> რისგან არის შექმნილი მზე?

Გაგება, რისგან არის შექმნილი მზე: ვარსკვლავის სტრუქტურისა და შემადგენლობის აღწერა, ქიმიური ელემენტების ჩამონათვალი, ფენების რაოდენობა და მახასიათებლები ფოტოთი, დიაგრამა.

დედამიწიდან მზე ცეცხლის გლუვ ბურთულას ჰგავს და კომიკური ხომალდის გალილეოს მიერ მზის ლაქების აღმოჩენამდე, ბევრი ასტრონომი ფიქრობდა, რომ იგი იდეალურად იყო ჩამოყალიბებული, ხარვეზების გარეშე. ახლა ჩვენ ეს ვიცით მზე შედგენილიადედამიწის მსგავსად რამდენიმე ფენიდან, რომელთაგან თითოეული ასრულებს თავის ფუნქციას. მზის ეს სტრუქტურა, ისევე როგორც მასიური ღუმელი, არის დედამიწაზე არსებული მთელი ენერგიის მიმწოდებელი, რაც აუცილებელია მიწიერი სიცოცხლისთვის.

რა ელემენტებისაგან შედგება მზე?

თუ შეგეძლოთ ვარსკვლავის დაშორება და შემადგენელი ელემენტების შედარება, მიხვდებით, რომ შემადგენლობა 74% წყალბადისა და 24% ჰელიუმისაა. ასევე, მზე შედგება 1% ჟანგბადისგან, ხოლო დანარჩენი 1% არის ქიმიური ელემენტებიპერიოდული ცხრილები, როგორიცაა ქრომი, კალციუმი, ნეონი, ნახშირბადი, მაგნიუმი, გოგირდი, სილიციუმი, ნიკელი, რკინა. ასტრონომები თვლიან, რომ ჰელიუმზე მძიმე ელემენტი მეტალია.

როგორ გაჩნდა მზის ყველა ეს ელემენტი? დიდი აფეთქების შედეგად წარმოიქმნა წყალბადი და ჰელიუმი. სამყაროს წარმოქმნის დასაწყისში ელემენტარული ნაწილაკებიდან გაჩნდა პირველი ელემენტი წყალბადი. მაღალი ტემპერატურისა და წნევის გამო, სამყაროში პირობები ვარსკვლავის ბირთვში იყო. მოგვიანებით, წყალბადი შერწყმული იყო ჰელიუმში, სანამ სამყაროში მაღალი ტემპერატურა იყო შერწყმის რეაქციისთვის. წყალბადის და ჰელიუმის არსებული პროპორციები, რომლებიც ახლა სამყაროშია, დიდი აფეთქების შემდეგ ჩამოყალიბდა და არ შეცვლილა.

მზის დარჩენილი ელემენტები იქმნება სხვა ვარსკვლავებში. წყალბადის შერწყმა ჰელიუმში მუდმივად მიმდინარეობს ვარსკვლავების ბირთვებში. ბირთვში მთელი ჟანგბადის წარმოქმნის შემდეგ, ისინი გადადიან უფრო მძიმე ელემენტების ბირთვულ შერწყმაზე, როგორიცაა ლითიუმი, ჟანგბადი, ჰელიუმი. ბევრი მძიმე ლითონი, რომლებიც მზეშია, ასევე წარმოიქმნა სხვა ვარსკვლავებში მათი სიცოცხლის ბოლოს.

უმძიმესი ელემენტების, ოქროსა და ურანის ფორმირება მოხდა მაშინ, როდესაც ჩვენს მზეზე მრავალჯერ აღემატება ვარსკვლავები აფეთქდა. შავი ხვრელის წარმოქმნის წამის ნაწილს ელემენტები დიდი სიჩქარით შეეჯახნენ ერთმანეთს და წარმოიქმნა უმძიმესი ელემენტები. აფეთქებამ ეს ელემენტები მთელ სამყაროში მიმოფანტა, სადაც ისინი დაეხმარნენ ახალი ვარსკვლავების ჩამოყალიბებას.

ჩვენმა მზემ შეაგროვა დიდი აფეთქების შედეგად შექმნილი ელემენტები, მომაკვდავი ვარსკვლავების ელემენტები და ვარსკვლავების ახალი დეტონაციების ნაწილაკები.

რა არის მზის ფენები?

ერთი შეხედვით, მზე მხოლოდ ჰელიუმისა და წყალბადის ბურთია, მაგრამ უფრო ახლოდან ჩანს, რომ იგი შედგება სხვადასხვა ფენებისგან. ბირთვისკენ გადაადგილებისას იზრდება ტემპერატურა და წნევა, რის შედეგადაც შეიქმნა ფენები, ვინაიდან წყალბადს და ჰელიუმს სხვადასხვა პირობებში განსხვავებული მახასიათებლები აქვთ.

მზის ბირთვი

დავიწყოთ ჩვენი მოძრაობა ფენების მეშვეობით, ბირთვიდან მზის შემადგენლობის გარე ფენამდე. მზის შიდა ფენაში - ბირთვში, ტემპერატურა და წნევა ძალიან მაღალია, რაც ხელს უწყობს ბირთვული შერწყმის დინებას. მზე წყალბადისგან ჰელიუმის ატომებს ქმნის, ამ რეაქციის შედეგად წარმოიქმნება სინათლე და სითბო, რომლებიც აღწევს მდე. ზოგადად მიღებულია, რომ მზეზე ტემპერატურა დაახლოებით 13,600,000 გრადუსი კელვინია, ხოლო ბირთვის სიმკვრივე 150-ჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს.

მეცნიერები და ასტრონომები თვლიან, რომ მზის ბირთვი მზის რადიუსის სიგრძის დაახლოებით 20%-ს აღწევს. ხოლო ბირთვის შიგნით, მაღალი ტემპერატურა და წნევა ხელს უწყობს წყალბადის ატომების პროტონებად, ნეიტრონებსა და ელექტრონებად დაშლას. მზე გარდაქმნის მათ ჰელიუმის ატომებად, მიუხედავად მათი თავისუფალი მცურავი მდგომარეობისა.

ასეთ რეაქციას ეგზოთერმული ეწოდება. ამ რეაქციის დროს გამოიყოფა დიდი რაოდენობით სითბო, რომელიც უდრის 389 x 10 31 ჯ. წამში.

მზის რადიაციული ზონა

ეს ზონა სათავეს იღებს ბირთვის საზღვარზე (მზის რადიუსის 20%) და აღწევს მზის რადიუსის 70%-მდე სიგრძეს. ამ ზონის შიგნით არის მზის მატერია, რომელიც თავისი შემადგენლობით საკმაოდ მკვრივი და ცხელია, შესაბამისად თერმული გამოსხივებაგადის მასში სითბოს დაკარგვის გარეშე.

