> خورشید از چه چیزی ساخته شده است؟

دریابید، خورشید از چه ساخته شده است: شرح ساختار و ترکیب ستاره، لیستی از عناصر شیمیایی، تعداد و ویژگی های لایه ها با عکس، نمودار.

از زمین، خورشید مانند یک توپ آتشین صاف به نظر می رسد، و قبل از کشف لکه های خورشیدی توسط کشتی کمیک گالیله، بسیاری از ستاره شناسان تصور می کردند که کاملاً بدون نقص است. حالا ما این را می دانیم خورشید ساخته شده استاز چندین لایه مانند زمین که هر کدام عملکرد خاص خود را انجام می دهند. این ساختار خورشید، مانند یک کوره عظیم، تامین کننده تمام انرژی روی زمین است که برای زندگی زمینی لازم است.

خورشید از چه عناصری تشکیل شده است؟

اگر می توانستید یک ستاره را جدا کنید و عناصر تشکیل دهنده را با هم مقایسه کنید، می فهمید که ترکیب 74٪ هیدروژن و 24٪ هلیوم است. همچنین خورشید از 1% اکسیژن و 1% باقیمانده تشکیل شده است عناصر شیمیاییجداول تناوبی مانند کروم، کلسیم، نئون، کربن، منیزیم، گوگرد، سیلیکون، نیکل، آهن. ستاره شناسان بر این باورند که عنصری سنگین تر از هلیوم یک فلز است.

چگونه همه این عناصر خورشید به وجود آمدند؟ انفجار بزرگ هیدروژن و هلیوم تولید کرد. در آغاز شکل گیری کیهان، اولین عنصر، هیدروژن، از ذرات بنیادی ظاهر شد. به دلیل دما و فشار زیاد، شرایط در کیهان مانند هسته یک ستاره بود. بعدها، تا زمانی که دمای بالا در جهان برای انجام واکنش همجوشی وجود داشت، هیدروژن به هلیوم ذوب شد. نسبت‌های موجود هیدروژن و هلیوم که اکنون در کیهان هستند، پس از انفجار بزرگ شکل گرفتند و تغییری نکردند.

عناصر باقی مانده از خورشید در ستاره های دیگر ایجاد می شوند. همجوشی هیدروژن به هلیوم به طور مداوم در هسته ستارگان در حال انجام است. پس از تولید تمام اکسیژن در هسته، آنها به همجوشی هسته ای عناصر سنگین تر مانند لیتیوم، اکسیژن، هلیوم روی می آورند. بسیاری از فلزات سنگینی که در خورشید هستند در پایان عمرشان در سایر ستارگان نیز شکل گرفتند.

تشکیل سنگین ترین عناصر، طلا و اورانیوم، زمانی رخ داد که ستارگانی چند برابر اندازه خورشید ما منفجر شدند. در کسری از ثانیه تشکیل یک سیاهچاله، عناصر با سرعت زیاد به هم برخورد کردند و سنگین ترین عناصر تشکیل شدند. انفجار این عناصر را در سراسر جهان پراکنده کرد، جایی که آنها به شکل گیری ستاره های جدید کمک کردند.

خورشید ما عناصر ایجاد شده توسط بیگ بنگ، عناصر ستاره های در حال مرگ و ذرات ناشی از انفجارهای جدید ستاره ها را جمع آوری کرده است.

لایه های خورشید کدامند؟

در نگاه اول، خورشید فقط یک توپ از هلیوم و هیدروژن است، اما با نگاهی دقیق تر مشخص می شود که از لایه های مختلفی تشکیل شده است. هنگام حرکت به سمت هسته، دما و فشار افزایش می یابد، در نتیجه لایه هایی ایجاد می شود، زیرا هیدروژن و هلیوم در شرایط مختلف ویژگی های متفاوتی دارند.

هسته خورشیدی

بیایید حرکت خود را از طریق لایه ها از هسته تا لایه بیرونی ترکیب خورشید شروع کنیم. در لایه داخلی خورشید - هسته، دما و فشار بسیار بالا است و به جریان همجوشی هسته ای کمک می کند. خورشید از هیدروژن اتم های هلیوم ایجاد می کند که در نتیجه این واکنش نور و گرما به وجود می آید که تا حد امکان می رسد. به طور کلی پذیرفته شده است که دمای خورشید حدود 13600000 درجه کلوین است و چگالی هسته 150 برابر بیشتر از چگالی آب است.

دانشمندان و ستاره شناسان معتقدند که هسته خورشید به حدود 20 درصد طول شعاع خورشیدی می رسد. و در داخل هسته، دما و فشار بالا به شکستن اتم های هیدروژن به پروتون، نوترون و الکترون کمک می کند. خورشید آنها را با وجود حالت شناور آزاد به اتم های هلیوم تبدیل می کند.

چنین واکنشی گرمازا نامیده می شود. در طول این واکنش، مقدار زیادی گرما آزاد می شود که برابر با 389 x 10 31 J. در هر ثانیه

منطقه تابش خورشید

این ناحیه از مرز هسته (20 درصد شعاع خورشیدی) سرچشمه می گیرد و طول آن تا 70 درصد شعاع خورشیدی می رسد. در داخل این منطقه ماده خورشیدی قرار دارد که در ترکیب آن بسیار متراکم و گرم است، بنابراین تابش حرارتیبدون از دست دادن گرما از آن عبور می کند.

در داخل هسته خورشیدی، یک واکنش همجوشی هسته ای رخ می دهد - ایجاد اتم های هلیوم در نتیجه همجوشی پروتون ها. در نتیجه این واکنش، مقدار زیادی تابش گاما رخ می دهد. در این فرآیند فوتون های انرژی ساطع می شوند، سپس در ناحیه تابش جذب می شوند و توسط ذرات مختلف دوباره گسیل می شوند.

