جایگاه ما در این دنیا
راه شیری - کهکشان شاشا
جو خورشیدی - فوتوسفر

Photosphere - جو خورشید 200-300 کیلومتر عمیق تر از لبه قابل مشاهده لبه خورشید شروع می شود. این عمیق ترین لایه های جو، فوتوسفر نامیده می شود. از آنجایی که ضخامت آنها بیش از یک سه هزارم شعاع خورشیدی نیست، فتوسفر را معمولاً سطح خورشید می نامند.
چگالی گازها در فوتوسفر تقریباً مشابه استراتوسفر زمین و صدها برابر کمتر از سطح زمین است. دمای فوتوسفر از 8000 کلوین در عمق 300 کیلومتری به 4000 کلوین در بالاترین لایه ها کاهش می یابد. دمای لایه میانی، که تابش آن را درک می کنیم، حدود 6000 کلوین است. در چنین شرایطی، تقریباً تمام مولکول های گاز به اتم های جداگانه تجزیه می شوند. تنها در بالاترین لایه‌های فوتوسفر، مولکول‌ها و رادیکال‌های نسبتاً کمی مانند H2، OH و CH حفظ می‌شوند.

نقش ویژه ای در جو خورشید توسط یون هیدروژن منفی ایفا می کند که در طبیعت روی زمین یافت نمی شود که پروتونی با دو الکترون است. این ترکیب غیرعادی در نازک‌ترین و سردترین لایه فتوسفر زمانی رخ می‌دهد که الکترون‌های آزاد با بار منفی، که توسط اتم‌های کلسیم، سدیم، منیزیم، آهن و سایر فلزات به راحتی یونیزه می‌شوند، به اتم‌های هیدروژن خنثی می‌چسبند. هنگامی که یون های هیدروژن منفی تولید می شوند، بیشتر نور مرئی را ساطع می کنند. یون ها با حرص و طمع همین نور را جذب می کنند، به همین دلیل است که کدورت جو به سرعت با عمق افزایش می یابد. بنابراین، لبه مرئی خورشید برای ما بسیار تیز به نظر می رسد.
تقریباً تمام دانش ما در مورد خورشید مبتنی بر مطالعه طیف آن است - یک نوار باریک چند رنگ با ماهیت یک رنگین کمان. نیوتن برای اولین بار با قرار دادن یک منشور در مسیر پرتو خورشید، چنین نواری دریافت کرد و فریاد زد: "طیف!"(طیف لاتین - "دید"). بعدها خطوط تیره ای در طیف خورشید مشاهده شد و به عنوان مرز رنگ ها در نظر گرفته شد.
در یک تلسکوپ با بزرگنمایی بالا، می توانید جزئیات ظریف فوتوسفر را مشاهده کنید: به نظر می رسد همه آن با دانه های روشن کوچک پراکنده شده است - دانه هایی که توسط شبکه ای از مسیرهای تاریک باریک از هم جدا شده اند. دانه بندی نتیجه اختلاط جریان های گازهای گرمتر است که بالا می روند و گازهای سردتر پایین می آیند. اختلاف دما بین آنها در لایه های بیرونی نسبتاً کم است (200-300 کلوین)، اما عمیق تر، در ناحیه همرفتی، بیشتر است و اختلاط بسیار شدیدتر رخ می دهد. همرفت در لایه های بیرونی خورشید نقش بزرگی در تعیین ساختار کلی جو دارد. در نهایت، این همرفت، در نتیجه برهمکنش پیچیده با میدان های مغناطیسی خورشیدی است که علت همه تظاهرات متنوع فعالیت خورشیدی است. میدان های مغناطیسی در تمام فرآیندهای خورشید دخیل هستند. گاهی اوقات، میدان‌های مغناطیسی متمرکز در ناحیه کوچکی از اتمسفر خورشیدی به وجود می‌آیند که چندین هزار برابر قوی‌تر از زمین است. پلاسمای یونیزه رسانای خوبی است که نمی تواند در خطوط القای مغناطیسی یک میدان مغناطیسی قوی حرکت کند. بنابراین، در چنین مکان هایی، از اختلاط و افزایش گازهای داغ از پایین جلوگیری می شود و یک منطقه تاریک - یک لکه خورشیدی ظاهر می شود. در پس زمینه فتوسفر خیره کننده، کاملا سیاه به نظر می رسد، اگرچه در واقعیت روشنایی آن تنها ده برابر ضعیف تر است.
با گذشت زمان، اندازه و شکل لکه ها به شدت تغییر می کند. با ظاهر شدن به شکل یک نقطه به سختی قابل توجه - یک منافذ، این نقطه به تدریج اندازه خود را به چند ده هزار کیلومتر افزایش می دهد. لکه های بزرگ، به عنوان یک قاعده، از یک قسمت تیره (هسته) و یک قسمت کمتر تیره - نیم سایه تشکیل شده است، که ساختار آن به نقطه ظاهر یک گرداب می دهد. لکه ها توسط نواحی روشن تری از فوتوسفر احاطه شده اند که به آنها Faculae یا Flare fields می گویند.
فتوسفر به تدریج به لایه های بیرونی کمیاب تر اتمسفر خورشیدی - کروموسفر و تاج - می رود.
جو خورشیدی - کروموسفر

کروموسفر (به یونانی "کره رنگ") به دلیل رنگ بنفش مایل به قرمز نامگذاری شده است. در هنگام خورشید گرفتگی کامل به صورت یک حلقه ناهموار و درخشان در اطراف قرص سیاه ماه که به تازگی خورشید را گرفته است، قابل مشاهده است. کروموسفر بسیار ناهمگن است و عمدتاً از زبانه های دراز کشیده (اسپیکول) تشکیل شده است که به آن ظاهر علف سوزان می دهد. دمای این جت های کرومسفری دو تا سه برابر بیشتر از فتوسفر است و چگالی آن صدها هزار بار کمتر است. طول کل کروموسفر 10-15 هزار کیلومتر است.
افزایش دما در کروموسفر با انتشار امواج و میدان های مغناطیسی که از ناحیه همرفتی به داخل آن نفوذ می کنند توضیح داده می شود. این ماده تقریباً به همان روشی گرم می شود که گویی در یک مایکروویو غول پیکر است. سرعت حرکت حرارتی ذرات افزایش می یابد، برخورد بین آنها بیشتر می شود و اتم ها الکترون های بیرونی خود را از دست می دهند: این ماده به پلاسمای یونیزه داغ تبدیل می شود. همین فرآیندهای فیزیکی همچنین دمای بالای غیرعادی بیرونی‌ترین لایه‌های اتمسفر خورشیدی را که در بالای کرومسفر قرار دارند، حفظ می‌کنند.
غالباً در هنگام کسوف (و با کمک ابزارهای طیفی خاص - و بدون انتظار برای کسوف) در بالای سطح خورشید می توان "چشمه ها"، "ابرها"، "قیف ها"، "بوته ها"، "طاق ها" و شکل های عجیب و غریب را مشاهده کرد. دیگر تشکیلات درخشان درخشان از مواد کرومسفری. آنها می توانند ساکن باشند یا به آرامی در حال تغییر باشند و توسط جت های منحنی صاف احاطه شده باشند که به داخل یا خارج از کروموسفر جریان می یابند و ده ها و صدها هزار کیلومتر بالا می روند. اینها بلندپروازانه ترین شکل های جو خورشیدی هستند - برجستگی ها. هنگامی که در خط طیفی قرمز ساطع شده توسط اتم های هیدروژن مشاهده می شود، آنها در پس زمینه قرص خورشید به صورت رشته های تیره، بلند و منحنی ظاهر می شوند.

