Photosphere je hlavná časť slnečnej atmosféry, v ktorej vzniká viditeľné žiarenie, ktoré je spojité. Vyžaruje teda takmer všetku slnečnú energiu, ktorá k nám prichádza.

Fotosféra je tenká vrstva plynu dlhá niekoľko stoviek kilometrov, celkom nepriehľadná.

Fotosféra je viditeľná pri priamom pozorovaní Slnka v bielom svetle vo forme jeho zdanlivého „povrchu“.

Fotosféra silne vyžaruje, a teda pohlcuje žiarenie v celom viditeľnom súvislom spektre.

Pre každú vrstvu fotosféry umiestnenú v určitej hĺbke možno zistiť jej teplotu. Teplota vo fotosfére rastie s hĺbkou a je v priemere 6000 K.

Dĺžka fotosféry je niekoľko stoviek km.

Hustota látky fotosféry je 10-7 g/cm3.

1 cm 3 fotosféry obsahuje asi 10 16 atómov vodíka. To zodpovedá tlaku 0,1 atm.

Za týchto podmienok sú všetky chemické prvky s nízkym ionizačným potenciálom ionizované. Vodík zostáva v neutrálnom stave.

Fotosféra je jedinou oblasťou neutrálneho vodíka na Slnku.

Vizuálne a fotografické pozorovania fotosféry odhaľujú jej jemnú štruktúru, ktorá pripomína blízko seba umiestnené kupovité oblaky. Ľahké okrúhle útvary sa nazývajú granule a celá štruktúra sa nazýva granulácia. Uhlové rozmery granúl nie sú väčšie ako 1” oblúk, čo zodpovedá 700 km. Každá jednotlivá granula existuje 5-10 minút, potom sa rozpadne a na jej mieste sa vytvoria nové granule. Granule sú obklopené tmavými priestormi. Látka stúpa v granulách a klesá okolo nich. Rýchlosť týchto pohybov je 1-2 km/s.

Granulácia je prejavom konvekčnej zóny umiestnenej pod fotosférou. V konvekčnej zóne dochádza k miešaniu hmoty v dôsledku stúpania a klesania jednotlivých hmôt plynu.

Príčinou výskytu konvekcie vo vonkajších vrstvách Slnka sú dve dôležité okolnosti. Na jednej strane sa teplota priamo pod fotosférou veľmi rýchlo zvyšuje do hĺbky a žiarenie nedokáže zabezpečiť uvoľnenie žiarenia z hlbších horúcich vrstiev. Preto je energia prenášaná samotnými pohyblivými nehomogenitami. Na druhej strane sa tieto nehomogenity ukážu ako húževnaté, ak plyn v nich nie je úplne, ale iba čiastočne ionizovaný.

Pri prechode do spodných vrstiev fotosféry sa plyn neutralizuje a nie je schopný vytvárať stabilné nehomogenity. preto sa v úplne horných častiach konvekčnej zóny konvekčné pohyby spomalia a konvekcia sa náhle zastaví.

Oscilácie a poruchy vo fotosfére vytvárajú akustické vlny.

Vonkajšie vrstvy konvekčnej zóny predstavujú akýsi rezonátor, v ktorom sú vybudené 5-minútové kmity vo forme stojatých vĺn.

17.5 Vonkajšie vrstvy slnečnej atmosféry: chromosféra a koróna. Príčiny a mechanizmus zahrievania chromosféry a koróny.

Hustota hmoty vo fotosfére rýchlo klesá s výškou a vonkajšie vrstvy sú veľmi riedke. Vo vonkajších vrstvách fotosféry dosiahne teplota 4500 K a potom začne opäť stúpať.

Dochádza k pomalému zvýšeniu teploty na niekoľko desiatok tisíc stupňov, sprevádzané ionizáciou vodíka a hélia. Táto časť atmosféry sa nazýva chromosféra.

V horných vrstvách chromosféry dosahuje hustota látky 10 -15 g/cm 3 .

1 cm 3 týchto vrstiev chromosféry obsahuje asi 10 9 atómov, ale teplota sa zvyšuje na milión stupňov. Tu začína najvzdialenejšia časť slnečnej atmosféry, nazývaná slnečná koróna.