مسیر حرکت فوتون را "راهپیمایی تصادفی" می نامند. فوتون به جای حرکت در مسیر مستقیم به سطح خورشید، به صورت زیگزاگی حرکت می کند. در نتیجه، هر فوتون تقریباً به 200000 سال برای غلبه بر ناحیه تابشی خورشید نیاز دارد. هنگام عبور از یک ذره به ذره دیگر، فوتون انرژی خود را از دست می دهد. برای زمین، این خوب است، زیرا ما فقط می‌توانیم تشعشعات گاما را از خورشید دریافت کنیم. فوتونی که وارد فضا می شود برای سفر به زمین به ۸ دقیقه زمان نیاز دارد.

تعداد زیادی از ستاره ها دارای مناطق تابشی هستند و اندازه آنها مستقیماً به مقیاس ستاره بستگی دارد. هر چه ستاره کوچکتر باشد، مناطق کوچکتر خواهند بود که بیشتر آنها توسط ناحیه همرفتی اشغال می شود. کوچکترین ستارگان ممکن است فاقد مناطق تابشی باشند و ناحیه همرفتی به فاصله تا هسته خواهد رسید. برای بزرگترین ستاره ها، وضعیت برعکس است، منطقه تابش به سطح گسترش می یابد.

منطقه همرفتی

ناحیه همرفتی خارج از ناحیه تابشی است، جایی که گرمای داخلی خورشید از میان ستون‌های گاز داغ جریان می‌یابد.

تقریباً همه ستاره ها چنین منطقه ای دارند. در خورشید ما، از 70 درصد شعاع خورشید تا سطح (فتوسفر) امتداد دارد. گاز موجود در اعماق ستاره، در همان هسته، گرم می شود و مانند حباب های موم در یک لامپ به سطح می رسد. با رسیدن به سطح ستاره، گرما از دست می‌رود؛ وقتی که خنک می‌شود، گاز به مرکز فرو می‌رود تا انرژی حرارتی تجدید شود. به عنوان مثال، می توانید یک قابلمه آب جوش را روی آتش بیاورید.

سطح خورشید مانند خاک سست است. این بی نظمی ها ستون هایی از گاز داغ هستند که گرما را به سطح خورشید می رسانند. عرض آنها به 1000 کیلومتر می رسد و زمان اتلاف به 8-20 دقیقه می رسد.

ستاره شناسان بر این باورند که ستارگان کم جرم، مانند کوتوله های سرخ، تنها دارای یک ناحیه همرفتی هستند که تا هسته امتداد دارد. آنها منطقه تابشی ندارند، که نمی توان در مورد خورشید گفت.

Photosphere

تنها لایه ای از خورشید که از زمین قابل مشاهده است . در زیر این لایه، خورشید مات می شود و ستاره شناسان از روش های دیگری برای مطالعه فضای داخلی ستاره ما استفاده می کنند. دمای سطح بالای 6000 کلوین به رنگ زرد مایل به سفید از زمین قابل مشاهده است.

جو خورشید در پشت فتوسفر قرار دارد. آن قسمت از خورشید که در هنگام خورشید گرفتگی قابل مشاهده است نامیده می شود.

ساختار خورشید در نمودار

ناسا به طور ویژه برای اهداف آموزشی یک نمایش شماتیک از ساختار و ترکیب خورشید ایجاد کرده است که دمای هر لایه را نشان می دهد:

