फ़ोटोस्फ़ेयरसौर वायुमंडल का मुख्य भाग है जिसमें दृश्य विकिरण बनता है, जो निरंतर होता है। इस प्रकार, यह हमारे पास आने वाली लगभग सारी सौर ऊर्जा उत्सर्जित करता है।
प्रकाशमंडल कई सौ किलोमीटर लंबी गैस की एक पतली परत है, जो काफी अपारदर्शी है।
प्रकाशमंडल तब दिखाई देता है जब सूर्य को उसकी स्पष्ट "सतह" के रूप में सफेद रोशनी में सीधे देखा जाता है।
प्रकाशमंडल पूरे दृश्यमान निरंतर स्पेक्ट्रम में विकिरण को दृढ़ता से उत्सर्जित करता है, और इसलिए अवशोषित करता है।
एक निश्चित गहराई पर स्थित प्रकाशमंडल की प्रत्येक परत का तापमान ज्ञात किया जा सकता है। प्रकाशमंडल में तापमान गहराई के साथ बढ़ता है और औसतन 6000 K होता है।
प्रकाशमंडल की लंबाई कई सौ किमी है।
प्रकाशमंडल पदार्थ का घनत्व 10 -7 ग्राम/सेमी 3 है।
प्रकाशमंडल के 1 सेमी 3 में लगभग 10 16 हाइड्रोजन परमाणु होते हैं। यह 0.1 एटीएम के दबाव से मेल खाता है।
इन परिस्थितियों में, कम आयनीकरण क्षमता वाले सभी रासायनिक तत्व आयनित होते हैं। हाइड्रोजन तटस्थ अवस्था में रहता है।
प्रकाशमंडल सूर्य पर तटस्थ हाइड्रोजन का एकमात्र क्षेत्र है।
फोटोस्फीयर के दृश्य और फोटोग्राफिक अवलोकन से इसकी बारीक संरचना का पता चलता है, जो निकट दूरी वाले क्यूम्यलस बादलों की याद दिलाती है। हल्की गोल संरचनाओं को कणिकाएँ कहा जाता है, और संपूर्ण संरचना को कणिकायन कहा जाता है। कणिकाओं का कोणीय आयाम 1” चाप से अधिक नहीं है, जो 700 किमी से मेल खाता है। प्रत्येक व्यक्तिगत दाना 5-10 मिनट तक मौजूद रहता है, जिसके बाद यह विघटित हो जाता है और उसके स्थान पर नए दाने बन जाते हैं। दाने अंधेरे स्थानों से घिरे हुए हैं। पदार्थ कणिकाओं में ऊपर उठता है और उनके चारों ओर गिरता है। इन आंदोलनों की गति 1-2 किमी/सेकेंड है।
कणीकरण प्रकाशमंडल के नीचे स्थित संवहन क्षेत्र की अभिव्यक्ति है। संवहन क्षेत्र में, पदार्थ का मिश्रण गैस के अलग-अलग द्रव्यमानों के बढ़ने और घटने के परिणामस्वरूप होता है।
सूर्य की बाहरी परतों में संवहन की घटना का कारण दो महत्वपूर्ण परिस्थितियाँ हैं। एक ओर, प्रकाशमंडल के ठीक नीचे का तापमान गहराई में बहुत तेज़ी से बढ़ता है और विकिरण गहरी गर्म परतों से विकिरण की रिहाई सुनिश्चित नहीं कर सकता है। इसलिए, ऊर्जा स्वयं गतिमान विषमताओं द्वारा स्थानांतरित होती है। दूसरी ओर, ये विषमताएँ दृढ़ हो जाती हैं यदि उनमें गैस पूरी तरह से नहीं, बल्कि आंशिक रूप से आयनित हो।
प्रकाशमंडल की निचली परतों में गुजरते समय, गैस निष्प्रभावी हो जाती है और स्थिर विषमताएँ बनाने में सक्षम नहीं होती है। इसलिए, संवहन क्षेत्र के बिल्कुल ऊपरी हिस्सों में, संवहन गति धीमी हो जाती है और संवहन अचानक बंद हो जाता है।
प्रकाशमंडल में दोलन और विक्षोभ ध्वनिक तरंगें उत्पन्न करते हैं।
संवहन क्षेत्र की बाहरी परतें एक प्रकार के अनुनादक का प्रतिनिधित्व करती हैं जिसमें 5 मिनट के दोलन खड़े तरंगों के रूप में उत्तेजित होते हैं।
17.5 सौर वायुमंडल की बाहरी परतें: क्रोमोस्फीयर और कोरोना। क्रोमोस्फीयर और कोरोना के गर्म होने के कारण और तंत्र.
