Güneş atmosferinin bileşimi. Güneşin atmosferi ve güneş aktivitesi

Bize en yakın yıldız elbette Güneş'tir. Kozmik parametrelere göre Dünya'dan ona olan mesafe çok küçüktür: Güneş ışığı Güneş'ten Dünya'ya yalnızca 8 dakikada ulaşır.

Güneş, daha önce sanıldığı gibi sıradan bir sarı cüce değil. Bu merkezi gövde Güneş Sistemi, yakınında çok sayıda ağır element içeren gezegenlerin döndüğü yer. Bu, çevresinde bir gezegen sisteminin oluştuğu birkaç süpernova patlamasından sonra oluşan bir yıldızdır. İdeal koşullara yakın konumu nedeniyle üçüncü gezegen Dünya'da yaşam ortaya çıktı. Güneş zaten beş milyar yaşında. Ama neden parladığını anlayalım mı? Güneş'in yapısı nedir ve özellikleri nelerdir? Gelecek onu neler bekliyor? Dünya ve üzerinde yaşayanlar üzerinde ne kadar önemli bir etkisi var? Güneş, bizimki de dahil olmak üzere güneş sisteminin 9 gezegeninin tamamının etrafında döndüğü bir yıldızdır. 1 a.u. ( Astronomik birimi) = 150 milyon km – aynı, Dünya'dan Güneş'e olan ortalama mesafedir. Güneş Sistemi dokuz büyük gezegen, yaklaşık yüz uydu, birçok kuyruklu yıldız, onbinlerce asteroit (küçük gezegen), meteoroidler ve gezegenler arası gaz ve tozdan oluşur. Her şeyin merkezinde Güneşimiz var.

Güneş milyonlarca yıldır parlıyor ve bu, mavi-yeşil-mavi alg kalıntılarından elde edilen modern biyolojik araştırmalarla da doğrulanıyor. Güneş yüzeyinin sıcaklığı %10 bile değişse Dünya'daki tüm yaşam ölür. Bu nedenle yıldızımızın insanlığın ve dünyadaki diğer canlıların refahı için gerekli enerjiyi eşit şekilde yayması iyidir. Dünya halklarının dinlerinde ve mitlerinde Güneş her zaman ana yeri işgal etmiştir. Antik çağın neredeyse tüm halkları için Güneş en önemli tanrıydı: Eski Yunanlılar arasında Helios, eski Mısırlıların güneş tanrısı Ra ve Slavlar arasında Yarilo. Güneş sıcaklık ve hasat getirdi, herkes ona saygı duydu çünkü o olmasaydı Dünya'da hayat olmazdı. Güneş'in büyüklüğü etkileyicidir. Örneğin Güneş'in kütlesi Dünya'nın kütlesinin 330.000 katı, yarıçapı ise 109 katıdır. Ancak yıldızımızın yoğunluğu küçüktür - suyun yoğunluğundan 1,4 kat daha fazladır. Yüzeydeki lekelerin hareketi bizzat Galileo Galilei tarafından fark edilmiş, böylece Güneş'in yerinde durmadığı, döndüğünü kanıtlamış oldu.

Güneşin konvektif bölgesi

Radyoaktif bölge Güneş'in iç çapının yaklaşık 2/3'ü kadardır ve yarıçapı yaklaşık 140 bin km'dir. Merkezden uzaklaşan fotonlar çarpışmanın etkisiyle enerjilerini kaybederler. Bu olguya konveksiyon olgusu denir. Bu, kaynayan bir kazanda meydana gelen süreci anımsatıyor: enerji, Isıtma elemanı iletimle uzaklaştırılan miktardan çok daha fazlasıdır. Ateşin yakınındaki sıcak su yükselir, soğuk su ise alçalır. Bu sürece kongre denir. Konveksiyonun anlamı, daha yoğun olan gazın yüzeye dağılması, soğuması ve tekrar merkeze gitmesidir. Güneşin konvektif bölgesinde karıştırma işlemi sürekli olarak gerçekleştirilir. Güneş'in yüzeyine bir teleskopla baktığınızda, onun granüler yapısını - granülasyonlarını görebilirsiniz. Sanki granüllerden yapılmış gibi! Bunun nedeni fotosferin altında meydana gelen konveksiyondur.

Güneşin Fotosferi

İnce bir katman (400 km) - Güneş'in fotosferi, konvektif bölgenin hemen arkasında bulunur ve Dünya'dan görülebilen "gerçek güneş yüzeyini" temsil eder. Fotosferdeki granüller ilk kez 1885 yılında Fransız Janssen tarafından fotoğraflandı. Ortalama granül 1000 km büyüklüğünde olup, 1 km/sn hızla hareket eder ve yaklaşık 15 dakika boyunca varlığını sürdürür. Ekvator kısmında fotosferdeki karanlık oluşumlar gözlemlenebilir ve daha sonra kayarlar. Güçlü manyetik alanlar bu tür noktaların ayırt edici bir özelliğidir. A koyu renkçevreleyen fotosfere göre daha düşük sıcaklık nedeniyle elde edilir.

