Fotosfer dan kromosfer Matahari. Suasana Matahari Suhu fotosfer matahari kira-kira 6000 K

Fotosfer adalah bagian utama atmosfer matahari tempat terbentuknya radiasi tampak yang kontinu. Dengan demikian, ia memancarkan hampir seluruh energi matahari yang datang kepada kita.

Fotosfer adalah lapisan gas tipis yang panjangnya beberapa ratus kilometer dan cukup buram.

Fotosfer terlihat ketika mengamati Matahari secara langsung dalam cahaya putih berupa “permukaan” nyatanya.

Fotosfer memancarkan dengan kuat, dan karenanya menyerap, radiasi di seluruh spektrum kontinu yang terlihat.

Untuk setiap lapisan fotosfer yang terletak pada kedalaman tertentu, suhunya dapat diketahui. Suhu di fotosfer meningkat seiring dengan kedalaman dan rata-rata 6000 K.

Panjang fotosfer beberapa ratus km.

Massa jenis zat fotosfer adalah 10 -7 g/cm 3 .

1 cm 3 fotosfer mengandung sekitar 10 16 atom hidrogen. Ini sesuai dengan tekanan 0,1 atm.

Dalam kondisi ini, semua unsur kimia dengan potensi ionisasi rendah akan terionisasi. Hidrogen tetap dalam keadaan netral.

Fotosfer adalah satu-satunya wilayah hidrogen netral di Matahari.

Pengamatan visual dan fotografis pada fotosfer memperlihatkan struktur halusnya, mengingatkan pada awan kumulus yang berjarak dekat. Formasi bulat ringan disebut butiran, dan seluruh struktur disebut granulasi. Dimensi sudut butiran tidak lebih dari 1” busur, yang setara dengan 700 km. Setiap butiran individu ada selama 5-10 menit, setelah itu hancur dan butiran baru terbentuk sebagai gantinya. Butiran tersebut dikelilingi oleh ruang gelap. Zat tersebut naik ke dalam butiran dan mengendap di sekitarnya. Kecepatan gerakan ini adalah 1-2 km/s.

Granulasi merupakan manifestasi dari zona konvektif yang terletak di bawah fotosfer. Di zona konvektif, pencampuran materi terjadi sebagai akibat naik turunnya masing-masing massa gas.

Penyebab terjadinya konveksi pada lapisan terluar Matahari adalah dua keadaan penting. Di satu sisi, suhu tepat di bawah fotosfer meningkat sangat cepat dan radiasi tidak dapat menjamin pelepasan radiasi dari lapisan panas yang lebih dalam. Oleh karena itu, energi ditransfer oleh ketidakhomogenan yang bergerak itu sendiri. Di sisi lain, ketidakhomogenan ini menjadi kuat jika gas di dalamnya tidak terionisasi seluruhnya, tetapi hanya sebagian.

Ketika melewati lapisan bawah fotosfer, gas menjadi netral dan tidak mampu membentuk ketidakhomogenan yang stabil. oleh karena itu, di bagian paling atas zona konvektif, pergerakan konvektif melambat dan konveksi tiba-tiba berhenti.

Osilasi dan gangguan pada fotosfer menghasilkan gelombang akustik.

Lapisan luar zona konvektif mewakili sejenis resonator di mana osilasi 5 menit tereksitasi dalam bentuk gelombang berdiri.

17.5 Lapisan luar atmosfer matahari: kromosfer dan corona. Penyebab dan mekanisme pemanasan kromosfer dan corona.

Kepadatan materi di fotosfer dengan cepat berkurang seiring dengan ketinggian dan lapisan luar menjadi sangat tipis. Di lapisan luar fotosfer, suhu mencapai 4500 K, kemudian mulai naik kembali.

Terjadi peningkatan suhu secara perlahan hingga beberapa puluh ribu derajat, disertai ionisasi hidrogen dan helium. Bagian atmosfer ini disebut kromosfer.

Di lapisan atas kromosfer, massa jenis zat mencapai 10 -15 g/cm 3 .

1 cm 3 lapisan kromosfer ini mengandung sekitar 10 9 atom, tetapi suhunya meningkat hingga satu juta derajat. Di sinilah bagian terluar dari atmosfer Matahari, yang disebut mahkota matahari, bermula.

