>Güneş neyden yapılmıştır?

Bulmak, güneş neyden yapılmıştır: yıldızın yapısının ve bileşiminin tanımı, kimyasal elementlerin bir listesi, fotoğraflı katmanların sayısı ve özellikleri, bir diyagram.

Dünya'dan bakıldığında, Güneş pürüzsüz bir ateş topu gibi görünüyor ve çizgi roman Galileo tarafından güneş lekelerinin keşfinden önce, birçok gökbilimci onun kusursuz bir şekilde, hiçbir kusur olmadan şekillendirildiğini düşünüyordu. Şimdi biliyoruz ki güneş oluşur Dünya gibi, her biri kendi işlevini yerine getiren birkaç katmandan. Güneş'in bu yapısı, büyük bir fırın gibi, dünyadaki yaşam için gerekli olan tüm enerjinin tedarikçisidir.

Güneş hangi elementlerden oluşur?

Bir yıldızı parçalara ayırıp bileşenlerini karşılaştırabilseydiniz, bileşimin %74 hidrojen ve %24 helyum olduğunu anlardınız. Ayrıca Güneş %1 oksijenden oluşur ve kalan %1 oksijenden oluşur. kimyasal elementler krom, kalsiyum, neon, karbon, magnezyum, kükürt, silikon, nikel, demir gibi periyodik tablolar. Gökbilimciler, helyumdan daha ağır bir elementin metal olduğuna inanırlar.

Güneş'in tüm bu unsurları nasıl ortaya çıktı? Big Bang hidrojen ve helyum üretti. Evrenin oluşumunun başlangıcında, ilk element olan hidrojen, temel parçacıklardan ortaya çıktı. Yüksek sıcaklık ve basınç nedeniyle Evrendeki koşullar bir yıldızın çekirdeğindeki gibiydi. Daha sonra, füzyon reaksiyonunun gerçekleşmesi için evrende yüksek bir sıcaklık olduğu sürece hidrojen helyuma kaynaştı. Şu anda Evrende bulunan hidrojen ve helyumun mevcut oranları Büyük Patlama'dan sonra oluşmuş ve değişmemiştir.

Güneş'in geri kalan unsurları diğer yıldızlarda yaratılır. Hidrojenin helyuma füzyonu, yıldızların çekirdeklerinde sürekli devam ediyor. Çekirdekteki tüm oksijeni ürettikten sonra lityum, oksijen, helyum gibi daha ağır elementlerin nükleer füzyonuna geçerler. Güneşte bulunan ağır metallerin birçoğu, yaşamlarının sonunda başka yıldızlarda da oluşmuştur.

En ağır elementlerin, altın ve uranyumun oluşumu, Güneşimizin birçok katı büyüklüğündeki yıldızların patlamasıyla meydana geldi. Bir kara deliğin oluşumunun bir saniyesinin çok küçük bir bölümünde, elementler yüksek hızda çarpıştı ve en ağır elementler oluştu. Patlama, bu elementleri yeni yıldızların oluşmasına yardımcı oldukları evrene dağıttı.

Güneşimiz, Big Bang tarafından yaratılan elementleri, ölmekte olan yıldızlardan elementleri ve yeni yıldız patlamalarından gelen parçacıkları topladı.

Güneşin katmanları nelerdir?

İlk bakışta Güneş sadece bir helyum ve hidrojen topudur, ancak daha yakından bakıldığında farklı katmanlardan oluştuğu görülür. Çekirdeğe doğru hareket edildiğinde, hidrojen ve helyum farklı koşullar altında farklı özelliklere sahip olduğundan, katmanların oluşması sonucunda sıcaklık ve basınç artar.

güneş çekirdeği

Hareketimize, Güneş'in bileşiminin çekirdekten dış katmanına kadar olan katmanlardan başlayalım. Güneş'in iç tabakasında - çekirdek, sıcaklık ve basınç çok yüksektir ve nükleer füzyon akışına katkıda bulunur. Güneş hidrojenden helyum atomları oluşturur, bu reaksiyon sonucunda ışık ve ısıya kadar ulaşan ışık oluşur. Genel olarak Güneş üzerindeki sıcaklığın yaklaşık 13.600.000 Kelvin derece olduğu ve çekirdeğin yoğunluğunun suyun yoğunluğundan 150 kat daha fazla olduğu kabul edilmektedir.

Bilim adamları ve gökbilimciler, Güneş'in çekirdeğinin güneş yarıçapının yaklaşık %20'sine ulaştığına inanıyorlar. Çekirdeğin içinde yüksek sıcaklık ve basınç, hidrojen atomlarını protonlara, nötronlara ve elektronlara ayırmaya yardımcı olur. Güneş, serbest yüzer durumlarına rağmen onları helyum atomlarına dönüştürür.

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

Güneşin radyasyon bölgesi

Bu bölge çekirdeğin sınırından başlar (güneş yarıçapının %20'si) ve güneş yarıçapının %70'ine kadar olan bir uzunluğa ulaşır. Bu bölgenin içinde, bileşiminde oldukça yoğun ve sıcak olan güneş maddesi vardır, bu nedenle termal radyasyonısı kaybetmeden içinden geçer.