برجستگی ها تقریباً همان چگالی و دمای کروموسفر هستند. اما آنها در بالای آن قرار دارند و توسط لایه های بالاتر و بسیار کمیاب جو خورشید احاطه شده اند. برجستگی ها به دلیل اینکه ماده آنها توسط میدان های مغناطیسی مناطق فعال خورشید پشتیبانی می شود، در کروموسفر قرار نمی گیرند.
برای اولین بار، طیف یک برجستگی خارج از ماه گرفتگی توسط ستاره شناس فرانسوی پیر یانسن و همکار انگلیسی اش جوزف لاکیر در سال 1868 مشاهده شد. شکاف طیف سنجی به گونه ای قرار گرفته است که لبه خورشید را قطع می کند و اگر برجستگی وجود داشته باشد. در نزدیکی آن قرار دارد، سپس طیف تابش آن قابل مشاهده است. با هدایت شکاف به قسمت های مختلف برجستگی یا کروموسفر می توان آنها را به صورت قسمتی بررسی کرد. طیف برجستگی ها، مانند کروموسفر، از خطوط روشن، عمدتاً هیدروژن، هلیوم و کلسیم تشکیل شده است. خطوط انتشار از دیگر عناصر شیمیایی نیز وجود دارد، اما آنها بسیار ضعیف تر هستند.
برخی از برجستگی ها که برای مدت طولانی بدون تغییرات محسوس باقی مانده اند، ناگهان به نظر می رسد که منفجر می شوند و ماده آنها با سرعت صدها کیلومتر در ثانیه به فضای بین سیاره ای پرتاب می شود. ظاهر کروموسفر نیز به طور مکرر تغییر می کند که نشان دهنده حرکت مداوم گازهای تشکیل دهنده آن است.
گاهی اوقات چیزی شبیه به انفجار در مناطق بسیار کوچکی از جو خورشید رخ می دهد. اینها به اصطلاح شعله های کرومسفری هستند (قوی ترین فرآیندهای انفجار مانند که فقط چند دقیقه طول می کشد، اما در این مدت انرژی آزاد می شود که گاهی اوقات به 10 25 ژول می رسد). آنها معمولا چند ده دقیقه طول می کشند. هنگام شعله ور شدن در خطوط طیفی هیدروژن، هلیوم، کلسیم یونیزه و برخی عناصر دیگر، درخشش یک بخش جداگانه از کروموسفر به طور ناگهانی ده ها برابر افزایش می یابد. تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس به شدت افزایش می یابد: گاهی اوقات قدرت آن چندین برابر بیشتر از کل قدرت تابش خورشید در این ناحیه موج کوتاه از طیف قبل از شعله ور است.
لکه‌ها، رخنه‌ها، برجستگی‌ها، شراره‌های کرومسفری - همه اینها مظاهر فعالیت خورشیدی هستند. با افزایش فعالیت، تعداد این سازندها در خورشید افزایش می یابد.
جو خورشیدی - تاج

