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 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 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.

>Matahari terbuat dari apa?

Temukan, terbuat dari apa matahari: deskripsi struktur dan komposisi bintang, daftar unsur kimia, jumlah dan karakteristik lapisan beserta foto, diagram.

Dari Bumi, Matahari tampak seperti bola api halus, dan sebelum bintik matahari ditemukan oleh pesawat ruang angkasa Galileo, banyak astronom percaya bahwa bintik matahari itu berbentuk sempurna tanpa cacat. Sekarang kita tahu itu Matahari terdiri dari beberapa lapisan, seperti Bumi, yang masing-masing menjalankan fungsinya sendiri. Struktur Matahari yang sangat besar seperti tungku ini adalah pemasok semua energi di Bumi yang dibutuhkan untuk kehidupan di bumi.

Matahari terdiri dari unsur apa?

Jika Anda dapat memisahkan bintang dan membandingkan unsur-unsur penyusunnya, Anda akan menyadari bahwa komposisinya adalah 74% hidrogen dan 24% helium. Selain itu, Matahari terdiri dari 1% oksigen, dan 1% sisanya adalah unsur kimia tabel periodik seperti kromium, kalsium, neon, karbon, magnesium, belerang, silikon, nikel, besi. Para astronom percaya bahwa unsur yang lebih berat dari helium adalah logam.

Bagaimana semua unsur Matahari ini terbentuk? Big Bang menghasilkan hidrogen dan helium. Pada awal terbentuknya Alam Semesta, unsur pertama, hidrogen, muncul dari partikel elementer. Karena suhu dan tekanan yang tinggi, kondisi di alam semesta serupa dengan kondisi di inti bintang. Belakangan, hidrogen dilebur menjadi helium saat alam semesta memiliki suhu tinggi yang diperlukan agar reaksi fusi dapat terjadi. Proporsi hidrogen dan helium yang ada di alam semesta kini berkembang setelah Big Bang dan tidak berubah.

Unsur-unsur Matahari yang tersisa tercipta di bintang-bintang lain. Di inti bintang, proses sintesis hidrogen menjadi helium terus terjadi. Setelah menghasilkan semua oksigen di inti, mereka beralih ke fusi nuklir unsur-unsur yang lebih berat seperti litium, oksigen, helium. Banyak logam berat yang ditemukan di Matahari terbentuk di bintang lain pada akhir masa hidupnya.

Unsur terberat, emas dan uranium, terbentuk ketika bintang-bintang yang berkali-kali lebih besar dari Matahari kita meledak. Dalam sepersekian detik terbentuknya lubang hitam, unsur-unsur bertabrakan dengan kecepatan tinggi dan terbentuklah unsur-unsur terberat. Ledakan tersebut menyebarkan unsur-unsur ini ke seluruh alam semesta, dan membantu membentuk bintang-bintang baru.

Matahari kita telah mengumpulkan unsur-unsur yang tercipta akibat Big Bang, unsur-unsur dari bintang-bintang yang sekarat, dan partikel-partikel yang tercipta akibat ledakan bintang baru.

Matahari terdiri dari lapisan apa?

Sekilas, Matahari hanyalah sebuah bola yang terbuat dari helium dan hidrogen, namun setelah diteliti lebih dalam, terlihat jelas bahwa Matahari terdiri dari lapisan-lapisan yang berbeda. Ketika bergerak menuju inti, suhu dan tekanan meningkat, akibatnya terbentuklah lapisan, karena dalam kondisi yang berbeda hidrogen dan helium memiliki karakteristik yang berbeda.

inti surya

Mari kita mulai pergerakan kita melalui lapisan-lapisan dari inti hingga lapisan terluar komposisi Matahari. Di lapisan dalam Matahari - intinya, suhu dan tekanannya sangat tinggi, kondusif bagi fusi nuklir. Matahari menciptakan atom helium dari hidrogen, sebagai hasil dari reaksi ini, cahaya dan panas terbentuk, yang mencapai. Secara umum diterima bahwa suhu di Matahari sekitar 13.600.000 derajat Kelvin, dan massa jenis inti 150 kali lebih tinggi daripada massa jenis air.