Güneş çekirdeğinin içinde, bir nükleer füzyon reaksiyonu gerçekleşir - protonların füzyonunun bir sonucu olarak helyum atomlarının oluşturulması. Bu reaksiyonun bir sonucu olarak, büyük miktarda gama radyasyonu meydana gelir. Bu süreçte, enerji fotonları yayılır, daha sonra radyasyon bölgesinde emilir ve çeşitli parçacıklar tarafından yeniden yayınlanır.

Bir fotonun yörüngesine "rastgele yürüyüş" denir. Foton, Güneş'in yüzeyine doğru düz bir yolda hareket etmek yerine zikzak bir desende hareket eder. Sonuç olarak, her bir fotonun Güneş'in radyasyon bölgesini aşması için yaklaşık 200.000 yıla ihtiyacı vardır. Foton bir parçacıktan diğerine geçerken enerji kaybeder. Dünya için bu iyi, çünkü sadece Güneş'ten gelen gama radyasyonunu alabiliyorduk. Uzaya giren bir fotonun Dünya'ya seyahat etmesi için 8 dakikaya ihtiyacı vardır.

Çok sayıda yıldızın radyasyon bölgeleri vardır ve boyutları doğrudan yıldızın ölçeğine bağlıdır. Yıldız ne kadar küçükse, çoğu konvektif bölge tarafından işgal edilecek olan bölgeler o kadar küçük olacaktır. En küçük yıldızlar radyasyon bölgelerine sahip olmayabilir ve konvektif bölge çekirdeğe olan mesafeye ulaşacaktır. En büyük yıldızlar için durum tersinedir, radyasyon bölgesi yüzeye kadar uzanır.

konvektif bölge

Konvektif bölge, Güneş'in iç ısısının sıcak gaz sütunlarından aktığı ışınım bölgesinin dışındadır.

Hemen hemen tüm yıldızların böyle bir bölgesi vardır. Güneşimizde, Güneş'in yarıçapının %70'inden yüzeye (fotosfer) kadar uzanır. Yıldızın derinliklerinde, tam merkezindeki gaz, bir lambadaki mum kabarcıkları gibi ısınır ve yüzeye çıkar. Yıldızın yüzeyine ulaşıldığında ısı kaybı olur; soğutulduğunda, termal enerjinin yenilenmesi için gaz merkeze geri döner. Örnek olarak, ateşin üzerine bir tencere kaynar su getirebilirsiniz.

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

Gökbilimciler, kırmızı cüceler gibi düşük kütleli yıldızların yalnızca çekirdeğe uzanan bir konvektif bölgeye sahip olduğuna inanırlar. Güneş hakkında söylenemeyecek bir radyasyon bölgelerine sahip değiller.

Fotosfer

Güneş'in Dünya'dan görülebilen tek katmanıdır. Bu katmanın altında Güneş opak hale gelir ve gökbilimciler yıldızımızın içini incelemek için başka yöntemler kullanırlar. 6000 Kelvin'e kadar çıkan yüzey sıcaklıkları, Dünya'dan görülebilen sarı-beyaz parlıyor.

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

Şemada Güneş'in yapısı

NASA, eğitim amaçlı olarak, Güneş'in yapısının ve bileşiminin şematik bir temsilini, her katmanın sıcaklığını gösteren özel olarak geliştirmiştir:

• (Görünür, IR ve UV radyasyonu) görünür radyasyon, kızılötesi radyasyon ve ultraviyole radyasyondur. Görünür radyasyon, güneşten geldiğini gördüğümüz ışıktır. Kızılötesi radyasyon, hissettiğimiz ısıdır. Ultraviyole radyasyon bize bronzluk veren radyasyondur. Güneş bu radyasyonları aynı anda üretir.
• (Fotosfer 6000 K) - Fotosfer, Güneş'in üst tabakası, yüzeyidir. 6000 Kelvin sıcaklık 5700 santigrat dereceye eşittir.
• Radyo emisyonları - Görünür radyasyon, kızılötesi radyasyon ve ultraviyole radyasyona ek olarak, Güneş, gökbilimcilerin bir radyo teleskopuyla tespit ettiği radyo emisyonları gönderir. Güneş lekelerinin sayısına bağlı olarak bu emisyon artar ve azalır.
• Koronal Delik - Bunlar, koronanın düşük plazma yoğunluğuna sahip olduğu ve daha koyu ve daha soğuk bir korona ile sonuçlanan Güneş'teki yerlerdir.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - Güneş'in radyasyon bölgesi bu sıcaklığa sahiptir.
• Konvektif bölge / Türbülanslı konveksiyon (per. Konvektif bölge / Türbülanslı konveksiyon) - Bunlar, Güneş'in üzerinde olduğu yerlerdir. Termal enerjiçekirdek konveksiyon yoluyla aktarılır. Plazma kolonları yüzeye ulaşır, ısılarını yayar ve tekrar ısınmak için tekrar aşağı iner.
• Koronal döngüler (trans. Koronal döngüler) - Güneş atmosferinde manyetik çizgiler boyunca hareket eden plazmadan oluşan döngüler. Yüzeyden on binlerce kilometre boyunca uzanan devasa kemerler gibi görünüyorlar.
• Çekirdek (Çekirdek başına), nükleer füzyonun yüksek sıcaklık ve basınç kullanarak gerçekleştiği güneş kalbidir. Tüm güneş enerjisi çekirdekten gelir.
• 14.500.000 K (14.500.000 Kelvin başına) - Güneş çekirdeğinin sıcaklığı.
• Radyasyon Bölgesi (trans. Radyasyon bölgesi) - Enerjinin radyasyon kullanılarak aktarıldığı Güneş tabakası. Foton, 200.000'in üzerindeki radyasyon bölgesini aşar ve uzaya gider.
• Nötrinolar (trans. Nötrino), nükleer bir füzyon reaksiyonunun bir sonucu olarak Güneş'ten yayılan ihmal edilebilir kütle parçacıklarıdır. Her saniye yüzbinlerce nötrino insan vücudundan geçer ama bize zarar vermezler, onları hissetmeyiz.
• Kromosferik Parlama (trans. Kromosferik Parlama) - Yıldızımızın manyetik alanı bükülebilir ve ardından aniden çeşitli biçimlerde kırılabilir. Manyetik alanlardaki kırılmaların bir sonucu olarak, Güneş'in yüzeyinden çıkan güçlü X-ışını parlamaları ortaya çıkar.
• Manyetik Alan Döngüsü - Güneş'in manyetik alanı fotosferin üzerindedir ve sıcak plazma Güneş'in atmosferindeki manyetik çizgiler boyunca hareket ederken görülebilir.
• Spot - Bir güneş lekesi (Çev. Güneş lekeleri) - Bunlar, Güneş'in yüzeyinde manyetik alanların Güneş yüzeyinden geçtiği ve sıcaklığın daha düşük olduğu, genellikle bir döngü içinde olan yerlerdir.
• Enerjik parçacıklar (trans. Enerjik parçacıklar) - Güneş'in yüzeyinden gelirler, bunun sonucunda güneş rüzgarı oluşur. Güneş fırtınalarında hızları ışık hızına ulaşır.
• X-ışınları (trans. X-ışınları) - Güneş'teki parlamalar sırasında oluşan insan gözüyle görünmeyen ışınlar.
• Parlak noktalar ve kısa ömürlü manyetik bölgeler (trans. Parlak noktalar ve kısa ömürlü manyetik bölgeler) - Sıcaklık farklılıklarından dolayı Güneş'in yüzeyinde parlak ve loş noktalar oluşur.

Fotosfer - Bu, optik radyasyonun büyük bir kısmını yayan bir yıldızın görünür yüzeyidir. Bu tabakanın kalınlığı 100 ila 400 km arasındadır ve sıcaklık 6600°K (iç) ila 4400°K (dış kenarda) arasındadır. Güneş'in boyutları tam olarak fotosfer tarafından belirlenir. Buradaki gaz nispeten nadirdir ve bölgeye bağlı olarak dönüş hızı farklıdır. Ekvator bölgesinde 24 günde, kutuplar bölgesinde ise 30 günde bir devrim meydana gelir.

Bu kabuk fotosferi çevreler ve kalınlığı yaklaşık 2000 km'dir. Kromosferin üst sınırı, sürekli sıcak ejekta - spiküller ile karakterize edilir. Güneş'in bu kısmı sadece tam güneş tutulması sırasında görülebilir. Daha sonra kırmızı tonlarda belirir.

Bu son kabuk. Önemlerin ve enerji patlamalarının varlığı ile karakterizedir. Güneş rüzgarı üreterek yüz binlerce kilometre uzağa sıçrarlar.

Koronanın sıcaklığı Güneş yüzeyinden çok daha yüksektir - 1.000.000 ° K - 2.000.000 ° K ve bazı yerlerde 8.000.000 ° K ila 29.000.000 ° K arasındadır. Ancak koronayı yalnızca güneş tutulması sırasında görebilirsiniz. Taç şeklini değiştirir. Değişiklikler döngüye bağlıdır. Maksimumun zirvelerinde şekli yuvarlanır ve minimum değerlerde ekvator boyunca uzar.

güneşli rüzgar

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

Güneş rüzgarının meydana gelmesinin genel nedenlerini anlamamıza rağmen, bu sürecin birçok detayı hala net değil. Özellikle, şu anda koronal gazın tam olarak nerede bu kadar yüksek hızlara hızlandırıldığı tam olarak bilinmemektedir.

§ 43. güneş

Güneş, nükleer füzyon reaksiyonu bize yaşamak için ihtiyaç duyduğumuz enerjiyi sağlayan bir yıldızdır.

Güneş, Dünya'ya en yakın yıldızdır. Işık ve ısı verir, onsuz Dünya'da yaşam imkansız olurdu. Dünyaya düşen güneş enerjisinin bir kısmı atmosfer tarafından emilir ve dağıtılır. Durum böyle olmasaydı, Dünya yüzeyinin her bir metrekaresinin dikey olarak düşen güneş ışınlarından aldığı radyasyon gücü yaklaşık 1,4 kW / m2 olurdu. Bu değer denir güneş sabiti. Dünya'dan Güneş'e olan ortalama mesafeyi ve güneş sabitini bilerek, Güneş'in toplam radyasyon gücünü bulabilirsiniz. parlaklık ve yaklaşık 4'e eşittir. 10 26 Sal.