प्रकाशमंडल में पदार्थ का घनत्व ऊंचाई के साथ तेजी से घटता जाता है और बाहरी परतें बहुत दुर्लभ हो जाती हैं। प्रकाशमंडल की बाहरी परतों में, तापमान 4500 K तक पहुँच जाता है, और फिर फिर से बढ़ना शुरू हो जाता है।
हाइड्रोजन और हीलियम के आयनीकरण के साथ तापमान में कई दसियों हज़ार डिग्री तक धीमी वृद्धि होती है। वायुमंडल के इस भाग को कहा जाता है वर्णमण्डल.
क्रोमोस्फीयर की ऊपरी परतों में, पदार्थ का घनत्व 10 -15 ग्राम/सेमी 3 तक पहुंच जाता है।
क्रोमोस्फीयर की इन परतों में से 1 सेमी 3 में लगभग 10 9 परमाणु होते हैं, लेकिन तापमान दस लाख डिग्री तक बढ़ जाता है। यहीं से सूर्य के वायुमंडल का सबसे बाहरी भाग, जिसे सौर कोरोना कहा जाता है, शुरू होता है।
सौर वायुमंडल की सबसे बाहरी परतों के गर्म होने का कारण प्रकाशमंडल में उठने वाली ध्वनि तरंगों की ऊर्जा है। जैसे-जैसे वे निचली-घनत्व परतों में ऊपर की ओर फैलती हैं, ये तरंगें अपने आयाम को कई किलोमीटर तक बढ़ा देती हैं और शॉक तरंगों में बदल जाती हैं। सदमे तरंगों की घटना के परिणामस्वरूप, तरंग अपव्यय होता है, जिससे कण आंदोलन की अराजक गति बढ़ जाती है और तापमान में वृद्धि होती है।
क्रोमोस्फीयर की अभिन्न चमक प्रकाशमंडल की चमक से सैकड़ों गुना कम है। इसलिए, क्रोमोस्फीयर का निरीक्षण करने के लिए, विशेष तरीकों का उपयोग करना आवश्यक है जो फोटोस्फेरिक विकिरण के शक्तिशाली प्रवाह से इसके कमजोर विकिरण को अलग करना संभव बनाता है।
ग्रहण के दौरान अवलोकन सबसे सुविधाजनक तरीके हैं।
क्रोमोस्फीयर की लंबाई 12 - 15,000 किमी है।
क्रोमोस्फीयर की तस्वीरों का अध्ययन करते समय, असमानताएं दिखाई देती हैं, सबसे छोटी कहा जाता है कंटक. स्पाइक्यूल्स आकार में आयताकार होते हैं, रेडियल दिशा में लम्बे होते हैं। इनकी लंबाई कई हजार किमी, मोटाई करीब 1,000 किमी है। कई दसियों किमी/सेकंड की गति से, स्पाइक्यूल्स क्रोमोस्फीयर से कोरोना में उठते हैं और उसमें घुल जाते हैं। स्पिक्यूल्स के माध्यम से, क्रोमोस्फीयर के पदार्थ का ऊपरी कोरोना के साथ आदान-प्रदान होता है। स्पाइक्यूल्स एक बड़ी संरचना बनाते हैं, जिसे क्रोमोस्फेरिक नेटवर्क कहा जाता है, जो कणिकाओं की तुलना में सबफोटोस्फेरिक संवहन क्षेत्र के बहुत बड़े और गहरे तत्वों के कारण होने वाली तरंग गतियों से उत्पन्न होता है।
ताजइसकी चमक बहुत कम है, इसलिए इसे केवल सूर्य ग्रहण के कुल चरण के दौरान ही देखा जा सकता है। ग्रहणों के बाहर, इसे कोरोनोग्राफ का उपयोग करके देखा जाता है। मुकुट की रूपरेखा तेज नहीं है और इसका आकार अनियमित है जो समय के साथ बहुत बदल जाता है।
कोरोना का सबसे चमकीला हिस्सा, जो सूर्य की 0.2 - 0.3 त्रिज्या से अधिक नहीं दूर होता है, आमतौर पर आंतरिक कोरोना कहा जाता है, और शेष, बहुत विस्तारित भाग को बाहरी कोरोना कहा जाता है।
मुकुट की एक महत्वपूर्ण विशेषता इसकी दीप्तिमान संरचना है। किरणें अलग-अलग लंबाई में आती हैं, एक दर्जन या अधिक सौर त्रिज्या तक।
आंतरिक मुकुट चाप, हेलमेट और व्यक्तिगत बादलों जैसी संरचनात्मक संरचनाओं से समृद्ध है।
कोरोना विकिरण प्रकाशमंडल से प्रकीर्णित प्रकाश है। यह प्रकाश अत्यधिक ध्रुवीकृत है। ऐसा ध्रुवीकरण केवल मुक्त इलेक्ट्रॉनों के कारण ही हो सकता है।
कोरोना पदार्थ के 1 सेमी 3 में लगभग 10 8 मुक्त इलेक्ट्रॉन होते हैं। इतनी संख्या में मुक्त इलेक्ट्रॉनों की उपस्थिति आयनीकरण के कारण होनी चाहिए। इसका मतलब है कि कोरोना के 1 सेमी 3 में लगभग 10 8 आयन होते हैं। पदार्थ की कुल सांद्रता 2 होनी चाहिए . 10 8 .