Para ilmuwan dan astronom percaya bahwa inti Matahari mencapai sekitar 20% panjang jari-jari matahari. Dan di dalam inti, suhu dan tekanan tinggi menyebabkan atom hidrogen terpecah menjadi proton, neutron, dan elektron. Matahari mengubahnya menjadi atom helium, meskipun dalam keadaan mengambang bebas.

Reaksi ini disebut eksotermik. Ketika reaksi ini terjadi, sejumlah besar panas dilepaskan, sebesar 389 x 10 31 J. per detik.

Zona radiasi Matahari

Zona ini berasal dari batas inti (20% radius matahari), dan panjangnya mencapai 70% radius matahari. Di dalam zona ini terdapat materi matahari yang komposisinya cukup padat dan panas, sehingga radiasi panas melewatinya tanpa kehilangan panas.

Reaksi fusi nuklir terjadi di dalam inti surya - penciptaan atom helium sebagai hasil fusi proton. Reaksi ini menghasilkan radiasi gamma dalam jumlah besar. Dalam proses ini, foton energi dipancarkan, kemudian diserap di zona radiasi dan dipancarkan kembali oleh berbagai partikel.

Lintasan foton biasanya disebut “jalan acak”. Alih-alih bergerak lurus ke permukaan Matahari, foton bergerak dalam pola zigzag. Akibatnya, setiap foton membutuhkan waktu sekitar 200.000 tahun untuk mengatasi zona radiasi Matahari. Ketika berpindah dari satu partikel ke partikel lainnya, foton kehilangan energi. Ini bagus untuk Bumi, karena kita hanya bisa menerima radiasi gamma yang berasal dari Matahari. Sebuah foton yang memasuki ruang angkasa membutuhkan waktu 8 menit untuk sampai ke Bumi.

Sejumlah besar bintang memiliki zona radiasi, dan ukurannya secara langsung bergantung pada skala bintang. Semakin kecil bintangnya, semakin kecil pula zonanya, yang sebagian besar akan ditempati oleh zona konvektif. Bintang terkecil mungkin tidak memiliki zona radiasi, dan zona konvektif akan mencapai jarak ke inti. Untuk bintang terbesar situasinya sebaliknya, zona radiasi meluas hingga ke permukaan.

Zona konvektif

Zona konvektif berada di luar zona radiasi, dimana panas internal matahari mengalir melalui kolom-kolom gas panas.

Hampir semua bintang mempunyai zona seperti itu. Bagi Matahari kita, ia terbentang dari 70% radius Matahari hingga ke permukaan (fotosfer). Gas di kedalaman bintang, dekat inti, memanas dan naik ke permukaan, seperti gelembung lilin di dalam lampu. Saat mencapai permukaan bintang, terjadi kehilangan panas; saat mendingin, gas tenggelam kembali ke pusat, memulihkan energi panas. Sebagai contoh, Anda bisa menyalakan api sepanci air mendidih.

Permukaan Matahari seperti tanah gembur. Kelainan tersebut merupakan kolom gas panas yang membawa panas ke permukaan Matahari. Lebarnya mencapai 1000 km, dan waktu penyebarannya mencapai 8-20 menit.

Para astronom percaya bahwa bintang bermassa rendah, seperti katai merah, hanya memiliki zona konvektif yang meluas hingga ke inti. Mereka tidak memiliki zona radiasi, hal ini tidak bisa dikatakan tentang Matahari.

fotosfer

Satu-satunya lapisan Matahari yang terlihat dari Bumi adalah. Di bawah lapisan ini, Matahari menjadi buram, dan para astronom menggunakan metode lain untuk mempelajari bagian dalam bintang kita. Suhu permukaan mencapai 6000 Kelvin dan bersinar kuning-putih, terlihat dari Bumi.

Atmosfer Matahari terletak di belakang fotosfer. Bagian matahari yang terlihat pada saat gerhana matahari disebut.