• (مرئی، IR و اشعه UV) تابش مرئی، اشعه مادون قرمز و اشعه ماوراء بنفش است. تابش مرئی نوری است که ما می بینیم که از خورشید می آید. تابش مادون قرمز گرمایی است که ما احساس می کنیم. اشعه ماوراء بنفش تابشی است که به ما برنزه می کند. خورشید این تشعشعات را به طور همزمان تولید می کند.
• (Photosphere 6000 K) - فوتوسفر لایه بالایی خورشید، سطح آن است. دمای 6000 کلوین برابر با 5700 درجه سانتیگراد است.
• انتشارات رادیویی - خورشید علاوه بر تشعشعات مرئی، تابش مادون قرمز و اشعه ماوراء بنفش، انتشارات رادیویی را ارسال می کند که اخترشناسان آن را با تلسکوپ رادیویی شناسایی کرده اند. بسته به تعداد لکه های خورشیدی، این انتشار افزایش و کاهش می یابد.
• حفره تاجی - این مکان‌هایی روی خورشید هستند که تاج در آن‌ها چگالی پلاسمایی پایینی دارد و در نتیجه تاج تیره‌تر و سردتر ایجاد می‌شود.
• 2100000 K (2100000 کلوین) - منطقه تابش خورشید دارای این دما است.
• منطقه همرفتی / همرفت آشفته (در هر منطقه همرفتی / همرفت آشفته) - اینها مکانهایی روی خورشید هستند که در آنها انرژی حرارتیهسته با همرفت منتقل می شود. ستون‌های پلاسما به سطح می‌رسند، گرمای خود را منتشر می‌کنند و دوباره به سمت پایین می‌روند تا دوباره گرم شوند.
• حلقه های تاجی (Trans. Coronal loops) - حلقه هایی متشکل از پلاسما در جو خورشید که در امتداد خطوط مغناطیسی حرکت می کنند. آنها مانند طاق های بزرگی به نظر می رسند که از سطح به طول ده ها هزار کیلومتر امتداد دارند.
• هسته (trans. Core) قلب خورشیدی است که در آن همجوشی هسته ای با استفاده از دما و فشار بالا انجام می شود. تمام انرژی خورشیدی از هسته می آید.
• 14,500,000 K (در هر 14,500,000 کلوین) - دمای هسته خورشیدی.
• Radiative Zone (ترنس. Radiation zone) - لایه ای از خورشید که در آن انرژی با استفاده از تابش منتقل می شود. فوتون بر ناحیه تشعشع فراتر از 200000 غلبه می کند و به فضای بیرونی می رود.
• نوترینوها (ترنس. نوترینو) ذرات جرم ناچیزی هستند که در نتیجه یک واکنش همجوشی هسته ای از خورشید ساطع می شوند. در هر ثانیه صدها هزار نوترینو از بدن انسان عبور می کنند، اما هیچ آسیبی برای ما به همراه ندارند، ما آنها را احساس نمی کنیم.
• شعله کروموسفریک (ترنس. شعله کروموسفر) - میدان مغناطیسی ستاره ما می تواند بپیچد و سپس ناگهان به اشکال مختلف بشکند. در نتیجه شکستگی در میدان های مغناطیسی، شعله های پرتو ایکس قدرتمندی ظاهر می شوند که از سطح خورشید خارج می شوند.
• حلقه میدان مغناطیسی - میدان مغناطیسی خورشید بالای فتوسفر است و با حرکت پلاسمای داغ در امتداد خطوط مغناطیسی در جو خورشید قابل مشاهده است.
• لکه - یک لکه خورشیدی (ترجمه لکه های خورشیدی) - این مکان ها روی سطح خورشید هستند که در آن میدان های مغناطیسی از سطح خورشید عبور می کنند و دما کمتر است، اغلب در یک حلقه.
• ذرات پرانرژی (trans. Energetic particles) - از سطح خورشید می آیند، در نتیجه باد خورشیدی ایجاد می شود. در طوفان های خورشیدی سرعت آنها به سرعت نور می رسد.
• اشعه ایکس (ترنس. اشعه ایکس) - پرتوهای نامرئی برای چشم انسان، که در هنگام شعله ور شدن در خورشید ایجاد می شود.
• نقاط روشن و مناطق مغناطیسی با عمر کوتاه (ترنس لکه های روشن و مناطق مغناطیسی کوتاه مدت) - به دلیل اختلاف دما، نقاط روشن و کم نور در سطح خورشید ظاهر می شود.

Photosphere - این سطح مرئی یک ستاره است که بخش عمده ای از تشعشعات نوری را به بیرون پرتاب می کند. ضخامت این لایه از 100 تا 400 کیلومتر و دما از 6600 درجه کلوین (داخل) تا 4400 درجه کلوین (در لبه بیرونی) است. اندازه خورشید دقیقاً توسط فتوسفر تعیین می شود. گاز در اینجا نسبتا کمیاب است و سرعت چرخش آن بسته به منطقه متفاوت است. در منطقه استوایی یک چرخش در 24 روز و در ناحیه قطب ها در 30 روز رخ می دهد.

این پوسته فوتوسفر را احاطه کرده و ضخامت آن حدود 2000 کیلومتر است. مرز بالایی کروموسفر با جهش های گرم ثابت - اسپیکول ها مشخص می شود. این قسمت از خورشید را فقط در زمان خورشید گرفتگی کامل می توان دید. سپس به رنگ قرمز ظاهر می شود.

این آخرین پوسته است. با وجود برجستگی ها و فوران های انرژی مشخص می شود. آنها صدها هزار کیلومتر را بیرون می ریزند و باد خورشیدی تولید می کنند.

دمای تاج بسیار بالاتر از سطح خورشید است - 1,000,000 درجه کلوین - 2,000,000 درجه کلوین و در برخی نقاط از 8,000,000 درجه کلوین تا 29,000,000 درجه کلوین. اما شما فقط می توانید تاج را در هنگام خورشید گرفتگی ببینید. تاج شکل خود را تغییر می دهد. تغییرات به چرخه بستگی دارد. در قله های حداکثر، شکل آن گرد است و در حداقل مقادیر در امتداد استوا کشیده می شود.

باد آفتابی

باد خورشیدی جریانی از ذرات یونیزه شده است که با سرعتی در حدود 400 کیلومتر در ثانیه از خورشید در تمام جهات به بیرون پرتاب می شود. منبع باد خورشیدی تاج خورشیدی است. دمای تاج خورشید به حدی است که نیروی گرانش قادر به نگه داشتن ماده آن در نزدیکی سطح نیست و بخشی از این ماده به طور پیوسته به فضای بین سیاره ای پرواز می کند.

اگرچه ما دلایل کلی برای وقوع باد خورشیدی را درک می کنیم، اما بسیاری از جزئیات این فرآیند هنوز روشن نیست. به طور خاص، در حال حاضر کاملاً مشخص نیست که دقیقاً کجا گاز تاج به چنین سرعت بالایی شتاب می گیرد.

§ 43. خورشید

خورشید ستاره ای است که واکنش همجوشی هسته ای آن انرژی لازم برای زندگی را در اختیار ما قرار می دهد.

خورشید نزدیکترین ستاره به زمین است. نور و گرما می دهد که بدون آنها زندگی روی زمین غیرممکن است. بخشي از انرژي خورشيدي كه روي زمين مي افتد توسط جو جذب و تلف مي شود. اگر اینطور نبود، پس قدرت تشعشعی دریافتی هر متر مربع از سطح زمین از پرتوهای خورشید که به صورت عمودی می افتند، حدود 1.4 کیلو وات بر متر مربع بود. این مقدار نامیده می شود ثابت خورشیدی. با دانستن فاصله متوسط ​​زمین تا خورشید و ثابت خورشیدی، می توانید کل قدرت تابش خورشید را به نام آن پیدا کنید. درخشندگیو برابر با 4 است. 10 26 سه شنبه.