सौर कोरोना एक दुर्लभ प्लाज्मा है जिसका तापमान लगभग दस लाख केल्विन है। उच्च तापमान का परिणाम कोरोना का व्यापक विस्तार है। कोरोना की लंबाई प्रकाशमंडल की मोटाई से सैकड़ों गुना अधिक है और सैकड़ों-हजारों किलोमीटर के बराबर है।
18. सूर्य की आंतरिक संरचना.
सूर्य की आंतरिक संरचना
© व्लादिमीर कलानोव
ज्ञान शक्ति है
सूर्य पर क्या दिखाई देता है?
शायद हर कोई जानता है कि आप सूर्य को नग्न आंखों से नहीं देख सकते हैं, विशेष, बहुत गहरे फिल्टर या प्रकाश को कम करने वाले अन्य उपकरणों के बिना दूरबीन के माध्यम से तो बिल्कुल भी नहीं देख सकते हैं। इस निषेध की उपेक्षा करने से, पर्यवेक्षक की आंखों में गंभीर जलन होने का जोखिम रहता है। सूर्य को देखने का सबसे आसान तरीका उसकी छवि को एक सफेद स्क्रीन पर प्रदर्शित करना है। यहां तक कि एक छोटे शौकिया दूरबीन का उपयोग करके, आप सौर डिस्क की एक आवर्धित छवि प्राप्त कर सकते हैं। आप इस छवि में क्या देख सकते हैं? सबसे पहले, धूप की धार का तीखापन ध्यान आकर्षित करता है। सूर्य एक गैस का गोला है जिसकी कोई स्पष्ट सीमा नहीं है, इसका घनत्व धीरे-धीरे कम होता जाता है। फिर, हम इसे स्पष्ट रूप से रेखांकित क्यों देखते हैं? तथ्य यह है कि सूर्य से लगभग सभी दृश्य विकिरण एक बहुत पतली परत से आते हैं, जिसका एक विशेष नाम है - प्रकाशमंडल। (ग्रीक: "प्रकाश का क्षेत्र"). प्रकाशमंडल की मोटाई 300 किमी से अधिक नहीं होती है। यह पतली चमकदार परत है जो पर्यवेक्षक के लिए यह भ्रम पैदा करती है कि सूर्य की एक "सतह" है।
सूर्य की आंतरिक संरचना
फ़ोटोस्फ़ेयर
सूर्य का वातावरण सौर डिस्क के दृश्य किनारे से 200-300 किमी अधिक गहराई से शुरू होता है। वायुमंडल की इन सबसे गहरी परतों को प्रकाशमंडल कहा जाता है। चूँकि उनकी मोटाई सौर त्रिज्या के एक तीन-हजारवें हिस्से से अधिक नहीं है, प्रकाशमंडल को कभी-कभी पारंपरिक रूप से सूर्य की सतह कहा जाता है। प्रकाशमंडल में गैसों का घनत्व लगभग पृथ्वी के समतापमंडल के समान है, और पृथ्वी की सतह की तुलना में सैकड़ों गुना कम है। प्रकाशमंडल का तापमान 300 किमी की गहराई पर 8000 K से घटकर सबसे ऊपरी परतों में 4000 K हो जाता है। मध्य परत का तापमान, जिसका विकिरण हम अनुभव करते हैं, लगभग 6000 कि. ऐसी परिस्थितियों में, लगभग सभी गैस अणु अलग-अलग परमाणुओं में विघटित हो जाते हैं। केवल प्रकाशमंडल की सबसे ऊपरी परतों में H, OH और CH प्रकार के अपेक्षाकृत कुछ सरल अणु और रेडिकल संरक्षित हैं। सौर वातावरण में एक विशेष भूमिका स्थलीय प्रकृति में नहीं पाए जाने वाले पदार्थ द्वारा निभाई जाती है। नकारात्मक हाइड्रोजन आयन, जो दो इलेक्ट्रॉनों वाला एक प्रोटॉन है। यह असामान्य