Penyebab memanasnya lapisan terluar atmosfer matahari adalah energi gelombang akustik yang timbul di fotosfer. Saat merambat ke atas menuju lapisan dengan kepadatan lebih rendah, gelombang ini meningkatkan amplitudonya hingga beberapa kilometer dan berubah menjadi gelombang kejut. Akibat terjadinya gelombang kejut, terjadi disipasi gelombang yang meningkatkan kekacauan kecepatan pergerakan partikel dan terjadi peningkatan suhu.

Kecerahan integral kromosfer ratusan kali lebih kecil dari kecerahan fotosfer. Oleh karena itu, untuk mengamati kromosfer, perlu menggunakan metode khusus yang memungkinkan untuk mengisolasi radiasi lemahnya dari fluks radiasi fotosfer yang kuat.

Metode yang paling mudah adalah pengamatan selama gerhana.

Panjang kromosfer adalah 12 - 15.000 km.

Saat mempelajari foto-foto kromosfer, ketidakhomogenan terlihat, yang terkecil disebut spikula. Spikula berbentuk lonjong, memanjang ke arah radial. Panjangnya beberapa ribu km, ketebalannya sekitar 1.000 km. Dengan kecepatan beberapa puluh km/s, spikula naik dari kromosfer menuju korona dan larut di dalamnya. Melalui spikula, substansi kromosfer dipertukarkan dengan mahkota di atasnya. Spikula membentuk struktur yang lebih besar, yang disebut jaringan kromosfer, yang dihasilkan oleh gerakan gelombang yang disebabkan oleh elemen zona konvektif subfotosfer yang jauh lebih besar dan lebih dalam daripada butiran.

Mahkota memiliki kecerahan yang sangat rendah sehingga hanya dapat diamati pada fase gerhana matahari total. Di luar gerhana, pengamatannya dilakukan dengan menggunakan coronagraphs. Mahkota tidak memiliki garis yang tajam dan memiliki bentuk tidak beraturan yang banyak berubah seiring waktu.

Bagian paling terang dari mahkota, yang terletak tidak lebih dari 0,2 - 0,3 jari-jari Matahari, biasanya disebut mahkota dalam, dan sisanya, bagian yang sangat memanjang disebut mahkota luar.

Ciri penting mahkota adalah strukturnya yang bercahaya. Sinarnya memiliki panjang yang berbeda-beda, hingga selusin atau lebih jari-jari matahari.

Mahkota bagian dalam kaya akan formasi struktural yang menyerupai busur, helm, dan awan individu.

Radiasi corona adalah cahaya yang tersebar dari fotosfer. Cahaya ini sangat terpolarisasi. Polarisasi seperti itu hanya dapat disebabkan oleh elektron bebas.

1 cm 3 materi mahkota mengandung sekitar 10 8 elektron bebas. Munculnya elektron bebas sebanyak itu pasti disebabkan oleh ionisasi. Artinya 1 cm 3 mahkota mengandung sekitar 10 8 ion. Konsentrasi total zat harus 2 . 10 8 .

Korona matahari adalah plasma yang dijernihkan dengan suhu sekitar satu juta Kelvin. Akibat suhu tinggi adalah meluasnya corona. Panjang mahkota ratusan kali lebih besar dari ketebalan fotosfer dan berjumlah ratusan ribu kilometer.

18. Struktur internal Matahari.

Struktur internal Matahari

Apa yang terlihat di Matahari?

Semua orang mungkin tahu bahwa Anda tidak dapat melihat Matahari dengan mata telanjang, apalagi melalui teleskop tanpa filter khusus yang sangat gelap atau perangkat lain yang melemahkan cahaya. Jika larangan ini diabaikan, pengamat berisiko mengalami luka bakar parah pada mata. Cara termudah untuk melihat Matahari adalah dengan memproyeksikan gambarnya ke layar putih. Bahkan dengan menggunakan teleskop amatir kecil, Anda bisa mendapatkan gambar piringan matahari yang diperbesar. Apa yang dapat Anda lihat pada gambar ini? Pertama-tama, ketajaman tepian matahari menarik perhatian. Matahari merupakan bola gas yang tidak mempunyai batas yang jelas, massa jenisnya berkurang secara bertahap. Kalau begitu, mengapa kita melihatnya digariskan dengan tajam? Faktanya adalah hampir semua radiasi matahari yang terlihat berasal dari lapisan yang sangat tipis, yang memiliki nama khusus - fotosfer. (Yunani: “bola cahaya”). Ketebalan fotosfer tidak melebihi 300 km. Lapisan tipis bercahaya inilah yang menciptakan ilusi bagi pengamat bahwa Matahari memiliki “permukaan”.