Güneş, esas olarak hidrojenden (Güneş'in kütlesinin% 70'i) ve helyumdan (% 28) oluşan ve kendi ekseni etrafında dönen (25-30 Dünya günü boyunca dönen) devasa bir sıcak toptur. Güneş'in çapı Dünya'nınkinin 109 katıdır. Güneşin görünen yüzeyi fotosfer- Güneş'in atmosferinin en alt ve en yoğun tabakası, bó yaydığı enerjinin çoğu. Fotosferin kalınlığı yaklaşık 300 km ve ortalama sıcaklık 6000 K'dir. Güneşte genellikle karanlık noktalar görülür ( güneş lekeleri), birkaç gün ve bazen aylarca mevcut (Şek. 43 a). Güneş atmosferinin fotosferin üzerinde bulunan 12-15 bin km kalınlığındaki tabakasına denir. kromosfer. güneş koronası Güneş'in atmosferinin dış katmanı, çapının birkaç uzaklığına kadar uzanır. Kromosferin ve güneş koronasının parlaklığı çok küçüktür ve sadece tam güneş tutulması sırasında görülebilirler (Şekil 43). b).

Güneş'in merkezine yaklaştıkça sıcaklık ve basınç artar ve yakınında yaklaşık 15× 10 6 K ve 2.3 10 16 Pa, sırasıyla. Böyle yüksek bir sıcaklıkta, güneş maddesi plazma- atom çekirdeği ve elektronlardan oluşan bir gaz. içindeki yüksek sıcaklık ve basınç güneşin çekirdeği Güneş'in yarıçapının yaklaşık 1/3'ü kadar bir yarıçapa sahip (Şek. 43 içinde) çekirdekler arasındaki reaksiyonlar için koşullar yaratır, bunun sonucunda çekirdekler oluşur ve büyük enerji açığa çıkar.

Daha hafif çekirdeklerin daha ağır çekirdeklere dönüştüğü tepkimelere nükleer tepkime denir. termonükleer(lat. termik - ısı), çünkü sadece çok yüksek sıcaklıklarda gidebilirler. Bir termonükleer reaksiyonun enerji verimi, aynı uranyum kütlesinin fisyonundan birkaç kat daha fazla olabilir. Güneş'in enerji kaynağı, çekirdeğinde meydana gelen termonükleer reaksiyonlardır. Yüksek basınç Güneş'in dış katmanları sadece termonükleer reaksiyonun meydana gelmesi için koşullar yaratmakla kalmaz, aynı zamanda çekirdeğinin patlamasını da engeller.

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

Güneşin dış kabuğuna denir konvektif bölge, maddenin karışmasının meydana geldiği ( konveksiyon) ve enerji transferi maddenin kendisinin hareketi ile gerçekleştirilir (Şekil 43). içinde). Konveksiyondaki azalma, sıcaklıkta 1-2 bin derece azalmaya ve güneş lekesinin ortaya çıkmasına neden olur. Aynı zamanda, güneş lekesinin yakınında konveksiyon yoğunlaşır ve daha sıcak madde Güneş'in yüzeyine ve kromosfere getirilir, çıkıntıları- Güneş'in yarıçapının ½'sine kadar olan mesafelerde madde emisyonları. Lekelenme sıklıkla eşlik eder Güneş ışınları- kromosferin parlak parıltısı, X-ışınları ve hızlı yüklü parçacıkların akışı. olarak adlandırılan tüm bu fenomenlerin olduğu tespit edilmiştir. güneş aktivitesi, daha sık meydana gelir, daha fazla güneş lekesi. Güneş üzerindeki güneş lekelerinin sayısı ortalama 11 yıllık bir süre ile değişmektedir.

Soruları gözden geçirin:

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

· Güneşin iç yapısı nasıldır?

· Termonükleer reaksiyon neden sadece Güneş'in merkezinde gerçekleşir?

· Güneş aktivitesi fenomenlerini listeler misiniz?

Pirinç. 43. ( a) güneş lekeleridir; ( b) bir güneş tutulması sırasındaki güneş koronasıdır; ( içinde) Güneş'in yapısıdır ( 1 - çekirdek, 2 - radyant bölge, 3 konvektif bölgedir).

Güneşin iç yapısı

© Vladimir Kalanov
Bilgi Güçtür

Güneşte neler görülür?