Struktur Matahari pada diagram

NASA telah secara khusus mengembangkan untuk kebutuhan pendidikan representasi skematis dari struktur dan komposisi Matahari, yang menunjukkan suhu untuk setiap lapisan:

• (Radiasi tampak, IR dan UV) – ini adalah radiasi tampak, radiasi infra merah, dan radiasi ultraviolet. Radiasi tampak adalah cahaya yang kita lihat berasal dari Matahari. Radiasi inframerah adalah panas yang kita rasakan. Radiasi ultraviolet adalah radiasi yang membuat kita menjadi cokelat. Matahari menghasilkan radiasi ini secara bersamaan.
• (Fotosfer 6000 K) – Fotosfer adalah lapisan atas Matahari, permukaannya. Suhu 6000 Kelvin sama dengan 5700 derajat Celcius.
• Emisi radio - Selain radiasi tampak, radiasi infra merah, dan radiasi ultraviolet, Matahari juga memancarkan emisi radio, yang ditemukan oleh para astronom menggunakan teleskop radio. Tergantung pada jumlah bintik matahari, emisi ini bertambah dan berkurang.
• Lubang Koral - Ini adalah tempat di Matahari di mana corona memiliki kepadatan plasma yang rendah, akibatnya warnanya lebih gelap dan dingin.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) – Zona radiasi Matahari memiliki suhu ini.
• Zona konvektif/Konveksi turbulen (trans. Zona konvektif/Konveksi turbulen) – Ini adalah tempat di Matahari di mana energi panas inti ditransfer secara konveksi. Kolom plasma mencapai permukaan, melepaskan panasnya, dan kembali turun untuk memanas kembali.
• Lingkaran koroner (trans. Coronal loops) adalah loop yang terdiri dari plasma di atmosfer matahari, bergerak sepanjang garis magnet. Mereka terlihat seperti lengkungan besar yang memanjang dari permukaan sejauh puluhan ribu kilometer.
• Inti (trans. Inti) adalah jantung matahari di mana fusi nuklir terjadi menggunakan suhu dan tekanan tinggi. Semua energi matahari berasal dari inti.
• 14.500.000 K (per. 14.500.000 Kelvin) – Suhu inti surya.
• Zona Radiasi (trans. Zona radiasi) - Lapisan Matahari tempat energi ditransmisikan menggunakan radiasi. Foton melampaui zona radiasi melebihi 200.000 dan menuju luar angkasa.
• Neutrino (trans. Neutrino) adalah partikel kecil yang dapat diabaikan yang berasal dari Matahari sebagai akibat dari reaksi fusi nuklir. Ratusan ribu neutrino melewati tubuh manusia setiap detik, tetapi mereka tidak membahayakan kita, kita tidak merasakannya.
• Suar Kromosfer (diterjemahkan sebagai Suar Kromosfer) - Medan magnet bintang kita dapat berputar dan kemudian tiba-tiba pecah menjadi berbagai bentuk. Akibat putusnya medan magnet, semburan sinar-X yang kuat muncul dari permukaan Matahari.
• Lingkaran Medan Magnet - Medan magnet Matahari terletak di atas fotosfer, dan terlihat saat plasma panas bergerak sepanjang garis magnet di atmosfer Matahari.
• Bintik – Bintik matahari (trans. Bintik matahari) – Ini adalah tempat di permukaan Matahari di mana medan magnet melewati permukaan Matahari, dan suhunya lebih rendah, seringkali dalam bentuk lingkaran.
• Partikel energik (trans. Partikel energik) - Mereka berasal dari permukaan Matahari, sehingga terciptalah angin matahari. Dalam badai matahari, kecepatannya mencapai kecepatan cahaya.
• Sinar-X (diterjemahkan sebagai sinar-X) adalah sinar yang tidak terlihat oleh mata manusia yang terbentuk selama jilatan api matahari.
• Titik terang dan daerah magnet berumur pendek (trans. Titik terang dan daerah magnet berumur pendek) - Karena perbedaan suhu, titik terang dan titik redup muncul di permukaan Matahari.

