılötesi radyasyon hissettiğimiz ısıdır. Ultraviyole radyasyon bize bronzlaşmayı sağlayan radyasyondur. Güneş bu radyasyonları eş zamanlı olarak üretir.
(Fotosfer 6000 K) – Fotosfer Güneş'in üst katmanı, yüzeyidir. 6000 Kelvin sıcaklık 5700 santigrat dereceye eşittir.
Radyo emisyonları - Güneş, görünür radyasyon, kızılötesi radyasyon ve ultraviyole radyasyona ek olarak, gökbilimcilerin bir radyo teleskopu kullanarak keşfettiği radyo emisyonları da yayar. Güneş lekelerinin sayısına bağlı olarak bu emisyon artıp azalıyor.
Koronal Delik - Bunlar Güneş'te koronanın plazma yoğunluğunun düşük olduğu, dolayısıyla daha karanlık ve daha soğuk olduğu yerlerdir.
2100000 K (2100000 Kelvin) – Güneşin radyasyon bölgesi bu sıcaklığa sahiptir.
Konvektif bölge/Türbülanslı konveksiyon (trans. Konvektif bölge/Türbülanslı konveksiyon) – Bunlar, Güneş üzerinde çekirdeğin termal enerjisinin konveksiyon yoluyla aktarıldığı yerlerdir. Plazma sütunları yüzeye ulaşır, ısılarını bırakır ve yeniden ısınmak için tekrar aşağıya doğru koşar.
Koronal döngüler (trans. Koronal döngüler), güneş atmosferindeki plazmadan oluşan, manyetik çizgiler boyunca hareket eden döngülerdir. Yüzeyden onbinlerce kilometre boyunca uzanan dev kemerlere benziyorlar.
Çekirdek (trans. Çekirdek), yüksek sıcaklık ve basınç kullanılarak nükleer füzyonun meydana geldiği güneş kalbidir. Güneş enerjisinin tamamı çekirdekten gelir.
14.500.000 K (14.500.000 Kelvin başına) – Güneş çekirdeğinin sıcaklığı.
Radyatif Bölge (trans. Radyasyon bölgesi) - Enerjinin radyasyon kullanılarak iletildiği Güneş katmanı. Foton, 200.000'in üzerindeki radyasyon bölgesini aşarak uzaya gider.
Nötrinolar (trans. Nötrinolar), nükleer füzyon reaksiyonunun bir sonucu olarak Güneş'ten yayılan ihmal edilebilecek kadar küçük parçacıklardır. İnsan vücudundan her saniye yüzbinlerce nötrino geçiyor ama bize hiçbir zarar vermiyor, hissetmiyoruz.
Kromosferik Parlama (Kromosferik Parlama olarak tercüme edilir) - Yıldızımızın manyetik alanı bükülebilir ve ardından aniden çeşitli biçimlere ayrılabilir. Manyetik alanlardaki kırılmalar sonucunda Güneş'in yüzeyinden güçlü X-ışını patlamaları ortaya çıkıyor.
Manyetik Alan Döngüsü - Güneş'in manyetik alanı fotosferin üzerindedir ve sıcak plazma Güneş'in atmosferindeki manyetik çizgiler boyunca hareket ederken görülebilir.
Nokta – Güneş lekesi (trans. Güneş lekeleri) – Bunlar, Güneş yüzeyinde manyetik alanların Güneş yüzeyinden geçtiği ve sıcaklığın daha düşük olduğu, genellikle bir döngü şeklinde yerlerdir.
Enerjik parçacıklar (trans. Enerjik parçacıklar) - Güneş'in yüzeyinden gelirler ve güneş rüzgarının oluşmasına neden olurlar. Güneş fırtınalarında hızları ışık hızına ulaşır.
X ışınları (X ışınları olarak tercüme edilir), güneş patlamaları sırasında oluşan, insan gözüyle görülemeyen ışınlardır.
Parlak noktalar ve kısa ömürlü manyetik bölgeler (trans. Parlak noktalar ve kısa ömürlü manyetik bölgeler) - Sıcaklık farklılıklarından dolayı Güneş'in yüzeyinde parlak ve sönük noktalar oluşur.