Herkes, Güneş'e çıplak gözle ve hatta özel, çok karanlık filtreler veya ışığı zayıflatan diğer cihazlar olmadan bir teleskopla bakmanın imkansız olduğunu kesin olarak bilir. Bu yasağı ihmal eden gözlemci, ciddi göz yanıkları riski taşır. Güneş'i izlemenin en kolay yolu, görüntüsünü beyaz bir ekrana yansıtmaktır. Küçük bir amatör teleskopun bile yardımıyla güneş diskinin büyütülmüş bir görüntüsünü elde edebilirsiniz. Bu görselde ne görülüyor? Her şeyden önce, güneş kenarının keskinliği dikkat çekiyor. Güneş, net bir sınırı olmayan bir gaz topudur, yoğunluğu giderek azalır. O halde neden keskin bir şekilde tanımlanmış olduğunu görüyoruz? Gerçek şu ki, Güneş'in neredeyse tüm görünür radyasyonu, özel bir adı olan fotosfer olan çok ince bir katmandan geliyor. (Yunanca "ışık küresi"). Fotosferin kalınlığı 300 km'yi geçmez. Gözlemciye Güneş'in bir "yüzeye" sahip olduğu yanılsamasını veren bu ince parlak katmandır.

Güneşin iç yapısı

Fotosfer

Güneş'in atmosferi, güneş diskinin görünür kenarından 200-300 km daha derinde başlar. Atmosferin bu en derin katmanlarına fotosfer denir. Kalınlıkları güneş yarıçapının üç binde birinden fazla olmadığı için, fotosfere bazen şartlı 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'dan en üst katmanlarda 4000 K'ye düşer. Işınımını algıladığımız o orta tabakanın sıcaklığı, yaklaşık 6000 bin. Bu koşullar altında, hemen hemen tüm gaz molekülleri ayrı atomlara ayrılır. Sadece fotosferin en üst katmanlarında nispeten az sayıda basit molekül ve H, OH, CH tipi radikaller korunur. Güneş atmosferinde özel bir rol, karasal doğada bulunmayan tarafından oynanır. negatif hidrojen iyonu, iki elektronlu bir protondur. Bu olağandışı bileşik, negatif yüklü serbest elektronlar, kolayca iyonlaşabilen kalsiyum, sodyum, magnezyum, demir ve diğer metal atomları tarafından sağlanan nötr hidrojen atomlarına "yapıştığında", fotosferin ince dış, "en soğuk" tabakasında meydana gelir. Negatif hidrojen iyonları üretildiğinde, görünür ışığın çoğunu yayar. İyonlar aynı ışığı açgözlülükle emer, bu nedenle atmosferin opaklığı derinlikle birlikte hızla büyür. Bu nedenle, Güneş'in görünen kenarı bize çok keskin görünüyor.

Yüksek büyütme oranına sahip bir teleskopta, fotosferin ince ayrıntılarını gözlemleyebilirsiniz: hepsi, dar karanlık yollardan oluşan bir ağ ile ayrılmış küçük parlak tanecikler - granüller ile saçılmış gibi görünüyor. Granülasyon, yükselen daha sıcak gaz akışlarının ve azalan daha soğuk gaz akışlarının karıştırılmasının sonucudur. Dış katmanlarda aralarındaki sıcaklık farkı nispeten küçüktür (200-300 K), ancak daha derinde, konvektif bölgede daha büyüktür ve karıştırma çok daha yoğundur. Güneş'in dış katmanlarındaki konveksiyon, atmosferin genel yapısını belirlemede büyük rol oynar. Nihayetinde, güneş aktivitesinin tüm çeşitli tezahürlerinin nedeni, güneş manyetik alanlarıyla karmaşık bir etkileşimin bir sonucu olarak konveksiyondur. Güneş üzerindeki tüm süreçlerde manyetik alanlar yer alır. Zaman zaman, güneş atmosferinin küçük bir bölgesinde, Dünya'dan birkaç bin kat daha güçlü, yoğun 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 ortaya çıkar - bir güneş lekesi. Göz kamaştırıcı fotosferin arka planına karşı tamamen siyah görünüyor, ancak gerçekte parlaklığı sadece on kat daha zayıf. Zamanla, lekelerin boyutu ve şekli büyük ölçüde değişir. Zar zor fark edilen bir nokta - bir gözenek şeklinde ortaya çıkan nokta, boyutunu kademeli olarak 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, ışık küresinin faculae veya meşale alanları olarak adlandırılan daha parlak alanlarıyla çevrilidir. Fotosfer yavaş yavaş güneş atmosferinin daha nadir dış katmanlarına geçer - kromosfer ve korona.

kromosfer

Fotosferin üzerinde, sıcaklığı 6.000 ila 20.000 K arasında değişen homojen olmayan bir katman olan kromosfer bulunur. Kromosfer (Yunanca "renk küresi" için) kırmızımsı-mor rengiyle adlandırılır. Tam güneş tutulmaları sırasında, Güneş'i yeni tutmuş olan Ay'ın siyah diskinin etrafında düzensiz parlak bir halka olarak görülebilir. Kromosfer çok heterojendir ve esas olarak uzunlamasına dillerden (spiküller) oluşur ve ona yanan çimen görünümü verir. Bu kromosferik jetlerin sıcaklığı, fotosferdekinden iki ila üç kat daha yüksektir ve yoğunluk yüz binlerce kat daha düşüktür. Kromosferin toplam uzunluğu 10-15 bin kilometredir. Kromosferdeki sıcaklıktaki artış, konvektif bölgeden içine giren dalgaların ve manyetik alanların yayılmasıyla açıklanır. Madde, dev bir mikrodalga fırında olduğu gibi hemen hemen aynı şekilde ısınır. Parçacıkların termal hareketlerinin hızları artar, aralarındaki çarpışmalar daha sık hale gelir ve atomlar dış elektronlarını kaybeder: madde sıcak iyonize bir plazma haline gelir. Bu aynı fiziksel süreçler, olağandışı bir şekilde Yüksek sıcaklık kromosferin üzerinde bulunan güneş atmosferinin en dış katmanları.