خورشید یک توپ داغ بزرگ است که عمدتاً از هیدروژن (70٪ جرم خورشید) و هلیوم (28٪) تشکیل شده است که به دور محور خود می چرخد ​​(چرخش برای 25-30 روز زمینی). قطر خورشید 109 برابر قطر زمین است. سطح ظاهری خورشید فوتوسفر- پایین ترین و متراکم ترین لایه جو خورشید که از آن بó بیشتر انرژی ای که ساطع می کند. ضخامت فتوسفر حدود 300 کیلومتر و دمای متوسط ​​آن 6000 کلوین است. لکه های تاریک اغلب روی خورشید قابل مشاهده هستند. لکه های خورشیدی) چندین روز و گاهی ماهها وجود دارد (شکل 43 آ). لایه جو خورشید با ضخامت 12-15 هزار کیلومتر که در بالای فتوسفر قرار دارد، نامیده می شود. کروموسفر. تاج خورشیدیلایه بیرونی جو خورشید که تا فواصل چند قطر آن امتداد دارد. روشنایی کروموسفر و تاج خورشیدی بسیار اندک است و آنها را فقط در طول یک خورشید گرفتگی کامل می توان دید (شکل 43) ب).

با نزدیک شدن به مرکز خورشید، دما و فشار افزایش می یابد و در نزدیکی آن حدود 15 درجه است× 10 6 ک و 2.3 10 16 Pa، به ترتیب. در چنین دمای بالایی، ماده خورشیدی تبدیل می شود پلاسما- گازی متشکل از هسته اتم و الکترون. دما و فشار بالا در هسته خورشیدبا شعاع حدود 1/3 شعاع خورشید (شکل 43 که در) شرایطی را برای واکنش بین هسته ها ایجاد می کند که در نتیجه آن هسته تشکیل می شود و انرژی عظیمی آزاد می شود.

واکنش‌های هسته‌ای که در آن هسته‌های سبک‌تر به هسته‌های سنگین‌تر تبدیل می‌شوند، نامیده می‌شوند گرما هسته ای(از لات therme - گرم)، زیرا آنها فقط می توانند در دمای بسیار بالا حرکت کنند. بازده انرژی یک واکنش گرما هسته ای می تواند چندین برابر بیشتر از شکافت یک جرم اورانیوم باشد. منبع انرژی خورشید واکنش های گرما هسته ای است که در هسته آن رخ می دهد. فشار بالالایه های بیرونی خورشید نه تنها شرایطی را برای وقوع یک واکنش گرما هسته ای ایجاد می کند، بلکه از انفجار هسته آن نیز جلوگیری می کند.

انرژی یک واکنش گرما هسته ای به صورت تابش گاما آزاد می شود که با خروج از هسته خورشید وارد لایه کروی به نام می شود. منطقه تابشی، با ضخامت حدود 1/3 شعاع خورشید (شکل 43 که در). ماده ای که در ناحیه تابشی قرار دارد، تابش گامایی را که از هسته می آید جذب می کند و خود را منتشر می کند، اما با فرکانس کمتر. بنابراین، با حرکت کوانتوم های تابشی از داخل به خارج، انرژی و فرکانس آنها کاهش می یابد و تابش گاما به تدریج به ماوراء بنفش، مرئی و مادون قرمز تبدیل می شود.

پوسته بیرونی خورشید نامیده می شود منطقه همرفتی، که در آن اختلاط ماده رخ می دهد ( همرفت، و انتقال انرژی با حرکت خود ماده انجام می شود (شکل 43 که در). کاهش همرفت منجر به کاهش دما به میزان 1-2 هزار درجه و ظهور یک لکه خورشیدی می شود. در همان زمان، همرفت در نزدیکی لکه خورشیدی تشدید می‌شود و ماده داغ‌تر به سطح خورشید می‌آید و در کروموسفر، برجستگی ها- انتشار ماده در فواصل تا ½ شعاع خورشید. لکه بینی اغلب همراه است شراره های خورشیدی- درخشش روشن کروموسفر، اشعه ایکس و جریان ذرات باردار سریع. مشخص شده است که همه این پدیده ها، نامیده می شوند فعالیت خورشیدی، هر چه بیشتر رخ دهد، لکه های خورشیدی بیشتر می شود. تعداد لکه های خورشیدی به طور متوسط ​​با یک دوره 11 ساله متفاوت است.

بررسی سوالات:

· چی برابر با ثابت خورشیدی است و درخشندگی خورشید به چه چیزی گفته می شود؟

· ساختار درونی خورشید چیست؟

· چرا واکنش حرارتی فقط در هسته خورشید رخ می دهد؟

· پدیده های فعالیت خورشیدی را فهرست کنید؟

برنج. 43. ( آ) لکه های خورشیدی هستند. ( ب) تاج خورشیدی در هنگام خورشید گرفتگی است. ( که در) ساختار خورشید است ( 1 - هسته، 2 - منطقه تابشی، 3 منطقه همرفتی است).