تاج پادشاهی - بر خلاف فتوسفر و کروموسفر، بیرونی ترین قسمت جو خورشید وسعت زیادی دارد: میلیون ها کیلومتر امتداد دارد که با چندین شعاع خورشیدی مطابقت دارد، و ادامه ضعیف آن حتی فراتر می رود.
چگالی ماده در تاج خورشیدی با ارتفاع بسیار کندتر از چگالی هوا در جو زمین کاهش می یابد. کاهش چگالی هوا با افزایش آن توسط گرانش زمین تعیین می شود. در سطح خورشید، نیروی گرانش بسیار بیشتر است و به نظر می رسد که جو آن نباید زیاد باشد. در واقعیت فوق العاده گسترده است. در نتیجه نیروهایی بر خلاف جاذبه خورشید عمل می کنند. این نیروها با سرعت عظیم حرکت اتم ها و الکترون ها در تاج خورشیدی همراه است که تا دمای 1 تا 2 میلیون درجه گرم می شود!
تاج به بهترین وجه در طول فاز کلی خورشید گرفتگی مشاهده می شود. درست است، در چند دقیقه ای که طول می کشد، ترسیم نه تنها جزئیات فردی، بلکه حتی ظاهر کلی تاج بسیار دشوار است. چشم ناظر تازه شروع به عادت کردن به گرگ و میش ناگهانی کرده است و پرتو درخشانی از خورشید که از پشت لبه ماه بیرون می‌آید، پایان ماه‌گرفتگی را اعلام می‌کند. بنابراین، طرح‌هایی از تاج که توسط ناظران باتجربه در طول یک ماه‌گرفتگی انجام می‌شد، اغلب بسیار متفاوت بود. حتی امکان تعیین دقیق رنگ آن وجود نداشت.
اختراع عکاسی به ستاره شناسان روشی عینی و مستند برای تحقیق داد. با این حال، گرفتن یک شات خوب از تاج نیز آسان نیست. واقعیت این است که نزدیک‌ترین قسمت آن به خورشید، به اصطلاح تاج درونی، نسبتاً درخشان است، در حالی که تاج بیرونی دوردست به نظر می‌رسد که درخشش بسیار کم‌رنگی دارد. بنابراین، اگر تاج بیرونی به وضوح در عکس ها قابل مشاهده باشد، قسمت داخلی بیش از حد نوردهی می شود و در عکس هایی که جزئیات تاج داخلی قابل مشاهده است، قسمت بیرونی کاملاً نامرئی است. برای غلبه بر این مشکل، در طول ماه گرفتگی معمولاً سعی می کنند چندین عکس از تاج در یک زمان - با سرعت شاتر بلند و کوتاه - بگیرند. یا با قرار دادن یک فیلتر "شعاعی" ویژه در جلوی صفحه عکاسی از تاج عکس گرفته می شود که باعث تضعیف نواحی حلقوی قسمت های روشن داخلی تاج می شود. در چنین عکس هایی، ساختار آن را می توان در فواصل بسیاری از شعاع های خورشیدی ردیابی کرد.
در حال حاضر اولین عکس های موفق تشخیص تعداد زیادی از جزئیات را در تاج ممکن می کند: پرتوهای تاج، انواع "قوس ها"، "کلاه ایمنی" و سایر تشکل های پیچیده که به وضوح با مناطق فعال مرتبط هستند.
ویژگی اصلی تاج ساختار درخشان آن است. اشعه های تاجی شکل های بسیار متنوعی دارند: گاهی کوتاه، گاهی بلند، برخی از پرتوها مستقیم و گاهی به شدت منحنی هستند. در سال 1897، آلکسی پاولوویچ گانسکی، ستاره شناس پولکوو، کشف کرد که ظاهر کلی تاج خورشیدی به طور دوره ای تغییر می کند. معلوم شد که این به دلیل چرخه 11 ساله فعالیت خورشیدی است.
با یک دوره 11 ساله، هم روشنایی کلی و هم شکل تاج خورشیدی تغییر می کند. در دوران حداکثر لکه های خورشیدی، شکل نسبتاً گردی دارد. پرتوهای مستقیم تاجی که در امتداد شعاع خورشید هدایت می شوند، هم در استوای خورشیدی و هم در مناطق قطبی مشاهده می شوند. هنگامی که لکه های خورشیدی کمی وجود دارد، پرتوهای تاجی فقط در عرض های جغرافیایی استوایی و میانی تشکیل می شوند. شکل تاج کشیده می شود. در قطب ها، پرتوهای کوتاه مشخص ظاهر می شوند، به اصطلاح برس های قطبی. در همان زمان، روشنایی کلی تاج کاهش می یابد. این ویژگی جالب تاج ظاهراً با حرکت تدریجی منطقه تشکیل ترجیحی لکه های خورشیدی در طول چرخه 11 ساله مرتبط است. پس از حداقل، لکه هایی در دو طرف استوا در عرض های جغرافیایی 30-40 درجه ظاهر می شوند. سپس منطقه تشکیل نقطه به تدریج به سمت استوا پایین می آید.
مطالعات دقیق این امکان را به وجود آورده است که بین ساختار تاج و تشکیلات منفرد در جو خورشید ارتباط خاصی وجود دارد. برای مثال، پرتوهای تاجی روشن و مستقیم معمولاً در بالای لکه‌های خورشیدی و استخوان‌ها مشاهده می‌شوند. پرتوهای همسایه در جهت خود خم می شوند. در پایه پرتوهای تاجی، درخشندگی کروموسفر افزایش می یابد. این ناحیه را معمولاً هیجان زده می نامند. گرمتر و متراکم تر از مناطق همسایه و غیر هیجان زده است. تشکیلات پیچیده درخشان در بالای لکه های خورشیدی در تاج مشاهده می شود. برجستگی ها نیز اغلب توسط پوسته هایی از ماده تاجی احاطه شده اند.
مشخص شد که تاج یک آزمایشگاه طبیعی منحصر به فرد است که در آن می توان مواد را در غیرمعمول ترین و دست نیافتنی ترین شرایط روی زمین مشاهده کرد.
در آغاز قرن 19 تا 20، زمانی که فیزیک پلاسما هنوز وجود نداشت، ویژگی‌های مشاهده شده تاج یک راز غیرقابل توضیح به نظر می‌رسید. بنابراین، رنگ تاج به طرز شگفت آوری شبیه به خورشید است، گویی نور آن توسط یک آینه منعکس می شود. با این حال، در این مورد، خطوط فراونهوفر مشخصه طیف خورشیدی به طور کامل در تاج داخلی ناپدید می شوند. آنها دور از لبه خورشید، در تاج بیرونی دوباره ظاهر می شوند، اما در حال حاضر بسیار ضعیف هستند. علاوه بر این، نور تاج قطبی است: صفحاتی که در آنها امواج نور در نوسان هستند، عمدتاً مماس با قرص خورشیدی قرار دارند. با فاصله گرفتن از خورشید، نسبت پرتوهای قطبی شده ابتدا افزایش می یابد (تقریباً تا 50٪) و سپس کاهش می یابد. در نهایت، خطوط انتشار درخشان در طیف تاج، که تقریباً تا اواسط قرن بیستم وجود داشت، ظاهر می‌شوند. با هیچ یک از عناصر شیمیایی شناخته شده قابل شناسایی نیست.
مشخص شد که دلیل اصلی همه این ویژگی‌های کرونا دمای بالای گاز بسیار کمیاب است. در دماهای بالاتر از 1 میلیون درجه، میانگین سرعت اتم های هیدروژن از 100 کیلومتر بر ثانیه و برای الکترون های آزاد 40 برابر بیشتر است. در چنین سرعت‌هایی، علی‌رغم کمیاب شدن شدید ماده (فقط 100 میلیون ذره در سانتی‌متر مکعب، که 100 میلیارد بار کمیاب‌تر از هوای روی زمین است!)، برخورد اتم‌ها، به‌ویژه با الکترون‌ها، نسبتاً مکرر است. نیروهای برخورد الکترون آنقدر زیاد است که اتم های عناصر سبک تقریباً به طور کامل از تمام الکترون های خود محروم هستند و فقط هسته های اتمی "برهنه" از آنها باقی می مانند. عناصر سنگین‌تر عمیق‌ترین لایه‌های الکترونی خود را حفظ می‌کنند و به شدت یونیزه می‌شوند.
بنابراین، گاز تاج یک پلاسمای بسیار یونیزه است. این شامل بسیاری از یون های دارای بار مثبت از عناصر شیمیایی مختلف و تعداد کمی بیشتر از الکترون های آزاد است که از یونیزاسیون اتم های هیدروژن (هر کدام یک الکترون)، اتم های هلیوم (هر کدام دو الکترون) و اتم های سنگین تر به وجود می آیند. از آنجایی که الکترون های متحرک نقش اصلی را در چنین گازی ایفا می کنند، اغلب به آن گاز الکترونی می گویند، اگرچه این به معنای وجود چنین تعداد یون مثبت است که خنثی بودن پلاسما را به طور کلی تضمین می کند.
رنگ سفید تاج به دلیل پراکندگی نور معمولی خورشید توسط الکترون های آزاد است. آنها انرژی خود را هنگام پراکندگی سرمایه گذاری نمی کنند: با نوسان در زمان با موج نور، آنها فقط جهت نور پراکنده را تغییر می دهند، در حالی که آن را قطبی می کنند. خطوط روشن مرموز در طیف توسط تشعشعات غیرمعمول از اتم های آهن، آرگون، نیکل، کلسیم و سایر عناصر به شدت یونیزه شده ایجاد می شوند که تنها در شرایط نادر شدن قوی ایجاد می شوند. در نهایت، خطوط جذب در تاج بیرونی ناشی از پراکندگی ذرات غباری است که به طور مداوم در محیط بین ستاره ای وجود دارد. و عدم وجود یک خط در تاج داخلی به این دلیل است که وقتی توسط الکترون‌های با حرکت بسیار سریع پراکنده می‌شوند، تمام کوانتوم‌های نوری چنان تغییرات فرکانسی قابل‌توجهی را تجربه می‌کنند که حتی خطوط قوی فراونهوفر طیف خورشیدی کاملاً «محو می‌شوند».
بنابراین، تاج خورشید بیرونی ترین بخش جو آن است، نازک ترین و داغ ترین. بیایید اضافه کنیم که این نزدیکترین به ما نیز هست: معلوم می شود که به شکل جریانی از پلاسما که دائماً از آن حرکت می کند - باد خورشیدی - از خورشید دور می شود. در نزدیکی زمین، سرعت آن به طور متوسط ​​400-500 کیلومتر در ثانیه است و گاهی اوقات تقریباً به 1000 کیلومتر در ثانیه می رسد. باد خورشیدی که بسیار فراتر از مدارهای مشتری و زحل منتشر می شود، یک هلیوسفر غول پیکر را تشکیل می دهد که در همسایگی یک محیط بین ستاره ای حتی کمیاب تر است.
در واقع، ما در محاصره تاج خورشیدی زندگی می‌کنیم، اگرچه در برابر تشعشعات نافذ آن توسط یک سد قابل اعتماد به شکل میدان مغناطیسی زمین محافظت می‌شویم. از طریق تاج، فعالیت خورشیدی بر بسیاری از فرآیندهای روی زمین (پدیده های ژئوفیزیکی) تأثیر می گذارد.
چگونه خورشید بر زمین تأثیر می گذارد