Güneşin Kromosferi

Güneş kromosferi (renkli küre), doğrudan fotosferin arkasında yer alan, güneş atmosferinin yoğun bir tabakasıdır (10.000 km). Kromosferin fotosfere yakın konumu nedeniyle gözlemlenmesi oldukça zordur. En iyi Ay'ın fotosferi kapladığı zaman görülür; güneş tutulmaları sırasında.

Güneş fışkırmaları, uzun parlak filamentlere benzeyen devasa hidrojen emisyonlarıdır. Fışkırmalar çok büyük mesafelere yükselerek Güneş'in çapına (1,4 mm km) ulaşır, saniyede yaklaşık 300 km hızla hareket eder ve sıcaklık 10.000 dereceye ulaşır.

Güneş koronası, Güneş atmosferinin kromosferin üstünden kaynaklanan dış ve geniş katmanlarıdır. Güneş koronasının uzunluğu çok uzundur ve birkaç güneş çapının değerlerine ulaşır. Bilim insanları tam olarak nerede bittiği sorusuna henüz net bir cevap alamadı.

Güneş koronasının bileşimi nadirleştirilmiş, yüksek oranda iyonize edilmiş bir plazmadır. Ağır iyonlar, helyum çekirdekli elektronlar ve protonlar içerir. Koronanın sıcaklığı Güneş'in yüzeyine göre 1 ila 2 milyon derece K'ye ulaşır.

Güneş rüzgarı, güneş atmosferinin dış kabuğundan sürekli bir madde (plazma) çıkışıdır. Protonlardan, atom çekirdeğinden ve elektronlardan oluşur. Hız Güneş rüzgarı Güneş'te meydana gelen süreçlere göre hızları 300 km/sn'den 1500 km/sn'ye kadar değişebilir. Güneş rüzgarı güneş sistemi boyunca yayılır ve Dünya'nın manyetik alanıyla etkileşime girerek, biri kuzey ışıkları olan çeşitli olaylara neden olur.

Güneşin Özellikleri

Güneşin Kütlesi: 2∙1030 kg (332.946 Dünya kütlesi)
Çap: 1.392.000 km
Yarıçap: 696.000 km
Ortalama yoğunluk: 1.400 kg/m3
Eksen eğimi: 7,25° (ekliptik düzleme göre)
Yüzey sıcaklığı: 5.780 K
Güneş'in merkezindeki sıcaklık: 15 milyon derece
Spektral sınıf: G2 V
Dünya'ya ortalama uzaklık: 150 milyon km
Yaş: 5 milyar yıl
Rotasyon süresi: 25.380 gün
Parlaklık: 3,86∙1026 W
Görünen büyüklük: 26,75m

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. Ama onlar bunun üzerindedirler ve daha yüksek, çok nadir görülenlerle çevrilidirler. üst katmanlar güneş atmosferi. 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. Corona en iyi tam evrede gözlemlenir Güneş tutulması. Ana özellik Korona parlak bir yapıdır. 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. Aslına bakılırsa, her ne kadar onun nüfuz eden radyasyonundan dünyevi ışın şeklindeki güvenilir bir bariyerle korunuyor olsak da, güneş koronasıyla çevrelenmiş olarak yaşıyoruz. manyetik alan.

>Güneş neden yapılmıştır?

Anlamak, güneş neyden yapılmıştır: yıldızın yapısının ve bileşiminin tanımı, numaralandırma kimyasal elementler, fotoğraflı katmanların sayısı ve özellikleri, 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? Sonuç olarak Büyük patlama hidrojen ve helyum ortaya çıktı. 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 oluşurken hidrojen helyuma sentezlendi. sıcaklık Sentez reaksiyonunun gerçekleşmesi için gereklidir. 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 sadece helyum ve hidrojenden oluşan bir toptur, fakat daha fazlası da vardır. derin çalışma farklı katmanlardan oluştuğu görülmektedir. Çekirdeğe doğru ilerledikçe sıcaklık ve basınç artar, bunun sonucunda katmanlar oluşur. farklı koşullar Hidrojen ve helyumun farklı özellikleri vardır.

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 bu da Güneş ışınlarının oluşmasını kolaylaştırır. nükleer füzyon. 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 serbest kalır çok sayıdaısı 389 x 10 31 J'ye eşittir. 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. İÇİNDE bu süreç Enerjinin 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 radyasyon bölgesinin dışında bulunur; iç ısı Güneş sıcak gaz sütunlarının üzerinden akıyor.