Genellikle Güneş'in yüzeyinde tutulmalar sırasında (ve özel spektral aletlerin yardımıyla - tutulmaları beklemeden bile), tuhaf şekilli "çeşmeler", "bulutlar", "huni", "çalılar", "kemerler" gözlemlenebilir. ve kromosferik maddelerden diğer parlak ışıklı oluşumlar. Onlar, yüzbinlerce kilometre yükselen, kromosferin içine veya dışına akan düzgün kavisli jetlerle çevrili, durağan veya yavaş yavaş değişiyorlar. Bunlar güneş atmosferinin en görkemli oluşumlarıdır -. Hidrojen atomları tarafından yayılan kırmızı tayf çizgisinde gözlemlendiklerinde, güneş diskinin arka planında koyu, uzun ve kavisli filamentler olarak görünürler. Çıkıntılar, kromosfer ile yaklaşık olarak aynı yoğunluğa ve sıcaklığa sahiptir. Ama onlar onun üzerindedirler ve güneş atmosferinin daha yüksek, oldukça nadir bulunan üst katmanları ile çevrilidirler. Maddeleri Güneş'in aktif bölgelerinin manyetik alanları tarafından desteklendiğinden, çıkıntılar kromosfere düşmez. İlk kez, bir tutulma dışındaki bir çıkıntının spektrumu, Fransız gökbilimci Pierre Jansen ve İngiliz meslektaşı Joseph Lockyer tarafından 1868'de gözlemlendi. Spektroskop yarığı, Güneş'in kenarını geçecek şekilde konumlandırıldı ve eğer bir yakındaki belirginlik, o zaman radyasyonunun spektrumunu fark edebilirsiniz. Yarığı belirginliğin veya kromosferin farklı kısımlarına doğrultarak, onları parçalar halinde inceleyebiliriz. Kromosferinki gibi belirginliklerin spektrumu, esas olarak hidrojen, helyum ve kalsiyum olmak üzere parlak çizgilerden oluşur. Diğer kimyasal elementlerin emisyon çizgileri de mevcuttur, ancak bunlar çok daha zayıftır. Göze çarpan değişiklikler olmadan uzun bir süre geçiren bazı öne çıkanlar, sanki aniden patlar ve maddeleri, saniyede yüzlerce kilometre hızla gezegenler arası uzaya fırlatılır. Kromosferin görünümü de sık sık değişir, bu da onu oluşturan gazların sürekli hareketini gösterir. Bazen Güneş atmosferinin çok küçük bölgelerinde patlamalara benzer bir şey meydana gelir. Bunlar sözde kromosferik parlamalardır. Genellikle birkaç on dakika sürer. Hidrojen, helyum, iyonize kalsiyum ve diğer bazı elementlerin spektral çizgilerindeki parlamalar sırasında, kromosferin tek bir bölümünün parlaklığı aniden on kat artar. Ultraviyole ve X-ışını radyasyonu özellikle güçlü bir şekilde artar: bazen gücü, patlamadan önceki spektrumun bu kısa dalga boylu bölgesinde Güneş radyasyonunun toplam gücünden birkaç kat daha yüksektir. Noktalar, meşaleler, çıkıntılar, kromosferik parlamaların tümü güneş aktivitesinin tezahürleridir. Aktivitenin artmasıyla, Güneş'teki bu oluşumların sayısı artar.

Güneşin Atmosferi

Katman adı	Katmanın üst sınırının yüksekliği, km	Yoğunluk, kg / m3	Sıcaklık, K
Fotosfer
kromosfer
	Onlarca güneş yarıçapı

Güneş lekeleri (sıcaklıklarının fotosfer sıcaklığından ~ 1500 K daha düşük olması nedeniyle güneş diskindeki karanlık oluşumlar) koyu bir ovalden oluşur - daha hafif bir lifli yarı gölge ile çevrili bir noktanın gölgesi. En küçük güneş lekelerinin (gözenekler) ~1000 km çapları vardır ve gözlemlenen en büyük güneş lekelerinin çapları 100.000 km'yi aşmıştır. Küçük lekeler genellikle 2 günden daha kısa bir süre için bulunur, 10-20 gün içinde gelişir, en büyüğü 100 güne kadar gözlemlenebilir.

Kromosferik spiküller (izole gaz kolonları) ~1000 km çapa, ~8000 km yüksekliğe, ~20 km/s yükselme ve düşme hızına, ~15.000 K sıcaklığa ve birkaç dakika ömre sahiptir.