خورشید سیاره ما را روشن و گرم می کند، بدون این حیات روی آن نه تنها برای انسان، بلکه حتی برای میکروارگانیسم ها غیرممکن است. خورشید موتور اصلی (اگرچه نه تنها) فرآیندهای روی زمین است. اما زمین نه تنها گرما و نور را از خورشید دریافت می کند. انواع مختلف تشعشعات خورشیدی و جریان های ذرات تأثیر دائمی بر زندگی او دارند.
خورشید امواج الکترومغناطیسی را از تمام مناطق طیف - از امواج رادیویی چند کیلومتری گرفته تا پرتوهای گاما - به زمین می فرستد. ذرات باردار با انرژی های مختلف نیز به مجاورت زمین می رسند - هم زیاد، هم کم و هم متوسط. سرانجام، خورشید جریان قدرتمندی از ذرات بنیادی - نوترینوها را ساطع می کند. با این حال، تأثیر دومی بر فرآیندهای زمینی ناچیز است: برای این ذرات، کره زمین شفاف است و آنها آزادانه در آن پرواز می کنند. تنها بخش بسیار کوچکی از ذرات باردار از فضای بین سیاره‌ای وارد جو زمین می‌شود (بقیه توسط میدان ژئومغناطیسی منحرف می‌شوند یا به تأخیر می‌افتند). اما انرژی آنها برای ایجاد شفق قطبی و اختلال در میدان مغناطیسی سیاره ما کافی است.
اختلال الکترومغناطیسی در معرض انتخاب دقیق جو زمین است. فقط در برابر نور مرئی و اشعه ماوراء بنفش و مادون قرمز نزدیک و همچنین برای امواج رادیویی در محدوده نسبتاً باریک (از سانتی متر تا متر) شفاف است. تمام تشعشعات دیگر یا منعکس می شوند یا توسط جو جذب می شوند و لایه های بالایی آن را گرم و یونیزه می کنند.
جذب اشعه ایکس و اشعه ماوراء بنفش سخت در ارتفاعات 300-350 کیلومتری شروع می شود. در همان ارتفاعات، طولانی ترین امواج رادیویی که از فضا می آیند منعکس می شوند. در طی انفجارهای شدید تابش اشعه ایکس خورشیدی از شراره های کرومسفری، کوانتوم های پرتو ایکس به ارتفاعات 80 تا 100 کیلومتری از سطح زمین نفوذ می کنند، جو را یونیزه می کنند و باعث اختلال در ارتباطات موج کوتاه می شوند.

نواحی تاریک و شوم سمت چپ صفحه خورشیدی به اصطلاح سوراخ های تاجی هستند. این مناطق، در بالای سطح، جایی که خطوط میدان مغناطیسی خورشیدی به فضای بین سیاره‌ای گسترش می‌یابند، با فشار کم مشخص می‌شوند. حفره های تاج از دهه 1960 به طور فشرده از ماهواره ها در پرتوهای فرابنفش و اشعه ایکس مورد مطالعه قرار گرفته اند. آنها به عنوان منابع باد شدید خورشیدی شناخته می شوند که متشکل از اتم ها و الکترون هایی هستند که در امتداد خطوط میدان مغناطیسی باز از خورشید دور می شوند.

خورشید ما

اشعه ماوراء بنفش نرم (موج بلند) می تواند حتی عمیق تر نفوذ کند در ارتفاع 30-35 کیلومتری جذب می شود. در اینجا کوانتوم های فرابنفش مولکول های اکسیژن را با تشکیل ازن به اتم می شکنند. این یک "صفحه ازن" ایجاد می کند که در برابر اشعه ماوراء بنفش شفاف نیست و از حیات روی زمین در برابر پرتوهای مرگبار محافظت می کند. بخش جذب نشده از پرتوهای فرابنفش با طولانی ترین طول موج به سطح زمین می رسد. این اشعه ها هستند که باعث برنزه شدن افراد می شوند.
تابش در محدوده مرئی ضعیف جذب می شود. با این حال، حتی در غیاب ابر نیز توسط جو پراکنده می شود و بخشی از آن به فضای بین سیاره ای باز می گردد. ابرها که از قطرات آب و ذرات جامد تشکیل شده اند، بازتاب تابش خورشید را تا حد زیادی افزایش می دهند. در نتیجه، به طور متوسط، حدود نیمی از فرود نور در مرز جو زمین به سطح سیاره می رسد.
مقدار انرژي خورشيدي كه روي سطحي به مساحت 1 متر مربع كه عمود بر اشعه خورشيد در مرز جو زمين پخش مي شود ثابت خورشيدي ناميده مي شود. اندازه‌گیری آن از روی زمین بسیار دشوار است و بنابراین مقادیری که قبل از شروع تحقیقات فضایی پیدا شد بسیار تقریبی بود. نوسانات کوچک (اگر واقعا وجود داشته باشند) آشکارا در عدم دقت اندازه گیری ها "غرق" شده اند. تنها اجرای یک برنامه فضایی ویژه برای تعیین ثابت خورشیدی امکان یافتن مقدار قابل اعتماد آن را فراهم کرد. طبق آخرین داده ها 1370 W/m2 با دقت 0.5 درصد است. هیچ نوسانی بیش از 0.2٪ در طول اندازه گیری تشخیص داده نشد.
در زمین، تابش توسط خشکی و اقیانوس ها جذب می شود. سطح زمین گرم شده به نوبه خود در ناحیه مادون قرمز موج بلند تابش می کند. برای چنین تشعشعی، نیتروژن و اکسیژن در جو شفاف هستند. اما حریصانه توسط بخار آب و دی اکسید کربن جذب می شود. به لطف این اجزای کوچک، پوسته هوا گرما را حفظ می کند. این اثر گلخانه ای جو است. به طور کلی، بین ورود انرژی خورشیدی به زمین و تلفات آن در این سیاره تعادل وجود دارد: به همان اندازه که وارد می شود، به همان اندازه خرج می شود. در غیر این صورت دمای سطح زمین همراه با جو یا دائماً افزایش می یابد یا کاهش می یابد.

- تمام پدیده های فعالیت خورشیدی با ظهور میدان های مغناطیسی در سطح خورشید مرتبط است. قبلاً اولین اندازه‌گیری‌های اثر زیمان، که در آغاز قرن بیستم انجام شد، نشان داد که میدان‌های موجود در لکه‌های خورشیدی با قدرتی در حد چند هزار ارستد مشخص می‌شوند و چنین میدان‌هایی در مناطقی با قطر 20000 کیلومتر تحقق می‌یابند. . ابزارهای مدرن برای اندازه‌گیری میدان‌های روی خورشید نه تنها اندازه‌گیری شدت میدان را با دقت 1 Oe، بلکه قضاوت در مورد زاویه‌های تمایل بردار قدرت میدان مغناطیسی را نیز ممکن می‌سازد. برای مثال مشخص شده است که Faculae مناطقی با میدان های 5-300 Oe هستند، در سایه لکه های خورشیدی، میدان ها به 1000-4500 Oe می رسند از خورشید، اما به سمت حاشیه شیب آن افزایش می یابد، و در نیم سایه، میدان تقریباً موازی با سطح خورشید است. میدان در بسته های جداگانه متمرکز شده است.