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 şuna benzer: gevşek zemin. 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 tasarlandı şematik illüstrasyon Her katmanın sıcaklığını gösteren Güneş'in yapısı ve bileşimi:

• (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 (trans. Radyo emisyonu) - Görünür radyasyona ek olarak, kızılötesi radyasyon ve ultraviyole radyasyon, Güneş, gökbilimcilerin bir radyo teleskopu kullanarak tespit ettiği radyo emisyonlarını gönderir. 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 (şerit Konvektif bölge/Türbülanslı konveksiyon) – Bunlar Güneş üzerinde Termal enerjiÇekirdekler konveksiyon yoluyla iletilir. 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 sonra aniden kırılabilir. çeşitli formlar. 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.

Güneşli bir yaz manzarasını gözlemlediğimizde, bize tüm resmin ışıkla dolu olduğu anlaşılıyor. Ancak güneşe özel aletlerle bakarsak, tüm yüzeyinin ateşli dalgaların şiddetlendiği ve lekelerin hareket ettiği dev bir denize benzediğini görürüz. Güneş atmosferinin ana bileşenleri nelerdir? Yıldızımızın içinde hangi süreçler meydana geliyor ve bileşiminde hangi maddeler yer alıyor?

Toplam bilgi

Güneş, yıldız niteliğindeki bir gök cismidir ve Güneş Sistemi'ndeki tek yıldızdır. Gezegenler, asteroitler, uydular ve diğer uzay nesneleri onun etrafında döner. Güneş'in kimyasal bileşimi, üzerindeki herhangi bir noktada yaklaşık olarak aynıdır. Ancak yıldızın çekirdeğinin bulunduğu merkezine yaklaştıkça önemli ölçüde değişir. Bilim adamları güneş atmosferinin birkaç katmana bölündüğünü keşfettiler.

Güneş'i hangi kimyasal elementler oluşturur?

İnsanlık her zaman Güneş ile ilgili bugün bilimin sahip olduğu verilere sahip değildi. Bir zamanlar destekçiler dini dünya görüşü dünyanın bilinemeyeceğini savundu. Ve fikirlerinin teyidi olarak, bir insanın Güneş'in kimyasal bileşimini bilmesinin mümkün olmadığını gösterdiler. Ancak bilimdeki ilerleme, bu tür görüşlerin yanlışlığını ikna edici bir şekilde kanıtladı. Bilim adamları özellikle spektroskopun icadından sonra yıldızların incelenmesinde ilerleme kaydettiler. Bilim adamları Güneş'in ve yıldızların kimyasal bileşimini spektral analiz kullanarak inceliyorlar. Böylece yıldızımızın bileşiminin çok çeşitli olduğunu öğrendiler. 1942'de araştırmacılar Güneş'te çok fazla olmasa da altın bulunduğunu keşfettiler.

Diğer maddeler

Güneş'in kimyasal bileşimi esas olarak hidrojen ve helyum gibi elementleri içerir. Onların baskınlığı yıldızımızın gazlı doğasını karakterize eder. Magnezyum, oksijen, nitrojen, demir, kalsiyum gibi diğer elementlerin içeriği önemsizdir.

Araştırmacılar, spektral analiz kullanarak bu yıldızın yüzeyinde kesinlikle hangi maddelerin bulunmadığını buldular. Örneğin klor, cıva ve bor. Ancak bilim insanları, Güneş'i oluşturan temel kimyasal elementlerin yanı sıra bu maddelerin de Güneş'in çekirdeğinde bulunabileceğini öne sürüyor. Yıldızımızın neredeyse %42'si hidrojenden oluşuyor. Yaklaşık %23'ü Güneş'in parçası olan tüm metallerden gelir.

Diğer gök cisimlerinin çoğu parametresi gibi, yıldızımızın özellikleri de bilgisayar teknolojisi kullanılarak yalnızca teorik olarak hesaplanır. İlk veriler yıldızın yarıçapı, kütlesi ve sıcaklığı gibi göstergelerdir. Bilim insanları artık Güneş'in kimyasal bileşiminin 69 elementle temsil edildiğini belirledi. Bu çalışmalarda spektral analiz önemli bir rol oynamaktadır. Mesela yıldızımızın atmosferinin kompozisyonu onun sayesinde oluşturuldu. İlginç bir model de keşfedildi: Güneş'in bileşimindeki kimyasal elementler dizisi, taşlı göktaşlarının bileşimine şaşırtıcı derecede benzer. Bu gerçek, bu gök cisimlerinin ortak bir kökene sahip olduklarının önemli bir delilidir.