ساختار درونی خورشید

© ولادیمیر کالانوف
دانش قدرت است

چه چیزی در خورشید قابل مشاهده است؟

همه مطمئناً می دانند که دیدن خورشید با چشم غیرمسلح و حتی بیشتر از آن از طریق تلسکوپ بدون فیلترهای خاص و بسیار تاریک یا سایر وسایلی که نور را ضعیف می کنند غیرممکن است. با غفلت از این ممنوعیت، ناظر در معرض خطر سوختگی شدید چشم قرار می گیرد. ساده ترین راه برای مشاهده خورشید این است که تصویر آن را روی یک صفحه سفید نمایش دهید. حتی با کمک یک تلسکوپ آماتور کوچک، می توانید تصویر بزرگ شده ای از دیسک خورشیدی دریافت کنید. در این تصویر چه چیزی دیده می شود؟ اول از همه، تیزی لبه خورشیدی جلب توجه می کند. خورشید یک توپ گازی است که مرز مشخصی ندارد، چگالی آن به تدریج کاهش می یابد. پس چرا ما آن را به وضوح تعریف می کنیم؟ واقعیت این است که تقریباً تمام تشعشعات مرئی خورشید از یک لایه بسیار نازک می آید که نام خاصی دارد - فوتوسفر. (یونانی "کره نور"). ضخامت فوتوسفر از 300 کیلومتر تجاوز نمی کند. این لایه نازک نورانی است که به ناظر این توهم را می دهد که خورشید «سطح» دارد.

ساختار درونی خورشید

Photosphere

جو خورشید 200-300 کیلومتر عمیق تر از لبه قابل مشاهده قرص خورشیدی شروع می شود. این عمیق ترین لایه های جو، فوتوسفر نامیده می شود. از آنجایی که ضخامت آنها بیش از یک سه هزارم شعاع خورشیدی نیست، فتوسفر را گاهی به صورت مشروط سطح خورشید می نامند. چگالی گازها در فتوسفر تقریباً مشابه استراتوسفر زمین و صدها برابر کمتر از سطح زمین است. دمای فوتوسفر از 8000 کلوین در عمق 300 کیلومتری به 4000 کلوین در بالاترین لایه ها کاهش می یابد. دمای آن لایه میانی که تابش آن را درک می کنیم، حدود 6000 K. در چنین شرایطی، تقریباً تمام مولکول های گاز به اتم های منفرد تجزیه می شوند. فقط در بالاترین لایه‌های فوتوسفر، مولکول‌های ساده و رادیکال‌های نسبتا کمی از نوع H، OH، CH حفظ می‌شوند. نقش ویژه ای در جو خورشیدی ایفا می کند که در طبیعت زمینی یافت نمی شود یون هیدروژن منفیکه یک پروتون با دو الکترون است. این ترکیب غیرمعمول در بیرونی نازک و "سردترین" لایه فوتوسفر زمانی رخ می‌دهد که الکترون‌های آزاد با بار منفی به اتم‌های هیدروژن خنثی می‌چسبند که توسط اتم‌های کلسیم، سدیم، منیزیم، آهن و سایر فلزات به راحتی قابل یونیزاسیون هستند. هنگامی که تولید می شود، یون های هیدروژن منفی بیشتر نور مرئی را ساطع می کنند. یون ها با حرص و طمع همان نور را جذب می کنند، به همین دلیل است که کدورت جو به سرعت با عمق افزایش می یابد. بنابراین، لبه مرئی خورشید به نظر ما بسیار تیز است.

در یک تلسکوپ با بزرگنمایی بالا، می توانید جزئیات دقیق فوتوسفر را مشاهده کنید: به نظر می رسد همه آن با دانه های کوچک روشن پراکنده شده است - دانه هایی که توسط شبکه ای از مسیرهای تاریک باریک از هم جدا شده اند. دانه بندی نتیجه اختلاط جریان های گازهای گرمتر بالارونده و جریان های سردتر نزولی است. اختلاف دما بین آنها در لایه های بیرونی نسبتا کم است (200-300 کلوین)، اما عمیق تر، در ناحیه همرفتی، بیشتر است و اختلاط بسیار شدیدتر است. همرفت در لایه های بیرونی خورشید نقش بزرگی در تعیین ساختار کلی جو دارد. در نهایت، این همرفت است که در نتیجه یک برهمکنش پیچیده با میدان های مغناطیسی خورشیدی، علت همه تظاهرات متنوع فعالیت خورشیدی است. میدان های مغناطیسی در تمام فرآیندهای خورشید دخیل هستند. هر از چند گاهی، میدان های مغناطیسی متمرکز در ناحیه کوچکی از اتمسفر خورشیدی به وجود می آیند که چندین هزار برابر قوی تر از زمین است. پلاسمای یونیزه رسانای خوبی است، نمی تواند در خطوط القای مغناطیسی یک میدان مغناطیسی قوی حرکت کند. بنابراین، در چنین مکان هایی، از اختلاط و افزایش گازهای داغ از پایین جلوگیری می شود و یک منطقه تاریک - یک لکه خورشیدی ظاهر می شود. در پس زمینه فتوسفر خیره کننده، کاملا سیاه به نظر می رسد، اگرچه در واقعیت روشنایی آن تنها ده برابر ضعیف تر است. با گذشت زمان، اندازه و شکل لکه ها به شدت تغییر می کند. این نقطه به شکل یک نقطه به سختی قابل توجه - یک منافذ ظاهر می شود، به تدریج اندازه خود را به چند ده هزار کیلومتر افزایش می دهد. لکه های بزرگ، به عنوان یک قاعده، از یک قسمت تیره (هسته) و یک قسمت کمتر تیره - نیم سایه تشکیل شده است، که ساختار آن به نقطه ظاهر یک گرداب می دهد. نقاط با نواحی روشن‌تر از فوتوسفر احاطه شده‌اند که به آن‌ها Faculae یا میدان‌های مشعل می‌گویند. فتوسفر به تدریج به لایه‌های بیرونی کمیاب‌تر جو خورشیدی - کروموسفر و تاج - می‌رود.