Suasana Matahari

Nama lapisan	Ketinggian batas atas lapisan, km	Massa jenis, kg/m3	Suhu, K
fotosfer
Kromosfer
	Beberapa puluh jari-jari matahari

Bintik matahari (formasi gelap pada piringan matahari, karena suhunya ~ 1500 K lebih rendah dari suhu fotosfer) terdiri dari oval gelap - bayangan titik, dikelilingi oleh penumbra berserat yang lebih terang. Bintik matahari (pori-pori) terkecil memiliki diameter ~1000 km; diameter bintik matahari terbesar yang diamati melebihi 100.000 km. Bintik-bintik kecil sering muncul kurang dari 2 hari, yang berkembang 10-20 hari, yang terbesar bisa bertahan hingga 100 hari.

Spikula kromosfer (kolom gas terisolasi) memiliki diameter ~1000 km, tinggi hingga ~8000 km, kecepatan naik dan turun ~20 km/s, suhu ~15.000 K, dan masa pakai beberapa menit.

Tonjolan (awan yang relatif dingin dan padat di korona) meluas hingga 1/3 radius Matahari. Yang paling umum adalah tonjolan “tenang”, memiliki masa pakai hingga 1 tahun, panjang ~200 ribu km, ketebalan ~10 ribu km, dan tinggi ~30 ribu km. Letusan yang cepat biasanya terlontar ke atas dengan kecepatan 100-1000 km/s setelah flare.

Saat terjadi gerhana matahari total, kecerahan langit di sekitar Matahari adalah 1,6 · 10 -9 dari kecerahan rata-rata Matahari.

Kecerahan Bulan saat terjadi gerhana matahari total pada cahaya yang dipantulkan Bumi adalah 1,1 10 -10 kecerahan rata-rata Matahari.

fotosfer

Fotosfer (lapisan yang memancarkan cahaya) membentuk permukaan Matahari yang terlihat. Ketebalannya sesuai dengan ketebalan optik sekitar 2/3 unit. Secara absolut, fotosfer mencapai ketebalan, menurut berbagai perkiraan, dari 100 hingga 400 km. Bagian utama dari radiasi optik (tampak) Matahari berasal dari fotosfer, tetapi radiasi dari lapisan yang lebih dalam tidak lagi sampai ke kita. Suhu saat mendekati tepi luar fotosfer menurun dari 6600 K menjadi 4400 K. Suhu efektif fotosfer secara keseluruhan adalah 5778 K. Suhu tersebut dapat dihitung berdasarkan hukum Stefan-Boltzmann, yang menyatakan bahwa kekuatan radiasi suatu benda yang benar-benar hitam berbanding lurus dengan pangkat empat suhu tubuh. Hidrogen dalam kondisi seperti itu hampir sepenuhnya netral. Fotosfer membentuk permukaan Matahari yang terlihat, yang menentukan ukuran Matahari, jarak dari Matahari, dll. Karena gas di fotosfer relatif jarang, kecepatan rotasinya jauh lebih kecil daripada kecepatan rotasi dari benda padat. Pada saat yang sama, gas di daerah khatulistiwa dan kutub bergerak tidak merata - di ekuator terjadi revolusi dalam 24 hari, di kutub - dalam 30 hari.

Kromosfer

Kromosfer adalah kulit terluar Matahari, tebalnya sekitar 2000 km, mengelilingi fotosfer. Asal usul nama bagian atmosfer matahari ini dikaitkan dengan warnanya yang kemerahan, disebabkan oleh garis emisi hidrogen H-alpha merah dari deret Balmer mendominasi spektrum tampak kromosfer. Batas atas kromosfer tidak memiliki permukaan halus yang jelas; emisi panas yang disebut spikula terus-menerus muncul darinya. Jumlah spikula yang diamati secara bersamaan rata-rata 60-70 ribu. Oleh karena itu, pada akhir abad ke-19, astronom Italia Secchi, yang mengamati kromosfer melalui teleskop, membandingkannya dengan padang rumput yang terbakar. Suhu kromosfer meningkat seiring ketinggian dari 4000 hingga 20.000 K (kisaran suhu di atas 10.000 K relatif kecil).

