ஃபோட்டோஸ்பியர்சூரிய வளிமண்டலத்தின் முக்கிய பகுதியாகும், இதில் காணக்கூடிய கதிர்வீச்சு உருவாகிறது, இது தொடர்ச்சியானது. இதனால், இது நமக்கு வரும் சூரிய சக்தியை கிட்டத்தட்ட முழுவதுமாக வெளியிடுகிறது.

ஒளிக்கோளம் என்பது பல நூறு கிலோமீட்டர் நீளமுள்ள வாயுவின் மெல்லிய அடுக்கு, மிகவும் ஒளிபுகாது.

சூரியனை அதன் வெளிப்படையான "மேற்பரப்பு" வடிவத்தில் வெள்ளை ஒளியில் நேரடியாகக் கவனிக்கும்போது ஒளிக்கோளம் தெரியும்.

ஒளிக்கோளம் வலுவாக உமிழ்கிறது, எனவே முழு புலப்படும் தொடர்ச்சியான நிறமாலை முழுவதும் கதிர்வீச்சை உறிஞ்சுகிறது.

ஒரு குறிப்பிட்ட ஆழத்தில் அமைந்துள்ள ஒளிக்கோளத்தின் ஒவ்வொரு அடுக்குக்கும், அதன் வெப்பநிலையைக் காணலாம். ஒளிக்கோளத்தில் வெப்பநிலை ஆழத்துடன் அதிகரித்து சராசரியாக 6000 K ஆகும்.

ஒளிக்கோளத்தின் நீளம் பல நூறு கி.மீ.

ஃபோட்டோஸ்பியர் பொருளின் அடர்த்தி 10 -7 g/cm 3 ஆகும்.

ஒளிக்கோளத்தின் 1 செமீ 3 இல் சுமார் 10 16 ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் உள்ளன. இது 0.1 ஏடிஎம் அழுத்தத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது.

இந்த நிலைமைகளின் கீழ், குறைந்த அயனியாக்கம் திறன் கொண்ட அனைத்து வேதியியல் கூறுகளும் அயனியாக்கம் செய்யப்படுகின்றன. ஹைட்ரஜன் நடுநிலை நிலையில் உள்ளது.

ஒளிக்கோளம் சூரியனில் நடுநிலை ஹைட்ரஜனின் ஒரே பகுதி.

ஃபோட்டோஸ்பியரின் காட்சி மற்றும் புகைப்பட அவதானிப்புகள் அதன் நுண்ணிய அமைப்பை வெளிப்படுத்துகின்றன, இது நெருங்கிய இடைவெளி கொண்ட குமுலஸ் மேகங்களை நினைவூட்டுகிறது. ஒளி சுற்று வடிவங்கள் துகள்கள் என்றும், முழு அமைப்பும் கிரானுலேஷன் என்றும் அழைக்கப்படுகிறது. துகள்களின் கோண பரிமாணங்கள் 1” ஆர்க்கை விட அதிகமாக இல்லை, இது 700 கி.மீ. ஒவ்வொரு துகள்களும் 5-10 நிமிடங்கள் இருக்கும், அதன் பிறகு அது சிதைந்து, அதன் இடத்தில் புதிய துகள்கள் உருவாகின்றன. துகள்கள் இருண்ட இடைவெளிகளால் சூழப்பட்டுள்ளன. பொருள் துகள்களில் உயர்ந்து அவற்றைச் சுற்றி விழும். இந்த இயக்கங்களின் வேகம் 1-2 கிமீ/வி ஆகும்.

கிரானுலேஷன் என்பது ஒளிக்கோளத்தின் கீழ் அமைந்துள்ள வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் வெளிப்பாடாகும். வெப்பச்சலன மண்டலத்தில், வாயுவின் தனிப்பட்ட வெகுஜனங்களின் எழுச்சி மற்றும் வீழ்ச்சியின் விளைவாக பொருளின் கலவை ஏற்படுகிறது.

சூரியனின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் வெப்பச்சலனம் ஏற்படுவதற்கான காரணம் இரண்டு முக்கியமான சூழ்நிலைகள் ஆகும். ஒருபுறம், ஃபோட்டோஸ்பியருக்கு நேரடியாக கீழே உள்ள வெப்பநிலை ஆழத்தில் மிக விரைவாக அதிகரிக்கிறது மற்றும் கதிரியக்கமானது ஆழமான வெப்ப அடுக்குகளில் இருந்து கதிர்வீச்சு வெளியீட்டை உறுதி செய்ய முடியாது. எனவே, ஆற்றல் நகரும் ஒத்திசைவுகளால் தானாக மாற்றப்படுகிறது. மறுபுறம், இந்த சீரற்ற தன்மைகள் அவற்றில் உள்ள வாயு முழுமையாக இல்லாமல், பகுதியளவு மட்டுமே அயனியாக்கம் செய்யப்பட்டால் உறுதியானதாக மாறும்.

ஃபோட்டோஸ்பியரின் கீழ் அடுக்குகளுக்குள் செல்லும் போது, ​​வாயு நடுநிலையானது மற்றும் நிலையான ஒத்திசைவுகளை உருவாக்க முடியாது. எனவே, வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் மிக மேல் பகுதிகளில், வெப்பச்சலன இயக்கங்கள் குறைந்து, வெப்பச்சலனம் திடீரென நின்றுவிடும்.

ஃபோட்டோஸ்பியரில் உள்ள அலைவுகளும் இடையூறுகளும் ஒலி அலைகளை உருவாக்குகின்றன.

வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் ஒரு வகையான ரெசனேட்டரைக் குறிக்கின்றன, இதில் 5 நிமிட அலைவுகள் நிற்கும் அலைகளின் வடிவத்தில் உற்சாகமாக இருக்கும்.

17.5 சூரிய வளிமண்டலத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள்: குரோமோஸ்பியர் மற்றும் கரோனா. குரோமோஸ்பியர் மற்றும் கரோனாவை வெப்பமாக்குவதற்கான காரணங்கள் மற்றும் வழிமுறை.

ஃபோட்டோஸ்பியரில் உள்ள பொருளின் அடர்த்தி உயரத்துடன் விரைவாகக் குறைகிறது மற்றும் வெளிப்புற அடுக்குகள் மிகவும் அரிதானவை. ஒளிக்கோளத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளில், வெப்பநிலை 4500 K ஐ அடைகிறது, பின்னர் மீண்டும் உயரத் தொடங்குகிறது.

ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தின் அயனியாக்கத்துடன் சேர்ந்து பல பல்லாயிரக்கணக்கான டிகிரி வெப்பநிலையில் மெதுவாக அதிகரிப்பு உள்ளது. வளிமண்டலத்தின் இந்த பகுதி அழைக்கப்படுகிறது குரோமோஸ்பியர்.

குரோமோஸ்பியரின் மேல் அடுக்குகளில், பொருளின் அடர்த்தி 10 -15 g/cm 3 ஐ அடைகிறது.

குரோமோஸ்பியரின் இந்த அடுக்குகளில் 1 செமீ 3 சுமார் 10 9 அணுக்களைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் வெப்பநிலை ஒரு மில்லியன் டிகிரிக்கு அதிகரிக்கிறது. சூரியனின் வளிமண்டலத்தின் வெளிப்புறப் பகுதியான சோலார் கரோனா இங்குதான் தொடங்குகிறது.

சூரிய வளிமண்டலத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் வெப்பமடைவதற்கான காரணம் ஒளிக்கோளத்தில் எழும் ஒலி அலைகளின் ஆற்றலாகும். குறைந்த அடர்த்தி அடுக்குகளாக மேல்நோக்கிப் பரவும்போது, ​​இந்த அலைகள் அவற்றின் அலைவீச்சை பல கிலோமீட்டர்களாக அதிகரித்து அதிர்ச்சி அலைகளாக மாறுகின்றன. அதிர்ச்சி அலைகளின் நிகழ்வின் விளைவாக, அலைச் சிதறல் ஏற்படுகிறது, இது துகள் இயக்கத்தின் குழப்பமான வேகத்தை அதிகரிக்கிறது மற்றும் வெப்பநிலையில் அதிகரிப்பு ஏற்படுகிறது.

குரோமோஸ்பியரின் ஒருங்கிணைந்த பிரகாசம் ஃபோட்டோஸ்பியரின் பிரகாசத்தை விட நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு குறைவாக உள்ளது. எனவே, குரோமோஸ்பியரைக் கவனிக்க, அதன் பலவீனமான கதிர்வீச்சை ஃபோட்டோஸ்பெரிக் கதிர்வீச்சின் சக்திவாய்ந்த பாய்ச்சலில் இருந்து தனிமைப்படுத்துவதை சாத்தியமாக்கும் சிறப்பு முறைகளைப் பயன்படுத்துவது அவசியம்.

மிகவும் வசதியான முறைகள் கிரகணங்களின் போது கவனிப்பு ஆகும்.

குரோமோஸ்பியரின் நீளம் 12 - 15,000 கி.மீ.

குரோமோஸ்பியரின் புகைப்படங்களைப் படிக்கும் போது, ​​ஒத்திசைவற்ற தன்மைகள் தெரியும், சிறியவை அழைக்கப்படுகின்றன ஸ்பிக்யூல்ஸ். ஸ்பிக்யூல்கள் நீள்வட்ட வடிவில் உள்ளன, ஆரத் திசையில் நீளமாக இருக்கும். அவற்றின் நீளம் பல ஆயிரம் கிமீ, தடிமன் சுமார் 1,000 கிமீ. பல பத்து கிமீ/வி வேகத்தில், குரோமோஸ்பியரில் இருந்து கரோனாவிற்குள் ஸ்பிக்யூல்கள் உயர்ந்து அதில் கரைந்துவிடும். ஸ்பிக்யூல்ஸ் மூலம், குரோமோஸ்பியரின் பொருள் மேலோட்டமான கரோனாவுடன் பரிமாறிக்கொள்ளப்படுகிறது. ஸ்பைகுல்ஸ் ஒரு பெரிய கட்டமைப்பை உருவாக்குகிறது, இது ஒரு குரோமோஸ்பெரிக் நெட்வொர்க் என்று அழைக்கப்படுகிறது, இது துகள்களை விட சப்ஃபோட்டோஸ்பெரிக் வெப்பச்சலன மண்டலத்தின் மிகப் பெரிய மற்றும் ஆழமான கூறுகளால் ஏற்படும் அலை இயக்கங்களால் உருவாக்கப்படுகிறது.