کروموسفر

در بالای فتوسفر، کروموسفر قرار دارد، یک لایه ناهمگن که دمای آن از 6000 تا 20000 کلوین است. در هنگام خورشید گرفتگی کامل به صورت یک حلقه درخشان ناهموار در اطراف قرص سیاه ماه، که به تازگی خورشید را گرفته است، قابل مشاهده است. کروموسفر بسیار ناهمگن است و عمدتاً از زبانه های دراز کشیده (اسپیکول) تشکیل شده است که به آن ظاهر علف سوزان می دهد. دمای این جت های کرومسفری دو تا سه برابر بیشتر از فتوسفر است و چگالی آن صدها هزار بار کمتر است. طول کل کروموسفر 10-15 هزار کیلومتر است. افزایش دما در کروموسفر با انتشار امواج و میدان های مغناطیسی که از ناحیه همرفتی به داخل آن نفوذ می کنند توضیح داده می شود. این ماده تقریباً به همان شکلی گرم می شود که گویی در یک مایکروویو غول پیکر است. سرعت حرکات حرارتی ذرات افزایش می یابد، برخورد بین آنها بیشتر می شود و اتم ها الکترون های بیرونی خود را از دست می دهند: ماده به پلاسمای یونیزه داغ تبدیل می شود. همین فرآیندهای فیزیکی به طور غیرعادی پشتیبانی می کنند درجه حرارت بالابیرونی ترین لایه های جو خورشید که در بالای کرومسفر قرار دارند.

غالباً در هنگام کسوف (و با کمک ابزارهای طیفی خاص - و بدون انتظار برای کسوف) بر روی سطح خورشید، می توان "چشمه ها"، "ابرها"، "قیف"، "بوته ها"، "طاق ها" را مشاهده کرد. و دیگر تشکیلات درخشان درخشان از مواد کرومسفری. آنها ثابت هستند یا به آرامی در حال تغییر هستند و توسط جت های منحنی صاف احاطه شده اند که به داخل یا خارج از کروموسفر جریان می یابند و ده ها و صدها هزار کیلومتر بالا می روند. اینها باشکوه ترین تشکیلات جو خورشیدی هستند -. هنگامی که در خط طیفی قرمز ساطع شده توسط اتم های هیدروژن مشاهده می شود، آنها در پس زمینه قرص خورشید به صورت رشته های تیره، بلند و منحنی ظاهر می شوند. برجستگی ها تقریباً همان چگالی و دمای کروموسفر هستند. اما آنها در بالای آن قرار دارند و توسط لایه های بالاتر و بسیار کمیاب جو خورشید احاطه شده اند. برجستگی ها به دلیل اینکه ماده آنها توسط میدان های مغناطیسی مناطق فعال خورشید پشتیبانی می شود، در کروموسفر قرار نمی گیرند. برای اولین بار، طیف یک برجستگی خارج از ماه گرفتگی توسط ستاره شناس فرانسوی پیر یانسن و همکار انگلیسی او جوزف لاکیر در سال 1868 مشاهده شد. شکاف طیف سنجی به گونه ای قرار می گیرد که از لبه خورشید عبور کند و اگر برجستگی وجود داشته باشد. در نزدیکی آن قرار دارد، سپس می توانید طیف تابش آن را متوجه شوید. با اشاره شکاف به قسمت‌های مختلف برجستگی یا کروموسفر، می‌توان آن‌ها را به صورت قسمت‌هایی مطالعه کرد. طیف برجستگی ها، مانند کروموسفر، از خطوط روشن، عمدتاً هیدروژن، هلیوم و کلسیم تشکیل شده است. خطوط انتشار سایر عناصر شیمیایی نیز وجود دارد، اما آنها بسیار ضعیف تر هستند. برخی از برجستگی ها که مدت زیادی را بدون تغییرات محسوس سپری کرده اند، به طور ناگهانی منفجر می شوند و ماده آنها با سرعت صدها کیلومتر در ثانیه به فضای بین سیاره ای پرتاب می شود. ظاهر کروموسفر نیز به طور مکرر تغییر می کند که نشان دهنده حرکت مداوم گازهای تشکیل دهنده آن است. گاهی اوقات چیزی شبیه به انفجار در مناطق بسیار کوچکی از جو خورشید رخ می دهد. اینها به اصطلاح شراره های کرومسفری هستند. آنها معمولا چند ده دقیقه طول می کشند. هنگام شعله ور شدن در خطوط طیفی هیدروژن، هلیوم، کلسیم یونیزه شده و برخی عناصر دیگر، درخشندگی قسمتی از کروموسفر ناگهان ده برابر می شود. تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس به ویژه به شدت افزایش می یابد: گاهی اوقات قدرت آن چندین برابر قدرت کل تابش خورشید در این ناحیه با طول موج کوتاه طیف قبل از شعله ور است. لکه‌ها، مشعل‌ها، برجستگی‌ها، شراره‌های کروموسفری همه مظاهر فعالیت خورشیدی هستند. با افزایش فعالیت، تعداد این تشکیلات در خورشید بیشتر می شود.

جو خورشید

نام لایه	ارتفاع مرز بالایی لایه، کیلومتر	چگالی، کیلوگرم بر متر 3	دما، K
Photosphere
کروموسفر
	چندین ده شعاع خورشیدی

لکه های خورشیدی (شکل های تاریک روی صفحه خورشیدی، به دلیل این واقعیت که دمای آنها 1500 کلوین کمتر از دمای فتوسفر است) از یک بیضی تیره تشکیل شده است - سایه یک نقطه، که توسط یک نیم سایه فیبری روشن تر احاطه شده است. کوچکترین لکه های خورشیدی (منافذ) قطری در حدود 1000 کیلومتر دارند و قطر بزرگترین لکه های خورشیدی مشاهده شده بیش از 100000 کیلومتر است. لکه های کوچک اغلب کمتر از 2 روز وجود دارند، 10-20 روز ایجاد می شوند، بزرگترین آنها تا 100 روز قابل مشاهده است.