Kepadatan kromosfer rendah, sehingga kecerahannya tidak mencukupi untuk pengamatan dalam kondisi normal. Namun saat terjadi gerhana matahari total, saat Bulan menutupi fotosfer terang, kromosfer yang terletak di atasnya menjadi terlihat dan bersinar merah. Hal ini juga dapat diamati kapan saja menggunakan filter optik pita sempit khusus. Selain garis H-alpha yang telah disebutkan dengan panjang gelombang 656,3 nm, filter juga dapat disetel ke garis Ca II K (393,4 nm) dan Ca II H (396,8 nm). Struktur kromosfer utama yang terlihat pada garis-garis ini adalah:

· jaringan kromosfer yang menutupi seluruh permukaan Matahari dan terdiri dari garis-garis yang mengelilingi sel supergranulasi dengan diameter hingga 30 ribu km;

· flocculi - formasi mirip awan ringan, paling sering terbatas pada area dengan medan magnet yang kuat - area aktif, sering kali mengelilingi bintik matahari;

· serabut dan serabut (fibril) - garis gelap dengan lebar dan panjang yang bervariasi, seperti flokulan, sering ditemukan di area aktif.

Mahkota

Korona adalah kulit terluar terakhir Matahari. Korona terutama terdiri dari penonjolan dan letusan energik yang memancar dan meletus beberapa ratus ribu bahkan lebih dari satu juta kilometer ke angkasa, membentuk angin matahari. Suhu rata-rata koronal berkisar antara 1 hingga 2 juta K, dan suhu maksimum di beberapa daerah berkisar antara 8 hingga 20 juta K. Meskipun suhunya sangat tinggi, suhu tersebut hanya terlihat dengan mata telanjang saat terjadi gerhana matahari total, sejak saat itu. Kepadatan materi di korona rendah, sehingga kecerahannya juga rendah. Pemanasan yang luar biasa intens pada lapisan ini tampaknya disebabkan oleh efek penyambungan kembali magnet dan pengaruh gelombang kejut (lihat Masalah pemanasan korona). Bentuk mahkota berubah tergantung pada fase siklus aktivitas matahari: pada periode aktivitas maksimum berbentuk bulat, dan minimal memanjang di sepanjang ekuator matahari. Karena suhu corona yang sangat tinggi, ia memancarkan radiasi intens dalam rentang ultraviolet dan sinar-X. Radiasi ini tidak melewati atmosfer bumi, namun belakangan ini dimungkinkan untuk mempelajarinya menggunakan pesawat ruang angkasa. Radiasi di berbagai wilayah mahkota terjadi secara tidak merata. Terdapat daerah aktif dan tenang yang panas, serta lubang koronal dengan suhu yang relatif rendah yaitu 600.000 K, dari mana garis-garis medan magnet muncul ke angkasa. Konfigurasi magnet (“terbuka”) ini memungkinkan partikel keluar dari Matahari tanpa hambatan, sehingga angin matahari sebagian besar dipancarkan dari lubang koronal.

Spektrum tampak corona matahari terdiri dari tiga komponen berbeda, yang disebut komponen L, K, dan F (atau berturut-turut disebut L-corona, K-corona, dan F-corona; nama lain dari komponen L adalah E- corona. Komponen K merupakan spektrum kontinu dari corona. Dengan latar belakangnya hingga ketinggian 9-10′ dari tepi tampak Matahari, komponen emisi L terlihat. diameter sudut Matahari sekitar 30′) ke atas, spektrum Fraunhofer terlihat, sama dengan spektrum fotosfer. Ini merupakan komponen F dari mahkota matahari. Pada ketinggian 20′, komponen F mendominasi spektrum corona. Ketinggian 9-10′ dianggap sebagai batas yang memisahkan corona bagian dalam dengan corona bagian luar. Radiasi matahari dengan panjang gelombang kurang dari 20 nm berarti seluruhnya berasal dari corona. pada foto umum Matahari pada panjang gelombang 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), hanya mahkota matahari beserta unsur-unsurnya yang terlihat, dan kromosfer serta fotosfer tidak terlihat. Dua lubang koronal yang hampir selalu ada di kutub utara dan selatan Matahari, serta lubang-lubang lain yang muncul sementara di permukaan kasat mata, praktis tidak memancarkan sinar-X sama sekali.