கிரீடம்மிகக் குறைந்த பிரகாசத்தைக் கொண்டுள்ளது, எனவே சூரிய கிரகணத்தின் மொத்த கட்டத்தில் மட்டுமே இதைக் காண முடியும். கிரகணங்களுக்கு வெளியே, இது கரோனாகிராஃப்களைப் பயன்படுத்தி கவனிக்கப்படுகிறது. கிரீடம் கூர்மையான வெளிப்புறங்களைக் கொண்டிருக்கவில்லை மற்றும் காலப்போக்கில் பெரிதும் மாறும் ஒரு ஒழுங்கற்ற வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளது.

கரோனாவின் பிரகாசமான பகுதி, சூரியனின் 0.2 - 0.3 ஆரங்களுக்கு மேல் இல்லாத மூட்டுகளில் இருந்து அகற்றப்பட்டது, பொதுவாக உள் கரோனா என்றும், மீதமுள்ள, மிகவும் நீட்டிக்கப்பட்ட பகுதி வெளிப்புற கொரோனா என்றும் அழைக்கப்படுகிறது.

கிரீடத்தின் ஒரு முக்கிய அம்சம் அதன் கதிரியக்க அமைப்பு ஆகும். கதிர்கள் ஒரு டஜன் அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட சூரிய கதிர்கள் வரை வெவ்வேறு நீளங்களில் வருகின்றன.

உள் கிரீடம் வளைவுகள், தலைக்கவசங்கள் மற்றும் தனிப்பட்ட மேகங்களைப் போன்ற கட்டமைப்பு வடிவங்களில் நிறைந்துள்ளது.

கரோனா கதிர்வீச்சு என்பது ஃபோட்டோஸ்பியரில் இருந்து சிதறும் ஒளியாகும். இந்த ஒளி மிகவும் துருவப்படுத்தப்பட்டுள்ளது. இத்தகைய துருவமுனைப்பு இலவச எலக்ட்ரான்களால் மட்டுமே ஏற்படும்.

1 செமீ 3 கரோனா மேட்டர் சுமார் 10 8 இலவச எலக்ட்ரான்களைக் கொண்டுள்ளது. அத்தகைய பல இலவச எலக்ட்ரான்களின் தோற்றம் அயனியாக்கம் காரணமாக இருக்க வேண்டும். அதாவது 1 செமீ 3 கரோனாவில் சுமார் 10 8 அயனிகள் உள்ளன. பொருளின் மொத்த செறிவு 2 ஆக இருக்க வேண்டும் . 10 8 .

சூரிய கரோனா என்பது ஒரு மில்லியன் கெல்வின் வெப்பநிலையுடன் கூடிய அரிதான பிளாஸ்மா ஆகும். அதிக வெப்பநிலையின் விளைவு கொரோனாவின் பெரிய அளவு ஆகும். கரோனாவின் நீளம் ஒளிக்கோளத்தின் தடிமனை விட நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு பெரியது மற்றும் நூறாயிரக்கணக்கான கிலோமீட்டர்கள்.

18. சூரியனின் உள் அமைப்பு.

>சூரியன் எதனால் ஆனது?

கண்டுபிடி, சூரியன் எதனால் ஆனது: நட்சத்திரத்தின் அமைப்பு மற்றும் கலவை பற்றிய விளக்கம், வேதியியல் கூறுகளின் பட்டியல், புகைப்படங்களுடன் அடுக்குகளின் எண்ணிக்கை மற்றும் பண்புகள், வரைபடம்.

பூமியிலிருந்து, சூரியன் ஒரு மென்மையான நெருப்புப் பந்தாகத் தோன்றுகிறது, மேலும் கலிலியோ விண்கலம் சூரிய புள்ளிகளைக் கண்டுபிடிப்பதற்கு முன்பு, பல வானியலாளர்கள் அது குறைபாடுகள் இல்லாமல் சரியான வடிவத்தில் இருப்பதாக நம்பினர். இப்போது நாம் அதை அறிவோம் சூரியன் கொண்டுள்ளதுபூமி போன்ற பல அடுக்குகளில் இருந்து, ஒவ்வொன்றும் அதன் சொந்த செயல்பாட்டை செய்கிறது. சூரியனின் இந்த பாரிய உலை போன்ற அமைப்பு, பூமியில் உள்ள அனைத்து ஆற்றலையும் நிலப்பரப்பு வாழ்க்கைக்குத் தேவையான சப்ளையர் ஆகும்.

சூரியன் என்ன கூறுகளைக் கொண்டுள்ளது?

நீங்கள் நட்சத்திரத்தை பிரித்து அதன் உறுப்பு கூறுகளை ஒப்பிட்டுப் பார்த்தால், கலவை 74% ஹைட்ரஜன் மற்றும் 24% ஹீலியம் என்பதை நீங்கள் புரிந்துகொள்வீர்கள். மேலும், சூரியன் 1% ஆக்ஸிஜனைக் கொண்டுள்ளது, மீதமுள்ள 1% கால அட்டவணையின் வேதியியல் கூறுகளான குரோமியம், கால்சியம், நியான், கார்பன், மெக்னீசியம், சல்பர், சிலிக்கான், நிக்கல், இரும்பு. ஹீலியத்தை விட கனமான ஒரு தனிமம் ஒரு உலோகம் என்று வானியலாளர்கள் நம்புகிறார்கள்.

சூரியனின் இந்த கூறுகள் அனைத்தும் எப்படி உருவானது? பெருவெடிப்பு ஹைட்ரஜனையும் ஹீலியத்தையும் உற்பத்தி செய்தது. பிரபஞ்சத்தின் உருவாக்கத்தின் தொடக்கத்தில், முதல் தனிமம், ஹைட்ரஜன், அடிப்படைத் துகள்களில் இருந்து வெளிப்பட்டது. அதிக வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் காரணமாக, பிரபஞ்சத்தின் நிலைமைகள் ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் உள்ளதைப் போலவே இருந்தன. பின்னர், ஹைட்ரஜன் ஹீலியமாக இணைக்கப்பட்டது, அதே நேரத்தில் பிரபஞ்சம் இணைவு எதிர்வினை ஏற்படுவதற்குத் தேவையான அதிக வெப்பநிலையைக் கொண்டிருந்தது. பிரபஞ்சத்தில் இருக்கும் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தின் தற்போதைய விகிதாச்சாரங்கள் பிக் பேங்கிற்குப் பிறகு இப்போது உருவாகி மாறவில்லை.

சூரியனின் மீதமுள்ள கூறுகள் மற்ற நட்சத்திரங்களில் உருவாக்கப்படுகின்றன. நட்சத்திரங்களின் மையங்களில், ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக உருவாக்கும் செயல்முறை தொடர்ந்து நிகழ்கிறது. மையத்தில் உள்ள அனைத்து ஆக்ஸிஜனையும் உற்பத்தி செய்த பிறகு, அவை லித்தியம், ஆக்ஸிஜன், ஹீலியம் போன்ற கனமான தனிமங்களின் அணுக்கரு இணைவுக்கு மாறுகின்றன. சூரியனில் காணப்படும் பல கன உலோகங்கள் பிற நட்சத்திரங்களில் தங்கள் வாழ்நாளின் முடிவில் உருவானவை.

நமது சூரியனை விட பன்மடங்கு பெரிய நட்சத்திரங்கள் வெடித்த போது தான் அதிக எடை கொண்ட தனிமங்களான தங்கம் மற்றும் யுரேனியம் உருவானது. கருந்துளை உருவானதன் பிளவு வினாடியில், தனிமங்கள் அதிவேகமாக மோதி, கனமான தனிமங்கள் உருவாகின. வெடிப்பு இந்த கூறுகளை பிரபஞ்சம் முழுவதும் சிதறடித்தது, அங்கு அவை புதிய நட்சத்திரங்களை உருவாக்க உதவியது.

நமது சூரியன் பெருவெடிப்பால் உருவாக்கப்பட்ட தனிமங்கள், இறக்கும் நட்சத்திரங்களின் கூறுகள் மற்றும் புதிய நட்சத்திர வெடிப்புகளின் விளைவாக உருவாக்கப்பட்ட துகள்கள் ஆகியவற்றை சேகரித்துள்ளது.

சூரியன் என்ன அடுக்குகளைக் கொண்டுள்ளது?

முதல் பார்வையில், சூரியன் ஹீலியம் மற்றும் ஹைட்ரஜனால் ஆன ஒரு பந்து, ஆனால் ஆழமான ஆய்வில் அது வெவ்வேறு அடுக்குகளைக் கொண்டுள்ளது என்பது தெளிவாகிறது. மையத்தை நோக்கி நகரும் போது, ​​வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் அதிகரிக்கும், இதன் விளைவாக அடுக்குகள் உருவாக்கப்பட்டன, ஏனெனில் வெவ்வேறு நிலைமைகளின் கீழ் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் வெவ்வேறு பண்புகளைக் கொண்டுள்ளன.

சூரிய கோர்

சூரியனின் கலவையின் மையத்திலிருந்து வெளிப்புற அடுக்கு வரையிலான அடுக்குகள் வழியாக நமது இயக்கத்தைத் தொடங்குவோம். சூரியனின் உள் அடுக்கில் - மைய, வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் மிகவும் அதிகமாக உள்ளது, அணுக்கரு இணைவுக்கு உகந்தது. சூரியன் ஹைட்ரஜனில் இருந்து ஹீலியம் அணுக்களை உருவாக்குகிறது, இந்த எதிர்வினையின் விளைவாக, ஒளி மற்றும் வெப்பம் உருவாகின்றன, அவை அடையும். சூரியனின் வெப்பநிலை சுமார் 13,600,000 டிகிரி கெல்வின் என்றும், மையத்தின் அடர்த்தி நீரின் அடர்த்தியை விட 150 மடங்கு அதிகம் என்றும் பொதுவாக ஏற்றுக்கொள்ளப்படுகிறது.