მზის ბირთვის შიგნით ხდება ბირთვული შერწყმის რეაქცია – პროტონების შერწყმის შედეგად ჰელიუმის ატომების წარმოქმნა. ამ რეაქციის შედეგად წარმოიქმნება დიდი რაოდენობით გამა გამოსხივება. ამ პროცესში ენერგიის ფოტონები გამოიყოფა, შემდეგ შეიწოვება რადიაციის ზონაში და ხელახლა გამოიყოფა სხვადასხვა ნაწილაკებით.

ფოტონის ტრაექტორიას „შემთხვევითი სიარული“ ეწოდება. მზის ზედაპირისკენ სწორ გზაზე გადაადგილების ნაცვლად, ფოტონი ზიგზაგისებურად მოძრაობს. შედეგად, თითოეულ ფოტონს სჭირდება დაახლოებით 200 000 წელი მზის რადიაციის ზონის დასაძლევად. ერთი ნაწილაკიდან მეორე ნაწილაკზე გადასვლისას ფოტონი კარგავს ენერგიას. დედამიწისთვის ეს კარგია, რადგან ჩვენ მხოლოდ მზისგან გამომავალი გამა გამოსხივების მიღება შეგვეძლო. ფოტონს, რომელიც კოსმოსში შედის, დედამიწაზე გასამგზავრებლად 8 წუთი სჭირდება.

ვარსკვლავების დიდ რაოდენობას აქვს გამოსხივების ზონები და მათი ზომა პირდაპირ დამოკიდებულია ვარსკვლავის მასშტაბზე. რაც უფრო პატარაა ვარსკვლავი, მით უფრო მცირე იქნება ზონები, რომელთა უმეტესობას კონვექციური ზონა დაიკავებს. ყველაზე პატარა ვარსკვლავებს შეიძლება არ ჰქონდეს გამოსხივების ზონები, ხოლო კონვექციური ზონა მიაღწევს მანძილს ბირთვამდე. ყველაზე დიდი ვარსკვლავებისთვის სიტუაცია საპირისპიროა, გამოსხივების ზონა ვრცელდება ზედაპირზე.

კონვექციური ზონა

კონვექციური ზონა არის რადიაციული ზონის გარეთ, სადაც მზის შიდა სითბო მიედინება ცხელი აირის სვეტებში.

თითქმის ყველა ვარსკვლავს აქვს ასეთი ზონა. ჩვენს მზეზე ის ვრცელდება მზის რადიუსის 70%-დან ზედაპირამდე (ფოტოსფერო). ვარსკვლავის სიღრმეში, სწორედ ბირთვში, გაზი თბება და ზედაპირზე ამოდის, როგორც ცვილის ბუშტები ნათურაში. ვარსკვლავის ზედაპირზე მიღწევისას ხდება სითბოს დაკარგვა, გაციებისას გაზი ისევ ცენტრში იძირება, თერმული ენერგიის განახლებისთვის. მაგალითად, შეგიძლიათ ქვაბში მდუღარე წყალი მოათავსოთ ცეცხლზე.

მზის ზედაპირი ფხვიერ ნიადაგს ჰგავს. ეს დარღვევები არის ცხელი აირის სვეტები, რომლებიც ატარებენ სითბოს მზის ზედაპირზე. მათი სიგანე 1000 კმ-ს აღწევს, გაფანტვის დრო კი 8-20 წუთს აღწევს.

ასტრონომები თვლიან, რომ დაბალი მასის ვარსკვლავებს, როგორიცაა წითელი ჯუჯები, აქვთ მხოლოდ კონვექციური ზონა, რომელიც ვრცელდება ბირთვამდე. მათ არ აქვთ რადიაციის ზონა, რასაც მზეზე ვერ ვიტყვი.

ფოტოსფერო

მზის ერთადერთი ფენა, რომელიც დედამიწიდან ჩანს. ამ ფენის ქვემოთ მზე გაუმჭვირვალე ხდება და ასტრონომები სხვა მეთოდებს იყენებენ ჩვენი ვარსკვლავის ინტერიერის შესასწავლად. ზედაპირის ტემპერატურა 6000 კელვინს აღწევს მოყვითალო-თეთრად ანათებს დედამიწიდან.

მზის ატმოსფერო მდებარეობს ფოტოსფეროს უკან. მზის იმ ნაწილს, რომელიც მზის დაბნელების დროს ჩანს, ეწოდება.

მზის სტრუქტურა დიაგრამაში

NASA-მ სპეციალურად საგანმანათლებლო მიზნებისთვის შეიმუშავა მზის სტრუქტურისა და შემადგენლობის სქემატური წარმოდგენა, რომელიც მიუთითებს ტემპერატურაზე თითოეული ფენისთვის:

• (ხილული, IR და UV გამოსხივება) არის ხილული გამოსხივება, ინფრაწითელი და ულტრაიისფერი გამოსხივება. ხილული გამოსხივება არის სინათლე, რომელსაც ჩვენ ვხედავთ მზისგან. ინფრაწითელი გამოსხივება არის სითბო, რომელსაც ჩვენ ვგრძნობთ. ულტრაიისფერი გამოსხივება არის გამოსხივება, რომელიც გვაძლევს რუჯს. მზე ამ გამოსხივებას ერთდროულად აწარმოებს.
• (ფოტოსფერო 6000 K) - ფოტოსფერო არის მზის ზედა ფენა, მისი ზედაპირი. 6000 კელვინის ტემპერატურა უდრის 5700 გრადუს ცელსიუსს.
• რადიო გამოსხივება - ხილული გამოსხივების, ინფრაწითელი და ულტრაიისფერი გამოსხივების გარდა, მზე აგზავნის რადიო გამოსხივებას, რომელიც ასტრონომებმა რადიოტელესკოპით დააფიქსირეს. მზის ლაქების რაოდენობის მიხედვით, ეს ემისია იზრდება და მცირდება.
• კორონალური ხვრელი - ეს არის ადგილები მზეზე, სადაც გვირგვინს აქვს დაბალი პლაზმური სიმკვრივე, რის შედეგადაც ხდება უფრო მუქი და ცივი გვირგვინი.
• 2100000 K (2100000 კელვინი) - მზის რადიაციის ზონას აქვს ეს ტემპერატურა.
• კონვექციური ზონა / ტურბულენტური კონვექცია (პერ. კონვექციური ზონა / ტურბულენტური კონვექცია) - ეს არის ადგილები მზეზე, სადაც თერმული ენერგიაბირთვი გადადის კონვექციით. პლაზმური სვეტები აღწევს ზედაპირს, ასხივებენ სითბოს და ისევ ქვევით ეშვებიან, რათა კვლავ გაცხელონ.
• კორონალური მარყუჟები (ტრანს. კორონალური მარყუჟები) - მზის ატმოსფეროში პლაზმისგან შემდგარი მარყუჟები, რომლებიც მოძრაობენ მაგნიტური ხაზების გასწვრივ. ისინი ჰგავს უზარმაზარ თაღებს, რომლებიც ზედაპირიდან ათობით ათასი კილომეტრის მანძილზეა გადაჭიმული.
• ბირთვი (პერ. Core) არის მზის გული, რომელშიც ხდება ბირთვული შერწყმა მაღალი ტემპერატურისა და წნევის გამოყენებით. მთელი მზის ენერგია ბირთვიდან მოდის.
• 14,500,000 K (14,500,000 კელვინზე) - მზის ბირთვის ტემპერატურა.
• რადიაციული ზონა (ტრანს. რადიაციული ზონა) - მზის ფენა, სადაც ენერგია გადადის რადიაციის გამოყენებით. ფოტონი გადალახავს რადიაციის ზონას 200000-ს მიღმა და კოსმოსში გადის.
• ნეიტრინოები (ტრანს. ნეიტრინო) არის უმნიშვნელო მასის ნაწილაკები, რომლებიც წარმოიქმნება მზისგან ბირთვული შერწყმის რეაქციის შედეგად. ყოველ წამში ასიათასობით ნეიტრინო გადის ადამიანის სხეულში, მაგრამ ისინი არანაირ ზიანს არ გვაძლევენ, ჩვენ მათ არ ვგრძნობთ.
• ქრომოსფერული აფეთქება (ტრან. Chromospheric Flare) - ჩვენი ვარსკვლავის მაგნიტური ველი შეიძლება გადატრიალდეს, შემდეგ კი უეცრად გატყდეს სხვადასხვა ფორმით. მაგნიტური ველების შესვენების შედეგად ჩნდება მძლავრი რენტგენის აფეთქებები, რომლებიც წარმოიქმნება მზის ზედაპირიდან.
• მაგნიტური ველის მარყუჟი - მზის მაგნიტური ველი მდებარეობს ფოტოსფეროს ზემოთ და ჩანს, როდესაც ცხელი პლაზმა მოძრაობს მზის ატმოსფეროში მაგნიტური ხაზების გასწვრივ.
• ლაქა - მზის ლაქა (ტრან. მზის ლაქები) - ეს არის ადგილები მზის ზედაპირზე, სადაც მაგნიტური ველები გადის მზის ზედაპირზე და ტემპერატურა უფრო დაბალია, ხშირად მარყუჟში.
• ენერგეტიკული ნაწილაკები (ტრანს. ენერგეტიკული ნაწილაკები) - ისინი მზის ზედაპირიდან მოდიან, რის შედეგადაც იქმნება მზის ქარი. მზის ქარიშხლების დროს მათი სიჩქარე სინათლის სიჩქარეს აღწევს.
• რენტგენის სხივები (ტრან. X-rays) - ადამიანის თვალისთვის უხილავი სხივები, რომლებიც წარმოიქმნება მზეზე აფეთქების დროს.
• ნათელი ლაქები და ხანმოკლე მაგნიტური რეგიონები (ტრან. ნათელი ლაქები და ხანმოკლე მაგნიტური რეგიონები) - ტემპერატურული სხვაობის გამო მზის ზედაპირზე ჩნდება ნათელი და ბუნდოვანი ლაქები.

ფოტოსფერო - ეს არის ვარსკვლავის ხილული ზედაპირი, რომელიც აფრქვევს ოპტიკური გამოსხივების დიდ ნაწილს. ამ ფენის სისქე 100-დან 400 კმ-მდეა, ხოლო ტემპერატურა 6600°K-დან (შიგნით) 4400°K-მდე (გარე კიდეზე). მზის ზომები განისაზღვრება ზუსტად ფოტოსფეროზე. გაზი აქ შედარებით იშვიათია და მისი ბრუნვის სიჩქარე განსხვავებულია არეალის მიხედვით. ეკვატორულ რეგიონში ერთი რევოლუცია ხდება 24 დღეში, ხოლო პოლუსების რეგიონში 30 დღეში.

ეს გარსი გარშემორტყმულია ფოტოსფეროს გარშემო და მისი სისქე დაახლოებით 2000 კმ-ია. ქრომოსფეროს ზედა საზღვარი ხასიათდება მუდმივი ცხელი ამოფრქვევით - სპიკულებით. მზის ამ ნაწილის ნახვა შესაძლებელია მხოლოდ მზის სრული დაბნელების დროს. შემდეგ ის ჩნდება წითელ ტონებში.

ეს არის ბოლო ჭურვი. მას ახასიათებს ენერგიის ამოფრქვევები და ამოფრქვევები. ისინი ასიათასობით კილომეტრს აფრქვევენ და მზის ქარს წარმოქმნიან.

გვირგვინის ტემპერატურა გაცილებით მაღალია ვიდრე მზის ზედაპირი - 1,000,000 ° K - 2,000,000 ° K, ხოლო ზოგან 8,000,000 ° K-დან 29,000,000 ° K-მდე. მაგრამ თქვენ შეგიძლიათ ნახოთ მხოლოდ მზის დაბნელების დროს. გვირგვინი იცვლის ფორმას. ცვლილებები დამოკიდებულია ციკლზე. მაქსიმუმის მწვერვალებზე მისი ფორმა მომრგვალებულია, მინიმალურ მნიშვნელობებზე კი წაგრძელებული ეკვატორის გასწვრივ.

მზიანი ქარი

მზის ქარი არის იონიზებული ნაწილაკების ნაკადი, რომელიც მზიდან ამოფრქვევა ყველა მიმართულებით წამში დაახლოებით 400 კმ სიჩქარით. მზის ქარის წყარო არის მზის გვირგვინი. მზის გვირგვინის ტემპერატურა იმდენად მაღალია, რომ გრავიტაციულ ძალას არ შეუძლია მისი მატერიის ზედაპირთან ახლოს შენარჩუნება და ამ მატერიის ნაწილი განუწყვეტლივ მიფრინავს პლანეტათაშორის სივრცეში.

მიუხედავად იმისა, რომ ჩვენ გვესმის მზის ქარის წარმოქმნის ზოგადი მიზეზები, ამ პროცესის ბევრი დეტალი ჯერ კიდევ არ არის ნათელი. კერძოდ, ამჟამად ბოლომდე არ არის ცნობილი, სად აჩქარებს კორონალური გაზი ასეთ მაღალ სიჩქარემდე.

§ 43. მზე

მზე არის ვარსკვლავი, რომლის ბირთვული შერწყმის რეაქცია გვაძლევს სიცოცხლისთვის საჭირო ენერგიას.

მზე დედამიწასთან ყველაზე ახლოს მდებარე ვარსკვლავია. ის იძლევა სინათლეს და სითბოს, რომლის გარეშეც დედამიწაზე სიცოცხლე შეუძლებელი იქნებოდა. დედამიწაზე დაცემული მზის ენერგიის ნაწილი შეიწოვება და იშლება ატმოსფეროში. ეს რომ ასე არ ყოფილიყო, მაშინ დედამიწის ზედაპირის ყოველი კვადრატული მეტრის მიერ მზის სხივების ვერტიკალურად ჩამოვარდნილი გამოსხივების სიმძლავრე იქნება დაახლოებით 1,4 კვტ/მ 2. ეს მნიშვნელობა ეწოდება მზის მუდმივი. დედამიწიდან მზემდე საშუალო მანძილის და მზის მუდმივობის დაცვით, შეგიძლიათ იპოვოთ მზის მთლიანი რადიაციული ძალა, რომელსაც ე.წ. სიკაშკაშედა უდრის დაახლოებით 4-ს. 10 26 სამ.