यौगिक प्रकाशमंडल की पतली बाहरी, "सबसे ठंडी" परत में होता है, जब नकारात्मक रूप से चार्ज किए गए मुक्त इलेक्ट्रॉन, जो कैल्शियम, सोडियम, मैग्नीशियम, लौह और अन्य धातुओं के आसानी से आयनित परमाणुओं द्वारा आपूर्ति किए जाते हैं, तटस्थ हाइड्रोजन परमाणुओं से "चिपके" जाते हैं। उत्पन्न होने पर, नकारात्मक हाइड्रोजन आयन अधिकांश दृश्य प्रकाश उत्सर्जित करते हैं। आयन लालच से इसी प्रकाश को अवशोषित कर लेते हैं, यही कारण है कि वायुमंडल की अपारदर्शिता गहराई के साथ तेजी से बढ़ती है। अत: सूर्य की दृश्य धार हमें बहुत तेज लगती है।
उच्च आवर्धन के साथ एक दूरबीन में, आप प्रकाशमंडल के सूक्ष्म विवरण देख सकते हैं: यह सब छोटे चमकीले दानों - कणिकाओं से बिखरा हुआ लगता है, जो संकीर्ण अंधेरे पथों के एक नेटवर्क द्वारा अलग किए गए हैं। दानेदार बनाना गर्म गैस प्रवाहों के ऊपर उठने और ठंडी गैसों के नीचे उतरने के मिश्रण का परिणाम है। बाहरी परतों में उनके बीच तापमान का अंतर अपेक्षाकृत छोटा (200-300 K) होता है, लेकिन गहराई में, संवहन क्षेत्र में, यह अधिक होता है, और मिश्रण अधिक तीव्रता से होता है। सूर्य की बाहरी परतों में संवहन वायुमंडल की समग्र संरचना को निर्धारित करने में बहुत बड़ी भूमिका निभाता है। अंततः, यह सौर चुंबकीय क्षेत्रों के साथ एक जटिल बातचीत के परिणामस्वरूप संवहन है, जो सौर गतिविधि की सभी विविध अभिव्यक्तियों का कारण है। सूर्य पर सभी प्रक्रियाओं में चुंबकीय क्षेत्र शामिल होते हैं। कभी-कभी, सौर वायुमंडल के एक छोटे से क्षेत्र में केंद्रित चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न होते हैं, जो पृथ्वी की तुलना में कई हजार गुना अधिक मजबूत होते हैं। आयनित प्लाज्मा एक अच्छा चालक है; यह एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र की चुंबकीय प्रेरण रेखाओं के पार नहीं जा सकता है। इसलिए, ऐसे स्थानों में, नीचे से गर्म गैसों का मिश्रण और ऊपर उठना अवरुद्ध हो जाता है, और एक अंधेरा क्षेत्र दिखाई देता है - एक सनस्पॉट। चमकदार फोटोस्फीयर की पृष्ठभूमि के खिलाफ, यह पूरी तरह से काला दिखाई देता है, हालांकि वास्तव में इसकी चमक केवल दस गुना कमजोर है। समय के साथ, धब्बों का आकार और आकार बहुत बदल जाता है। एक बमुश्किल ध्यान देने योग्य बिंदु - एक छिद्र के रूप में प्रकट होने के बाद, यह स्थान धीरे-धीरे अपना आकार कई दसियों हज़ार किलोमीटर तक बढ़ा देता है। बड़े धब्बे, एक नियम के रूप में, एक अंधेरे भाग (कोर) और एक कम अंधेरे भाग - पेनुम्ब्रा से मिलकर बने होते हैं, जिसकी संरचना उस स्थान को एक भंवर का रूप देती है। धब्बे प्रकाशमंडल के चमकीले क्षेत्रों से घिरे होते हैं, जिन्हें फैकुले या फ्लेयर फ़ील्ड कहा जाता है। प्रकाशमंडल धीरे-धीरे सौर वायुमंडल की अधिक दुर्लभ बाहरी परतों - क्रोमोस्फीयर और कोरोना में गुजरता है।