விஞ்ஞானிகள் மற்றும் வானியலாளர்கள் சூரியனின் மையமானது சூரிய ஆரத்தின் நீளத்தின் 20% ஐ அடைகிறது என்று நம்புகிறார்கள். மேலும் மையத்தின் உள்ளே, அதிக வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் ஹைட்ரஜன் அணுக்களை புரோட்டான்கள், நியூட்ரான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களாக உடைக்க காரணமாகிறது. சுதந்திரமாக மிதக்கும் நிலை இருந்தபோதிலும் சூரியன் அவற்றை ஹீலியம் அணுக்களாக மாற்றுகிறது.

இந்த எதிர்வினை எக்ஸோதெர்மிக் என்று அழைக்கப்படுகிறது. இந்த எதிர்வினை நிகழும்போது, ​​389 x 10 31 J க்கு சமமான அதிக அளவு வெப்பம் வெளியிடப்படுகிறது. நொடிக்கு.

சூரியனின் கதிர்வீச்சு மண்டலம்

இந்த மண்டலம் மைய எல்லையில் (சூரிய ஆரம் 20%) உருவாகிறது, மேலும் சூரிய ஆரம் 70% வரை நீளத்தை அடைகிறது. இந்த மண்டலத்திற்குள் சூரியப் பொருள் உள்ளது, அதன் கலவையில் மிகவும் அடர்த்தியாகவும் சூடாகவும் இருக்கிறது, எனவே வெப்ப கதிர்வீச்சு வெப்பத்தை இழக்காமல் அதன் வழியாக செல்கிறது.

அணுக்கரு இணைவு எதிர்வினை சூரிய மையத்திற்குள் நிகழ்கிறது - புரோட்டான்களின் இணைவின் விளைவாக ஹீலியம் அணுக்கள் உருவாகின்றன. இந்த எதிர்வினை அதிக அளவு காமா கதிர்வீச்சை உருவாக்குகிறது. இந்த செயல்பாட்டில், ஆற்றல் ஃபோட்டான்கள் உமிழப்படுகின்றன, பின்னர் கதிர்வீச்சு மண்டலத்தில் உறிஞ்சப்பட்டு மீண்டும் பல்வேறு துகள்களால் உமிழப்படுகின்றன.

ஃபோட்டானின் பாதை பொதுவாக "சீரற்ற நடை" என்று அழைக்கப்படுகிறது. சூரியனின் மேற்பரப்புக்கு நேரான பாதையில் செல்வதற்குப் பதிலாக, ஃபோட்டான் ஒரு ஜிக்ஜாக் வடிவத்தில் நகரும். இதன் விளைவாக, ஒவ்வொரு ஃபோட்டானும் சூரியனின் கதிர்வீச்சு மண்டலத்தை கடக்க சுமார் 200,000 ஆண்டுகள் ஆகும். ஒரு துகளில் இருந்து மற்றொரு துகளுக்கு நகரும் போது, ​​ஃபோட்டான் ஆற்றலை இழக்கிறது. இது பூமிக்கு நல்லது, ஏனென்றால் சூரியனில் இருந்து வரும் காமா கதிர்வீச்சை மட்டுமே நாம் பெற முடியும். விண்வெளியில் நுழையும் ஃபோட்டான் பூமிக்கு பயணிக்க 8 நிமிடங்கள் தேவை.

அதிக எண்ணிக்கையிலான நட்சத்திரங்கள் கதிர்வீச்சு மண்டலங்களைக் கொண்டுள்ளன, அவற்றின் அளவுகள் நேரடியாக நட்சத்திரத்தின் அளவைப் பொறுத்தது. சிறிய நட்சத்திரம், சிறிய மண்டலங்கள் இருக்கும், அவற்றில் பெரும்பாலானவை வெப்பச்சலன மண்டலத்தால் ஆக்கிரமிக்கப்படும். மிகச்சிறிய நட்சத்திரங்களில் கதிர்வீச்சு மண்டலங்கள் இல்லாமல் இருக்கலாம், மேலும் வெப்பச்சலன மண்டலம் மையத்தின் தூரத்தை அடையும். மிகப்பெரிய நட்சத்திரங்களுக்கு, நிலைமை எதிர்மாறாக உள்ளது, கதிர்வீச்சு மண்டலம் மேற்பரப்புக்கு நீண்டுள்ளது.

வெப்பச்சலன மண்டலம்

வெப்பச்சலன மண்டலம் கதிர்வீச்சு மண்டலத்திற்கு வெளியே உள்ளது, அங்கு சூரியனின் உள் வெப்பம் சூடான வாயுவின் நெடுவரிசைகள் வழியாக பாய்கிறது.

ஏறக்குறைய அனைத்து நட்சத்திரங்களும் அத்தகைய மண்டலத்தைக் கொண்டுள்ளன. நமது சூரியனைப் பொறுத்தவரை, இது சூரியனின் ஆரத்தின் 70% முதல் மேற்பரப்பு வரை (ஃபோட்டோஸ்பியர்) நீண்டுள்ளது. நட்சத்திரத்தின் ஆழத்தில் உள்ள வாயு, மிக மையத்திற்கு அருகில், வெப்பமடைந்து, ஒரு விளக்கில் மெழுகு குமிழ்கள் போல மேற்பரப்பில் உயர்கிறது. நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பை அடைந்தவுடன், அது குளிர்ச்சியடையும் போது வெப்ப இழப்பு ஏற்படுகிறது, வாயு மீண்டும் மையத்தை நோக்கி மூழ்கி, வெப்ப ஆற்றலை மீட்டெடுக்கிறது. உதாரணமாக, நீங்கள் ஒரு பான் கொதிக்கும் நீரை நெருப்பில் கொண்டு வரலாம்.

சூரியனின் மேற்பரப்பு தளர்வான மண் போன்றது. இந்த முறைகேடுகள் சூரியனின் மேற்பரப்புக்கு வெப்பத்தை எடுத்துச் செல்லும் சூடான வாயுவின் நெடுவரிசைகள் ஆகும். அவற்றின் அகலம் 1000 கிமீ அடையும், மற்றும் சிதறல் நேரம் 8-20 நிமிடங்கள் அடையும்.

வானியலாளர்கள் சிவப்பு குள்ளர்கள் போன்ற குறைந்த நிறை நட்சத்திரங்கள், மையப்பகுதி வரை பரவியிருக்கும் வெப்பச்சலன மண்டலத்தை மட்டுமே கொண்டிருப்பதாக நம்புகின்றனர். சூரியனைப் பற்றி சொல்ல முடியாத கதிர்வீச்சு மண்டலம் அவர்களிடம் இல்லை.

ஃபோட்டோஸ்பியர்

பூமியிலிருந்து தெரியும் சூரியனின் ஒரே அடுக்கு. இந்த அடுக்குக்கு கீழே, சூரியன் ஒளிபுகாவாக மாறுகிறது, மேலும் நமது நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்தை ஆய்வு செய்ய வானியலாளர்கள் மற்ற முறைகளைப் பயன்படுத்துகின்றனர். மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 6000 கெல்வினை எட்டுகிறது மற்றும் மஞ்சள்-வெள்ளையாக ஒளிரும், பூமியிலிருந்து தெரியும்.

சூரியனின் வளிமண்டலம் ஒளிக்கோளத்திற்குப் பின்னால் அமைந்துள்ளது. சூரிய கிரகணத்தின் போது தெரியும் சூரியனின் பகுதி என்று அழைக்கப்படுகிறது.

ஒரு வரைபடத்தில் சூரியனின் அமைப்பு

கல்வித் தேவைகளுக்காக நாசா சிறப்பாக உருவாக்கியுள்ளது, சூரியனின் அமைப்பு மற்றும் கலவையின் திட்டவட்டமான பிரதிநிதித்துவம், ஒவ்வொரு அடுக்குக்கும் வெப்பநிலையைக் குறிக்கிறது:

• (தெரியும், IR மற்றும் UV கதிர்வீச்சு) - இவை புலப்படும் கதிர்வீச்சு, அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சு மற்றும் புற ஊதா கதிர்வீச்சு. காணக்கூடிய கதிர்வீச்சு என்பது சூரியனிலிருந்து வரும் ஒளியாகும். அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சு என்பது நாம் உணரும் வெப்பம். புற ஊதா கதிர்வீச்சு என்பது நமக்கு ஒரு பழுப்பு நிறத்தை கொடுக்கும் கதிர்வீச்சு ஆகும். சூரியன் இந்த கதிர்வீச்சுகளை ஒரே நேரத்தில் உருவாக்குகிறது.
• (ஃபோட்டோஸ்பியர் 6000 கே) - ஃபோட்டோஸ்பியர் என்பது சூரியனின் மேல் அடுக்கு, அதன் மேற்பரப்பு. 6000 கெல்வின் வெப்பநிலை 5700 டிகிரி செல்சியஸுக்கு சமம்.
• ரேடியோ உமிழ்வுகள் - காணக்கூடிய கதிர்வீச்சு, அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சு மற்றும் புற ஊதா கதிர்வீச்சுக்கு கூடுதலாக, சூரியன் வானொலி உமிழ்வுகளை வெளியிடுகிறது, இது வானொலி தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்தி வானியலாளர்கள் கண்டுபிடித்துள்ளனர். சூரிய புள்ளிகளின் எண்ணிக்கையைப் பொறுத்து, இந்த உமிழ்வு அதிகரிக்கிறது மற்றும் குறைகிறது.
• கரோனல் ஹோல் (டிரான்ஸ். கரோனல் ஹோல்) - இவை சூரியனில் உள்ள இடங்கள், கரோனா குறைந்த பிளாஸ்மா அடர்த்தியைக் கொண்டுள்ளது, இதன் விளைவாக அது இருண்டதாகவும் குளிராகவும் இருக்கும்.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - சூரியனின் கதிர்வீச்சு மண்டலம் இந்த வெப்பநிலையைக் கொண்டுள்ளது.
• வெப்பச்சலனம்/கொந்தளிப்பு வெப்பச்சலனம் (மாற்றம் பிளாஸ்மாவின் நெடுவரிசைகள் மேற்பரப்பை அடைந்து, அவற்றின் வெப்பத்தை விட்டுவிட்டு, மீண்டும் வெப்பமடைய மீண்டும் கீழே விரைகின்றன.
• கரோனல் லூப்ஸ் (டிரான்ஸ். கரோனல் லூப்ஸ்) என்பது சூரிய வளிமண்டலத்தில் உள்ள பிளாஸ்மாவைக் கொண்ட சுழல்கள், காந்தக் கோடுகளுடன் நகரும். அவை மேற்பரப்பில் இருந்து பல்லாயிரக்கணக்கான கிலோமீட்டர் வரை பரந்து விரிந்திருக்கும் பெரிய வளைவுகள் போல இருக்கும்.
• கோர் (டிரான்ஸ். கோர்) என்பது சூரிய இதயமாகும், இதில் அதிக வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தத்தைப் பயன்படுத்தி அணுக்கரு இணைவு ஏற்படுகிறது. அனைத்து சூரிய சக்தியும் மையத்தில் இருந்து வருகிறது.
• 14,500,000 K (ஒரு. 14,500,000 கெல்வின்) - சூரிய மையத்தின் வெப்பநிலை.
• கதிர்வீச்சு மண்டலம் (டிரான்ஸ். கதிர்வீச்சு மண்டலம்) - கதிர்வீச்சைப் பயன்படுத்தி ஆற்றல் கடத்தப்படும் சூரியனின் ஒரு அடுக்கு. ஃபோட்டான் 200,000 க்கு அப்பால் உள்ள கதிர்வீச்சு மண்டலத்தை கடந்து விண்வெளிக்கு செல்கிறது.
• நியூட்ரினோக்கள் (டிரான்ஸ் நியூட்ரினோ) என்பது அணுக்கரு இணைவு எதிர்வினையின் விளைவாக சூரியனில் இருந்து வெளிவரும் சிறிய துகள்கள். ஒவ்வொரு நொடியும் நூறாயிரக்கணக்கான நியூட்ரினோக்கள் மனித உடலை கடந்து செல்கின்றன, ஆனால் அவை நமக்கு எந்தத் தீங்கும் விளைவிப்பதில்லை, அவற்றை நாம் உணரவில்லை.
• குரோமோஸ்பெரிக் ஃப்ளேர் (குரோமோஸ்பெரிக் ஃப்ளேர் என மொழிபெயர்க்கப்பட்டுள்ளது) - நமது நட்சத்திரத்தின் காந்தப்புலம் முறுக்கி, பின்னர் திடீரென பல்வேறு வடிவங்களில் உடைந்துவிடும். காந்தப்புலங்களில் ஏற்படும் முறிவுகளின் விளைவாக, சூரியனின் மேற்பரப்பில் இருந்து சக்திவாய்ந்த எக்ஸ்ரே எரிப்புகள் தோன்றும்.
• காந்தப்புல வளையம் - சூரியனின் காந்தப்புலம் ஒளிக்கோளத்திற்கு மேலே அமைந்துள்ளது, மேலும் சூரியனின் வளிமண்டலத்தில் சூடான பிளாஸ்மா காந்தக் கோடுகளுடன் நகரும்போது தெரியும்.
• ஸ்பாட் - ஒரு சூரிய புள்ளி (டிரான்ஸ். சூரிய புள்ளிகள்) - இவை சூரியனின் மேற்பரப்பில் காந்தப்புலங்கள் சூரியனின் மேற்பரப்பில் செல்லும் இடங்களாகும், மேலும் வெப்பநிலை குறைவாக இருக்கும், பெரும்பாலும் ஒரு வளைய வடிவில் இருக்கும்.
• ஆற்றல் துகள்கள் (டிரான்ஸ். ஆற்றல் துகள்கள்) - அவை சூரியனின் மேற்பரப்பில் இருந்து வருகின்றன, இதன் விளைவாக சூரியக் காற்று உருவாகிறது. சூரிய புயல்களில் அவற்றின் வேகம் ஒளியின் வேகத்தை அடைகிறது.
• எக்ஸ்-கதிர்கள் (எக்ஸ்-கதிர்கள் என மொழிபெயர்க்கப்பட்டுள்ளது) சூரிய ஒளியின் போது உருவாகும் மனித கண்ணுக்கு தெரியாத கதிர்கள்.
• பிரகாசமான புள்ளிகள் மற்றும் குறுகிய கால காந்தப் பகுதிகள் (டிரான்ஸ். பிரகாசமான புள்ளிகள் மற்றும் குறுகிய கால காந்தப் பகுதிகள்) - வெப்பநிலை வேறுபாடுகள் காரணமாக, சூரியனின் மேற்பரப்பில் பிரகாசமான மற்றும் மங்கலான புள்ளிகள் தோன்றும்.

சூரியனின் வளிமண்டலம்

அடுக்கு பெயர்	அடுக்கின் மேல் எல்லையின் உயரம், கி.மீ	அடர்த்தி, கிலோ/மீ 3	வெப்பநிலை, கே
ஃபோட்டோஸ்பியர்
குரோமோஸ்பியர்
	பல பத்து சூரிய கதிர்கள்

சூரிய புள்ளிகள் (சூரிய வட்டில் உள்ள இருண்ட வடிவங்கள், அவற்றின் வெப்பநிலை ஃபோட்டோஸ்பியரின் வெப்பநிலையை விட ~ 1500 K குறைவாக இருப்பதால்) ஒரு இருண்ட ஓவல் - புள்ளியின் நிழல், ஒரு இலகுவான இழைம பெனும்ப்ராவால் சூழப்பட்டுள்ளது. மிகச்சிறிய சூரிய புள்ளிகள் (துளைகள்) ~1000 கிமீ விட்டம் கொண்டவை, கவனிக்கப்பட்ட மிகப்பெரிய சூரிய புள்ளிகளின் விட்டம் 100,000 கிமீ தாண்டியது. சிறிய புள்ளிகள் பெரும்பாலும் 2 நாட்களுக்கு குறைவாக இருக்கும், வளர்ந்தவை 10-20 நாட்களுக்கு, பெரியவை 100 நாட்கள் வரை நீடிக்கும்.

குரோமோஸ்பியர் ஸ்பிக்யூல்ஸ் (தனிமைப்படுத்தப்பட்ட வாயு தூண்கள்) ~1000 கிமீ விட்டம், ~8000 கிமீ உயரம், ஏறுதல் மற்றும் இறங்குதல் வேகம் ~20 கிமீ/வி, வெப்பநிலை ~15,000 K, மற்றும் பல நிமிடங்கள் வாழ்நாள்.

முக்கியத்துவங்கள் (கொரோனாவில் ஒப்பீட்டளவில் குளிர்ந்த, அடர்த்தியான மேகங்கள்) சூரியனின் ஆரம் 1/3 வரை நீண்டுள்ளது. மிகவும் பொதுவானது "அமைதியான" முக்கியத்துவங்கள், 1 வருடம் வரை வாழ்நாள், ~ 200 ஆயிரம் கிமீ நீளம், ~ 10 ஆயிரம் கிமீ தடிமன் மற்றும் ~ 30 ஆயிரம் கிமீ உயரம். வேகமான வெடிப்பு முக்கியத்துவங்கள் பொதுவாக எரிப்புகளுக்குப் பிறகு 100-1000 கிமீ/வி வேகத்தில் மேல்நோக்கி வெளியேற்றப்படுகின்றன.

முழு சூரிய கிரகணத்தின் போது, ​​சூரியனைச் சுற்றியுள்ள வானத்தின் பிரகாசம் சூரியனின் சராசரி பிரகாசத்தில் 1.6 10 -9 ஆகும்.

பூமியிலிருந்து பிரதிபலிக்கும் ஒளியில் முழு சூரிய கிரகணத்தின் போது சந்திரனின் பிரகாசம் சூரியனின் சராசரி பிரகாசத்தில் 1.1 10 -10 ஆகும்.

ஃபோட்டோஸ்பியர்

ஒளிக்கோளம் (ஒளியை உமிழும் அடுக்கு) சூரியனின் புலப்படும் மேற்பரப்பை உருவாக்குகிறது. அதன் தடிமன் சுமார் 2/3 அலகுகள் ஆப்டிகல் தடிமன் ஒத்துள்ளது. முழுமையான வகையில், ஃபோட்டோஸ்பியர் பல்வேறு மதிப்பீடுகளின்படி, 100 முதல் 400 கிமீ வரை தடிமன் அடையும். சூரியனின் ஒளியியல் (தெரியும்) கதிர்வீச்சின் முக்கிய பகுதி ஃபோட்டோஸ்பியரில் இருந்து வருகிறது, ஆனால் ஆழமான அடுக்குகளிலிருந்து கதிர்வீச்சு இனி நம்மை அடையாது. ஃபோட்டோஸ்பியரின் வெளிப்புற விளிம்பை நெருங்கும் போது வெப்பநிலை 6600 K இலிருந்து 4400 K ஆக குறைகிறது. ஒட்டுமொத்த ஒளிக்கோளத்தின் பயனுள்ள வெப்பநிலை 5778 K ஆகும். இது Stefan-Boltzmann சட்டத்தின் படி கணக்கிடப்படலாம். முற்றிலும் கருப்பு உடலின் கதிர்வீச்சு சக்தி உடல் வெப்பநிலையின் நான்காவது சக்திக்கு நேரடியாக விகிதாசாரமாகும். இத்தகைய நிலைமைகளின் கீழ் ஹைட்ரஜன் கிட்டத்தட்ட முற்றிலும் நடுநிலை வகிக்கிறது. ஒளிக்கோளமானது சூரியனின் காணக்கூடிய மேற்பரப்பை உருவாக்குகிறது, அதில் இருந்து சூரியனின் அளவு, சூரியனிலிருந்து தூரம் போன்றவை தீர்மானிக்கப்படுகின்றன, ஏனெனில் ஒளிக்கோளத்தில் வாயு ஒப்பீட்டளவில் அரிதானது, அதன் சுழற்சி வேகம் சுழற்சியின் வேகத்தை விட மிகக் குறைவு திட உடல்கள். அதே நேரத்தில், பூமத்திய ரேகை மற்றும் துருவப் பகுதிகளில் வாயு சீரற்ற முறையில் நகரும் - பூமத்திய ரேகையில் அது 24 நாட்களில், துருவங்களில் - 30 நாட்களில் ஒரு புரட்சியை உருவாக்குகிறது.