მზე არის უზარმაზარი ცხელი ბურთი, რომელიც შედგება ძირითადად წყალბადისგან (მზის მასის 70%) და ჰელიუმისგან (28%), რომელიც ბრუნავს თავისი ღერძის გარშემო (მობრუნება 25-30 დედამიწის დღის განმავლობაში). მზის დიამეტრი 109-ჯერ აღემატება დედამიწას. მზის აშკარა ზედაპირი ფოტოსფერო- მზის ატმოსფეროს ყველაზე დაბალი და მკვრივი ფენა, საიდანაც ბó ენერგიის უმეტესი ნაწილი, რომელსაც ის გამოყოფს. ფოტოსფეროს სისქე დაახლოებით 300 კმ-ია, საშუალო ტემპერატურა კი 6000 კ. მზეზე ხშირად ჩანს მუქი ლაქები ( მზის ლაქები), არსებობს რამდენიმე დღის, ზოგჯერ კი თვეების განმავლობაში (სურ. 43 ა). მზის ატმოსფეროს ფენას 12-15 ათასი კმ სისქით, რომელიც მდებარეობს ფოტოსფეროს ზემოთ, ე.წ. ქრომოსფერო. მზის გვირგვინიმზის ატმოსფეროს გარე ფენა, რომელიც ვრცელდება მისი რამდენიმე დიამეტრის მანძილზე. ქრომოსფეროსა და მზის გვირგვინის სიკაშკაშე ძალიან მცირეა და მათი დანახვა შესაძლებელია მხოლოდ მზის სრული დაბნელების დროს (სურ. 43). ბ).

მზის ცენტრს რომ ვუახლოვდებით, ტემპერატურა და წნევა იზრდება და მის მახლობლად დაახლოებით 15 გრადუსია× 10 6 კ და 2.3 10 16 Pa, შესაბამისად. ასეთ მაღალ ტემპერატურაზე მზის მატერია ხდება პლაზმური- გაზი, რომელიც შედგება ატომის ბირთვებისა და ელექტრონებისგან. მაღალი ტემპერატურა და წნევა შიგნით მზის ბირთვიმზის რადიუსის დაახლოებით 1/3 რადიუსით (სურ. 43 in) ქმნის ბირთვებს შორის რეაქციების პირობებს, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ბირთვები და გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია.

ბირთვულ რეაქციებს, რომლებშიც მსუბუქი ბირთვები გარდაიქმნება მძიმე ბირთვებად, ეწოდება თერმობირთვული(ლათ.თერმე - სითბო), რადგან მათ შეუძლიათ წასვლა მხოლოდ ძალიან მაღალ ტემპერატურაზე. თერმობირთვული რეაქციის ენერგეტიკული გამოსავალი შეიძლება იყოს რამდენჯერმე მეტი, ვიდრე ურანის ერთი და იგივე მასის დაყოფისას. მზის ენერგიის წყარო არის თერმობირთვული რეაქციები, რომლებიც ხდება მის ბირთვში. მაღალი წნევამზის გარე ფენები არა მხოლოდ ქმნის პირობებს თერმობირთვული რეაქციის წარმოქმნისთვის, არამედ იცავს მის ბირთვს აფეთქებისგან.

თერმობირთვული რეაქციის ენერგია გამოიყოფა გამა გამოსხივების სახით, რომელიც ტოვებს მზის ბირთვს, შედის სფერულ შრეში ე.წ. გასხივოსნებული ზონა, მზის რადიუსის დაახლოებით 1/3 სისქით (სურ. 43 in). გასხივოსნებულ ზონაში მდებარე ნივთიერება შთანთქავს ბირთვიდან მოსულ გამა გამოსხივებას და ასხივებს საკუთარ, მაგრამ უფრო დაბალი სიხშირით. მაშასადამე, რადიაციის კვანტები შიგნიდან გარეში გადაადგილდებიან, მათი ენერგია და სიხშირე მცირდება და გამა გამოსხივება თანდათან გარდაიქმნება ულტრაიისფერ, ხილულ და ინფრაწითელში.

მზის გარე გარსი ე.წ კონვექციური ზონა, რომელშიც ხდება ნივთიერების შერევა ( კონვექცია), ხოლო ენერგიის გადაცემა ხდება თავად ნივთიერების მოძრაობით (სურ. 43 in). კონვექციის შემცირება იწვევს ტემპერატურის შემცირებას 1-2 ათასი გრადუსით და მზის ლაქის გაჩენას. ამავდროულად, კონვექცია ძლიერდება მზის ლაქასთან და უფრო ცხელი მატერია ამოდის მზის ზედაპირზე და ქრომოსფეროში, გამოჩენები- მატერიის ემისიები მზის რადიუსის ½-მდე მანძილზე. ლაქა ხშირად თან ახლავს მზის ანთებები- ქრომოსფეროს კაშკაშა ბზინვარება, რენტგენის სხივები და სწრაფად დამუხტული ნაწილაკების ნაკადი. დადგენილია, რომ ყველა ეს ფენომენი, ე.წ მზის აქტივობარაც უფრო ხშირად ჩნდება, მით მეტი მზის ლაქები. მზეზე მზის ლაქების რაოდენობა საშუალოდ 11 წლის განმავლობაში იცვლება.

გადახედეთ კითხვებს:

· Რა მზის მუდმივის ტოლია და რას ჰქვია მზის სიკაშკაშე?

· როგორია მზის შინაგანი სტრუქტურა?

· რატომ ხდება თერმობირთვული რეაქცია მხოლოდ მზის ბირთვში?

· ჩამოთვალეთ მზის აქტივობის ფენომენები?

ბრინჯი. 43. ( ა) არის მზის ლაქები; ( ბ) არის მზის გვირგვინი მზის დაბნელების დროს; ( in) არის მზის სტრუქტურა ( 1 - ბირთვი, 2 - გასხივოსნებული ზონა, 3 არის კონვექციური ზონა).

მზის შიდა სტრუქტურა

© ვლადიმერ კალანოვი
Ცოდნა არის ძალა

რა ჩანს მზეზე?