Struktur internal Matahari

Fotosfer

Atmosfer Matahari dimulai 200-300 km lebih dalam dari tepi piringan matahari yang terlihat. Lapisan atmosfer terdalam ini disebut fotosfer. Karena ketebalannya tidak lebih dari sepertiga ribu jari-jari matahari, fotosfer kadang-kadang disebut permukaan Matahari. Kepadatan gas di fotosfer kira-kira sama dengan di stratosfer bumi, dan ratusan kali lebih kecil dibandingkan di permukaan bumi. Suhu fotosfer menurun dari 8000 K pada kedalaman 300 km menjadi 4000 K di lapisan paling atas. Suhu lapisan tengah, radiasi yang kita rasakan, sekitar 6000 K. Dalam kondisi seperti itu, hampir semua molekul gas terurai menjadi atom-atom individual. Hanya di lapisan paling atas fotosfer yang relatif sedikit molekul sederhana dan radikal tipe H, OH, dan CH yang terawetkan. Peran khusus dalam atmosfer matahari dimainkan oleh zat yang tidak ditemukan di alam terestrial. ion hidrogen negatif, yang merupakan proton dengan dua elektron. Senyawa yang tidak biasa ini terjadi di lapisan fotosfer terluar yang paling tipis dan “terdingin” ketika elektron bebas bermuatan negatif, yang disuplai oleh atom kalsium, natrium, magnesium, besi, dan logam lainnya yang mudah terionisasi, “menempel” pada atom hidrogen netral. Saat dihasilkan, ion hidrogen negatif memancarkan sebagian besar cahaya tampak. Ion-ion tersebut dengan rakus menyerap cahaya yang sama, itulah sebabnya opasitas atmosfer meningkat dengan cepat seiring bertambahnya kedalaman. Oleh karena itu, tepian Matahari yang terlihat tampak sangat tajam bagi kita.

Dalam teleskop dengan perbesaran tinggi, Anda dapat mengamati detail halus fotosfer: semuanya tampak berserakan butiran kecil terang - butiran, dipisahkan oleh jaringan jalur gelap yang sempit. Granulasi adalah hasil percampuran aliran gas hangat yang naik dan aliran gas dingin yang turun. Perbedaan suhu di antara mereka di lapisan luar relatif kecil (200-300 K), tetapi lebih dalam, di zona konvektif, lebih besar, dan pencampuran terjadi lebih intens. Konveksi di lapisan luar Matahari berperan besar dalam menentukan struktur atmosfer secara keseluruhan. Pada akhirnya, konveksi, sebagai akibat interaksi kompleks dengan medan magnet matahari, yang menjadi penyebab berbagai manifestasi aktivitas matahari. Medan magnet terlibat dalam semua proses di Matahari. Kadang-kadang, medan magnet terkonsentrasi muncul di wilayah kecil di atmosfer matahari, beberapa ribu kali lebih kuat daripada di Bumi. Plasma terionisasi adalah konduktor yang baik; ia tidak dapat bergerak melintasi garis induksi magnet dari medan magnet yang kuat. Oleh karena itu, di tempat seperti itu, pencampuran dan naiknya gas panas dari bawah terhambat, dan muncul area gelap - bintik matahari. Dengan latar belakang fotosfer yang mempesona, tampak hitam pekat, meski kenyataannya kecerahannya hanya sepuluh kali lebih lemah. Seiring waktu, ukuran dan bentuk bintik berubah drastis. Muncul dalam bentuk titik yang hampir tidak terlihat - pori-pori, titik tersebut secara bertahap bertambah ukurannya hingga beberapa puluh ribu kilometer. Bintik-bintik besar, biasanya, terdiri dari bagian gelap (inti) dan bagian yang kurang gelap - penumbra, yang strukturnya membuat bintik tersebut tampak seperti pusaran. Bintik-bintik tersebut dikelilingi oleh area fotosfer yang lebih terang, yang disebut faculae atau flare field. Fotosfer secara bertahap berpindah ke lapisan luar atmosfer matahari yang lebih tipis - kromosfer dan mahkota.