Dôvodom zahrievania najvzdialenejších vrstiev slnečnej atmosféry je energia akustických vĺn vznikajúcich vo fotosfére. Keď sa tieto vlny šíria nahor do vrstiev s nižšou hustotou, zväčšujú svoju amplitúdu na niekoľko kilometrov a menia sa na rázové vlny. V dôsledku výskytu rázových vĺn dochádza k rozptylu vĺn, čím sa zvyšujú chaotické rýchlosti pohybu častíc a dochádza k zvýšeniu teploty.

Integrálny jas chromosféry je stokrát menší ako jas fotosféry. Preto je na pozorovanie chromosféry potrebné použiť špeciálne metódy, ktoré umožňujú izolovať jej slabé žiarenie od silného toku fotosférického žiarenia.

Najpohodlnejšími metódami sú pozorovania počas zatmení.

Dĺžka chromosféry je 12 - 15 000 km.

Pri štúdiu fotografií chromosféry sú viditeľné nehomogenity, tie najmenšie sa nazývajú spicules. Spikuly sú podlhovastého tvaru, predĺžené v radiálnom smere. Ich dĺžka je niekoľko tisíc km, hrúbka je asi 1 000 km. Rýchlosťou niekoľkých desiatok km/s stúpajú spikuly z chromosféry do koróny a rozpúšťajú sa v nej. Cez spikuly sa látka chromosféry vymieňa s nadložnou korónou. Spikuly tvoria väčšiu štruktúru, nazývanú chromosférická sieť, generovanú vlnovými pohybmi spôsobenými oveľa väčšími a hlbšími prvkami subfotosférickej konvekčnej zóny ako granule.

koruna má veľmi nízku jasnosť, takže ju možno pozorovať len počas úplnej fázy zatmenia Slnka. Mimo zatmení sa pozoruje pomocou koronografov. Koruna nemá ostré obrysy a má nepravidelný tvar, ktorý sa časom veľmi mení.

Najjasnejšia časť koróny, vzdialená od končatiny nie viac ako 0,2 - 0,3 polomeru Slnka, sa zvyčajne nazýva vnútorná koróna a zostávajúca, veľmi rozšírená časť sa nazýva vonkajšia koróna.

Dôležitým znakom koruny je jej žiarivá štruktúra. Lúče prichádzajú v rôznych dĺžkach, až po tucet alebo viac slnečných polomerov.

Vnútorná koruna je bohatá na štrukturálne útvary pripomínajúce oblúky, prilby a jednotlivé oblaky.

Korónové žiarenie je rozptýlené svetlo z fotosféry. Toto svetlo je vysoko polarizované. Takáto polarizácia môže byť spôsobená iba voľnými elektrónmi.

1 cm 3 korónovej hmoty obsahuje asi 10 8 voľných elektrónov. Vznik takého počtu voľných elektrónov musí byť spôsobený ionizáciou. To znamená, že 1 cm 3 koróny obsahuje asi 108 iónov. Celková koncentrácia látky by mala byť 2 . 10 8 .

Slnečná koróna je riedka plazma s teplotou asi milión Kelvinov. Dôsledkom vysokej teploty je veľký rozsah koróny. Dĺžka koróny je stokrát väčšia ako hrúbka fotosféry a dosahuje stovky tisíc kilometrov.

18. Vnútorná stavba Slnka.

Vnútorná štruktúra Slnka

© Vladimír Kalanov
Poznanie je moc

Čo je viditeľné na Slnku?

Každý asi vie, že na Slnko sa nemôžete pozerať voľným okom, tým menej cez ďalekohľad bez špeciálnych, veľmi tmavých filtrov alebo iných zariadení, ktoré tlmia svetlo. Zanedbaním tohto zákazu pozorovateľ riskuje vážne poleptanie očí. Najjednoduchší spôsob, ako vidieť Slnko, je premietnuť jeho obraz na bielu obrazovku. Pomocou aj malého amatérskeho ďalekohľadu môžete získať zväčšený obraz slnečného disku. Čo môžete vidieť na tomto obrázku? V prvom rade zaujme ostrosť slnečného okraja. Slnko je plynová guľa, ktorá nemá jasnú hranicu, jej hustota postupne klesá. Prečo to teda vidíme ostro načrtnuté? Faktom je, že takmer všetko viditeľné žiarenie zo Slnka pochádza z veľmi tenkej vrstvy, ktorá má špeciálny názov - fotosféra. (grécky: „guľa svetla“). Hrúbka fotosféry nepresahuje 300 km. Práve táto tenká svietiaca vrstva vytvára pre pozorovateľa ilúziu, že Slnko má „povrch“.