Ateş tacı

Oldukça nadirleştirilmiş bir plazma tabakasıdır. Sıcaklığı 2 milyon Kelvin'e ulaşıyor ve maddenin yoğunluğu yoğunluğu aşıyor Dünya atmosferi yüz milyonlarca kez. Burada atomlar nötr durumda olamazlar; sürekli çarpışır ve iyonlaşırlar. Korona güçlü bir ultraviyole radyasyon kaynağıdır. Gezegen sistemimizin tamamı güneş rüzgarına maruz kalıyor. Başlangıç ​​hızı neredeyse 1 bin km/sn'dir ancak yıldızdan uzaklaştıkça yavaş yavaş azalır. Güneş rüzgârının dünya yüzeyindeki hızı yaklaşık 400 km/sn'dir.

Taç hakkında genel fikirler

Güneş tacı bazen atmosfer olarak da adlandırılır. Ancak bu sadece dış kısmıdır. Koronayı gözlemlemenin en kolay zamanı tam tutulma sırasındadır. Ancak tutulma sadece birkaç dakika sürdüğü için bunu çizmek çok zor olacak. Fotoğrafçılık icat edildiğinde gökbilimciler güneş koronasının objektif bir resmini elde edebildiler.

İlk görüntülerin alınmasının ardından araştırmacılar, yıldızın artan aktivitesiyle ilişkili alanları tespit edebildi. Güneş'in koronası parlak bir yapıya sahiptir. Burası sadece atmosferinin en sıcak kısmı değil, aynı zamanda gezegenimize en yakın kısmıdır. Aslında sürekli olarak onun sınırları içerisindeyiz çünkü güneş rüzgarı, güneş sisteminin en ücra köşelerine kadar nüfuz ediyor. Ancak dünya atmosferi sayesinde radyasyonun etkilerinden korunuyoruz.

Çekirdek, kromosfer ve fotosfer

Yıldızımızın orta kısmına çekirdek denir. Yarıçapı Güneş'in toplam yarıçapının yaklaşık dörtte birine eşittir. Çekirdeğin içindeki madde oldukça sıkıştırılmıştır. Yıldızın yüzeyine daha yakın olan, maddenin hareketinin meydana geldiği ve manyetik bir alan oluşturan konvektif bölge adı verilen bölgedir. Son olarak Güneş'in görünür yüzeyine fotosfer adı verilir. Kalınlığı 300 km'den fazla olan bir katmandır. Güneş ışınımının Dünya'ya geldiği yer fotosferdir. Sıcaklığı yaklaşık 4800 Kelvin'e ulaşır. Hidrojen burada pratik olarak nötr kalır. Fotosferin üstünde kromosfer bulunur. Kalınlığı yaklaşık 3 bin km'dir. Kromosfer ve güneş koronası fotosferin üzerinde yer almasına rağmen bilim insanları bu katmanlar arasında net sınırlar çizmiyor.

Çıkıntıları

Kromosfer çok düşük bir yoğunluğa sahiptir ve radyasyon yoğunluğu bakımından güneş koronasına göre daha düşüktür. Ancak burada ilginç bir olay gözlemleniyor: Yüksekliği birkaç bin kilometreyi bulan devasa alevler. Bunlara güneş çıkıntıları denir. Bazen çıkıntılar yıldızın yüzeyinden bir milyon kilometreye kadar yüksekliğe kadar yükselir.

Araştırma

Önemler, kromosferle aynı yoğunluk göstergeleri ile karakterize edilir. Ancak doğrudan onun üzerinde bulunurlar ve onun seyrek katmanlarıyla çevrilidirler. Astronomi tarihinde ilk kez, öne çıkanlar Fransız araştırmacı Pierre Jansen ve İngiliz meslektaşı Joseph Lockyer tarafından 1868'de gözlemlendi. Spektrumları birçok parlak çizgi içeriyor. Güneş'in kimyasal bileşimi ve çıkıntıları birbirine çok benzer. Esas olarak hidrojen, helyum ve kalsiyum içerir ve diğer elementlerin varlığı ihmal edilebilir düzeydedir.

Belirli bir süre gözle görülür bir değişiklik olmadan var olan bazı çıkıntılar aniden patlar. Maddeleri saniyede birkaç kilometreye ulaşan devasa bir hızla yakındaki çevreye fırlatılıyor. uzay. Kromosferin görünümü sıklıkla değişir, bu da şunu gösterir: çeşitli süreçler Gazların hareketi de dahil olmak üzere Güneş'in yüzeyinde meydana gelen olaylar.

Yıldızın artan aktiviteye sahip bölgelerinde sadece çıkıntılar değil, noktalar ve artan manyetik alanlar da gözlemlenebilir. Bazen özel ekipmanların yardımıyla Güneş'te sıcaklığı çok büyük değerlere ulaşabilen özellikle yoğun gazların alevleri tespit edilir.