Çıkıntılar (koronadaki nispeten soğuk yoğun bulutlar) Güneş'in yarıçapının 1/3'üne kadar uzanır. En yaygın olanları 1 yıla kadar ömrü, ~200 bin km uzunluğa, ~10 bin km kalınlığa ve ~30 bin km yüksekliğe sahip "sakin" çıkıntılardır. 100-1000 km/s hızlarda, hızlı püsküren çıkıntılar genellikle alevlerden sonra yukarı doğru fırlatılır.

Tam güneş tutulması sırasında, Güneş'in etrafındaki gökyüzünün parlaklığı, Güneş'in ortalama parlaklığının 1,6 10-9'u kadardır.

Tam güneş tutulması sırasında Ay'ın Dünya'dan yansıyan ışıktaki parlaklığı, Güneş'in ortalama parlaklığının 1,1 10-10'u kadardır.

Fotosfer

Fotosfer (ışık yayan tabaka) Güneş'in görünür yüzeyini oluşturur. Kalınlığı, yaklaşık 2/3 birimlik bir optik kalınlığa karşılık gelir. Mutlak olarak, fotosfer, çeşitli tahminlere göre 100 ila 400 km arasında bir kalınlığa ulaşır. Güneş'in optik (görünür) radyasyonunun ana kısmı fotosferden gelirken, daha derin katmanlardan gelen radyasyon artık bize ulaşmaz. Fotosferin dış kenarına yaklaştıkça sıcaklık 6600 K'dan 4400 K'ye düşer.Fotosferin bir bütün olarak etkin sıcaklığı 5778 K'dır. kesinlikle siyah bir cismin vücut sıcaklığının dördüncü kuvveti ile doğru orantılıdır. Bu koşullar altında hidrojen neredeyse tamamen nötr durumda kalır. Fotosfer, Güneş'in boyutunu, Güneş'e olan uzaklığını vb. belirleyen Güneş'in görünür yüzeyini oluşturur. Fotosferdeki gaz nispeten az olduğu için dönme hızı dönme hızından çok daha düşüktür. katılar. Aynı zamanda, ekvator ve kutup bölgelerindeki gaz düzensiz hareket eder - ekvatorda 24 günde, kutuplarda - 30 günde bir devrim yapar.

kromosfer

Kromosfer, Güneş'in fotosferi çevreleyen yaklaşık 2000 km kalınlığındaki dış kabuğudur. Güneş atmosferinin bu bölümünün adının kökeni, Balmer serisinden kırmızı H-alfa hidrojen emisyon hattının kromosferin görünür spektrumunda hakim olmasından kaynaklanan kırmızımsı rengiyle ilişkilidir. Kromosferin üst sınırı belirgin bir pürüzsüz yüzeye sahip değildir, spikül adı verilen sıcak püskürmeler sürekli olarak ondan meydana gelir. Aynı anda gözlenen spikül sayısı ortalama 60-70 bin civarındadır. geç XIX yüzyılda, bir teleskopla kromosferi gözlemleyen İtalyan gökbilimci Secchi, onu yanan çayırlarla karşılaştırdı. Kromosferin sıcaklığı, yükseklikle 4.000 ila 20.000 K arasında artar (10.000 K'nin üzerindeki sıcaklık aralığı nispeten küçüktür).

Kromosferin yoğunluğu düşüktür, bu nedenle parlaklık normal koşullar altında gözlem için yetersizdir. Ancak tam güneş tutulması sırasında, Ay parlak fotosferi kapladığında, üzerinde bulunan kromosfer görünür hale gelir ve kırmızı renkte parlar. Ayrıca özel dar bantlı optik filtreler kullanılarak herhangi bir zamanda gözlemlenebilir. Daha önce bahsedilen 656.3 nm dalga boyuna sahip H-alfa hattına ek olarak, filtre ayrıca Ca II K (393.4 nm) ve Ca II H (396.8 nm) hatlarına da ayarlanabilir. Bu çizgilerde görülen ana kromosferik yapılar şunlardır:

· Güneş'in tüm yüzeyini kaplayan ve 30.000 km'ye kadar olan süpergranülasyon hücrelerini çevreleyen çizgilerden oluşan kromosferik bir ızgara;

topaklar - çoğunlukla güçlü manyetik alanlara sahip alanlarla sınırlı olan hafif bulut benzeri oluşumlar - aktif alanlar, genellikle güneş lekelerini çevreler;

lifler ve lifler (fibriller) - topaklar gibi çeşitli genişlik ve uzunluklarda koyu çizgiler genellikle aktif alanlarda bulunur.