Vnútorná štruktúra Slnka

Photosphere

Atmosféra Slnka začína o 200-300 km hlbšie ako viditeľný okraj slnečného disku. Tieto najhlbšie vrstvy atmosféry sa nazývajú fotosféra. Keďže ich hrúbka nie je väčšia ako jedna tritisícina slnečného polomeru, fotosféra sa niekedy bežne nazýva povrch Slnka. Hustota plynov vo fotosfére je približne rovnaká ako v stratosfére Zeme a stokrát menšia ako na povrchu Zeme. Teplota fotosféry klesá z 8000 K v hĺbke 300 km na 4000 K v najvrchnejších vrstvách. Teplota strednej vrstvy, ktorej žiarenie vnímame, asi 6000 K. Za takýchto podmienok sa takmer všetky molekuly plynu rozpadajú na jednotlivé atómy. Len v najvrchnejších vrstvách fotosféry je zachovaných relatívne málo jednoduchých molekúl a radikálov typu H, OH a CH. Osobitnú úlohu v slnečnej atmosfére zohráva látka, ktorá sa nenachádza v pozemskej prírode. záporný vodíkový ión, čo je protón s dvoma elektrónmi. Táto nezvyčajná zlúčenina sa vyskytuje v tenkej vonkajšej, „najchladnejšej“ vrstve fotosféry, keď sa záporne nabité voľné elektróny, ktoré sú dodávané ľahko ionizovateľnými atómami vápnika, sodíka, horčíka, železa a iných kovov, „nalepia“ na neutrálne atómy vodíka. Pri generovaní záporné vodíkové ióny vyžarujú väčšinu viditeľného svetla. Ióny nenásytne absorbujú to isté svetlo, a preto nepriehľadnosť atmosféry rýchlo rastie s hĺbkou. Viditeľný okraj Slnka sa nám preto zdá veľmi ostrý.

V ďalekohľade s veľkým zväčšením môžete pozorovať jemné detaily fotosféry: všetko sa zdá byť posiate malými jasnými zrnkami – granulami, oddelenými sieťou úzkych tmavých cestičiek. Granulácia je výsledkom miešania teplejších prúdov plynu stúpajúcich a chladnejších klesajúcich. Teplotný rozdiel medzi nimi vo vonkajších vrstvách je relatívne malý (200-300 K), ale hlbšie, v konvekčnej zóne, je väčší a miešanie sa vyskytuje oveľa intenzívnejšie. Konvekcia vo vonkajších vrstvách Slnka zohráva obrovskú úlohu pri určovaní celkovej štruktúry atmosféry. V konečnom dôsledku je to konvekcia ako výsledok komplexnej interakcie so slnečnými magnetickými poľami, ktorá je príčinou všetkých rôznorodých prejavov slnečnej aktivity. Magnetické polia sa podieľajú na všetkých procesoch na Slnku. Niekedy v malej oblasti slnečnej atmosféry vznikajú koncentrované magnetické polia, niekoľko tisíckrát silnejšie ako na Zemi. Ionizovaná plazma je dobrý vodič, nemôže sa pohybovať cez magnetické indukčné čiary silného magnetického poľa. Preto sa na takýchto miestach brzdí miešanie a stúpanie horúcich plynov zdola a objavuje sa tmavá oblasť - slnečná škvrna. Na pozadí oslnivej fotosféry sa javí ako úplne čierna, hoci v skutočnosti je jej jas len desaťkrát slabší. V priebehu času sa veľkosť a tvar škvŕn výrazne mení. Po objavení sa vo forme sotva viditeľného bodu - póru sa škvrna postupne zväčšuje na niekoľko desiatok tisíc kilometrov. Veľké škvrny sa spravidla skladajú z tmavej časti (jadra) a menej tmavej časti - penumbry, ktorej štruktúra dáva škvrne vzhľad víru. Škvrny sú obklopené jasnejšími oblasťami fotosféry, ktoré sa nazývajú faculae alebo svetelné polia. Fotosféra postupne prechádza do redších vonkajších vrstiev slnečnej atmosféry – chromosféry a koróny.