ყველამ ზუსტად იცის, რომ შეუძლებელია მზეზე შეუიარაღებელი თვალით შეხედვა და მით უმეტეს ტელესკოპით სპეციალური, ძალიან მუქი ფილტრების ან სხვა მოწყობილობების გარეშე, რომლებიც ასუსტებენ შუქს. ამ აკრძალვის უგულებელყოფით დამკვირვებელი ემუქრება თვალის მძიმე დამწვრობის რისკს. მზის ნახვის უმარტივესი გზაა მისი გამოსახულების პროექცია თეთრ ეკრანზე. თუნდაც პატარა სამოყვარულო ტელესკოპის დახმარებით შეგიძლიათ მიიღოთ მზის დისკის გაფართოებული გამოსახულება. რა ჩანს ამ სურათზე? უპირველეს ყოვლისა, ყურადღებას იპყრობს მზის კიდის სიმკვეთრე. მზე არის გაზის ბურთი, რომელსაც არ აქვს მკაფიო საზღვარი, მისი სიმკვრივე თანდათან მცირდება. მაშ, რატომ ვხედავთ მას მკვეთრად განსაზღვრულს? ფაქტია, რომ მზის თითქმის მთელი ხილული გამოსხივება მოდის ძალიან თხელი ფენისგან, რომელსაც განსაკუთრებული სახელი აქვს - ფოტოსფერო. (ბერძნული "შუქის სფერო"). ფოტოსფეროს სისქე არ აღემატება 300 კმ-ს. სწორედ ეს თხელი მანათობელი ფენა აძლევს დამკვირვებელს ილუზიას, რომ მზეს აქვს „ზედაპირი“.

მზის შიდა სტრუქტურა

ფოტოსფერო

მზის ატმოსფერო იწყება 200-300 კმ-ით უფრო ღრმა, ვიდრე მზის დისკის ხილული კიდეები. ატმოსფეროს ამ ღრმა ფენებს ფოტოსფერო ეწოდება. ვინაიდან მათი სისქე არ აღემატება მზის რადიუსის სამ მეათასედს, ფოტოსფეროს ზოგჯერ პირობითად მზის ზედაპირს უწოდებენ. ფოტოსფეროში აირების სიმკვრივე დაახლოებით იგივეა, რაც დედამიწის სტრატოსფეროში და ასეულჯერ ნაკლებია, ვიდრე დედამიწის ზედაპირზე. ფოტოსფეროს ტემპერატურა მცირდება 8000 K-დან 300 კმ სიღრმეზე 4000 K-მდე ზედა ფენებში. იმ შუა ფენის ტემპერატურა, რომლის გამოსხივებას ჩვენ აღვიქვამთ, დაახლოებით 6000 K. ასეთ პირობებში გაზის თითქმის ყველა მოლეკულა იშლება ცალკეულ ატომებად. მხოლოდ ფოტოსფეროს ზედა ფენებშია შემონახული H, OH, CH ტიპის შედარებით ცოტა მარტივი მოლეკულები და რადიკალები. მზის ატმოსფეროში განსაკუთრებულ როლს თამაშობს ის, რაც არ არის ნაპოვნი ხმელეთის ბუნებაში უარყოფითი წყალბადის იონი, რომელიც არის პროტონი ორი ელექტრონით. ეს უჩვეულო ნაერთი ჩნდება ფოტოსფეროს თხელ გარე, „ყველაზე ცივ“ ფენაში, როდესაც უარყოფითად დამუხტული თავისუფალი ელექტრონები „ეწებება“ წყალბადის ნეიტრალურ ატომებს, რომლებსაც კალციუმის, ნატრიუმის, მაგნიუმის, რკინის და სხვა ლითონების ადვილად იონიზირებადი ატომები მიეწოდება. როდესაც წარმოიქმნება, წყალბადის უარყოფითი იონები ასხივებენ ხილული სინათლის უმეტეს ნაწილს. იონები ხარბად შთანთქავენ ერთსა და იმავე სინათლეს, რის გამოც ატმოსფეროს გამჭვირვალეობა სწრაფად იზრდება სიღრმესთან ერთად. ამიტომ, მზის ხილული კიდე ძალიან მკვეთრი გვეჩვენება.

მაღალი გადიდების ტელესკოპში შეგიძლიათ დააკვირდეთ ფოტოსფეროს წვრილ დეტალებს: როგორც ჩანს, ეს ყველაფერი მოფენილია პატარა ნათელი მარცვლებით - გრანულებით, რომლებიც გამოყოფილია ვიწრო ბნელი ბილიკების ქსელით. გრანულაცია არის თბილი გაზის ნაკადების ამომავალი და ცივი ნაკადების შერევის შედეგი. მათ შორის ტემპერატურული სხვაობა გარე ფენებში შედარებით მცირეა (200-300 K), მაგრამ უფრო ღრმა, კონვექციურ ზონაში უფრო დიდია და შერევა გაცილებით ინტენსიურია. მზის გარე ფენებში კონვექცია უზარმაზარ როლს თამაშობს ატმოსფეროს საერთო სტრუქტურის განსაზღვრაში. საბოლოო ჯამში, ეს არის კონვექცია, მზის მაგნიტურ ველებთან რთული ურთიერთქმედების შედეგად, არის მზის აქტივობის ყველა მრავალფეროვანი გამოვლინების მიზეზი. მაგნიტური ველი ჩართულია მზეზე მიმდინარე ყველა პროცესში. დროდადრო, კონცენტრირებული მაგნიტური ველები წარმოიქმნება მზის ატმოსფეროს მცირე რეგიონში, რამდენიმე ათასჯერ უფრო ძლიერი ვიდრე დედამიწაზე. იონიზებული პლაზმა კარგი გამტარია, მას არ შეუძლია გადაადგილება ძლიერი მაგნიტური ველის მაგნიტური ინდუქციის ხაზებზე. ამიტომ ასეთ ადგილებში ქვემოდან ცხელი აირების შერევა და აწევა იზღუდება და ჩნდება ბნელი ადგილი - მზის ლაქა. კაშკაშა ფოტოსფეროს ფონზე ის სრულიად შავი ჩანს, თუმცა სინამდვილეში მისი სიკაშკაშე მხოლოდ ათჯერ სუსტია. დროთა განმავლობაში, ლაქების ზომა და ფორმა მნიშვნელოვნად იცვლება. ძლივს შესამჩნევი წერტილის - ფორის სახით გაჩენის შემდეგ, ლაქა თანდათან ზრდის მის ზომას რამდენიმე ათეულ ათასობით კილომეტრამდე. მსხვილი ლაქები, როგორც წესი, შედგება მუქი ნაწილისაგან (ბირთვი) და ნაკლებად მუქი ნაწილისაგან - პენუმბრა, რომლის აგებულება ლაქას მორევის იერს ანიჭებს. ლაქები გარშემორტყმულია ფოტოსფეროს უფრო კაშკაშა უბნებით, რომელსაც ეწოდება faculae ან ჩირაღდნის ველები. ფოტოსფერო თანდათან გადადის მზის ატმოსფეროს უფრო იშვიათ გარე შრეებში - ქრომოსფეროში და გვირგვინში.