Kromosfer

Di atas fotosfer terdapat kromosfer, lapisan heterogen yang suhunya berkisar antara 6.000 hingga 20.000 K. Kromosfer (bahasa Yunani untuk “bola warna”) dinamai berdasarkan warna ungu kemerahannya. Hal ini terlihat selama gerhana matahari total sebagai cincin terang yang tidak rata di sekitar piringan hitam Bulan, yang baru saja menutupi Matahari. Kromosfer sangat heterogen dan sebagian besar terdiri dari lidah memanjang (spikula), sehingga tampak seperti rumput terbakar. Suhu pancaran kromosfer ini dua hingga tiga kali lebih tinggi dibandingkan di fotosfer, dan kepadatannya ratusan ribu kali lebih kecil. Total panjang kromosfer adalah 10-15 ribu kilometer. Peningkatan suhu di kromosfer disebabkan oleh rambat gelombang dan medan magnet yang menembusnya dari zona konvektif. Zat tersebut memanas dengan cara yang hampir sama seperti jika zat tersebut berada di dalam oven microwave raksasa. Kecepatan gerak termal partikel meningkat, tumbukan antar partikel menjadi lebih sering, dan atom kehilangan elektron terluarnya: zat menjadi plasma terionisasi panas. Proses fisik yang sama ini juga mempertahankan suhu yang luar biasa tinggi di lapisan terluar atmosfer matahari, yang terletak di atas kromosfer.

Seringkali selama gerhana (dan dengan bantuan instrumen spektral khusus - dan tanpa menunggu gerhana) di atas permukaan Matahari seseorang dapat mengamati “air mancur”, “awan”, “corong”, “semak”, “lengkungan” dan “lengkungan” yang berbentuk aneh. formasi bercahaya terang lainnya dari zat kromosfer. Mereka bisa diam atau berubah perlahan, dikelilingi oleh pancaran melengkung halus yang mengalir masuk atau keluar kromosfer, naik puluhan dan ratusan ribu kilometer. Ini adalah formasi atmosfer matahari yang paling megah -. Jika diamati pada garis spektral merah yang dipancarkan atom hidrogen, mereka tampak dengan latar belakang piringan matahari sebagai filamen gelap, panjang, dan melengkung. Tonjolan memiliki kepadatan dan suhu yang kira-kira sama dengan kromosfer. Namun mereka berada di atasnya dan dikelilingi oleh lapisan atas atmosfer matahari yang lebih tinggi dan sangat tipis. Penonjolan tidak jatuh ke dalam kromosfer karena materinya didukung oleh medan magnet daerah aktif Matahari. Untuk pertama kalinya, spektrum penonjolan di luar gerhana diamati oleh astronom Perancis Pierre Jansen dan rekannya dari Inggris Joseph Lockyer pada tahun 1868. Celah spektroskop diposisikan sedemikian rupa sehingga memotong tepi Matahari, dan jika penonjolan adalah terletak di dekatnya, maka spektrum radiasinya dapat terlihat. Dengan mengarahkan celah pada bagian menonjol atau kromosfer yang berbeda, dimungkinkan untuk mempelajarinya dalam beberapa bagian. Spektrum penonjolan, seperti kromosfer, terdiri dari garis-garis terang, terutama hidrogen, helium, dan kalsium. Garis emisi dari unsur kimia lain juga ada, namun jauh lebih lemah. Beberapa benda menonjol, yang sudah lama tidak berubah, tiba-tiba tampak meledak, dan materinya terlempar ke ruang antarplanet dengan kecepatan ratusan kilometer per detik. Kemunculan kromosfer juga sering berubah, menunjukkan adanya pergerakan terus menerus dari gas-gas penyusunnya. Terkadang hal serupa dengan ledakan terjadi di wilayah yang sangat kecil di atmosfer Matahari. Inilah yang disebut suar kromosfer. Biasanya berlangsung beberapa puluh menit. Selama kilatan cahaya pada garis spektral hidrogen, helium, kalsium terionisasi, dan beberapa elemen lainnya, pancaran bagian terpisah dari kromosfer tiba-tiba meningkat puluhan kali lipat. Radiasi ultraviolet dan sinar-X meningkat sangat kuat: terkadang kekuatannya beberapa kali lebih tinggi daripada total kekuatan radiasi matahari di wilayah spektrum panjang gelombang pendek sebelum suar. Bintik-bintik, obor, tonjolan, semburan kromosfer - semua ini adalah manifestasi aktivitas matahari. Dengan meningkatnya aktivitas, jumlah formasi di Matahari meningkat.