Chromosféra

Nad fotosférou je chromosféra, heterogénna vrstva, v ktorej sa teplota pohybuje od 6 000 do 20 000 K. Chromosféra (po grécky „guľa farby“) je pomenovaná pre svoju červenofialovú farbu. Je viditeľný počas úplného zatmenia Slnka ako rozstrapkaný jasný prstenec okolo čierneho disku Mesiaca, ktorý práve zatmil Slnko. Chromosféra je veľmi heterogénna a pozostáva hlavne z pretiahnutých podlhovastých jazykov (spicules), vďaka čomu vyzerá ako horiaca tráva. Teplota týchto chromosférických výtryskov je dvakrát až trikrát vyššia ako vo fotosfére a hustota je stotisíckrát menšia. Celková dĺžka chromosféry je 10-15 tisíc kilometrov. Nárast teploty v chromosfére sa vysvetľuje šírením vĺn a magnetických polí, ktoré do nej prenikajú z konvekčnej zóny. Látka sa zahrieva približne rovnakým spôsobom, ako keby bola v obrovskej mikrovlnnej rúre. Rýchlosť tepelného pohybu častíc sa zvyšuje, zrážky medzi nimi sú častejšie a atómy strácajú svoje vonkajšie elektróny: látka sa stáva horúcou ionizovanou plazmou. Tieto isté fyzikálne procesy tiež udržiavajú nezvyčajne vysokú teplotu najvzdialenejších vrstiev slnečnej atmosféry, ktoré sa nachádzajú nad chromosférou.

Často počas zatmení (a pomocou špeciálnych spektrálnych prístrojov - a bez čakania na zatmenie) nad povrchom Slnka možno pozorovať bizarne tvarované „fontány“, „oblaky“, „lieviky“, „kríky“, „oblúky“ a iné jasne svietiace útvary z chromosférických látok. Môžu byť stacionárne alebo pomaly sa meniace, obklopené hladkými zakrivenými prúdmi, ktoré prúdia do alebo z chromosféry a stúpajú desiatky a stovky tisíc kilometrov. Toto sú najambicióznejšie formácie slnečnej atmosféry -. Pri pozorovaní v červenej spektrálnej čiare vyžarovanej atómami vodíka sa na pozadí slnečného disku javia ako tmavé, dlhé a zakrivené vlákna. Protuberancie majú približne rovnakú hustotu a teplotu ako chromosféra. Ale sú nad ním a obklopené vyššími, vysoko riedkymi hornými vrstvami slnečnej atmosféry. Protuberancie nespadajú do chromosféry, pretože ich hmota je podporovaná magnetickými poľami aktívnych oblastí Slnka. Prvýkrát spektrum protuberancie mimo zatmenia pozoroval francúzsky astronóm Pierre Jansen a jeho anglický kolega Joseph Lockyer v roku 1868. Štrbina spektroskopu je umiestnená tak, že pretína okraj Slnka, a ak je protuberancia nachádza v jeho blízkosti, potom je možné vidieť jeho spektrum žiarenia. Nasmerovaním štrbiny na rôzne časti výčnelku alebo chromosféry je možné ich študovať po častiach. Spektrum protuberancií, podobne ako chromosféra, pozostáva z jasných čiar, najmä vodíka, hélia a vápnika. Emisné čiary z iných chemických prvkov sú tiež prítomné, ale sú oveľa slabšie. Niektoré výbežky, ktoré zostali dlhý čas bez viditeľných zmien, zrazu akoby explodovali a ich hmota sa vrhá do medziplanetárneho priestoru rýchlosťou stoviek kilometrov za sekundu. Vzhľad chromosféry sa tiež často mení, čo naznačuje nepretržitý pohyb jej základných plynov. Niekedy sa niečo podobné výbuchom vyskytuje vo veľmi malých oblastiach slnečnej atmosféry. Ide o takzvané chromosférické erupcie. Väčšinou trvajú niekoľko desiatok minút. Počas erupcií v spektrálnych čiarach vodíka, hélia, ionizovaného vápnika a niektorých ďalších prvkov sa žiara oddelenej časti chromosféry náhle desaťnásobne zvýši. Obzvlášť silne sa zvyšuje ultrafialové a röntgenové žiarenie: niekedy je jeho výkon niekoľkonásobne vyšší ako celkový výkon slnečného žiarenia v tejto krátkovlnnej oblasti spektra pred vzplanutím. Škvrny, fakle, protuberancie, chromosférické erupcie – to všetko sú prejavy slnečnej aktivity. So zvyšujúcou sa aktivitou sa počet týchto útvarov na Slnku zvyšuje.