Kromosferik işaret fişekleri

Bazen yıldızımızın radyo emisyonu yüzbinlerce kat artar. Bu olaya kromosferik parlama denir. Buna Güneş yüzeyinde lekelerin oluşumu da eşlik eder. İlk başta, parlamalar kromosferin parlaklığında bir artış şeklinde fark edildi, ancak daha sonra bunların bütün bir kompleksi temsil ettiği ortaya çıktı. çeşitli fenomenler: Radyo emisyonunda keskin bir artış (X-ışını ve gama radyasyonu), koronadan kütle atımı, proton patlamaları.

Çizim sonuçları

Böylece Güneş'in kimyasal bileşiminin esas olarak iki maddeyle temsil edildiğini öğrendik: hidrojen ve helyum. Elbette başka unsurlar da var ama bunların yüzdesi düşük. Ayrıca bilim adamları, yıldızın bir parçası olacak ve Dünya'da bulunmayacak herhangi bir yeni kimyasal madde keşfetmediler. Güneşin fotosferinde görünür radyasyon oluşur. Bu da gezegenimizdeki yaşamın sürdürülmesi açısından büyük önem taşıyor.

Güneş sürekli yayılan sıcak bir cisimdir ve yüzeyi bir gaz bulutu ile çevrilidir. Sıcaklıkları yıldızın içindeki gazlarınki kadar yüksek olmasa da yine de etkileyicidir. Spektral analiz Güneş'in ve yıldızların kimyasal bileşiminin ne olduğunu uzaktan öğrenmenizi sağlar. Ve birçok yıldızın spektrumu Güneş'in spektrumuna çok benzediğinden, bu onların kompozisyonunun yaklaşık olarak aynı olduğu anlamına gelir.

Bugün, gezegen sistemimizin yüzeyinde ve ana gövdesinin içinde meydana gelen süreçler, bunların incelenmesi de dahil. kimyasal bileşim, özel güneş gözlemevlerinde gökbilimciler tarafından incelenmektedir.

Fotosfer - Güneş'in atmosferi, güneş kenarının görünür 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'dır. Bu koşullar altında neredeyse tüm gaz molekülleri tek tek atomlara ayrışır. Yalnızca fotosferin en üst katmanlarında H2, OH ve CH gibi nispeten az sayıda basit molekül ve radikal korunacaktır.

Güneş atmosferinde özel bir rol, yeryüzünde doğada bulunmayan, iki elektronlu bir proton olan negatif hidrojen iyonu tarafından oynanır. 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 en 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.
Güneş hakkındaki bilgilerimizin neredeyse tamamı, gökkuşağıyla aynı nitelikte, çok renkli, dar bir şerit olan spektrumunun incelenmesine dayanmaktadır. Newton ilk kez güneş ışınının yoluna bir prizma yerleştirerek böyle bir şerit aldı ve haykırdı: "Spektrum!"(Latince spektrum - “vizyon”). Daha sonra Güneş'in tayfında koyu çizgiler fark edildi ve renklerin sınırları olduğu düşünüldü.
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.
Güneş atmosferi - kromosfer

Kromosfer (Yunanca "renk küresi"), adını kırmızımsı-mor renginden alır. 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, 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.
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 - çıkıntıları. 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 (yalnızca birkaç dakika sürebilen, patlamaya benzer en güçlü süreçler, ancak bu süre zarfında bazen 10 25 J'ye ulaşan enerji açığa çıkar). 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 bölgesinde Güneş'in toplam radyasyon gücünden birkaç kat daha yüksektir.
Noktalar, fakülalar, çıkıntılar, kromosferik işaret fişekleri - bunların hepsi güneş aktivitesinin tezahürleridir. Artan aktiviteyle birlikte Güneş'teki bu oluşumların sayısı da artıyor.
Güneş atmosferi - korona