خورشید خیلی بی قرار است. این تصویر با رنگ کاذب یک منطقه فعال را نشان می دهد که در لبه قرص خورشید قرار دارد. پلاسمای داغ از فتوسفر خورشیدی می گریزد و در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می کند. نواحی بسیار داغ با رنگ قرمز مشخص شده اند که نشان می دهد برخی از حلقه های میدان مغناطیسی مواد داغ تری را نسبت به سایر حلقه ها حمل می کنند. حلقه های میدان مغناطیسی بسیار بزرگ هستند، به طوری که زمین می تواند به راحتی در داخل آنها قرار گیرد.

خورشید ما

میدان متوسط ​​روی سطح خورشید از مرتبه 1 Oe است که ظاهراً از سلول های جداگانه با 10 Oe در مرزهای آنها تشکیل شده است. چنین میدانی در نزدیکی قطب های خورشید مشاهده می شود، در حالی که در عرض های جغرافیایی پایین اغلب توسط میدان های قوی از مناطق فعال مختل می شود. این میدان های محلی قوی نه تنها فتوسفر را مختل می کند، بلکه به لایه های بیرونی نیز نفوذ می کند. در کروموسفر بالای چتر نقاط، قدر آنها می تواند به 1000 Oe، بالای نیم سایه و 100 Oe برسد فعالیت) با مکان افزایش قدرت میدان مغناطیسی مشخص می شود. قاعده پایینی ناحیه فعال - استخوان ها و لکه ها - در فتوسفر قرار دارد. قسمت بالایی به عنوان یک ستون کرومسفری (لخته) و در تاج - به عنوان تراکم تاجی ظاهر می شود.
اغلب مناطق فعال با دو قطب قطب مخالف مشخص می شوند - به اصطلاح. مراکز دوقطبی، اگرچه مناطق چند قطبی و تک قطبی یافت می شوند. قطب های با قطب مخالف توسط سیستمی از قوس هایی به طول 30000 کیلومتر و ارتفاع تا 5000 کیلومتر به هم متصل می شوند. نوک قوس‌ها به آرامی بالا می‌روند و در نزدیکی قطب‌ها، گاز به سمت فوتوسفر پایین می‌آید.
توسعه منطقه فعال در طول زمان عجیب است. با تشدید میدان مغناطیسی، یک مشعل در فتوسفر ظاهر می شود که به تدریج مساحت و روشنایی آن را افزایش می دهد. پس از حدود یک روز، چندین لکه تیره در آن ظاهر می شود - منافذ، که سپس به لکه های خورشید تبدیل می شوند. دهمین و یازدهمین روز زندگی این منطقه با خشن ترین فرآیندها در کروموسفر و کرونا مشخص می شود. در این حالت اندازه گروه های بزرگ لکه های خورشیدی به 20 درجه هلیوگرافی در طول جغرافیایی و 10 در عرض جغرافیایی یا 2400 کیلومتر در 12000 کیلومتر می رسد. پس از 1-3 ماه، لکه ها به تدریج ناپدید می شوند و برجستگی غول پیکری بر روی منطقه آویزان می شود. پس از شش ماه یا یک سال، این ناحیه از بین می رود.
برای یک نقطه متوسط ​​با میدان 3000 Oe، انرژی مغناطیسی حداقل 10 برابر بیشتر از انرژی جنبشی است. انرژی حرکات همرفتی اما در یک سلول همرفتی لزوماً حرکت افقی عمود بر جهت میدان وجود دارد. میدان از حرکت افقی جلوگیری می کند، در نتیجه همرفت در نقاط به طور قابل توجهی ضعیف می شود. دشواری همرفت منجر به ورود انرژی کمتر به ناحیه لکه‌های خورشیدی می‌شود، زیرا انرژی در لایه‌های عمیق با حرکات همرفتی منتقل می‌شود. دمای پایین تر و "سیاهی" لکه ها احتمالاً با این مرتبط است.
دانه های مشاهده شده در سایه لکه های خورشیدی (با اندازه های تا 300 کیلومتر و طول عمر متوسط ​​15-30 دقیقه) نشان دهنده وجود همرفت بسیار تغییر یافته است. در اینجا شامل این است که عناصر جداگانه گاز داغ در نقاطی در امتداد میدان به ارتفاعات فوتوسفر نفوذ می کنند. در آنجا گسترش می یابند و گاز اطراف را همراه با میدان فشرده می کنند. سینک های گاز متراکم، حرکات گاز شبیه حرکت های بالا و پایین در لوله های نزدیک به هم با سطح مقطع کمی متفاوت است (یعنی با تغییر شکل جزئی خطوط نیرو). در بسیاری از موارد دیگر - هنگامی که گاز در برجستگی ها، در قوس های تاجی حرکت می کند، مسیر حرکت گاز نیز با مسیر خطوط میدان منطبق است.
درجه تأثیر میدان بر ساختار جو خارجی هم به بزرگی شار مغناطیسی ظاهر شده روی سطح (1017-1022 میکرو ثانیه) و هم به شدت تغییر آن با ارتفاع و زمان بستگی دارد.

فوتوسفر، آن لایه از جو خورشید که ما از طریق تلسکوپ می بینیم و با چشم به عنوان یک سطح درک می کنیم، دمایی در حدود 5800 درجه سانتیگراد دارد. در طول دوره حداقل فعالیت خورشیدی، سطح فوتوسفر نسبتاً آرام است. تمام گرداب‌های واکنش‌های گرما هسته‌ای که به ستاره انرژی آن را می‌دهند در اعماق درون خشم می‌کنند. اما با شروع یک چرخه جدید، انرژی تمام این فرآیندهای درونی شروع به شکستن می کند. افزایش فعالیت خورشیدی نشانه ای از جابجایی های مغناطیسی در زیر سطح خورشید است. در این دوره، میدان مغناطیسی ستاره قطبیت خود را از دست می دهد. لکه ها روی سطح آن ظاهر می شوند - مناطق نسبتاً سرد که دمای آنها از 4500 درجه سانتیگراد تجاوز نمی کند. در پس زمینه یک فوتوسفر داغتر، آنها تاریک به نظر می رسند. میدان مغناطیسی لکه ها به طور قابل توجهی بالاتر از فضای اطراف آنها است. در منطقه ای که خطوط میدان به اصطلاح "پیچ خورده" لکه خورشیدی از آن عبور می کنند، گاهی اوقات موقعیت هایی ایجاد می شود که در آن "اتصال مجدد" میدان های مغناطیسی امکان پذیر است در اینجا شعله های خورشیدی به طور فعال شروع به توسعه می کنند - قوی ترین مظهر فعالیت خورشیدی که بر زمین تأثیر می گذارد ضخامت اتمسفر خورشیدی را تحت تاثیر قرار می دهد انرژی دریافت شده توسط سیاره ما در طول یک سال، تقریباً 100 برابر بیشتر از تمام انرژی های حرارتی است که می توان با سوزاندن تمام ذخایر اثبات شده نفت، گاز و زغال سنگ به دست آورد. شعله های قوی پدیده ای بسیار نادر است که در آن انرژی در کروموسفر فوقانی یا تاج تحتانی آزاد می شود و تابش الکترومغناطیسی کوتاه مدت در طیف نسبتاً گسترده ای از طول موج ها - از اشعه ایکس سخت گرفته تا امواج رادیویی - ایجاد می کند. بخش اصلی آن به صورت انرژی جنبشی ذرات در حال حرکت در تاج و فضای بین سیاره ای با سرعت تا 1000 کیلومتر بر ثانیه و انرژی تابش الکترومغناطیسی سخت آزاد می شود. ماده با سرعت 20 تا 2000 کیلومتر بر ثانیه از سطح خورشید پرتاب می شود. جرم آن میلیاردها تن تخمین زده می شود. و انرژی آن با پخش شدن در فضا در کمتر از 4 دقیقه به زمین می رسد. جریانی از ذرات هسته‌ای که از خورشید ساطع می‌شود، با سرعتی در حدود 500 کیلومتر بر ثانیه، به میدان مغناطیسی زمین برخورد می‌کند و باعث ایجاد اختلال در آن می‌شود و بر فرآیندهای روی سیاره ما تأثیر می‌گذارد.