Photosphere je hlavná časť slnečnej atmosféry, v ktorej vzniká viditeľné žiarenie, ktoré je spojité. Vyžaruje teda takmer všetku slnečnú energiu, ktorá k nám prichádza.

Fotosféra je tenká vrstva plynu dlhá niekoľko stoviek kilometrov, celkom nepriehľadná.

Fotosféra je viditeľná pri priamom pozorovaní Slnka v bielom svetle vo forme jeho zdanlivého „povrchu“.

Fotosféra silne vyžaruje, a teda pohlcuje žiarenie v celom viditeľnom súvislom spektre.

Pre každú vrstvu fotosféry umiestnenú v určitej hĺbke možno zistiť jej teplotu. Teplota vo fotosfére rastie s hĺbkou a je v priemere 6000 K.

Dĺžka fotosféry je niekoľko stoviek km.

Hustota látky fotosféry je 10-7 g/cm3.

1 cm 3 fotosféry obsahuje asi 10 16 atómov vodíka. To zodpovedá tlaku 0,1 atm.

Za týchto podmienok sú všetky chemické prvky s nízkym ionizačným potenciálom ionizované. Vodík zostáva v neutrálnom stave.

Fotosféra je jedinou oblasťou neutrálneho vodíka na Slnku.

Vizuálne a fotografické pozorovania fotosféry odhaľujú jej jemnú štruktúru, ktorá pripomína blízko seba umiestnené kupovité oblaky. Ľahké okrúhle útvary sa nazývajú granule a celá štruktúra sa nazýva granulácia. Uhlové rozmery granúl nie sú väčšie ako 1” oblúk, čo zodpovedá 700 km. Každá jednotlivá granula existuje 5-10 minút, potom sa rozpadne a na jej mieste sa vytvoria nové granule. Granule sú obklopené tmavými priestormi. Látka stúpa v granulách a klesá okolo nich. Rýchlosť týchto pohybov je 1-2 km/s.

Granulácia je prejavom konvekčnej zóny umiestnenej pod fotosférou. V konvekčnej zóne dochádza k miešaniu hmoty v dôsledku stúpania a klesania jednotlivých hmôt plynu.

Príčinou výskytu konvekcie vo vonkajších vrstvách Slnka sú dve dôležité okolnosti. Na jednej strane sa teplota priamo pod fotosférou veľmi rýchlo zvyšuje do hĺbky a žiarenie nedokáže zabezpečiť uvoľnenie žiarenia z hlbších horúcich vrstiev. Preto je energia prenášaná samotnými pohyblivými nehomogenitami. Na druhej strane sa tieto nehomogenity ukážu ako húževnaté, ak plyn v nich nie je úplne, ale iba čiastočne ionizovaný.

Pri prechode do spodných vrstiev fotosféry sa plyn neutralizuje a nie je schopný vytvárať stabilné nehomogenity. preto sa v úplne horných častiach konvekčnej zóny konvekčné pohyby spomalia a konvekcia sa náhle zastaví.

Oscilácie a poruchy vo fotosfére vytvárajú akustické vlny.

Vonkajšie vrstvy konvekčnej zóny predstavujú akýsi rezonátor, v ktorom sú vybudené 5-minútové kmity vo forme stojatých vĺn.