குரோமோஸ்பியர்

குரோமோஸ்பியர் என்பது சூரியனின் வெளிப்புற ஷெல் ஆகும், இது ஒளிக்கோளத்தைச் சுற்றி சுமார் 2000 கிமீ தடிமன் கொண்டது. சூரிய வளிமண்டலத்தின் இந்தப் பகுதியின் பெயரின் தோற்றம் அதன் சிவப்பு நிறத்துடன் தொடர்புடையது, இது பால்மர் தொடரிலிருந்து ஹைட்ரஜனின் சிவப்பு H- ஆல்பா உமிழ்வு வரி குரோமோஸ்பியரின் புலப்படும் நிறமாலையில் ஆதிக்கம் செலுத்துவதால் ஏற்படுகிறது. குரோமோஸ்பியரின் மேல் எல்லையானது ஸ்பைகுல்ஸ் என்று அழைக்கப்படும் ஒரு தனித்துவமான மென்மையான மேற்பரப்பைக் கொண்டிருக்கவில்லை; ஒரே நேரத்தில் காணப்பட்ட ஸ்பிக்யூல்களின் எண்ணிக்கை சராசரியாக 60-70 ஆயிரம் ஆகும், இதன் காரணமாக, 19 ஆம் நூற்றாண்டின் இறுதியில், இத்தாலிய வானியலாளர் செச்சி, தொலைநோக்கி மூலம் குரோமோஸ்பியரைக் கவனித்து, அதை எரியும் புல்வெளிகளுடன் ஒப்பிட்டார். குரோமோஸ்பியரின் வெப்பநிலை 4000 முதல் 20,000 K வரை உயரத்தில் அதிகரிக்கிறது (10,000 K க்கும் அதிகமான வெப்பநிலை வரம்பு ஒப்பீட்டளவில் சிறியது).

குரோமோஸ்பியரின் அடர்த்தி குறைவாக உள்ளது, எனவே சாதாரண நிலைமைகளின் கீழ் கவனிக்க பிரகாசம் போதுமானதாக இல்லை. ஆனால் முழு சூரிய கிரகணத்தின் போது, ​​சந்திரன் பிரகாசமான ஒளிக்கோளத்தை உள்ளடக்கும் போது, ​​அதன் மேலே அமைந்துள்ள குரோமோஸ்பியர் தெரியும் மற்றும் சிவப்பு நிறத்தில் ஒளிரும். சிறப்பு குறுகிய-பேண்ட் ஆப்டிகல் வடிப்பான்களைப் பயன்படுத்தி எந்த நேரத்திலும் இதைக் காணலாம். 656.3 nm அலைநீளத்துடன் ஏற்கனவே குறிப்பிடப்பட்ட H-alpha கோடுக்கு கூடுதலாக, வடிகட்டி Ca II K (393.4 nm) மற்றும் Ca II H (396.8 nm) கோடுகளுக்கும் டியூன் செய்யப்படலாம். இந்த வரிகளில் காணக்கூடிய முக்கிய குரோமோஸ்பெரிக் கட்டமைப்புகள்:

சூரியனின் முழு மேற்பரப்பையும் உள்ளடக்கிய குரோமோஸ்பெரிக் நெட்வொர்க் மற்றும் 30 ஆயிரம் கிமீ விட்டம் கொண்ட சூப்பர்கிரானுலேஷன் செல்களைச் சுற்றியுள்ள கோடுகள்;

· flocculi - ஒளி மேகம் போன்ற வடிவங்கள், பெரும்பாலும் வலுவான காந்தப்புலங்கள் கொண்ட பகுதிகளில் மட்டுமே - செயலில் பகுதிகள், பெரும்பாலும் சூரிய புள்ளிகள் சுற்றியுள்ள;

· இழைகள் மற்றும் இழைகள் (fibrils) - flocculi போன்ற பல்வேறு அகலங்கள் மற்றும் நீளங்களின் இருண்ட கோடுகள், செயலில் உள்ள பகுதிகளில் அடிக்கடி காணப்படுகின்றன.

கிரீடம்

கரோனா என்பது சூரியனின் கடைசி வெளிப்புற ஷெல் ஆகும். கரோனா முக்கியமாக முக்கியத்துவங்கள் மற்றும் ஆற்றல்மிக்க வெடிப்புகளால் ஆனது, அவை பல லட்சம் மற்றும் ஒரு மில்லியனுக்கும் அதிகமான கிலோமீட்டர் விண்வெளியில் வெளிப்பட்டு, சூரியக் காற்றை உருவாக்குகின்றன. சராசரி கரோனல் வெப்பநிலை 1 முதல் 2 மில்லியன் K வரையிலும், அதிகபட்சம், சில பகுதிகளில், 8 முதல் 20 மில்லியன் K வரையிலும் உள்ளது. இவ்வளவு அதிக வெப்பநிலை இருந்தபோதிலும், இது முழு சூரிய கிரகணத்தின் போது மட்டுமே நிர்வாணக் கண்ணுக்குத் தெரியும். கரோனாவில் உள்ள பொருளின் அடர்த்தி குறைவாக உள்ளது, எனவே அதன் பிரகாசமும் குறைவாக உள்ளது. இந்த அடுக்கின் அசாதாரணமான தீவிர வெப்பமானது காந்த மறுஇணைப்பின் விளைவு மற்றும் அதிர்ச்சி அலைகளின் செல்வாக்கினால் ஏற்படுகிறது (கொரோனாவை வெப்பமாக்குவதில் உள்ள சிக்கலைப் பார்க்கவும்). சூரிய செயல்பாட்டு சுழற்சியின் கட்டத்தைப் பொறுத்து கரோனாவின் வடிவம் மாறுகிறது: அதிகபட்ச செயல்பாட்டின் காலங்களில் இது ஒரு வட்ட வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளது, மேலும் குறைந்தபட்சம் அது சூரிய பூமத்திய ரேகையுடன் நீளமாக இருக்கும். கரோனாவின் வெப்பநிலை மிக அதிகமாக இருப்பதால், அது புற ஊதா மற்றும் எக்ஸ்ரே வரம்புகளில் தீவிர கதிர்வீச்சை வெளியிடுகிறது. இந்த கதிர்வீச்சுகள் பூமியின் வளிமண்டலத்தை கடக்காது, ஆனால் சமீபத்தில் விண்கலத்தைப் பயன்படுத்தி அவற்றைப் படிக்க முடிந்தது. கரோனாவின் வெவ்வேறு பகுதிகளில் கதிர்வீச்சு சீரற்ற முறையில் நிகழ்கிறது. சூடான சுறுசுறுப்பான மற்றும் அமைதியான பகுதிகள் உள்ளன, அதே போல் 600,000 K இன் ஒப்பீட்டளவில் குறைந்த வெப்பநிலையுடன் கரோனல் துளைகள் உள்ளன, அதிலிருந்து காந்தப்புலக் கோடுகள் விண்வெளியில் வெளிப்படுகின்றன. இந்த ("திறந்த") காந்த கட்டமைப்பு துகள்கள் சூரியனில் இருந்து தடையின்றி வெளியேற அனுமதிக்கிறது, எனவே சூரியக் காற்று முதன்மையாக கரோனல் துளைகளில் இருந்து உமிழப்படுகிறது.

சூரிய கரோனாவின் புலப்படும் நிறமாலையானது எல், கே மற்றும் எஃப் கூறுகள் எனப்படும் மூன்று வெவ்வேறு கூறுகளைக் கொண்டுள்ளது (அல்லது, முறையே, எல்-கொரோனா, கே-கொரோனா மற்றும் எஃப்-கொரோனா; எல்-கூறுகளின் மற்றொரு பெயர் ஈ- கரோனாவின் தொடர்ச்சியான ஸ்பெக்ட்ரம் என்பது சூரியனின் புலப்படும் விளிம்பிலிருந்து 9-10′ உயரம் வரை, உமிழ்வு L-கூறு 3′ உயரத்தில் இருந்து தெரியும். சூரியனின் கோண விட்டம் சுமார் 30′) மற்றும் அதற்கு மேல், ஒரு ஃபிரான்ஹோஃபர் ஸ்பெக்ட்ரம் தெரியும், இது 20′ உயரத்தில் உள்ள சூரிய கரோனாவின் F கூறுகளை உருவாக்குகிறது கரோனாவின் ஸ்பெக்ட்ரம் 20 nm க்கும் குறைவான அலைநீளத்துடன் உள் கரோனாவை பிரிக்கும் எல்லையாக எடுத்துக் கொள்ளப்படுகிறது, எடுத்துக்காட்டாக, 17.1 nm (171 Å), 19.3 nm (193 Å), 19.5 nm (195 Å) அலைநீளத்தில் சூரியனின் பொதுவான புகைப்படங்களில், அதன் தனிமங்களைக் கொண்ட சூரிய கரோனா மட்டுமே தெரியும், குரோமோஸ்பியர் மற்றும் ஃபோட்டோஸ்பியர் ஆகியவை தெரியவில்லை. சூரியனின் வடக்கு மற்றும் தென் துருவங்களில் எப்பொழுதும் இருக்கும் இரண்டு கரோனல் துளைகள், அதே போல் அதன் புலப்படும் மேற்பரப்பில் தற்காலிகமாக தோன்றும் மற்றவை, நடைமுறையில் எக்ஸ்-கதிர்களை வெளியிடுவதில்லை.