اسپیکول‌های کروموسفری (ستون‌های گاز جدا شده) قطر 1000 کیلومتر، ارتفاع تا 8000 کیلومتر، سرعت بالا و پایین رفتن حدود 20 کیلومتر بر ثانیه، دمای 15000 کلوین و طول عمر چند دقیقه دارند.

برجستگی ها (ابرهای متراکم نسبتاً سرد در تاج) طولی تا 1/3 شعاع خورشید دارند. رایج ترین برجستگی های "آرام" با طول عمر تا 1 سال، طول ~ 200 هزار کیلومتر، ضخامت ~ 10 هزار کیلومتر و ارتفاع ~ 30 هزار کیلومتر است. با سرعت های 100-1000 کیلومتر بر ثانیه، برجستگی های فوران سریع معمولاً پس از شعله ور شدن به سمت بالا پرتاب می شوند.

در طی یک خورشید گرفتگی کامل، روشنایی آسمان اطراف خورشید 1.6 10-9 از میانگین روشنایی خورشید است.

روشنایی ماه در طول یک خورشید گرفتگی کامل در نور منعکس شده از زمین 1.1 10 -10 از متوسط ​​روشنایی خورشید است.

Photosphere

فوتوسفر (لایه ای که نور ساطع می کند) سطح مرئی خورشید را تشکیل می دهد. ضخامت آن مربوط به ضخامت نوری تقریباً 2/3 واحد است. ضخامت فتوسفر طبق برآوردهای مختلف به صورت مطلق از 100 تا 400 کیلومتر است. بخش اصلی تابش نوری (مرئی) خورشید از فتوسفر می آید، در حالی که تابش لایه های عمیق تر دیگر به ما نمی رسد. دما با نزدیک شدن به لبه بیرونی فوتوسفر از 6600 کلوین به 4400 کلوین کاهش می یابد.دمای مؤثر فوتوسفر به طور کلی 5778 کلوین است. می توان آن را طبق قانون استفان بولتزمن محاسبه کرد که بر اساس آن قدرت تابش یک جسم کاملا سیاه با چهارمین توان دمای بدن نسبت مستقیم دارد. هیدروژن در چنین شرایطی تقریباً به طور کامل در حالت خنثی باقی می ماند. فوتوسفر سطح مرئی خورشید را تشکیل می دهد که اندازه خورشید، فاصله از خورشید و غیره را تعیین می کند. از آنجایی که گاز موجود در فوتوسفر نسبتا کمیاب است، سرعت چرخش آن بسیار کمتر از سرعت چرخش است. مواد جامد. در همان زمان، گاز در مناطق استوایی و قطبی به طور ناهموار حرکت می کند - در استوا در 24 روز انقلاب می کند، در قطب - در 30 روز.

کروموسفر

کروموسفر پوسته بیرونی خورشید با ضخامت حدود 2000 کیلومتر است که فتوسفر را احاطه کرده است. منشا نام این قسمت از جو خورشیدی با رنگ مایل به قرمز آن مرتبط است، که ناشی از این واقعیت است که خط انتشار هیدروژن H-alpha قرمز از سری Balmer در طیف مرئی کروموسفر غالب است. مرز بالایی کروموسفر سطح صاف مشخصی ندارد، خروج گرم که اسپیکول نامیده می شود، دائماً از آن رخ می دهد. تعداد اسپیکول های مشاهده شده به طور همزمان به طور متوسط ​​60-70 هزار است. اواخر نوزدهمقرن، ستاره شناس ایتالیایی Secchi، کروموسفر را از طریق تلسکوپ مشاهده کرد، آن را با چمنزارهای سوزان مقایسه کرد. دمای کروموسفر با ارتفاع از 4000 تا 20000 کلوین افزایش می یابد (محدوده دمای بالای 10000 کلوین نسبتا کوچک است).

چگالی کروموسفر کم است، بنابراین روشنایی برای مشاهده در شرایط عادی کافی نیست. اما در طی یک خورشید گرفتگی کامل، زمانی که ماه، فتوسفر درخشان را می پوشاند، کروموسفر واقع در بالای آن قابل مشاهده می شود و قرمز می درخشد. همچنین می توان آن را در هر زمان با استفاده از فیلترهای نوری با باند باریک ویژه مشاهده کرد. علاوه بر خط H-alpha که قبلا ذکر شد با طول موج 656.3 نانومتر، فیلتر را می توان روی خطوط Ca II K (393.4 نانومتر) و Ca II H (396.8 نانومتر) نیز تنظیم کرد. ساختارهای کروموسفری اصلی که در این خطوط قابل مشاهده هستند عبارتند از:

یک شبکه کرومسفری که تمام سطح خورشید را می پوشاند و از خطوطی تشکیل شده است که سلول های ابردانه ای تا 30000 کیلومتر را احاطه کرده اند.

لخته ها - سازندهای سبک ابر مانند، اغلب محدود به مناطق با میدان های مغناطیسی قوی - مناطق فعال، اغلب لکه های خورشیدی را احاطه کرده اند.

الیاف و الیاف (فیبریل ها) - خطوط تیره با عرض و طول های مختلف، مانند لخته ها، اغلب در مناطق فعال یافت می شوند.