Taç

Korona, Güneş'in son dış kabuğudur. Korona, esas olarak, güneş rüzgarını oluşturan, uzaya birkaç yüz bin ve hatta bir milyon kilometreden fazla püsküren ve püsküren çıkıntılardan ve enerjik püskürmelerden oluşur. Ortalama koronal sıcaklık 1 ila 2 milyon K arasındadır ve bazı bölgelerde maksimum, 8 ila 20 milyon K arasındadır. Bu kadar yüksek bir sıcaklığa rağmen, çıplak gözle ancak tam güneş tutulması sırasında görülebilir. koronadaki maddenin yoğunluğu düşüktür ve bu nedenle parlaklığı da küçüktür. Bu tabakanın alışılmadık derecede yoğun ısınması, görünüşe göre manyetik yeniden bağlanmanın etkisinden ve şok dalgalarının etkisinden kaynaklanmaktadır (bakınız Koronal ısınma sorunu). Koronanın şekli güneş aktivitesi döngüsünün fazına bağlı olarak değişir: maksimum aktivite dönemlerinde yuvarlak bir şekle sahiptir ve minimumda güneş ekvatoru boyunca uzar. Koronanın sıcaklığı çok yüksek olduğu için ultraviyole ve X-ışını aralıklarında yoğun bir şekilde yayılır. Bu radyasyonlar geçmez. Dünya atmosferi, ancak son zamanlarda uzay aracı yardımıyla bunları incelemek mümkün hale geldi. Koronanın farklı bölgelerinde radyasyon eşit olmayan bir şekilde oluşur. Sıcak aktif ve sessiz bölgelerin yanı sıra, manyetik alan çizgilerinin uzaya çıktığı 600.000 K gibi nispeten düşük bir sıcaklığa sahip koronal delikler vardır. Bu ("açık") manyetik konfigürasyon, parçacıkların Güneş'i engellenmeden terk etmesine izin verir, bu nedenle güneş rüzgarı öncelikle koronal deliklerden yayılır.

Güneş koronasının görünür spektrumu, L, K ve F bileşenleri (veya sırasıyla L-korona, K-korona ve F-korona; L bileşeni için başka bir isim E- olarak adlandırılan) olarak adlandırılan üç farklı bileşenden oluşur. korona K-bileşeni koronanın sürekli spektrumudur.Arka planına karşı, emisyon L-bileşeni Güneş'in görünür kenarından 9-10 "yüksekliğe kadar görülebilir. Yaklaşık 3 yükseklikten başlayarak" ( Güneş'in açısal çapı yaklaşık 30 ") ve daha yüksek, bir Fraunhofer tayfı görünür, fotosferin tayfı ile aynı. Güneş koronasının F bileşenini oluşturur. 20' yükseklikte, F bileşeni hakimdir. 9-10' yükseklik iç koronayı dıştan ayıran sınır olarak alınır. Dalga boyu 20 nm'den az olan Güneş'in radyasyonu tamamen koronadan gelir. örneğin, 17.1 nm (171 Å), 19.3 nm (193 Å), 19.5 nm (195 Å) dalga boylarında Güneş'in ortak görüntülerinde, yalnızca elementleriyle birlikte güneş koronası görünür ve kromosfer ve fotosfer değildir. Görünür. Neredeyse her zaman kuzey ve güneyin yakınında bulunan iki koronal delik Güneş'in kutupları ve görünür yüzeyinde geçici olarak görünen diğerleri, pratik olarak hiç X-ışınları yaymazlar.

güneşli rüzgar

Güneş koronasının dış kısmından, güneş rüzgarı dışarı akar - yoğunluğunda kademeli bir azalma ile heliosferin sınırlarına yayılan iyonize parçacıklar (esas olarak protonlar, elektronlar ve a-parçacıkları) akışı. Güneş rüzgarı iki bileşene ayrılır - yavaş güneş rüzgarı ve hızlı güneş rüzgarı. Yavaş güneş rüzgarı yaklaşık 400 km/s hıza ve 1.4–1.6·106 K sıcaklığa sahiptir ve bileşim olarak koronaya çok yakındır. Hızlı güneş rüzgarı yaklaşık 750 km/s hıza, 8·105 K sıcaklığa sahiptir ve bileşim olarak fotosferin maddesine benzer. Yavaş güneş rüzgarı, hızlı olandan iki kat daha yoğun ve daha az sabittir. Yavaş güneş rüzgarı, türbülans bölgeleriyle daha karmaşık bir yapıya sahiptir.

Ortalama olarak, Güneş rüzgarla saniyede yaklaşık 1.3·10 36 parçacık yayar. Sonuç olarak, Güneş'in toplam kütle kaybı (bu tür radyasyon için) yılda 2-3·10 -14 güneş kütlesidir. 150 milyon yıldaki kayıp, dünyanın kütlesine eşittir. Yeryüzündeki pek çok doğal olay, jeomanyetik fırtınalar ve auroralar da dahil olmak üzere güneş rüzgarındaki rahatsızlıklarla ilişkilidir.

Güneş rüzgarının özelliklerinin ilk doğrudan ölçümleri, Ocak 1959'da Sovyet istasyonu Luna-1 tarafından gerçekleştirildi. Bir sintilasyon sayacı ve bir gaz iyonizasyon detektörü kullanılarak gözlemler gerçekleştirilmiştir. Üç yıl sonra, aynı ölçümler Amerikalı bilim adamları tarafından Mariner-2 istasyonu kullanılarak gerçekleştirildi. 1990'ların sonlarında, Koronal Ultraviyole Spektrometresi (İng.ultraviyole koronal spektrometre ( UVCS) ) SOHO uydusunda, güneş kutuplarında hızlı güneş rüzgarı meydana gelen bölgelerin gözlemleri yapıldı.