வெயில் காற்று

சூரிய கரோனாவின் வெளிப்புறப் பகுதியிலிருந்து, சூரியக் காற்று வெளியேறுகிறது - அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட துகள்களின் ஒரு ஸ்ட்ரீம் (முக்கியமாக புரோட்டான்கள், எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் α- துகள்கள்), ஹீலியோஸ்பியரின் எல்லைகளுக்கு அதன் அடர்த்தியில் படிப்படியாகக் குறைந்து பரவுகிறது. சூரியக் காற்று இரண்டு கூறுகளாகப் பிரிக்கப்பட்டுள்ளது - மெதுவான சூரியக் காற்று மற்றும் வேகமான சூரியக் காற்று. மெதுவான சூரியக் காற்றானது வினாடிக்கு 400 கிமீ வேகமும் 1.4–1.6·10 6 கே வெப்பநிலையும் கொண்டது, மேலும் இது கரோனாவின் கலவையில் நெருக்கமாக ஒத்திருக்கிறது. வேகமான சூரியக் காற்றானது வினாடிக்கு 750 கிமீ வேகமும், 8·10 5 கே வெப்பநிலையும் கொண்டது, மேலும் இது ஃபோட்டோஸ்பியரின் பொருளின் கலவையைப் போன்றது. மெதுவான சூரியக் காற்று வேகமான காற்றை விட இரண்டு மடங்கு அடர்த்தியானது மற்றும் குறைந்த நிலையானது. மெதுவான சூரியக் காற்று கொந்தளிப்புப் பகுதிகளுடன் மிகவும் சிக்கலான அமைப்பைக் கொண்டுள்ளது.

சராசரியாக, சூரியன் காற்றுடன் வினாடிக்கு சுமார் 1.3·10 36 துகள்களை வெளியிடுகிறது. இதன் விளைவாக, சூரியனால் ஏற்படும் மொத்த நிறை இழப்பு (இந்த வகை கதிர்வீச்சுக்கு) ஆண்டுக்கு 2-3·10 −14 சூரிய நிறைகள் ஆகும். 150 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மேலான இழப்பு பூமியின் நிறைக்கு சமம். பூமியில் உள்ள பல இயற்கை நிகழ்வுகள் புவி காந்த புயல்கள் மற்றும் அரோராக்கள் உட்பட சூரிய காற்றில் ஏற்படும் இடையூறுகளுடன் தொடர்புடையவை.

சோலார் காற்றின் பண்புகளின் முதல் நேரடி அளவீடுகள் ஜனவரி 1959 இல் சோவியத் லூனா-1 நிலையத்தால் மேற்கொள்ளப்பட்டன. சிண்டிலேஷன் கவுண்டர் மற்றும் வாயு அயனியாக்கம் கண்டறிதல் ஆகியவற்றைப் பயன்படுத்தி அவதானிப்புகள் மேற்கொள்ளப்பட்டன. மூன்று ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, அதே அளவீடுகள் மரைனர் 2 நிலையத்தைப் பயன்படுத்தி அமெரிக்க விஞ்ஞானிகளால் மேற்கொள்ளப்பட்டன. 1990களின் பிற்பகுதியில், புற ஊதா கரோனல் ஸ்பெக்ட்ரோமீட்டரைப் பயன்படுத்தியது.புற ஊதா கரோனல் ஸ்பெக்ட்ரோமீட்டர் ( UVCS) ) SOHO செயற்கைக்கோளில், சூரிய துருவங்களில் வேகமாக சூரியக் காற்று வீசும் பகுதிகளின் அவதானிப்புகள் மேற்கொள்ளப்பட்டன.

சூரியனின் உள் அமைப்பு

© விளாடிமிர் கலானோவ்
அறிவே ஆற்றல்

சூரியனில் என்ன தெரியும்?

சிறப்பு, மிகவும் இருண்ட வடிகட்டிகள் அல்லது ஒளியைக் குறைக்கும் பிற சாதனங்கள் இல்லாமல் தொலைநோக்கி மூலம் சூரியனை நிர்வாணக் கண்ணால் பார்க்க முடியாது என்பது அனைவருக்கும் தெரியும். இந்த தடையை புறக்கணிப்பதன் மூலம், பார்வையாளருக்கு கடுமையான கண் தீக்காயங்கள் ஏற்படும் அபாயம் உள்ளது. சூரியனைப் பார்ப்பதற்கான எளிதான வழி அதன் படத்தை வெள்ளைத் திரையில் காட்டுவதாகும். ஒரு சிறிய அமெச்சூர் தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்தி, நீங்கள் சூரிய வட்டின் பெரிதாக்கப்பட்ட படத்தைப் பெறலாம். இந்த படத்தில் நீங்கள் என்ன பார்க்க முடியும்? முதலில், சன்னி விளிம்பின் கூர்மை கவனத்தை ஈர்க்கிறது. சூரியன் ஒரு வாயு பந்து, இது தெளிவான எல்லை இல்லை, அதன் அடர்த்தி படிப்படியாக குறைகிறது. அப்படியானால், அதை ஏன் கூர்மையாக கோடிட்டுக் காட்டுகிறோம்? உண்மை என்னவென்றால், சூரியனில் இருந்து காணக்கூடிய அனைத்து கதிர்வீச்சுகளும் மிக மெல்லிய அடுக்கிலிருந்து வருகின்றன, இது ஒரு சிறப்புப் பெயரைக் கொண்டுள்ளது - ஒளிக்கோளம். (கிரேக்கம்: "ஒளியின் கோளம்"). ஒளிக்கோளத்தின் தடிமன் 300 கிமீக்கு மேல் இல்லை. இந்த மெல்லிய ஒளிரும் அடுக்குதான் சூரியனுக்கு ஒரு "மேற்பரப்பு" உள்ளது என்ற மாயையை பார்வையாளர்களுக்கு உருவாக்குகிறது.

சூரியனின் உள் அமைப்பு

ஃபோட்டோஸ்பியர்

சூரியனின் வளிமண்டலம் சூரிய வட்டின் புலப்படும் விளிம்பை விட 200-300 கிமீ ஆழத்தில் தொடங்குகிறது. வளிமண்டலத்தின் இந்த ஆழமான அடுக்குகள் ஃபோட்டோஸ்பியர் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அவற்றின் தடிமன் சூரிய ஆரத்தின் முவாயிரத்தில் ஒரு பங்கிற்கு மேல் இல்லை என்பதால், ஒளிக்கோளம் சில நேரங்களில் வழக்கமாக சூரியனின் மேற்பரப்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது. ஃபோட்டோஸ்பியரில் உள்ள வாயுக்களின் அடர்த்தி பூமியின் அடுக்கு மண்டலத்தில் உள்ளதைப் போலவே இருக்கும், மேலும் பூமியின் மேற்பரப்பை விட நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு குறைவாக உள்ளது. ஒளிக்கோளத்தின் வெப்பநிலையானது 300 கிமீ ஆழத்தில் 8000 K இலிருந்து மேல் அடுக்குகளில் 4000 K வரை குறைகிறது. நடுத்தர அடுக்கின் வெப்பநிலை, நாம் உணரும் கதிர்வீச்சு, சுமார் 6000 கே. இத்தகைய நிலைமைகளின் கீழ், கிட்டத்தட்ட அனைத்து வாயு மூலக்கூறுகளும் தனிப்பட்ட அணுக்களாக சிதைகின்றன. ஒளிக்கோளத்தின் மேல் அடுக்குகளில் மட்டுமே H, OH மற்றும் CH வகையின் ஒப்பீட்டளவில் சில எளிய மூலக்கூறுகள் மற்றும் தீவிரவாதிகள் பாதுகாக்கப்படுகின்றன. சூரிய வளிமண்டலத்தில் ஒரு சிறப்பு பங்கு நிலப்பரப்பில் காணப்படாத ஒரு பொருளால் செய்யப்படுகிறது. எதிர்மறை ஹைட்ரஜன் அயனி, இது இரண்டு எலக்ட்ரான்கள் கொண்ட புரோட்டான். இந்த அசாதாரண கலவையானது, ஒளிக்கோளத்தின் மெல்லிய வெளிப்புற, "குளிர்ந்த" அடுக்கில் எதிர்மறையாக சார்ஜ் செய்யப்பட்ட இலவச எலக்ட்ரான்களின் போது ஏற்படுகிறது, அவை கால்சியம், சோடியம், மெக்னீசியம், இரும்பு மற்றும் பிற உலோகங்களின் எளிதில் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட அணுக்களால் வழங்கப்படுகின்றன, நடுநிலை ஹைட்ரஜன் அணுக்களுடன் "ஒட்டி". உருவாக்கப்படும் போது, ​​எதிர்மறை ஹைட்ரஜன் அயனிகள் காணக்கூடிய ஒளியின் பெரும்பகுதியை வெளியிடுகின்றன. அயனிகள் பேராசையுடன் இதே ஒளியை உறிஞ்சிக் கொள்கின்றன, அதனால்தான் வளிமண்டலத்தின் ஒளிபுகாநிலை விரைவாக ஆழத்துடன் அதிகரிக்கிறது. எனவே, சூரியனின் புலப்படும் விளிம்பு நமக்கு மிகவும் கூர்மையாகத் தெரிகிறது.