वर्णमण्डल
प्रकाशमंडल के ऊपर क्रोमोस्फीयर है, एक विषम परत जिसमें तापमान 6,000 से 20,000 K तक होता है। क्रोमोस्फीयर (ग्रीक में "रंग के क्षेत्र" के लिए) का नाम इसके लाल-बैंगनी रंग के लिए रखा गया है। यह पूर्ण सूर्य ग्रहण के दौरान चंद्रमा की काली डिस्क के चारों ओर एक टूटे हुए चमकीले छल्ले के रूप में दिखाई देता है, जिसने अभी-अभी सूर्य को ग्रहण किया है। क्रोमोस्फीयर बहुत विषम है और इसमें मुख्य रूप से लम्बी लंबी जीभ (स्पिक्यूल्स) होती है, जो इसे जलती हुई घास का रूप देती है। इन क्रोमोस्फेरिक जेटों का तापमान प्रकाशमंडल की तुलना में दो से तीन गुना अधिक होता है, और घनत्व सैकड़ों हजारों गुना कम होता है। क्रोमोस्फीयर की कुल लंबाई 10-15 हजार किलोमीटर है। क्रोमोस्फीयर में तापमान में वृद्धि को संवहन क्षेत्र से इसमें प्रवेश करने वाली तरंगों और चुंबकीय क्षेत्रों के प्रसार द्वारा समझाया गया है। पदार्थ लगभग उसी तरह गर्म होता है जैसे कि वह किसी विशाल माइक्रोवेव ओवन में हो। कणों की तापीय गति की गति बढ़ जाती है, उनके बीच टकराव अधिक हो जाता है, और परमाणु अपने बाहरी इलेक्ट्रॉन खो देते हैं: पदार्थ एक गर्म आयनित प्लाज्मा बन जाता है। यही भौतिक प्रक्रियाएँ सौर वायुमंडल की सबसे बाहरी परतों के असामान्य रूप से उच्च तापमान को भी बनाए रखती हैं, जो क्रोमोस्फीयर के ऊपर स्थित हैं।
अक्सर ग्रहण के दौरान (और विशेष वर्णक्रमीय उपकरणों की मदद से - और ग्रहण की प्रतीक्षा किए बिना) सूर्य की सतह के ऊपर विचित्र आकार के "फव्वारे", "बादल", "फ़नल", "झाड़ियाँ", "मेहराब" आदि देखे जा सकते हैं। क्रोमोस्फेरिक पदार्थों से अन्य चमकदार चमकदार संरचनाएँ। वे स्थिर या धीरे-धीरे बदलते हुए हो सकते हैं, जो चिकनी घुमावदार जेट से घिरे होते हैं जो क्रोमोस्फीयर के अंदर या बाहर बहते हैं, दसियों और सैकड़ों हजारों किलोमीटर बढ़ते हैं। ये सौर वायुमंडल की सबसे महत्वाकांक्षी संरचनाएँ हैं -। जब हाइड्रोजन परमाणुओं द्वारा उत्सर्जित लाल वर्णक्रमीय रेखा में देखा जाता है, तो वे सौर डिस्क की पृष्ठभूमि के खिलाफ गहरे, लंबे और घुमावदार तंतुओं के रूप में दिखाई देते हैं। प्रमुखता का घनत्व और तापमान क्रोमोस्फीयर के लगभग समान होता है। लेकिन वे इसके ऊपर हैं और सौर वायुमंडल की ऊंची, अत्यधिक दुर्लभ ऊपरी परतों से घिरे हुए हैं। प्रमुखताएँ क्रोमोस्फीयर में नहीं आतीं क्योंकि उनका पदार्थ सूर्य के सक्रिय क्षेत्रों के चुंबकीय क्षेत्रों द्वारा समर्थित होता है। पहली बार, ग्रहण के बाहर एक