Taç - fotosfer ve kromosferden farklı olarak, Güneş atmosferinin en dış kısmı çok büyük bir genişliğe sahiptir: milyonlarca kilometreye kadar uzanır, bu da birkaç güneş yarıçapına karşılık gelir ve zayıf devamı daha da ileri gider.
Güneş koronasındaki maddenin yoğunluğu, dünya atmosferindeki havanın yoğunluğundan çok daha yavaş bir şekilde yükseklikle azalır. Yükseldikçe hava yoğunluğunun azalması Dünya'nın yerçekimi tarafından belirlenir. Güneş'in yüzeyinde yerçekimi kuvveti çok daha fazladır ve öyle görünüyor ki atmosferinin yüksek olmaması gerekiyor. Gerçekte olağanüstü derecede kapsamlıdır. Sonuç olarak Güneş'in çekimine karşı etki eden bazı kuvvetler vardır. Bu kuvvetler, 1-2 milyon dereceye kadar ısıtılan koronadaki atomların ve elektronların muazzam hareket hızlarıyla ilişkilidir!
Korona en iyi güneş tutulmasının tam evresinde gözlemlenir. Doğru, süren birkaç dakika içinde yalnızca bireysel ayrıntıları değil, hatta çizimleri bile çizmek çok zordur. Genel form kronlar Gözlemcinin gözü ani alacakaranlığa yeni yeni alışmaya başlıyor ve Ay'ın kenarından çıkan parlak Güneş ışını tutulmanın sona erdiğini şimdiden haber veriyor. Bu nedenle, aynı tutulma sırasında deneyimli gözlemciler tarafından yapılan korona çizimleri genellikle çok farklıydı. Rengini doğru bir şekilde belirlemek bile mümkün değildi.
Fotoğrafın icadı gökbilimcilere nesnel ve belgesel bir araştırma yöntemi kazandırdı. Ancak tacı iyi bir şekilde yakalamak da kolay değildir. Gerçek şu ki, iç korona adı verilen Güneş'e en yakın kısmı nispeten parlakken, uzaklara ulaşan dış korona çok soluk bir parıltı gibi görünüyor. Bu nedenle fotoğraflarda dış taç net bir şekilde görünüyorsa iç kısım aşırı pozlanmış, iç taç detaylarının göründüğü fotoğraflarda ise dış kısım tamamen görünmez. Bu zorluğun üstesinden gelmek için, tutulma sırasında genellikle uzun ve kısa enstantane hızlarıyla koronanın birkaç fotoğrafını aynı anda çekmeye çalışırlar. Veya koronanın parlak iç kısımlarının halka şeklindeki bölgelerini zayıflatan fotoğraf plakasının önüne özel bir "radyal" filtre yerleştirilerek korona fotoğrafı çekilir. Bu tür fotoğraflarda yapısı birçok güneş yarıçapının mesafelerine kadar takip edilebilir.
Zaten ilk başarılı fotoğraflar koronada çok sayıda ayrıntıyı tespit etmeyi mümkün kıldı: koronal ışınlar, her türlü "yay", "kask" ve aktif bölgelerle açıkça ilişkilendirilen diğer karmaşık oluşumlar.
Tacın temel özelliği parlak yapısıdır. Koronal ışınların çok çeşitli şekilleri vardır: Bazen kısa, bazen uzun, bazı ışınlar düz, bazen de kuvvetli kavislidir. 1897'de Pulkovo gökbilimcisi Alexey Pavlovich Gansky, güneş koronasının genel görünümünün periyodik olarak değiştiğini keşfetti. Bunun 11 yıllık güneş aktivitesi döngüsünden kaynaklandığı ortaya çıktı.
11 yıllık bir süreçle birlikte güneş koronasının hem genel parlaklığı hem de şekli değişiyor. Güneş lekelerinin maksimum olduğu dönemde nispeten yuvarlak bir şekle sahiptir. Güneş'in yarıçapı boyunca yönlendirilen doğrudan koronal ışınlar hem güneş ekvatorunda hem de kutup bölgelerinde gözlenir. Güneş lekelerinin az olduğu durumlarda koronal ışınlar yalnızca ekvatoral ve orta enlemlerde oluşur. Tacın şekli uzar. Kutuplarda, kutup fırçaları adı verilen karakteristik kısa ışınlar belirir. Aynı zamanda koronanın genel parlaklığı da azalır. Koronanın bu ilginç özelliği, görünüşe göre, 11 yıllık döngü boyunca güneş lekelerinin tercihli oluşum bölgesinin kademeli hareketi ile ilişkilidir. Minimumdan sonra ekvatorun her iki yanında 30-40° enlemlerinde noktalar belirmeye başlar. Daha sonra nokta oluşum bölgesi yavaş yavaş ekvatora doğru alçalır.
Dikkatli çalışmalar, koronanın yapısı ile güneş atmosferindeki bireysel oluşumlar arasında belirli bir bağlantı olduğunu tespit etmeyi mümkün kıldı. Örneğin, parlak ve doğrudan koronal ışınlar genellikle güneş lekelerinin ve fakülaların üzerinde gözlenir. Komşu ışınlar kendi yönlerinde bükülürler. Koronal ışınların tabanında kromosferin parlaklığı artar. Bu alana genellikle heyecanlı denir. Komşu, heyecanlanmayan bölgelere göre daha sıcak ve daha yoğundur. Koronadaki güneş lekelerinin üzerinde parlak kompleks oluşumlar gözleniyor. Ayrıca çıkıntılar genellikle koronal madde kabuklarıyla çevrilidir.
Koronanın, maddenin dünyadaki en olağandışı ve ulaşılamaz koşullar altında gözlemlenebileceği eşsiz bir doğal laboratuvar olduğu ortaya çıktı.
Plazma fiziğinin henüz mevcut olmadığı 19. ve 20. yüzyılların başında, koronanın gözlemlenen özellikleri açıklanamaz bir gizem gibi görünüyordu. Yani tacın rengi şaşırtıcı derecede Güneş'e benziyor, sanki ışığı bir aynadan yansıyormuş gibi. Ancak bu durumda güneş spektrumunun Fraunhofer çizgileri karakteristiği iç koronada tamamen kaybolur. Güneş'in kenarından uzakta, dış koronada yeniden ortaya çıkıyorlar, ancak zaten çok sönükler. Ek olarak, koronanın ışığı polarizedir: Işık dalgalarının salındığı düzlemler esas olarak güneş diskine teğet olarak yerleştirilmiştir. Güneş'ten uzaklaştıkça polarize ışınların oranı önce artar (neredeyse %50'ye kadar), sonra azalır. Son olarak, koronanın spektrumunda neredeyse 20. yüzyılın ortalarına kadar parlak emisyon çizgileri beliriyor. bilinen hiçbir kimyasal elementle tanımlanamamıştır.
Koronanın tüm bu özelliklerinin ana nedeninin, yüksek oranda seyreltilmiş gazın yüksek sıcaklığı olduğu ortaya çıktı. 1 milyon derecenin üzerindeki sıcaklıklarda, hidrojen atomlarının ortalama hızı 100 km/s'yi aşıyor ve serbest elektronlar için bu hız 40 kat daha yüksek. Bu tür hızlarda, maddenin güçlü bir şekilde seyrelmesine rağmen (cm3 başına yalnızca 100 milyon parçacık, bu da Dünya'daki havadan 100 milyar kat daha nadirdir!), atomların, özellikle de elektronların çarpışmaları nispeten sıktır. Elektron çarpma kuvvetleri o kadar büyüktür ki, hafif elementlerin atomları neredeyse tamamen tüm elektronlarından yoksun kalır ve onlardan yalnızca "çıplak" atom çekirdekleri kalır. Daha ağır elementler en derinleri korur elektronik kabuklar, yüksek derecede iyonlaşma durumuna geçmek.
Yani koronal gaz oldukça iyonize bir plazmadır; çeşitli kimyasal elementlerin pozitif yüklü birçok iyonundan ve hidrojen atomlarının (her biri bir elektron), helyum atomlarının (her biri iki elektron) ve daha ağır atomların iyonlaşmasından kaynaklanan biraz daha fazla sayıda serbest elektrondan oluşur. Böyle bir gazda ana rolü hareketli elektronlar oynadığı için buna genellikle denir. elektron gazı, her ne kadar bu böyle bir miktarın varlığını ima etse de pozitif iyonlar Bu, bir bütün olarak plazmanın tarafsızlığını tamamen sağlayacaktır.
Beyaz renk Korona, sıradan güneş ışığının serbest elektronlar tarafından saçılmasıyla açıklanmaktadır. Saçılma sırasında enerjilerini harcamazlar: ışık dalgasıyla zaman içinde salınırlar, yalnızca dağınık ışığın yönünü değiştirirken onu polarize ederler. Spektrumdaki gizemli parlak çizgiler, yalnızca güçlü seyrekleşme koşulları altında ortaya çıkan, yüksek derecede iyonize olmuş demir, argon, nikel, kalsiyum ve diğer element atomlarından gelen olağandışı radyasyon tarafından üretilir. Son olarak, dış koronadaki soğurma çizgileri, yıldızlararası ortamda sürekli olarak bulunan toz parçacıklarının saçılmasından kaynaklanmaktadır. Ve iç koronada bir çizginin bulunmaması, çok hızlı hareket eden elektronlar tarafından saçıldığında, tüm ışık kuantumlarının, güneş spektrumunun güçlü Fraunhofer çizgilerinin bile tamamen "bulanıklaştığı" kadar önemli frekans değişiklikleri yaşamasından kaynaklanmaktadır.
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. Dünya yakınında hızı ortalama 400-500 km/s'dir ve bazen neredeyse 1000 km/s'ye ulaşır. Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin çok ötesine yayılan güneş rüzgarı, çok daha nadir yıldızlararası ortamın sınırında olan devasa bir heliosfer oluşturur.
Aslında, dünyanın manyetik alanı biçimindeki güvenilir bir bariyerle nüfuz eden radyasyondan korunmamıza rağmen, güneş koronasıyla çevrili yaşıyoruz. Taç aracılığıyla Güneş Aktivitesi Dünya üzerinde meydana gelen birçok süreci (jeofizik olaylar) etkiler.
Güneş Dünyayı nasıl etkiler?