அதிக உருப்பெருக்கம் கொண்ட தொலைநோக்கியில், ஒளிக்கோளத்தின் நுட்பமான விவரங்களை நீங்கள் அவதானிக்கலாம்: இவை அனைத்தும் சிறிய பிரகாசமான தானியங்கள் - துகள்கள், குறுகிய இருண்ட பாதைகளின் வலையமைப்பால் பிரிக்கப்பட்டதாகத் தெரிகிறது. கிரானுலேஷன் என்பது வெப்பமான வாயு ஓட்டங்கள் உயர்ந்து குளிர்ச்சியானவை இறங்குவதன் விளைவாகும். வெளிப்புற அடுக்குகளில் அவற்றுக்கிடையேயான வெப்பநிலை வேறுபாடு ஒப்பீட்டளவில் சிறியது (200-300 K), ஆனால் ஆழமான, வெப்பச்சலன மண்டலத்தில், அது அதிகமாக உள்ளது, மேலும் கலவை மிகவும் தீவிரமாக நிகழ்கிறது. சூரியனின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் வெப்பச்சலனம் வளிமண்டலத்தின் ஒட்டுமொத்த கட்டமைப்பை தீர்மானிப்பதில் பெரும் பங்கு வகிக்கிறது. இறுதியில், இது சூரிய காந்தப்புலங்களுடனான சிக்கலான தொடர்புகளின் விளைவாக வெப்பச்சலனம் ஆகும், இது சூரிய செயல்பாட்டின் அனைத்து மாறுபட்ட வெளிப்பாடுகளுக்கும் காரணமாகும். சூரியனில் உள்ள அனைத்து செயல்முறைகளிலும் காந்தப்புலங்கள் ஈடுபட்டுள்ளன. சில நேரங்களில், சூரிய வளிமண்டலத்தின் ஒரு சிறிய பகுதியில் செறிவூட்டப்பட்ட காந்தப்புலங்கள் எழுகின்றன, பூமியை விட பல ஆயிரம் மடங்கு வலிமையானவை. அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட பிளாஸ்மா ஒரு நல்ல கடத்தி ஆகும்; எனவே, அத்தகைய இடங்களில், கீழே இருந்து சூடான வாயுக்களின் கலவை மற்றும் எழுச்சி தடுக்கப்படுகிறது, மற்றும் ஒரு இருண்ட பகுதி தோன்றுகிறது - ஒரு சூரிய புள்ளி. திகைப்பூட்டும் ஒளிக்கோளத்தின் பின்னணியில், அது முற்றிலும் கருப்பு நிறமாகத் தோன்றுகிறது, இருப்பினும் உண்மையில் அதன் பிரகாசம் பத்து மடங்கு பலவீனமாக உள்ளது. காலப்போக்கில், புள்ளிகளின் அளவு மற்றும் வடிவம் பெரிதும் மாறுகிறது. அரிதாகவே கவனிக்கத்தக்க புள்ளி - ஒரு துளை வடிவத்தில் தோன்றிய பின்னர், புள்ளி படிப்படியாக அதன் அளவை பல பல்லாயிரக்கணக்கான கிலோமீட்டர்களாக அதிகரிக்கிறது. பெரிய புள்ளிகள், ஒரு விதியாக, ஒரு இருண்ட பகுதி (கோர்) மற்றும் குறைந்த இருண்ட பகுதி - பெனும்ப்ராவைக் கொண்டிருக்கும், இதன் அமைப்பு ஒரு சுழல் தோற்றத்தை அளிக்கிறது. புள்ளிகள் ஃபோட்டோஸ்பியரின் பிரகாசமான பகுதிகளால் சூழப்பட்டுள்ளன, அவை ஃபேகுலே அல்லது ஃப்ளேர் புலங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. ஒளிக்கோளம் படிப்படியாக சூரிய வளிமண்டலத்தின் மிகவும் அரிதான வெளிப்புற அடுக்குகளுக்குள் செல்கிறது - குரோமோஸ்பியர் மற்றும் கொரோனா.

குரோமோஸ்பியர்

ஃபோட்டோஸ்பியருக்கு மேலே குரோமோஸ்பியர் உள்ளது, இதில் வெப்பநிலை 6,000 முதல் 20,000 K வரை இருக்கும். குரோமோஸ்பியர் (கிரேக்க மொழியில் "வண்ணக் கோளம்") அதன் சிவப்பு-வயலட் நிறத்திற்கு பெயரிடப்பட்டது. இது முழு சூரிய கிரகணத்தின் போது சந்திரனின் கருப்பு வட்டைச் சுற்றி ஒரு கிழிந்த பிரகாசமான வளையமாகத் தெரியும், இது சூரியனைக் கிரகணம் செய்துவிட்டது. குரோமோஸ்பியர் மிகவும் பன்முகத்தன்மை கொண்டது மற்றும் முக்கியமாக நீளமான நீளமான நாக்குகளைக் கொண்டுள்ளது (ஸ்பைகுல்ஸ்), இது எரியும் புல் தோற்றத்தை அளிக்கிறது. இந்த குரோமோஸ்பிரிக் ஜெட் விமானங்களின் வெப்பநிலை ஒளிக்கோளத்தை விட இரண்டு முதல் மூன்று மடங்கு அதிகமாகும், மேலும் அடர்த்தி நூறாயிரக்கணக்கான மடங்கு குறைவாக உள்ளது. குரோமோஸ்பியரின் மொத்த நீளம் 10-15 ஆயிரம் கிலோமீட்டர். குரோமோஸ்பியரில் வெப்பநிலை அதிகரிப்பு அலைகள் மற்றும் காந்தப்புலங்களின் பரவல் மூலம் வெப்பச்சலன மண்டலத்தில் இருந்து ஊடுருவி விளக்கப்படுகிறது. ஒரு பெரிய மைக்ரோவேவ் அடுப்பில் இருந்ததைப் போலவே பொருள் வெப்பமடைகிறது. துகள்களின் வெப்ப இயக்கத்தின் வேகம் அதிகரிக்கிறது, அவற்றுக்கிடையே மோதல்கள் அடிக்கடி நிகழ்கின்றன, மேலும் அணுக்கள் அவற்றின் வெளிப்புற எலக்ட்ரான்களை இழக்கின்றன: பொருள் சூடான அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட பிளாஸ்மாவாக மாறுகிறது. இதே இயற்பியல் செயல்முறைகள் குரோமோஸ்பியருக்கு மேலே அமைந்துள்ள சூரிய வளிமண்டலத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளின் வழக்கத்திற்கு மாறாக அதிக வெப்பநிலையை பராமரிக்கின்றன.

பெரும்பாலும் கிரகணங்களின் போது (மற்றும் சிறப்பு நிறமாலை கருவிகளின் உதவியுடன் - மற்றும் கிரகணங்களுக்காக காத்திருக்காமல்) சூரியனின் மேற்பரப்பிற்கு மேலே ஒருவர் வினோதமான வடிவிலான "நீரூற்றுகள்", "மேகங்கள்", "புனல்கள்", "புதர்கள்", "வளைவுகள்" மற்றும் குரோமோஸ்பெரிக் பொருட்களிலிருந்து மற்ற பிரகாசமான ஒளிரும் வடிவங்கள். அவை நிலையான அல்லது மெதுவாக மாறக்கூடியவை, மென்மையான வளைந்த ஜெட் விமானங்களால் சூழப்பட்டிருக்கும், அவை குரோமோஸ்பியருக்குள் அல்லது வெளியே பாயும், பல்லாயிரக்கணக்கான கிலோமீட்டர்கள் உயரும். இவை சூரிய வளிமண்டலத்தின் மிகவும் லட்சிய வடிவங்கள் -. ஹைட்ரஜன் அணுக்களால் உமிழப்படும் சிவப்பு நிறமாலைக் கோட்டில் அவதானித்தால், அவை சூரிய வட்டின் பின்னணியில் இருண்ட, நீண்ட மற்றும் வளைந்த இழைகளாகத் தோன்றும். குரோமோஸ்பியரின் அதே அடர்த்தி மற்றும் வெப்பநிலையை முக்கியத்துவங்கள் கொண்டிருக்கின்றன. ஆனால் அவை அதற்கு மேலே உள்ளன மற்றும் சூரிய வளிமண்டலத்தின் உயர்ந்த, மிகவும் அரிதான மேல் அடுக்குகளால் சூழப்பட்டுள்ளன. முக்கியத்துவங்கள் குரோமோஸ்பியருக்குள் வராது, ஏனெனில் அவற்றின் பொருள் சூரியனின் செயலில் உள்ள பகுதிகளின் காந்தப்புலங்களால் ஆதரிக்கப்படுகிறது. முதன்முறையாக, 1868 ஆம் ஆண்டில் பிரெஞ்சு வானியலாளர் பியர் ஜான்சன் மற்றும் அவரது ஆங்கிலேய சக ஜோசப் லாக்கியர் ஆகியோரால் கிரகணத்திற்கு வெளியே ஒரு முக்கியத்துவத்தின் ஸ்பெக்ட்ரம் காணப்பட்டது. ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோப் பிளவு சூரியனின் விளிம்பில் குறுக்கிடும் வகையில் அமைந்துள்ளது, மேலும் முக்கியத்துவம் இருந்தால் அதன் அருகே அமைந்துள்ளது, அதன் கதிர்வீச்சு நிறமாலையை காணலாம். முக்கியத்துவம் அல்லது குரோமோஸ்பியரின் வெவ்வேறு பகுதிகளில் பிளவுகளை இயக்குவதன் மூலம், அவற்றைப் பகுதிகளாகப் படிக்க முடியும். குரோமோஸ்பியர் போன்ற முக்கியத்துவங்களின் ஸ்பெக்ட்ரம் பிரகாசமான கோடுகளைக் கொண்டுள்ளது, முக்கியமாக ஹைட்ரஜன், ஹீலியம் மற்றும் கால்சியம். மற்ற வேதியியல் தனிமங்களில் இருந்து உமிழ்வு கோடுகள் உள்ளன, ஆனால் அவை மிகவும் பலவீனமாக உள்ளன. சில முக்கியத்துவங்கள், குறிப்பிடத்தக்க மாற்றங்கள் இல்லாமல் நீண்ட காலமாக இருந்ததால், திடீரென்று வெடிப்பது போல் தெரிகிறது, மேலும் அவற்றின் பொருள் வினாடிக்கு நூற்றுக்கணக்கான கிலோமீட்டர் வேகத்தில் கிரகங்களுக்குள் வீசப்படுகிறது. குரோமோஸ்பியரின் தோற்றமும் அடிக்கடி மாறுகிறது, இது அதன் உறுப்பு வாயுக்களின் தொடர்ச்சியான இயக்கத்தைக் குறிக்கிறது. சூரியனின் வளிமண்டலத்தின் மிகச் சிறிய பகுதிகளில் சில நேரங்களில் வெடிப்புகளைப் போன்றது நிகழ்கிறது. இவை குரோமோஸ்பெரிக் ஃப்ளேர் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. அவை பொதுவாக பல பத்து நிமிடங்கள் நீடிக்கும். ஹைட்ரஜன், ஹீலியம், அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட கால்சியம் மற்றும் வேறு சில தனிமங்களின் நிறமாலைக் கோடுகளில் எரியும் போது, ​​குரோமோஸ்பியரின் ஒரு தனிப் பிரிவின் பளபளப்பு திடீரென பல மடங்கு அதிகரிக்கிறது. புற ஊதா மற்றும் எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சு குறிப்பாக வலுவாக அதிகரிக்கிறது: சில நேரங்களில் அதன் சக்தி சூரியனின் மொத்த கதிர்வீச்சு சக்தியை விட பல மடங்கு அதிகமாகும். புள்ளிகள், தீப்பந்தங்கள், முக்கியத்துவங்கள், குரோமோஸ்பிரிக் எரிப்புகள் - இவை அனைத்தும் சூரிய செயல்பாட்டின் வெளிப்பாடுகள். அதிகரித்துவரும் செயல்பாடுகளுடன், சூரியனில் இந்த அமைப்புகளின் எண்ணிக்கை அதிகரிக்கிறது.