प्रमुखता का स्पेक्ट्रम 1868 में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री पियरे जेनसन और उनके अंग्रेजी सहयोगी जोसेफ लॉकर द्वारा देखा गया था। स्पेक्ट्रोस्कोप स्लिट को इस तरह से रखा गया है कि यह सूर्य के किनारे को काटता है, और यदि एक प्रमुखता है के निकट स्थित है, तो इसका विकिरण स्पेक्ट्रम देखा जा सकता है। उभार या क्रोमोस्फीयर के विभिन्न हिस्सों पर स्लिट को निर्देशित करके, भागों में उनका अध्ययन करना संभव है। क्रोमोस्फीयर की तरह प्रमुखता के स्पेक्ट्रम में चमकदार रेखाएं होती हैं, मुख्य रूप से हाइड्रोजन, हीलियम और कैल्शियम। अन्य रासायनिक तत्वों से उत्सर्जन रेखाएँ भी मौजूद हैं, लेकिन वे बहुत कमज़ोर हैं। कुछ प्रमुखताएं, लंबे समय तक बिना ध्यान देने योग्य परिवर्तन के रहने के बाद, अचानक विस्फोट करने लगती हैं, और उनका पदार्थ सैकड़ों किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में फेंक दिया जाता है। क्रोमोस्फीयर की उपस्थिति भी बार-बार बदलती रहती है, जो इसके घटक गैसों की निरंतर गति का संकेत देती है। कभी-कभी सूर्य के वायुमंडल के बहुत छोटे क्षेत्रों में विस्फोट जैसा कुछ होता है। ये तथाकथित क्रोमोस्फेरिक फ्लेयर्स हैं। वे आमतौर पर कई दसियों मिनट तक चलते हैं। हाइड्रोजन, हीलियम, आयनित कैल्शियम और कुछ अन्य तत्वों की वर्णक्रमीय रेखाओं में चमक के दौरान, क्रोमोस्फीयर के एक अलग खंड की चमक अचानक दस गुना बढ़ जाती है। पराबैंगनी और एक्स-रे विकिरण विशेष रूप से दृढ़ता से बढ़ता है: कभी-कभी इसकी शक्ति भड़कने से पहले स्पेक्ट्रम के इस लघु-तरंग दैर्ध्य क्षेत्र में सौर विकिरण की कुल शक्ति से कई गुना अधिक होती है। धब्बे, मशालें, प्रमुखताएँ, क्रोमोस्फेरिक फ्लेयर्स - ये सभी सौर गतिविधि की अभिव्यक्तियाँ हैं। बढ़ती गतिविधि के साथ, सूर्य पर इन संरचनाओं की संख्या बढ़ जाती है।
फ़ोटोस्फ़ेयरसौर वायुमंडल का मुख्य भाग है जिसमें दृश्य विकिरण बनता है, जो निरंतर होता है। इस प्रकार, यह हमारे पास आने वाली लगभग सारी सौर ऊर्जा उत्सर्जित करता है।
प्रकाशमंडल कई सौ किलोमीटर लंबी गैस की एक पतली परत है, जो काफी अपारदर्शी है।
प्रकाशमंडल तब दिखाई देता है जब सूर्य को उसकी स्पष्ट "सतह" के रूप में सफेद रोशनी में सीधे देखा जाता है।
प्रकाशमंडल पूरे दृश्यमान निरंतर स्पेक्ट्रम में विकिरण को दृढ़ता से उत्सर्जित करता है, और इसलिए अवशोषित करता है।
एक निश्चित गहराई पर स्थित प्रकाशमंडल की प्रत्येक परत का तापमान ज्ञात किया जा सकता है। प्रकाशमंडल में तापमान गहराई के साथ बढ़ता है और औसतन 6000 K होता है।
प्रकाशमंडल की लंबाई कई सौ किमी है।
प्रकाशमंडल पदार्थ का घनत्व 10 -7 ग्राम/सेमी 3 है।