ქრომოსფერო

ფოტოსფეროს ზემოთ არის ქრომოსფერო, არაჰომოგენური ფენა, რომლის ტემპერატურა 6000-დან 20000 კ-მდე მერყეობს. ქრომოსფერო (ბერძნულად "ფერადი სფერო") ასე ეწოდა მოწითალო-იისფერი ფერის გამო. ის ჩანს მზის სრული დაბნელების დროს, როგორც მთვარის შავი დისკის გარშემო გახეხილი კაშკაშა რგოლი, რომელმაც ახლახან დააბნელა მზე. ქრომოსფერო ძალზე ჰეტეროგენულია და ძირითადად შედგება წაგრძელებული წაგრძელებული ენებისგან (სპიკულები), რაც მას დამწვარი ბალახის იერს აძლევს. ამ ქრომოსფერული ჭავლების ტემპერატურა ორ-სამჯერ უფრო მაღალია ვიდრე ფოტოსფეროში, ხოლო სიმკვრივე ასობით ათასი ჯერ დაბალია. ქრომოსფეროს საერთო სიგრძე 10-15 ათასი კილომეტრია. ქრომოსფეროში ტემპერატურის მატება აიხსნება კონვექციური ზონიდან მასში შეღწევადი ტალღებისა და მაგნიტური ველების გავრცელებით. ნივთიერება თბება ისევე, როგორც გიგანტურ მიკროტალღურ ღუმელში. ნაწილაკების თერმული მოძრაობის სიჩქარე იზრდება, მათ შორის შეჯახება უფრო ხშირია და ატომები კარგავენ გარე ელექტრონებს: მატერია იქცევა ცხელ იონიზებულ პლაზმად. იგივე ფიზიკური პროცესები მხარს უჭერს და უჩვეულოდ მაღალი ტემპერატურამზის ატმოსფეროს გარე ფენები, რომლებიც განლაგებულია ქრომოსფეროს ზემოთ.

ხშირად მზის ზედაპირზე დაბნელების დროს (და სპეციალური სპექტრალური ინსტრუმენტების დახმარებით - დაბნელების მოლოდინის გარეშეც) შეიძლება დაკვირვება უცნაური ფორმის "შადრევნები", "ღრუბლები", "ძაბრი", "ბუჩქები", "თაღები". და სხვა კაშკაშა მანათობელი წარმონაქმნები ქრომოსფერული ნივთიერებებისგან. ისინი სტაციონარული ან ნელ-ნელა ცვალებადია, გარშემორტყმული გლუვი მოხრილი ჭავლებით, რომლებიც მიედინება ქრომოსფეროში ან გარეთ, ათობით და ასობით ათასი კილომეტრის მანძილზე. ეს არის მზის ატმოსფეროს ყველაზე გრანდიოზული წარმონაქმნები -. წყალბადის ატომების მიერ გამოსხივებულ წითელ სპექტრულ ხაზში დაკვირვებისას ისინი მზის დისკის ფონზე ჩნდებიან მუქი, გრძელი და მოხრილი ძაფების სახით. გამონაყარებს აქვთ დაახლოებით იგივე სიმკვრივე და ტემპერატურა, რაც ქრომოსფეროს. მაგრამ ისინი მის ზემოთ არიან და გარშემორტყმული არიან მზის ატმოსფეროს უფრო მაღალი, ძალიან იშვიათი ზედა ფენებით. ამონაკვეთები არ ხვდება ქრომოსფეროში, რადგან მათი ნივთიერება მხარს უჭერს მზის აქტიური რეგიონების მაგნიტურ ველებს. პირველად, დაბნელების გარეთ მდებარეობის სპექტრი დააფიქსირეს ფრანგმა ასტრონომმა პიერ იანსენმა და მისმა ინგლისელმა კოლეგამ ჯოზეფ ლოკიერმა 1868 წელს. სპექტროსკოპის ჭრილი განლაგებულია ისე, რომ იგი კვეთს მზის კიდეს და თუ არსებობს მის მახლობლად გამორჩეულობა, მაშინ შეამჩნევთ მისი გამოსხივების სპექტრს. ნახვრეტის ან ქრომოსფეროს სხვადასხვა ნაწილზე მითითებით, შეიძლება მათი ნაწილებად შესწავლა. გამოკვეთილების სპექტრი, ისევე როგორც ქრომოსფეროს, შედგება ნათელი ხაზებისგან, ძირითადად წყალბადისგან, ჰელიუმისგან და კალციუმისგან. სხვა ქიმიური ელემენტების ემისიის ხაზებიც არსებობს, მაგრამ ისინი გაცილებით სუსტია. ზოგიერთი თვალსაჩინოება, რომელმაც დიდი ხნის განმავლობაში გაატარა შესამჩნევი ცვლილებების გარეშე, მოულოდნელად აფეთქდა, თითქოსდა, და მათი ნივთიერება ასობით კილომეტრი წამში სიჩქარით იშლება პლანეტათაშორის სივრცეში. ხშირად იცვლება ქრომოსფეროს გარეგნობაც, რაც მიუთითებს მისი შემადგენელი გაზების უწყვეტ მოძრაობაზე. ზოგჯერ აფეთქებების მსგავსი ხდება მზის ატმოსფეროს ძალიან მცირე რაიონებში. ეს არის ეგრეთ წოდებული ქრომოსფერული აფეთქებები. ისინი ჩვეულებრივ რამდენიმე ათეულ წუთს გრძელდება. წყალბადის, ჰელიუმის, იონიზებული კალციუმის და სხვა ელემენტების სპექტრულ ხაზებში აფეთქებების დროს ქრომოსფეროს ცალკეული მონაკვეთის სიკაშკაშე მოულოდნელად ათჯერ იზრდება. განსაკუთრებით მკვეთრად იზრდება ულტრაიისფერი და რენტგენის გამოსხივება: ზოგჯერ მისი სიმძლავრე რამდენჯერმე აღემატება მზის გამოსხივების მთლიან ძალას სპექტრის ამ მოკლე ტალღის სიგრძის რეგიონში აფეთქებამდე. ლაქები, ჩირაღდნები, ამონაკვეთები, ქრომოსფერული აფეთქებები მზის აქტივობის გამოვლინებაა. აქტივობის მატებასთან ერთად მზეზე ამ წარმონაქმნების რიცხვი უფრო დიდი ხდება.

მზის ატმოსფერო

ფენის სახელი	ფენის ზედა საზღვრის სიმაღლე, კმ	სიმკვრივე, კგ / მ 3	ტემპერატურა, კ
ფოტოსფერო
ქრომოსფერო
	რამდენიმე ათეული მზის რადიუსი

მზის ლაქები (მზის დისკზე მუქი წარმონაქმნები, იმის გამო, რომ მათი ტემპერატურა ~ 1500 K-ით დაბალია, ვიდრე ფოტოსფეროს ტემპერატურა) შედგება მუქი ოვალურისგან - ლაქის ჩრდილისაგან, რომელიც გარშემორტყმულია უფრო მსუბუქი ბოჭკოვანი პენუმბრით. ყველაზე პატარა მზის ლაქებს (ფორებს) აქვთ დიამეტრი ~ 1000 კმ, ხოლო ყველაზე დიდი მზის ლაქების დიამეტრი აღემატებოდა 100 000 კმ-ს. მცირე ლაქები ხშირად არსებობს 2 დღეზე ნაკლები ხნის განმავლობაში, ვითარდება 10-20 დღის განმავლობაში, ყველაზე დიდი შეიძლება შეინიშნოს 100 დღემდე.