17.5 Vonkajšie vrstvy slnečnej atmosféry: chromosféra a koróna. Príčiny a mechanizmus zahrievania chromosféry a koróny.

Hustota hmoty vo fotosfére rýchlo klesá s výškou a vonkajšie vrstvy sú veľmi riedke. Vo vonkajších vrstvách fotosféry dosiahne teplota 4500 K a potom začne opäť stúpať.

Dochádza k pomalému zvýšeniu teploty na niekoľko desiatok tisíc stupňov, sprevádzané ionizáciou vodíka a hélia. Táto časť atmosféry sa nazýva chromosféra.

V horných vrstvách chromosféry dosahuje hustota látky 10 -15 g/cm 3 .

1 cm 3 týchto vrstiev chromosféry obsahuje asi 10 9 atómov, ale teplota sa zvyšuje na milión stupňov. Tu začína najvzdialenejšia časť slnečnej atmosféry, nazývaná slnečná koróna.

Dôvodom zahrievania najvzdialenejších vrstiev slnečnej atmosféry je energia akustických vĺn vznikajúcich vo fotosfére. Keď sa tieto vlny šíria nahor do vrstiev s nižšou hustotou, zväčšujú svoju amplitúdu na niekoľko kilometrov a menia sa na rázové vlny. V dôsledku výskytu rázových vĺn dochádza k rozptylu vĺn, čím sa zvyšujú chaotické rýchlosti pohybu častíc a dochádza k zvýšeniu teploty.

Integrálny jas chromosféry je stokrát menší ako jas fotosféry. Preto je na pozorovanie chromosféry potrebné použiť špeciálne metódy, ktoré umožňujú izolovať jej slabé žiarenie od silného toku fotosférického žiarenia.

Najpohodlnejšími metódami sú pozorovania počas zatmení.

Dĺžka chromosféry je 12 - 15 000 km.

Pri štúdiu fotografií chromosféry sú viditeľné nehomogenity, tie najmenšie sa nazývajú spicules. Spikuly sú podlhovastého tvaru, predĺžené v radiálnom smere. Ich dĺžka je niekoľko tisíc km, hrúbka je asi 1 000 km. Rýchlosťou niekoľkých desiatok km/s stúpajú spikuly z chromosféry do koróny a rozpúšťajú sa v nej. Cez spikuly sa látka chromosféry vymieňa s nadložnou korónou. Spikuly tvoria väčšiu štruktúru, nazývanú chromosférická sieť, generovanú vlnovými pohybmi spôsobenými oveľa väčšími a hlbšími prvkami subfotosférickej konvekčnej zóny ako granule.

koruna má veľmi nízku jasnosť, takže ju možno pozorovať len počas úplnej fázy zatmenia Slnka. Mimo zatmení sa pozoruje pomocou koronografov. Koruna nemá ostré obrysy a má nepravidelný tvar, ktorý sa časom veľmi mení.

Najjasnejšia časť koróny, vzdialená od končatiny nie viac ako 0,2 - 0,3 polomeru Slnka, sa zvyčajne nazýva vnútorná koróna a zostávajúca, veľmi rozšírená časť sa nazýva vonkajšia koróna.

Dôležitým znakom koruny je jej žiarivá štruktúra. Lúče prichádzajú v rôznych dĺžkach, až po tucet alebo viac slnečných polomerov.

Vnútorná koruna je bohatá na štrukturálne útvary pripomínajúce oblúky, prilby a jednotlivé oblaky.

Korónové žiarenie je rozptýlené svetlo z fotosféry. Toto svetlo je vysoko polarizované. Takáto polarizácia môže byť spôsobená iba voľnými elektrónmi.

1 cm 3 korónovej hmoty obsahuje asi 10 8 voľných elektrónov. Vznik takého počtu voľných elektrónov musí byť spôsobený ionizáciou. To znamená, že 1 cm 3 koróny obsahuje asi 108 iónov. Celková koncentrácia látky by mala byť 2 . 10 8 .

Slnečná koróna je riedka plazma s teplotou asi milión Kelvinov. Dôsledkom vysokej teploty je veľký rozsah koróny. Dĺžka koróny je stokrát väčšia ako hrúbka fotosféry a dosahuje stovky tisíc kilometrov.

18. Vnútorná stavba Slnka.