ساختار خورشید

1 - هسته، 2 - منطقه تعادل تشعشعی، 3 - منطقه همرفتی، 4 - فتوسفر، 5 - کرومسفر، 6 - تاج، 7 - لکه، 8 - دانه بندی، 9 - برجستگی

ساختار درونی خورشید هسته

بخش مرکزی خورشید با شعاع حدود 150000 کیلومتر (0.2 - 0.25 شعاع خورشیدی) که در آن واکنش های حرارتی هسته ای رخ می دهد، هسته خورشیدی نامیده می شود.

چگالی ماده در هسته تقریباً 150000 کیلوگرم بر متر مکعب است (150 برابر بیشتر از چگالی آب و 6.6 برابر بیشتر از چگالی سنگین ترین فلز روی زمین - ایریدیوم) و دما در مرکز هسته. بیش از 14 میلیون K است.

زیرا بالاترین دما و چگالی باید در بخش‌های مرکزی خورشید باشد و انتشار انرژی همراه با شدیدترین حالت در نزدیکی مرکز خورشید اتفاق می‌افتد. در هسته، همراه با واکنش پروتون- پروتون، چرخه کربن نقش مهمی ایفا می کند.

تنها در نتیجه واکنش پروتون-پروتون، 4.26 میلیون تن ماده در هر ثانیه به انرژی تبدیل می شود، اما این مقدار در مقایسه با جرم خورشید - 2·1027 تن، ناچیز است. ساختار درونی خورشید

منطقه تعادل تابشی

با دور شدن از مرکز خورشید، دما و چگالی کمتر می شود، آزاد شدن انرژی ناشی از چرخه کربن به سرعت متوقف می شود و تا فاصله 0.2-0.3 شعاع، دما کمتر از 5 میلیون K می شود. و چگالی نیز به میزان قابل توجهی کاهش می یابد. در نتیجه، واکنش های هسته ای عملا در اینجا رخ نمی دهد. این لایه‌ها فقط تشعشعاتی را که در اعماق بیشتر رخ می‌دهد به بیرون منتقل می‌کنند.

نکته قابل توجه این است که به جای هر کوانتوم جذب شده انرژی بالا، ذرات، به عنوان یک قاعده، چندین کوانت از انرژی های پایین تر را در نتیجه انتقال های آبشاری متوالی منتشر می کنند. بنابراین، به جای γ-کوانتا، اشعه ایکس ظاهر می شود، به جای اشعه ایکس، کوانتوم های UV ظاهر می شوند، که به نوبه خود، قبلاً در لایه های بیرونی به کوانتوم های تابش مرئی و حرارتی "تکه شده" هستند که در نهایت توسط خورشید ساطع می شوند. .

آن قسمت از خورشید که آزاد شدن انرژی در اثر واکنش های هسته ای در آن ناچیز است و فرآیند انتقال انرژی تنها از طریق جذب تشعشع و سپس انتشار مجدد صورت می گیرد، منطقه تعادل تابشی نامیده می شود. مساحتی از تقریباً 0.3 تا 0.7 شعاع خورشیدی را اشغال می کند.

منطقه همرفتی

بالاتر از سطح تعادل تابشی، خود ماده شروع به مشارکت در انتقال انرژی می کند.

مستقیماً در زیر لایه‌های بیرونی قابل مشاهده خورشید، در حدود 0.3 شعاع آن، یک منطقه همرفتی تشکیل می‌شود که در آن انرژی با همرفت منتقل می‌شود.

در ناحیه همرفتی، اختلاط گردابی پلاسما رخ می دهد. با توجه به داده های مدرن، نقش منطقه همرفتی در فیزیک فرآیندهای خورشیدی بسیار زیاد است، زیرا در آن است که حرکات مختلف ماده خورشیدی و میدان های مغناطیسی سرچشمه می گیرند.

ساختار جو خورشیدی. Photosphere

بیرونی ترین لایه های خورشید (اتمسفر خورشیدی) معمولاً به فتوسفر، کروموسفر و تاج تقسیم می شوند.

فتوسفر بخشی از جو خورشید است که در آن تشعشع مرئی تشکیل می شود که دارای طیف پیوسته است. بنابراین، تقریباً تمام انرژی خورشیدی که به ما می رسد در فوتوسفر ساطع می شود. فتوسفر هنگام مشاهده مستقیم خورشید در نور سفید به شکل "سطح" ظاهری آن قابل مشاهده است.

ضخامت فوتوسفر، یعنی. طول لایه ها که بیش از 90 درصد تابش در محدوده مرئی از آنجا می آید، کمتر از 200 کیلومتر است، یعنی. حدود 3·10-4 آر. همانطور که محاسبات نشان می دهد، هنگامی که به صورت مماس بر چنین لایه هایی مشاهده می شود، ضخامت ظاهری آنها چندین بار کاهش می یابد، در نتیجه، در نزدیکی لبه قرص خورشیدی (اندام)، سریع ترین افت درخشندگی در یک دوره کمتر از 10- رخ می دهد. 4 آر. به همین دلیل، لبه خورشید بسیار تیز به نظر می رسد. غلظت ذرات در فوتوسفر 1016-1017 در هر 1 سانتی متر مکعب است (در شرایط عادی، 1 سانتی متر مکعب از جو زمین حاوی 2.7 1019 مولکول است). فشار در فوتوسفر حدود 0.1 اتمسفر و دمای فوتوسفر 5000 تا 7000 کلوین است.

در چنین شرایطی، اتم هایی با پتانسیل یونیزاسیون چندین ولت (Na, K, Ca) یونیزه می شوند. عناصر باقی مانده، از جمله هیدروژن، عمدتاً در حالت خنثی باقی می مانند.

فتوسفر تنها ناحیه هیدروژن خنثی روی خورشید است. با این حال، در نتیجه یونیزاسیون ناچیز هیدروژن و یونیزاسیون تقریباً کامل فلزات، همچنان حاوی الکترون های آزاد است. این الکترون‌ها نقش بسیار مهمی دارند: وقتی با اتم‌های هیدروژن خنثی ترکیب می‌شوند، یون‌های هیدروژن منفی H را تشکیل می‌دهند.

یون های هیدروژن منفی در مقادیر ناچیز تشکیل می شوند: از 100 میلیون اتم هیدروژن، به طور متوسط، تنها یک اتم به یون منفی تبدیل می شود.

یون های H دارای خاصیت جذب غیرمعمول تابش قوی هستند، به ویژه در نواحی IR و قابل مشاهده طیف. بنابراین، با وجود غلظت ناچیز آنها، یون های هیدروژن منفی دلیل اصلی تعیین کننده جذب تابش در ناحیه مرئی طیف توسط ماده فتوسفر هستند. پیوند الکترون دوم با اتم بسیار ضعیف است و بنابراین حتی فوتون های IR می توانند یون هیدروژن منفی را از بین ببرند.