ქრომოსფერულ სპიკულებს (იზოლირებული აირის სვეტები) აქვთ დიამეტრი ~ 1000 კმ, სიმაღლე ~ 8000 კმ-მდე, აწევა და დაცემა ~20 კმ/წმ, ტემპერატურა ~ 15,000 კ და სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე წუთი.

გამონაყარები (შედარებით ცივი მკვრივი ღრუბლები გვირგვინში) ვრცელდება სიგრძით მზის რადიუსის 1/3-მდე. ყველაზე გავრცელებულია "მშვიდი" ამონაკვეთები, რომელთა სიცოცხლე 1 წლამდეა, სიგრძე ~200 ათასი კმ, სისქე ~10 ათასი კმ და სიმაღლე ~30 ათასი კმ. 100-1000 კმ/წმ სიჩქარით, სწრაფი ამოფრქვევის გამონაყარი, როგორც წესი, ამოფრქვევის შემდეგ მაღლა იწევს.

მზის სრული დაბნელების დროს, მზის გარშემო ცის სიკაშკაშე არის მზის საშუალო სიკაშკაშის 1,6 10 -9.

მთვარის სიკაშკაშე მზის სრული დაბნელების დროს დედამიწიდან ასახულ შუქზე არის მზის საშუალო სიკაშკაშის 1,1 10 -10.

ფოტოსფერო

ფოტოსფერო (ფენა, რომელიც ასხივებს სინათლეს) ქმნის მზის ხილულ ზედაპირს. მისი სისქე შეესაბამება დაახლოებით 2/3 ერთეულის ოპტიკურ სისქეს. აბსოლუტური თვალსაზრისით, ფოტოსფერო აღწევს სისქეს, სხვადასხვა შეფასებით, 100-დან 400 კმ-მდე. მზის ოპტიკური (ხილული) გამოსხივების ძირითადი ნაწილი მოდის ფოტოსფეროდან, ხოლო ღრმა ფენებიდან გამოსხივება ჩვენამდე აღარ აღწევს. ტემპერატურა 6600 K-დან 4400 K-მდე იკლებს ფოტოსფეროს გარე კიდესთან მიახლოებისას.მთლიანად ფოტოსფეროს ეფექტური ტემპერატურაა 5778 K. ის შეიძლება გამოითვალოს სტეფან-ბოლცმანის კანონის მიხედვით, რომლის მიხედვითაც გამოსხივების სიმძლავრე აბსოლუტურად შავი სხეულის პირდაპირპროპორციულია სხეულის ტემპერატურის მეოთხე ხარისხთან. წყალბადი ასეთ პირობებში რჩება თითქმის მთლიანად ნეიტრალურ მდგომარეობაში. ფოტოსფერო ქმნის მზის ხილულ ზედაპირს, რომელიც განსაზღვრავს მზის ზომას, მზიდან დაშორებას და ა.შ. ვინაიდან ფოტოსფეროში გაზი შედარებით იშვიათია, მისი ბრუნვის სიჩქარე გაცილებით ნაკლებია, ვიდრე ბრუნვის სიჩქარე. მყარი. ამავდროულად, გაზი ეკვატორულ და პოლარულ რეგიონებში არათანაბრად მოძრაობს - ეკვატორზე ბრუნვას აკეთებს 24 დღეში, პოლუსებზე - 30 დღეში.

ქრომოსფერო

ქრომოსფერო არის მზის გარე გარსი, რომლის სისქე დაახლოებით 2000 კმ-ია, რომელიც გარშემორტყმულია ფოტოსფეროს გარშემო. მზის ატმოსფეროს ამ ნაწილის სახელის წარმოშობა დაკავშირებულია მის მოწითალო ფერთან, რაც გამოწვეულია იმით, რომ ქრომოსფეროს ხილულ სპექტრში დომინირებს ბალმერის სერიიდან წითელი H-ალფა წყალბადის ემისიის ხაზი. ქრომოსფეროს ზედა საზღვარს არ აქვს გამოხატული გლუვი ზედაპირი; მისგან მუდმივად ხდება ცხელი გამონაყარი, რომელსაც სპიკულები ეწოდება. ერთდროულად დაფიქსირებული სპიკულების რაოდენობა საშუალოდ 60-70 ათასს შეადგენს, ამის გამო ქ. გვიანი XIXსაუკუნეში, იტალიელმა ასტრონომმა სეკიმ, რომელიც აკვირდებოდა ქრომოსფეროს ტელესკოპით, შეადარა მას დამწვრობის პრერიებს. ქრომოსფეროს ტემპერატურა იზრდება სიმაღლესთან ერთად 4000-დან 20000 K-მდე (ტემპერატურული დიაპაზონი 10000 K-ზე მეტი შედარებით მცირეა).

ქრომოსფეროს სიმკვრივე დაბალია, ამიტომ სიკაშკაშე არასაკმარისია ნორმალურ პირობებში დაკვირვებისთვის. მაგრამ მზის სრული დაბნელების დროს, როდესაც მთვარე ფარავს ნათელ ფოტოსფეროს, მის ზემოთ მდებარე ქრომოსფერო ხილული ხდება და წითლად ანათებს. მისი დაკვირვება ნებისმიერ დროს შესაძლებელია სპეციალური ვიწროზოლიანი ოპტიკური ფილტრების გამოყენებით. გარდა უკვე ნახსენები H-alpha ხაზისა, რომლის ტალღის სიგრძეა 656,3 ნმ, ფილტრი ასევე შეიძლება მორგებული იყოს Ca II K (393,4 ნმ) და Ca II H (396,8 ნმ) ხაზებზე. ძირითადი ქრომოსფერული სტრუქტურები, რომლებიც ჩანს ამ ხაზებში, არის:

· ქრომოსფერული ბადე, რომელიც ფარავს მზის მთელ ზედაპირს და შედგება 30000 კმ-მდე დიამეტრის სუპერგრანულაციის უჯრედების მიმდებარე ხაზებისგან;

ფლოკულები - მსუბუქი ღრუბლის მსგავსი წარმონაქმნები, ყველაზე ხშირად შემოიფარგლება ძლიერი მაგნიტური ველის მქონე უბნებით - აქტიური უბნებით, ხშირად მზის ლაქების გარშემო;

ბოჭკოები და ბოჭკოები (ფიბრილები) - სხვადასხვა სიგანისა და სიგრძის მუქი ხაზები, ფლოკულების მსგავსად, ხშირად გვხვდება აქტიურ ადგილებში.