Güneş gezegenimizi aydınlatıyor ve ısıtıyor; bu olmasaydı, üzerinde yaşam sadece insanlar için değil, mikroorganizmalar için bile imkansız olurdu. Güneş, Dünya'da meydana gelen süreçlerin ana (tek olmasa da) motorudur. Ancak Dünya, Güneş'ten yalnızca ısı ve ışık almaz. Farklı türde Güneş radyasyonu ve parçacık akışlarının hayatı üzerinde sürekli bir etkisi var.
Güneş, kilometrelerce radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar spektrumun tüm alanlarından Dünya'ya elektromanyetik dalgalar gönderir. Farklı enerjilerdeki yüklü parçacıklar da hem yüksek, hem alçak hem de orta düzeyde Dünya'nın yakınlarına ulaşır. Son olarak Güneş, güçlü bir temel parçacık akışı (nötrinolar) yayar. Ancak ikincisinin dünyevi süreçler üzerindeki etkisi ihmal edilebilir: bu parçacıklar için Toprakşeffaftır ve içinden serbestçe uçarlar. Gezegenlerarası uzaydan gelen yüklü parçacıkların yalnızca çok küçük bir kısmı Dünya atmosferine girer (geri kalanı jeomanyetik alan tarafından saptırılır veya geciktirilir). Ancak enerjileri gezegenimizin manyetik alanında auroralara ve rahatsızlıklara neden olmaya yeterlidir.
Elektromanyetik bozulma, dünya atmosferindeki katı seçime tabidir. Yalnızca görünür ışığa ve yakındaki ultraviyole ve kızılötesi radyasyona ve ayrıca nispeten dar bir aralıktaki (santimetreden metreye) radyo dalgalarına karşı şeffaftır. Diğer tüm radyasyonlar atmosfer tarafından yansıtılır veya emilir, üst katmanları ısıtır ve iyonize eder.
X ışınlarının ve sert ultraviyole ışınların emilmesi 300-350 km rakımlarda başlar; Aynı irtifalarda uzaydan gelen en uzun radyo dalgaları yansıtılır. Kromosferik patlamalardan kaynaklanan güçlü güneş X-ışını radyasyonu patlamaları sırasında, X-ışını kuantumu Dünya yüzeyinden 80-100 km yüksekliğe kadar nüfuz eder, atmosferi iyonlaştırır ve kısa dalga iletişiminin bozulmasına neden olur.