प्रकाशमंडल के 1 सेमी 3 में लगभग 10 16 हाइड्रोजन परमाणु होते हैं। यह 0.1 एटीएम के दबाव से मेल खाता है।
इन परिस्थितियों में, कम आयनीकरण क्षमता वाले सभी रासायनिक तत्व आयनित होते हैं। हाइड्रोजन तटस्थ अवस्था में रहता है।
प्रकाशमंडल सूर्य पर तटस्थ हाइड्रोजन का एकमात्र क्षेत्र है।
फोटोस्फीयर के दृश्य और फोटोग्राफिक अवलोकन से इसकी बारीक संरचना का पता चलता है, जो निकट दूरी वाले क्यूम्यलस बादलों की याद दिलाती है। हल्की गोल संरचनाओं को कणिकाएँ कहा जाता है, और संपूर्ण संरचना को कणिकायन कहा जाता है। कणिकाओं का कोणीय आयाम 1” चाप से अधिक नहीं है, जो 700 किमी से मेल खाता है। प्रत्येक व्यक्तिगत दाना 5-10 मिनट तक मौजूद रहता है, जिसके बाद यह विघटित हो जाता है और उसके स्थान पर नए दाने बन जाते हैं। दाने अंधेरे स्थानों से घिरे हुए हैं। पदार्थ कणिकाओं में ऊपर उठता है और उनके चारों ओर गिरता है। इन आंदोलनों की गति 1-2 किमी/सेकेंड है।
कणीकरण प्रकाशमंडल के नीचे स्थित संवहन क्षेत्र की अभिव्यक्ति है। संवहन क्षेत्र में, पदार्थ का मिश्रण गैस के अलग-अलग द्रव्यमानों के बढ़ने और घटने के परिणामस्वरूप होता है।
सूर्य की बाहरी परतों में संवहन की घटना का कारण दो महत्वपूर्ण परिस्थितियाँ हैं। एक ओर, प्रकाशमंडल के ठीक नीचे का तापमान गहराई में बहुत तेज़ी से बढ़ता है और विकिरण गहरी गर्म परतों से विकिरण की रिहाई सुनिश्चित नहीं कर सकता है। इसलिए, ऊर्जा स्वयं गतिमान विषमताओं द्वारा स्थानांतरित होती है। दूसरी ओर, ये विषमताएँ दृढ़ हो जाती हैं यदि उनमें गैस पूरी तरह से नहीं, बल्कि आंशिक रूप से आयनित हो।
प्रकाशमंडल की निचली परतों में गुजरते समय, गैस निष्प्रभावी हो जाती है और स्थिर विषमताएँ बनाने में सक्षम नहीं होती है। इसलिए, संवहन क्षेत्र के बिल्कुल ऊपरी हिस्सों में, संवहन गति धीमी हो जाती है और संवहन अचानक बंद हो जाता है।
प्रकाशमंडल में दोलन और विक्षोभ ध्वनिक तरंगें उत्पन्न करते हैं।
संवहन क्षेत्र की बाहरी परतें एक प्रकार के अनुनादक का प्रतिनिधित्व करती हैं जिसमें 5 मिनट के दोलन खड़े तरंगों के रूप में उत्तेजित होते हैं।
17.5 सौर वायुमंडल की बाहरी परतें: क्रोमोस्फीयर और कोरोना। क्रोमोस्फीयर और कोरोना के गर्म होने के कारण और तंत्र.
प्रकाशमंडल में पदार्थ का घनत्व ऊंचाई के साथ तेजी से घटता जाता है और बाहरी परतें बहुत दुर्लभ हो जाती हैं। प्रकाशमंडल की बाहरी परतों में, तापमान 4500 K तक पहुँच जाता है, और फिर फिर से बढ़ना शुरू हो जाता है।
हाइड्रोजन और हीलियम के आयनीकरण के साथ तापमान में कई दसियों हज़ार डिग्री तक धीमी वृद्धि होती है। वायुमंडल के इस भाग को कहा जाता है वर्णमण्डल.