გვირგვინი

გვირგვინი არის მზის ბოლო გარე გარსი. გვირგვინი, უპირველეს ყოვლისა, შედგება გამონაყარებისა და ენერგიული ამოფრქვევებისაგან, ამოფრქვევა და ამოფრქვევა რამდენიმე ასეული ათასი და მილიონ კილომეტრზე მეტს კოსმოსში, რაც ქმნის მზის ქარს. კორონალური საშუალო ტემპერატურაა 1-დან 2 მილიონ კ-მდე, ხოლო მაქსიმალური, ზოგიერთ რაიონში, 8-დან 20 მილიონ კ-მდე. მიუხედავად ასეთი მაღალი ტემპერატურისა, ის შეუიარაღებელი თვალით ჩანს მხოლოდ მზის სრული დაბნელების დროს, ვინაიდან გვირგვინში მატერიის სიმკვრივე დაბალია და, შესაბამისად, მისი სიკაშკაშეც მცირეა. ამ ფენის უჩვეულოდ ინტენსიური გათბობა, როგორც ჩანს, გამოწვეულია მაგნიტური ხელახალი შეერთების ეფექტით და დარტყმითი ტალღების მოქმედებით (იხ. კორონალური გათბობის პრობლემა). გვირგვინის ფორმა იცვლება მზის აქტივობის ციკლის ფაზის მიხედვით: მაქსიმალური აქტივობის პერიოდებში მას აქვს მომრგვალებული ფორმა და მინიმუმ წაგრძელებული მზის ეკვატორის გასწვრივ. ვინაიდან კორონას ტემპერატურა ძალიან მაღალია, ის ინტენსიურად ასხივებს ულტრაიისფერ და რენტგენის დიაპაზონში. ეს გამოსხივება არ გადის დედამიწის ატმოსფერო, მაგრამ ბოლო დროს მათი შესწავლა ხომალდების დახმარებით გახდა შესაძლებელი. რადიაცია კორონას სხვადასხვა რეგიონში არათანაბრად ხდება. აქ არის ცხელი აქტიური და მშვიდი რეგიონები, ასევე კორონალური ხვრელები შედარებით დაბალი ტემპერატურით 600000 K, საიდანაც კოსმოსში გამოდის მაგნიტური ველის ხაზები. ეს ("ღია") მაგნიტური კონფიგურაცია საშუალებას აძლევს ნაწილაკებს დაუბრკოლებლად დატოვონ მზე, ამიტომ მზის ქარი გამოიყოფა ძირითადად კორონალური ხვრელებისგან.

მზის გვირგვინის ხილული სპექტრი შედგება სამი განსხვავებული კომპონენტისგან, რომლებსაც უწოდებენ L, K და F კომპონენტებს (ან, შესაბამისად, L-corona, K-corona და F-corona; L-კომპონენტის სხვა სახელია E- კორონა. K-კომპონენტი არის კორონის უწყვეტი სპექტრი. მის ფონზე, ემისიის L-კომპონენტი ჩანს 9-10 სიმაღლემდე "მზის ხილული კიდედან. დაწყებული დაახლოებით 3 სიმაღლიდან" ( მზის კუთხური დიამეტრი არის დაახლოებით 30") და უფრო მაღალი, ჩანს ფრაუნჰოფერის სპექტრი, იგივე ფოტოსფეროს სპექტრი. იგი წარმოადგენს მზის გვირგვინის F კომპონენტს. 20' სიმაღლეზე F კომპონენტი დომინირებს. გვირგვინის სპექტრი. 9-10' სიმაღლე აღებულია, როგორც შიდა გვირგვინი გარედან გამყოფი საზღვარი. 20 ნმ-ზე ნაკლები ტალღის სიგრძის მზის გამოსხივება მთლიანად მოდის კორონისგან. ეს ნიშნავს, რომ მაგალითად, მზის საერთო გამოსახულებებში ტალღის სიგრძეზე 17.1 ნმ (171 Å), 19.3 ნმ (193 Å), 19.5 ნმ (195 Å), ჩანს მხოლოდ მზის გვირგვინი მისი ელემენტებით, ხოლო ქრომოსფერო და ფოტოსფერო არ ჩანს. ჩანს.ორი კორონალური ხვრელი, თითქმის ყოველთვის არსებული ჩრდილოეთისა და სამხრეთის მახლობლად მზის პოლუსები, ისევე როგორც სხვები, რომლებიც დროებით ჩნდებიან მის ხილულ ზედაპირზე, პრაქტიკულად საერთოდ არ ასხივებენ რენტგენის სხივებს.

მზიანი ქარი

მზის გვირგვინის გარე ნაწილიდან გამოდის მზის ქარი - იონიზებული ნაწილაკების ნაკადი (ძირითადად პროტონები, ელექტრონები და α-ნაწილაკები), რომლებიც მრავლდება მისი სიმკვრივის თანდათანობითი შემცირებით, ჰელიოსფეროს საზღვრამდე. მზის ქარი იყოფა ორ კომპონენტად - ნელი მზის ქარი და სწრაფი მზის ქარი. ნელი მზის ქარის სიჩქარეა დაახლოებით 400 კმ/წმ და ტემპერატურა 1,4–1,6·10 6 K და მჭიდროდ შეესაბამება კორონას შემადგენლობით. მზის სწრაფ ქარს აქვს დაახლოებით 750 კმ/წმ სიჩქარე, ტემპერატურა 8·10 5 K და შემადგენლობით მსგავსია ფოტოსფეროს ნივთიერების. ნელი მზის ქარი ორჯერ უფრო მკვრივი და ნაკლებად მუდმივია, ვიდრე სწრაფი. ნელი მზის ქარი აქვს უფრო რთული სტრუქტურა ტურბულენტობის რეგიონებით.

საშუალოდ, მზე ასხივებს ქარს დაახლოებით 1,3·10 36 ნაწილაკს წამში. შესაბამისად, მზის მასის მთლიანი დანაკარგი (ამ ტიპის გამოსხივებისთვის) არის 2-3·10 −14 მზის მასა წელიწადში. ზარალი 150 მილიონი წლის განმავლობაში დედამიწის მასის ტოლია. დედამიწაზე მრავალი ბუნებრივი მოვლენა ასოცირდება მზის ქარის დარღვევასთან, მათ შორის გეომაგნიტურ შტორმებთან და ავრორასთან.

მზის ქარის მახასიათებლების პირველი პირდაპირი გაზომვები ჩატარდა 1959 წლის იანვარში საბჭოთა სადგურის Luna-1-ის მიერ. დაკვირვებები განხორციელდა სცინტილაციის მრიცხველისა და გაზის იონიზაციის დეტექტორის გამოყენებით. სამი წლის შემდეგ იგივე გაზომვები ჩაატარეს ამერიკელმა მეცნიერებმა Mariner-2 სადგურის გამოყენებით. 1990-იანი წლების ბოლოს კორონალური ულტრაიისფერი სპექტრომეტრის გამოყენებით (ინგლ.ულტრაიისფერი კორონალური სპექტრომეტრი ( UVCS) ) SOHO-ს თანამგზავრზე დაკვირვებები განხორციელდა მზის პოლუსებზე სწრაფი მზის ქარის გაჩენის რეგიონებზე.