تابش زمانی اتفاق می افتد که الکترون ها توسط اتم های خنثی گرفته می شوند. پس از دستگیری شکل گرفت

فوتون ها درخشش فتوسفرهای خورشید و ستارگان نزدیک به آن را در دما تعیین می کنند. بنابراین، مایل به زرد

نور خورشید که معمولا "سفید" نامیده می شود، زمانی پدید می آید که الکترون دیگری به اتم هیدروژن اضافه شود.

میل ترکیبی الکترون یک اتم H خنثی 0.75 eV است. هنگامی که یک الکترون به اتم H اضافه می شود ( هبا انرژی بیشتر از 0.75 eV، مازاد آن توسط تابش الکترومغناطیسی منتقل می شود. ه+H → H– + ħ ω که بخش قابل توجهی از آن در محدوده مرئی قرار می گیرد.

مشاهدات فتوسفر ساختار ظریف آن را نشان می دهد که یادآور ابرهای کومولوس با فاصله نزدیک است. تشکیلات گرد سبک را گرانول و کل ساختار را دانه بندی می نامند. ابعاد زاویه ای گرانول ها به طور متوسط ​​بیش از 1 اینچ قوس نیست، که مربوط به 725 کیلومتر در خورشید است. هر گرانول جداگانه به طور متوسط ​​5 تا 10 دقیقه وجود دارد، پس از آن متلاشی می شود و در جای خود ظاهر می شود.

گرانول ها توسط فضاهای تاریک احاطه شده اند و سلول ها یا لانه زنبوری را تشکیل می دهند. خطوط طیفی در گرانول ها و در فضاهای بین آنها به ترتیب به طرف آبی و قرمز منتقل می شوند. این بدان معنی است که ماده موجود در گرانول ها بالا می رود و در اطراف آنها فرو می رود. سرعت این حرکات 1-2 کیلومتر بر ثانیه است.

دانه بندی نمودی از ناحیه همرفتی است که در زیر فتوسفر مشاهده شده در فوتوسفر قرار دارد. در ناحیه همرفتی، اختلاط فعال ماده در نتیجه بالا و پایین رفتن توده های جداگانه گاز (عناصر همرفتی) رخ می دهد. پس از طی مسیری تقریباً برابر با اندازه خود، به نظر می رسد که در محیط حل می شوند و ناهمگونی های جدیدی را ایجاد می کنند. در لایه های بیرونی سردتر،

اندازه این ناهمگونی ها کوچکتر است

کروموسفر

در لایه‌های بیرونی فوتوسفر، جایی که چگالی به 3×10-8 گرم بر سانتی‌متر مکعب کاهش می‌یابد، دما به مقادیر زیر 4200 کلوین می‌رسد. این مقدار دما برای کل اتمسفر خورشیدی حداقل است. در لایه های بالاتر، دما دوباره شروع به افزایش می کند. ابتدا افزایش آهسته دما تا چند ده هزار کلوین وجود دارد که با یونیزاسیون هیدروژن و سپس هلیوم همراه است. این قسمت از جو خورشید را کروموسفر می نامند.

دلیل چنین گرمایش شدید خارجی ترین لایه های جو خورشید انرژی امواج صوتی (صوتی) است که در نتیجه حرکت عناصر همرفتی در فتوسفر به وجود می آیند.

در بالاترین لایه‌های ناحیه همرفتی، مستقیماً زیر فتوسفر، حرکات همرفتی به شدت کند می‌شود و همرفت ناگهان متوقف می‌شود. بنابراین، فتوسفر از پایین به طور مداوم توسط عناصر همرفتی "بمباران" می شود. از این ضربه ها، اختلالاتی در آن به وجود می آید که به صورت گرانول مشاهده می شود و خود با دوره ای مربوط به فرکانس نوسانات خود فوتوسفر (حدود 5 دقیقه) شروع به نوسان می کند. این ارتعاشات و اختلالاتی که در فتوسفر به وجود می آیند، امواجی را در آن ایجاد می کنند که از نظر طبیعت نزدیک به امواج صوتی در هوا هستند. هنگام گسترش به سمت بالا، یعنی. این امواج در لایه هایی با چگالی کمتر، دامنه خود را تا چندین کیلومتر افزایش می دهند و تبدیل می شوند

امواج ضربه ای

طول کروموسفر چندین هزار کیلومتر است. کروموسفر دارای طیف انتشار متشکل از خطوط روشن است. این طیف بسیار شبیه به طیف خورشید است که در آن همه خطوط جذبی با خطوط گسیلی جایگزین می شوند و تقریباً هیچ طیف پیوسته ای وجود ندارد. با این حال، در طیف کروموسفر، خطوط عناصر یونیزه قوی تر از طیف فوتوسفر هستند. به طور خاص، خطوط هلیوم در طیف کرومسفر بسیار قوی هستند، در حالی که در طیف Fraunhofer عملا نامرئی هستند. این ویژگی های طیفی افزایش دما در کروموسفر را تایید می کند.

هنگام مطالعه تصاویر کروموسفر، اولین چیزی که توجه را به خود جلب می کند، ساختار ناهمگن آن است که بسیار برجسته تر از دانه بندی در فوتوسفر است.

کوچکترین ساختارهای کروموسفر را اسپیکول می نامند. آنها شکل مستطیلی دارند و عمدتاً در جهت شعاعی کشیده می شوند. طول آنها چندین هزار کیلومتر و ضخامت آنها حدود 1000 کیلومتر است. با سرعت چند ده کیلومتر بر ثانیه، اسپیکول ها از کروموسفر به تاج می آیند و در آن حل می شوند.

از طریق اسپیکول ها، ماده کروموسفر با تاج پوشاننده مبادله می شود.

صدها هزار اسپیکول به طور همزمان روی خورشید وجود دارد.

اسپیکول ها به نوبه خود ساختار بزرگتری به نام شبکه کرومسفری را تشکیل می دهند که توسط حرکات موجی ناشی از عناصر بسیار بزرگتر و عمیق تر ایجاد می شود.

ناحیه همرفتی ساب فوتوسفری نسبت به گرانول ها.

شبکه کروموسفری در تصاویر با خطوط قوی در ناحیه دور فرابنفش طیف دیده می شود.

به عنوان مثال، در خط رزونانس 304 Å هلیوم یونیزه شده است.

شبکه کروموسفری از سلول های جداگانه در اندازه های 30 تا 60 هزار کیلومتر تشکیل شده است.

تاج پادشاهی

در لایه های بالایی کروموسفر، جایی که چگالی گاز تنها 10 تا 15 گرم بر سانتی متر مکعب است، افزایش غیرمعمول دیگری در دما رخ می دهد که به حدود یک میلیون کلوین می رسد. اینجاست که بیرونی ترین و نازک ترین قسمت جو خورشید به نام تاج خورشیدی آغاز می شود.

روشنایی تاج خورشیدی یک میلیون بار کمتر از فوتوسفر است و از روشنایی ماه در ماه کامل فراتر نمی رود. بنابراین، تاج خورشیدی را می توان در طول فاز کل خورشید گرفتگی، و در خارج از ماه گرفتگی - با کمک تلسکوپ های ویژه (تاج نگار)، که در آن یک خورشید گرفتگی مصنوعی ترتیب داده شده است، مشاهده کرد.