Güneş diskinin sol tarafındaki karanlık, uğursuz görünen alanlara koronal delikler adı veriliyor. Güneş manyetik alan çizgilerinin gezegenler arası uzaya uzandığı yüzeyin üzerinde yer alan bu alanlar, düşük basınçla karakterize edilir. Koronal delikler 1960'lı yıllardan bu yana uydulardan ultraviyole ve X-ışını ışığında yoğun bir şekilde incelenmektedir. Açık manyetik alan çizgileri boyunca Güneş'ten uzaklaşan atomlardan ve elektronlardan oluşan yoğun güneş rüzgarı kaynakları oldukları biliniyor.

GÜNEŞİMİZ

- Güneş aktivitesinin tüm fenomenleri, Güneş yüzeyindeki manyetik alanların ortaya çıkmasıyla ilişkilidir. Zeeman etkisinin 20. yüzyılın başında gerçekleştirilen ilk ölçümleri, güneş lekelerindeki alanların birkaç bin oersted düzeyinde bir kuvvetle karakterize edildiğini ve bu tür alanların 20.000 km çapındaki alanlarda gerçekleştiğini gösterdi. . Güneş'teki alanları ölçmek için kullanılan modern cihazlar, yalnızca alan kuvvetini 1 Oe hassasiyetle ölçmeyi değil, aynı zamanda manyetik alan kuvvet vektörünün eğim açılarını da değerlendirmeyi mümkün kılar. Örneğin faculae'lerin 5-300 Oe alana sahip alanlar olduğu bulunmuştur. Güneş lekelerinin gölgesinde alanlar 1000-4500 Oe'ye ulaşır. Güneş lekesinin merkezinde alan yarıçap boyunca yukarıya doğru yönlendirilir. ancak çevreye doğru eğimi artar ve kısmi gölgede alan neredeyse güneş yüzeyine paraleldir. Alan ayrı demetler halinde yoğunlaşmıştır.

Güneş çok huzursuz. Bu sahte renkli görüntü, Güneş diskinin kenarında bulunan aktif bir bölgeyi göstermektedir. Sıcak plazma, güneşin fotosferinden kaçar ve manyetik alan çizgileri boyunca hareket eder. Çok sıcak alanlar kırmızı renkle işaretlenmiştir; bu, bazı manyetik alan döngülerinin diğer döngülerden daha sıcak malzeme taşıdığını gösterir. Manyetik alan döngüleri çok büyüktür, böylece Dünya bunların içine kolayca sığabilir.

GÜNEŞİMİZ