§ 43. சூரியன்

சூரியன் ஒரு நட்சத்திரம், அதன் மையத்தில் உள்ள தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை நமக்கு வாழ்க்கைக்குத் தேவையான ஆற்றலை வழங்குகிறது.

சூரியன் பூமிக்கு மிக அருகில் உள்ள நட்சத்திரம். இது ஒளி மற்றும் வெப்பத்தை வழங்குகிறது, இது இல்லாமல் பூமியில் வாழ்க்கை சாத்தியமற்றது. பூமியில் விழும் சூரிய சக்தியின் ஒரு பகுதி வளிமண்டலத்தால் உறிஞ்சப்பட்டு சிதறடிக்கப்படுகிறது. இது அவ்வாறு இல்லையென்றால், பூமியின் மேற்பரப்பின் ஒவ்வொரு சதுர மீட்டருக்கும் செங்குத்தாக விழும் சூரியக் கதிர்களிலிருந்து பெறப்பட்ட கதிர்வீச்சு சக்தி சுமார் 1.4 kW/m2 ஆக இருக்கும். இந்த அளவு அழைக்கப்படுகிறது சூரிய மாறிலி. பூமியிலிருந்து சூரியனுக்கான சராசரி தூரம் மற்றும் சூரிய மாறிலி ஆகியவற்றை அறிந்தால், சூரியனின் மொத்த கதிர்வீச்சு சக்தியைக் கண்டறியலாம். ஒளிர்வுமற்றும் தோராயமாக 4 க்கு சமம். 10 26 டபிள்யூ.

சூரியன் ஒரு பெரிய சூடான பந்து, முக்கியமாக ஹைட்ரஜன் (சூரியனின் நிறை 70%) மற்றும் ஹீலியம் (28%), ஒரு அச்சில் சுழலும் (25-30 பூமி நாட்களில் புரட்சி). சூரியனின் விட்டம் பூமியை விட 109 மடங்கு அதிகம். சூரியனின் வெளிப்படையான மேற்பரப்பு, அதன் ஒளிக்கோளம்- சூரியனின் வளிமண்டலத்தின் மிகக் குறைந்த மற்றும் அடர்த்தியான அடுக்கு, இதிலிருந்து பிó அது வெளியிடும் ஆற்றலின் பெரும்பகுதி. ஒளிக்கோளத்தின் தடிமன் சுமார் 300 கி.மீ., சராசரி வெப்பநிலை 6000 K. சூரியனில் கரும்புள்ளிகள் அடிக்கடி தெரியும் ( சூரிய புள்ளிகள்), பல நாட்கள் மற்றும் சில நேரங்களில் மாதங்கள் (படம் 43 ஏ) ஒளிக்கோளத்திற்கு மேலே அமைந்துள்ள சூரியனின் வளிமண்டலத்தின் 12-15 ஆயிரம் கிமீ தடிமன் அடுக்கு அழைக்கப்படுகிறது குரோமோஸ்பியர். சூரிய கரோனா- சூரியனின் வளிமண்டலத்தின் வெளிப்புற அடுக்கு, அதன் விட்டம் பல தூரங்களுக்கு நீண்டுள்ளது. குரோமோஸ்பியர் மற்றும் சூரிய கரோனாவின் பிரகாசம் மிகவும் குறைவாக உள்ளது, மேலும் அவை முழு சூரிய கிரகணத்தின் போது மட்டுமே காண முடியும் (படம் 43 பி).

நீங்கள் சூரியனின் மையத்தை நெருங்கும்போது, ​​வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் அதிகரித்து அதன் அருகே அவை சுமார் 15 ஆக இருக்கும்× 10 6 கே மற்றும் 2.3 10 16 முறையே பா. அத்தகைய அதிக வெப்பநிலையில், சூரியப் பொருள் மாறுகிறது பிளாஸ்மா- அணுக்கருக்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களைக் கொண்ட வாயு. அதிக வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் சூரியனின் மையப்பகுதிசூரியனின் ஆரம் சுமார் 1/3 ஆரம் கொண்டது (படம் 43 வி) கருக்களுக்கு இடையில் எதிர்வினைகள் ஏற்படுவதற்கான நிலைமைகளை உருவாக்குங்கள், இதன் விளைவாக கருக்கள் உருவாகின்றன மற்றும் மகத்தான ஆற்றல் வெளியிடப்படுகிறது.

ஒளிக்கருக்களிலிருந்து கனமான கருக்கள் உருவாகும் அணுக்கரு எதிர்வினைகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன தெர்மோநியூக்ளியர்(lat இலிருந்து.தெர்மோ - வெப்பம்), ஏனெனில் அவர்கள் மிக அதிக வெப்பநிலையில் மட்டுமே செல்ல முடியும். ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் வினையின் ஆற்றல் விளைச்சல், அதே வெகுஜன யுரேனியத்தின் பிளவை விட பல மடங்கு அதிகமாக இருக்கும். சூரியனின் ஆற்றலின் ஆதாரம் அதன் மையத்தில் நிகழும் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் ஆகும். சூரியனின் வெளிப்புற அடுக்குகளின் உயர் அழுத்தம் ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை ஏற்படுவதற்கான நிலைமைகளை உருவாக்குவது மட்டுமல்லாமல், அதன் மையத்தை வெடிக்காமல் தடுக்கிறது.

ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினையின் ஆற்றல் காமா கதிர்வீச்சின் வடிவத்தில் வெளியிடப்படுகிறது, இது சூரியனின் மையத்தை விட்டு வெளியேறி ஒரு கோள அடுக்குக்குள் நுழைகிறது. கதிரியக்க மண்டலம், தடிமன் சூரியனின் ஆரம் 1/3 (படம் 43 வி) கதிர்வீச்சு மண்டலத்தில் அமைந்துள்ள பொருள் கருவில் இருந்து வரும் காமா கதிர்வீச்சை உறிஞ்சி அதன் சொந்த, ஆனால் குறைந்த அதிர்வெண்ணில் வெளியிடுகிறது. எனவே, கதிர்வீச்சு குவாண்டா உள்ளே இருந்து வெளியே நகரும் போது, ​​அவற்றின் ஆற்றல் மற்றும் அதிர்வெண் குறைகிறது, மற்றும் காமா கதிர்வீச்சு படிப்படியாக புற ஊதா, புலப்படும் மற்றும் அகச்சிவப்பு மாற்றப்படுகிறது.

சூரியனின் வெளிப்புற ஓடு என்று அழைக்கப்படுகிறது வெப்பச்சலன மண்டலம், இதில் பொருள் கலக்கப்படுகிறது ( வெப்பச்சலனம்), மற்றும் ஆற்றல் பரிமாற்றம் பொருளின் இயக்கத்தால் மேற்கொள்ளப்படுகிறது (படம் 43 வி) வெப்பச்சலனத்தின் குறைவு 1-2 ஆயிரம் டிகிரி வெப்பநிலை குறைவதற்கும் சூரிய புள்ளியின் தோற்றத்திற்கும் வழிவகுக்கிறது. அதே நேரத்தில், வெப்பச்சலனம் சூரிய புள்ளிக்கு அருகில் தீவிரமடைகிறது, மேலும் வெப்பமான பொருள் சூரியனின் மேற்பரப்புக்கும், குரோமோஸ்பியருக்கும் கொண்டு செல்லப்படுகிறது. முக்கியத்துவங்கள்- சூரியனின் ½ ஆரம் வரையிலான தூரத்தில் உள்ள பொருளின் வெளியேற்றம். புள்ளிகள் தோற்றம் அடிக்கடி சேர்ந்து சூரிய எரிப்பு- குரோமோஸ்பியரின் பிரகாசமான பளபளப்பு, எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சு மற்றும் வேகமாக சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்களின் ஓட்டம். இந்த நிகழ்வுகள் அனைத்தும் அழைக்கப்படுகின்றன என்பது நிறுவப்பட்டுள்ளது சூரிய செயல்பாடு, அடிக்கடி ஏற்படும், அதிக சூரிய புள்ளிகள் உள்ளன. சூரிய புள்ளிகளின் எண்ணிக்கை சராசரியாக 11 ஆண்டுகள் வரை மாறுபடும்.

கேள்விகளை மதிப்பாய்வு செய்யவும்:

· ஏன் சூரிய மாறிலிக்கு சமம், மேலும் சூரியனின் ஒளிர்வு என்று என்ன அழைக்கப்படுகிறது?

· சூரியனின் உள் அமைப்பு என்ன?

· சூரியனின் மையப்பகுதியில் மட்டும் ஏன் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை ஏற்படுகிறது?

· சூரிய செயல்பாட்டின் நிகழ்வுகளை பட்டியலிடவும்?

அரிசி. 43. ( ஏ) - சூரிய புள்ளிகள்; ( பி) - சூரிய கிரகணத்தின் போது சூரிய கரோனா; ( வி) - சூரியனின் அமைப்பு ( 1 - கோர், 2 - கதிர் மண்டலம், 3 - வெப்பச்சலன மண்டலம்).