angin cerah

Dari bagian luar korona matahari, angin matahari mengalir keluar - aliran partikel terionisasi (terutama proton, elektron, dan partikel α), menyebar dengan penurunan kepadatan secara bertahap hingga batas heliosfer. Angin matahari dibagi menjadi dua komponen – angin matahari lambat dan angin matahari cepat. Angin matahari lambat mempunyai kecepatan sekitar 400 km/s dan suhu 1,4–1,6·10 6 K dan komposisinya sangat mirip dengan corona. Angin matahari cepat mempunyai kecepatan sekitar 750 km/s, suhu 8·10 5 K, dan komposisinya mirip dengan substansi fotosfer. Angin matahari yang lambat dua kali lebih padat dan kurang konstan dibandingkan angin matahari yang cepat. Angin matahari lambat memiliki struktur yang lebih kompleks dengan wilayah turbulensi.

Rata-rata, Matahari mengeluarkan sekitar 1,3·10 36 partikel per detik bersama angin. Akibatnya, total kehilangan massa Matahari (untuk jenis radiasi ini) adalah 2-3·10 −14 massa matahari per tahun. Kehilangan selama 150 juta tahun setara dengan massa bumi. Banyak fenomena alam di Bumi yang berhubungan dengan gangguan angin matahari, termasuk badai geomagnetik dan aurora.

Pengukuran langsung pertama dari karakteristik angin matahari dilakukan pada bulan Januari 1959 oleh stasiun Soviet Luna-1. Pengamatan dilakukan dengan menggunakan pencacah sintilasi dan detektor ionisasi gas. Tiga tahun kemudian, pengukuran yang sama dilakukan oleh ilmuwan Amerika menggunakan stasiun Mariner 2. Pada akhir tahun 1990an, menggunakan Spektrometer Koronal Ultraviolet.Ultraungu Mahkota Spektrometer ( UVCS) ) di atas satelit SOHO, dilakukan pengamatan terhadap area di mana terjadi angin matahari cepat di kutub surya.

Struktur internal Matahari

© Vladimir Kalanov
Pengetahuan adalah kekuatan

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.

§ 43. matahari

Matahari adalah sebuah bintang, reaksi termonuklir di intinya memberi kita energi yang diperlukan untuk kehidupan.

Matahari adalah bintang terdekat dengan Bumi. Ini memberikan cahaya dan kehangatan, yang tanpanya kehidupan di Bumi tidak mungkin terjadi. Sebagian energi matahari yang jatuh ke bumi diserap dan dihamburkan oleh atmosfer. Jika tidak demikian halnya, maka daya radiasi yang diterima setiap meter persegi permukaan bumi dari sinar matahari yang jatuh secara vertikal akan menjadi sekitar 1,4 kW/m2. Besaran ini disebut konstanta matahari. Mengetahui jarak rata-rata Bumi ke Matahari dan konstanta Matahari, kita dapat mencari daya radiasi total Matahari, yang disebut kilau dan sama dengan sekitar 4. 10 26 watt.