تاج پادشاهی

تاج آخرین پوسته بیرونی خورشید است. تاج در درجه اول از برجستگی ها و فوران های پرانرژی تشکیل شده است، فوران و فوران چند صد هزار و حتی بیش از یک میلیون کیلومتر در فضا و تشکیل باد خورشیدی. میانگین دمای تاج از 1 تا 2 میلیون کلوین و حداکثر آن در برخی مناطق بین 8 تا 20 میلیون کلوین است. چگالی ماده در تاج کم است و بنابراین درخشندگی آن نیز کم است. گرمای شدید غیرمعمول این لایه ظاهراً ناشی از اثر اتصال مجدد مغناطیسی و عمل امواج ضربه ای است (مشکل گرمایش تاج را ببینید). شکل تاج بسته به فاز چرخه فعالیت خورشیدی تغییر می کند: در دوره های حداکثر فعالیت، شکلی گرد دارد و حداقل در امتداد استوای خورشیدی کشیده می شود. از آنجایی که دمای تاج بسیار بالا است، در محدوده اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس به شدت تابش می کند. این تشعشعات از آن عبور نمی کنند اتمسفر زمین، اما اخیراً امکان مطالعه آنها با کمک فضاپیما فراهم شده است. تشعشعات در نواحی مختلف تاج به طور ناهموار رخ می دهد. نواحی فعال و آرام و همچنین حفره های تاجی با دمای نسبتاً پایین 600000 کلوین وجود دارد که از آن خطوط میدان مغناطیسی به فضا بیرون می آیند. این پیکربندی مغناطیسی ("باز") اجازه می دهد تا ذرات بدون مانع از خورشید خارج شوند، بنابراین باد خورشیدی عمدتاً از سوراخ های تاجی ساطع می شود.

طیف مرئی تاج خورشیدی از سه جزء مختلف تشکیل شده است که اجزای L، K و F نامیده می شوند (یا به ترتیب L-corona، K-corona و F-corona؛ نام دیگر جزء L E- است. تاج. جزء K طیف پیوسته تاج است. در پس زمینه آن، تا ارتفاع 9-10 "از لبه مرئی خورشید، مولفه L انتشار قابل مشاهده است. شروع از ارتفاع حدود 3" (قطر زاویه ای خورشید حدود 30 اینچ است) و بالاتر، یک طیف فراونهوفر، مشابه طیف فوتوسفر، قابل مشاهده است. مولفه F تاج خورشیدی را تشکیل می دهد. در ارتفاع 20 دقیقه، جزء F است. بر طیف تاج غالب است. ارتفاع 9-10 به عنوان مرز جداکننده تاج داخلی از بیرون در نظر گرفته می شود. تابش خورشید با طول موج کمتر از 20 نانومتر به طور کامل از تاج می آید. این بدان معناست که برای به عنوان مثال، در تصاویر متداول خورشید در طول موج های 17.1 نانومتر (171 Å)، 19.3 نانومتر (193 Å)، 19.5 نانومتر (195 Å)، تنها تاج خورشیدی با عناصر آن قابل مشاهده است، و کروموسفر و فوتوسفر قابل مشاهده نیستند. قابل مشاهده است. دو سوراخ تاجی که تقریباً همیشه در نزدیکی شمال و جنوب وجود دارد قطب های خورشید، و همچنین سایر قطب هایی که به طور موقت روی سطح مرئی آن ظاهر می شوند، عملاً به هیچ وجه اشعه ایکس ساطع نمی کنند.

باد آفتابی

از قسمت بیرونی تاج خورشیدی، باد خورشیدی به بیرون می ریزد - جریانی از ذرات یونیزه (عمدتاً پروتون ها، الکترون ها و ذرات α) که با کاهش تدریجی چگالی آن تا مرزهای هلیوسفر منتشر می شود. باد خورشیدی به دو بخش تقسیم می شود - باد خورشیدی آهسته و باد خورشیدی سریع. باد خورشیدی آهسته دارای سرعتی در حدود 400 کیلومتر بر ثانیه و دمای 1.4-1.6·10 6 K است و از نظر ترکیب با تاج بسیار مطابقت دارد. باد سریع خورشیدی دارای سرعتی در حدود 750 کیلومتر بر ثانیه، دمای 8 · 10 5 کلوین است و از نظر ترکیب شبیه به ماده فوتوسفر است. باد خورشیدی آهسته دو برابر چگالی و ثابت تر از باد سریع است. بادهای خورشیدی آهسته ساختار پیچیده تری با نواحی تلاطم دارند.

به طور متوسط، خورشید با باد حدود 1.3·10 36 ذره در ثانیه تابش می کند. در نتیجه، مجموع از دست دادن جرم توسط خورشید (برای این نوع تابش) 2-3·10-14 جرم خورشید در سال است. تلفات در 150 میلیون سال معادل جرم زمین است. بسیاری از پدیده های طبیعی روی زمین با اختلالات باد خورشیدی از جمله طوفان های ژئومغناطیسی و شفق های قطبی مرتبط هستند.

اولین اندازه گیری مستقیم ویژگی های باد خورشیدی در ژانویه 1959 توسط ایستگاه شوروی Luna-1 انجام شد. مشاهدات با استفاده از یک شمارنده سوسوزن و یک آشکارساز یونیزاسیون گاز انجام شد. سه سال بعد، همان اندازه گیری ها توسط دانشمندان آمریکایی با استفاده از ایستگاه Mariner-2 انجام شد. در اواخر دهه 1990، با استفاده از طیف سنج فرابنفش Coronal (Eng.اشعه ماوراء بنفش تاج گل طیف سنج ( UVCS) ) روی ماهواره SOHO، مشاهداتی از مناطق وقوع باد سریع خورشیدی در قطب های خورشیدی انجام شد.