क्रोमोस्फीयर की ऊपरी परतों में, पदार्थ का घनत्व 10 -15 ग्राम/सेमी 3 तक पहुंच जाता है।
क्रोमोस्फीयर की इन परतों में से 1 सेमी 3 में लगभग 10 9 परमाणु होते हैं, लेकिन तापमान दस लाख डिग्री तक बढ़ जाता है। यहीं से सूर्य के वायुमंडल का सबसे बाहरी भाग, जिसे सौर कोरोना कहा जाता है, शुरू होता है।
सौर वायुमंडल की सबसे बाहरी परतों के गर्म होने का कारण प्रकाशमंडल में उठने वाली ध्वनि तरंगों की ऊर्जा है। जैसे-जैसे वे निचली-घनत्व परतों में ऊपर की ओर फैलती हैं, ये तरंगें अपने आयाम को कई किलोमीटर तक बढ़ा देती हैं और शॉक तरंगों में बदल जाती हैं। सदमे तरंगों की घटना के परिणामस्वरूप, तरंग अपव्यय होता है, जिससे कण आंदोलन की अराजक गति बढ़ जाती है और तापमान में वृद्धि होती है।
क्रोमोस्फीयर की अभिन्न चमक प्रकाशमंडल की चमक से सैकड़ों गुना कम है। इसलिए, क्रोमोस्फीयर का निरीक्षण करने के लिए, विशेष तरीकों का उपयोग करना आवश्यक है जो फोटोस्फेरिक विकिरण के शक्तिशाली प्रवाह से इसके कमजोर विकिरण को अलग करना संभव बनाता है।
ग्रहण के दौरान अवलोकन सबसे सुविधाजनक तरीके हैं।
क्रोमोस्फीयर की लंबाई 12 - 15,000 किमी है।
क्रोमोस्फीयर की तस्वीरों का अध्ययन करते समय, असमानताएं दिखाई देती हैं, सबसे छोटी कहा जाता है कंटक. स्पाइक्यूल्स आकार में आयताकार होते हैं, रेडियल दिशा में लम्बे होते हैं। इनकी लंबाई कई हजार किमी, मोटाई करीब 1,000 किमी है। कई दसियों किमी/सेकंड की गति से, स्पाइक्यूल्स क्रोमोस्फीयर से कोरोना में उठते हैं और उसमें घुल जाते हैं। स्पिक्यूल्स के माध्यम से, क्रोमोस्फीयर के पदार्थ का ऊपरी कोरोना के साथ आदान-प्रदान होता है। स्पाइक्यूल्स एक बड़ी संरचना बनाते हैं, जिसे क्रोमोस्फेरिक नेटवर्क कहा जाता है, जो कणिकाओं की तुलना में सबफोटोस्फेरिक संवहन क्षेत्र के बहुत बड़े और गहरे तत्वों के कारण होने वाली तरंग गतियों से उत्पन्न होता है।
ताजइसकी चमक बहुत कम है, इसलिए इसे केवल सूर्य ग्रहण के कुल चरण के दौरान ही देखा जा सकता है। ग्रहणों के बाहर, इसे कोरोनोग्राफ का उपयोग करके देखा जाता है। मुकुट की रूपरेखा तेज नहीं है और इसका आकार अनियमित है जो समय के साथ बहुत बदल जाता है।
कोरोना का सबसे चमकीला हिस्सा, जो सूर्य की 0.2 - 0.3 त्रिज्या से अधिक नहीं दूर होता है, आमतौर पर आंतरिक कोरोना कहा जाता है, और शेष, बहुत विस्तारित भाग को बाहरी कोरोना कहा जाता है।
मुकुट की एक महत्वपूर्ण विशेषता इसकी दीप्तिमान संरचना है। किरणें अलग-अलग लंबाई में आती हैं, एक दर्जन या अधिक सौर त्रिज्या तक।
आंतरिक मुकुट चाप, हेलमेट और व्यक्तिगत बादलों जैसी संरचनात्मक संरचनाओं से समृद्ध है।
कोरोना विकिरण प्रकाशमंडल से प्रकीर्णित प्रकाश है। यह प्रकाश अत्यधिक ध्रुवीकृत है। ऐसा ध्रुवीकरण केवल मुक्त इलेक्ट्रॉनों के कारण ही हो सकता है।
कोरोना पदार्थ के 1 सेमी 3 में लगभग 10 8 मुक्त इलेक्ट्रॉन होते हैं। इतनी संख्या में मुक्त इलेक्ट्रॉनों की उपस्थिति आयनीकरण के कारण होनी चाहिए। इसका मतलब है कि कोरोना के 1 सेमी 3 में लगभग 10 8 आयन होते हैं। पदार्थ की कुल सांद्रता 2 होनी चाहिए . 10 8 .
सौर कोरोना एक दुर्लभ प्लाज्मा है जिसका तापमान लगभग दस लाख केल्विन है। उच्च तापमान का परिणाम कोरोना का व्यापक विस्तार है। कोरोना की लंबाई प्रकाशमंडल की मोटाई से सैकड़ों गुना अधिक है और सैकड़ों-हजारों किलोमीटर के बराबर है।
18. सूर्य की आंतरिक संरचना.