Matahari adalah bola panas yang sangat besar, sebagian besar terdiri dari hidrogen (70% massa Matahari) dan helium (28%), berputar pada suatu poros (revolusi dalam 25-30 hari Bumi). Diameter Matahari 109 kali lebih besar dari diameter Bumi. Permukaan Matahari yang tampak, itu fotosfer- lapisan atmosfer Matahari yang paling rendah dan paling padat, bó sebagian besar energi yang dipancarkannya. Ketebalan fotosfer sekitar 300 km dan suhu rata-rata 6000 K. Bintik-bintik gelap sering terlihat di Matahari ( bintik matahari), ada selama beberapa hari dan terkadang berbulan-bulan (Gbr. 43 A). Lapisan atmosfer Matahari setebal 12-15 ribu km yang terletak di atas fotosfer disebut kromosfer. Korona matahari- lapisan luar atmosfer Matahari, memanjang hingga beberapa diameternya. Kecerahan kromosfer dan korona matahari sangat rendah dan hanya dapat dilihat saat terjadi gerhana matahari total (Gbr. 43 B).

Saat Anda mendekati pusat Matahari, suhu dan tekanan meningkat dan di dekatnya suhu dan tekanannya sekitar 15× 10 6 K dan 2.3 10 16 Pa, masing-masing. Pada suhu setinggi itu, materi matahari menjadi plasma– gas yang terdiri dari inti atom dan elektron. Suhu dan tekanan tinggi di inti Matahari dengan radius sekitar 1/3 jari-jari Matahari (Gbr. 43 V) menciptakan kondisi terjadinya reaksi antar inti, sebagai akibatnya inti terbentuk dan energi yang sangat besar dilepaskan.

Reaksi nuklir yang menghasilkan inti yang lebih berat dari inti yang ringan disebut termonuklir(dari lat. termo - panas), karena mereka hanya bisa bertahan pada suhu yang sangat tinggi. Hasil energi dari reaksi termonuklir bisa beberapa kali lebih besar dibandingkan dengan fisi uranium bermassa sama. Sumber energi Matahari adalah reaksi termonuklir yang terjadi di intinya. Tekanan tinggi pada lapisan luar Matahari tidak hanya menciptakan kondisi terjadinya reaksi termonuklir, tetapi juga menjaga intinya agar tidak meledak.

Energi reaksi termonuklir dilepaskan dalam bentuk radiasi gamma, yang meninggalkan inti Matahari, memasuki lapisan bola yang disebut zona bercahaya, ketebalannya sekitar 1/3 jari-jari Matahari (Gbr. 43 V). Materi yang terletak di zona radiasi menyerap radiasi gamma yang berasal dari inti dan memancarkan radiasinya sendiri, tetapi dengan frekuensi yang lebih rendah. Oleh karena itu, ketika kuanta radiasi berpindah dari dalam ke luar, energi dan frekuensinya menurun, dan radiasi gamma secara bertahap diubah menjadi ultraviolet, sinar tampak, dan inframerah.

Kulit terluar Matahari disebut zona konvektif, di mana zat tersebut dicampur ( konveksi), dan perpindahan energi dilakukan melalui pergerakan zat itu sendiri (Gbr. 43 V). Penurunan konveksi menyebabkan penurunan suhu sebesar 1-2 ribu derajat dan munculnya bintik matahari. Pada saat yang sama, konveksi meningkat di dekat bintik matahari, dan materi yang lebih panas terbawa ke permukaan Matahari, dan ke kromosfer, menonjol– lontaran materi pada jarak hingga ½ jari-jari Matahari. Munculnya flek sering kali disertai jilatan api matahari– cahaya terang kromosfer, radiasi sinar-X dan aliran partikel bermuatan cepat. Telah ditetapkan bahwa semua fenomena ini disebut aktivitas matahari, semakin sering terjadi, semakin banyak pula bintik matahari. Jumlah bintik matahari rata-rata bervariasi dengan jangka waktu 11 tahun.

Tinjau pertanyaan:

· Mengapa sama dengan konstanta matahari, dan apa yang disebut luminositas Matahari?

· Apa struktur internal Matahari?

· Mengapa reaksi termonuklir hanya terjadi di inti Matahari?

· Sebutkan fenomena aktivitas matahari?

Beras. 43.( A) – bintik matahari; ( B) – korona matahari saat gerhana matahari; ( V) – struktur Matahari ( 1 - inti, 2 – zona bercahaya, 3 – zona konvektif).