تاج خطوط برجسته ای ندارد و شکلی نامنظم دارد که در طول زمان تغییرات زیادی می کند. این را می توان با مقایسه تصاویری که در طول ماه گرفتگی های مختلف به دست آمده است، قضاوت کرد. روشن ترین قسمت تاج که بیش از 0.2-0.3 شعاع خورشیدی از اندام قرار ندارد، معمولاً تاج داخلی نامیده می شود و بقیه، قسمت بسیار گسترده، تاج بیرونی است. ویژگی مهم تاج، ساختار درخشان آن است. پرتوها در طول های مختلف تا ده ها یا بیشتر شعاع خورشیدی می آیند. در پایه، پرتوها معمولا ضخیم می شوند، برخی از آنها به سمت همسایه ها خم می شوند.

طیف تاج چند ویژگی مهم دارد. مبتنی بر یک پس‌زمینه پیوسته ضعیف با توزیع انرژی است که توزیع انرژی در طیف پیوسته خورشید را تکرار می‌کند. در مقابل این پس زمینه

طیف پیوسته، خطوط انتشار درخشانی در تاج داخلی مشاهده می شود که با فاصله از خورشید از شدت آن کاسته می شود. اکثر این خطوط را نمی توان در طیف های آزمایشگاهی به دست آورد. در تاج بیرونی، خطوط فراونهوفر از طیف خورشیدی مشاهده می‌شوند که از نظر شدت باقیمانده نسبتاً بیشتر با خطوط فوتوسفر تفاوت دارند.

تشعشعات تاج قطبی و در فاصله حدود 0.5 است آراز لبه خورشید قطبش تا حدود 50% افزایش می یابد و در فواصل بیشتر دوباره کاهش می یابد.__

تشعشعات کرونا نور پراکنده شده از فوتوسفر است و قطبش این تابش این امکان را فراهم می کند تا ماهیت ذراتی را که پراکندگی روی آنها رخ می دهد مشخص شود - اینها الکترون های آزاد هستند.

ظهور این الکترون های آزاد تنها می تواند در اثر یونیزه شدن ماده ایجاد شود. اما به طور کلی گاز یونیزه شده (پلاسما) باید خنثی باشد. بنابراین، غلظت یون ها در تاج نیز باید با غلظت الکترون ها مطابقت داشته باشد.

خطوط انتشار تاج خورشیدی متعلق به عناصر شیمیایی معمولی است، اما در مراحل یونیزاسیون بسیار بالا. شدیدترین - خط تاجی سبز با طول موج 5303 Å - توسط یون Fe XIV منتشر می شود. یک اتم آهن فاقد 13 الکترون خط شدید دیگر - خط قرمز قرمز (6374 Å) - متعلق به اتم های آهن یونیزه شده 9 برابری Fe X است. خطوط انتشار باقی مانده با یون های Fe XI، Fe XIII، Ni XIII، Ni XV، Ni XVI، Ca XII شناسایی می شوند. ، Ca XV، Ar X و غیره

بنابراین، تاج خورشیدی یک پلاسمای کمیاب با دمای حدود یک میلیون کلوین است.

نور زودیاک و ضد تشعشع

درخششی شبیه به "تاج کاذب" را می توان در فواصل بسیار دور از خورشید مشاهده کرد

شکل نور زودیاک

نور زودیاک در شب های تاریک بدون ماه در بهار و پاییز در عرض های جغرافیایی جنوبی به زودی مشاهده می شود.

بعد از غروب آفتاب یا کمی قبل از طلوع خورشید. در این زمان، دایره البروج از افق بلند می شود و نوار نوری که در امتداد آن قرار دارد قابل توجه می شود. با نزدیک شدن به خورشید که در زیر افق قرار دارد، درخشش شدت می یابد و نوار منبسط می شود و مثلثی را تشکیل می دهد. روشنایی آن با افزایش فاصله از خورشید به تدریج کاهش می یابد.

در ناحیه آسمان مقابل خورشید، روشنایی نور زودیاک کمی افزایش می یابد و یک نقطه سحابی بیضوی با قطر حدود 10 درجه ایجاد می کند که به آن ضد تابش می گویند. ضد درخشش

ناشی از انعکاس نور خورشید از غبار کیهانی.

باد آفتابی

تاج خورشیدی ادامه دینامیکی بسیار فراتر از مدار زمین تا فواصل حدود 100 واحد نجومی دارد.

یک جریان دائمی پلاسما از تاج خورشیدی با سرعتی وجود دارد که با فاصله از خورشید به تدریج افزایش می یابد. این گسترش تاج خورشیدی به فضای بین سیاره ای باد خورشیدی نامیده می شود.

در اثر بادهای خورشیدی، خورشید در هر ثانیه حدود 1 میلیون تن ماده از دست می دهد. باد خورشیدی عمدتاً از الکترون، پروتون و هسته هلیوم (ذرات آلفا) تشکیل شده است. هسته سایر عناصر و ذرات خنثی در مقادیر بسیار کمی وجود دارد.

باد خورشیدی (جریان ذرات - پروتون ها، الکترون ها و غیره) اغلب با اثر فشار نور خورشید (جریان فوتون ها) اشتباه گرفته می شود. فشار نور خورشید در حال حاضر چندین هزار بار بیشتر از فشار باد خورشیدی است. دم دنباله دارها که همیشه در جهت مخالف خورشید هستند نیز به دلیل فشار نور و نه در اثر باد خورشیدی تشکیل می شوند.

38. سازندهای فعال در اتمسفر خورشیدی: لکه ها، استخوان ها، لخته ها، شراره های کرومسفری، برجستگی ها. چرخه فعالیت خورشیدی

تشکیلات فعال در جو خورشید

از زمان به زمان، سازندهای فعال به سرعت در حال تغییر در جو خورشید ظاهر می شوند، به شدت متفاوت از مناطق دست نخورده اطراف، که خواص و ساختار آنها به هیچ وجه یا تقریباً به طور کامل با زمان تغییر نمی کند. در فتوسفر، کروموسفر و تاج، تظاهرات فعالیت خورشیدی بسیار متفاوت است. با این حال، همه آنها با یک دلیل مشترک به هم مرتبط هستند. این دلیل همیشه میدان مغناطیسی است

در مناطق فعال وجود دارد.

منشا و علت تغییرات میدان های مغناطیسی خورشید به طور کامل شناخته نشده است. میدان‌های مغناطیسی را می‌توان در هر لایه‌ای از خورشید (به عنوان مثال، در پایه ناحیه همرفتی) متمرکز کرد و افزایش دوره‌ای در میدان‌های مغناطیسی می‌تواند ناشی از تحریکات اضافی جریان‌ها در پلاسمای خورشیدی باشد.

شایع ترین تظاهرات فعالیت خورشیدی، لکه ها، استخوان ها، لخته ها و برجستگی ها هستند.

لکه های خورشیدی

مشهورترین مظهر فعالیت خورشیدی لکه های خورشیدی هستند که معمولاً در گروه های کامل ظاهر می شوند.

لکه خورشیدی به صورت منافذ ریز ظاهر می شود که به سختی از فضاهای تاریک بین دانه ها قابل تشخیص است. پس از یک روز، منافذ به یک نقطه تیره گرد با مرز تیز تبدیل می شود که قطر آن به تدریج تا اندازه چند ده هزار کیلومتر افزایش می یابد. این پدیده با افزایش تدریجی قدرت میدان مغناطیسی همراه است که در مرکز لکه های بزرگ به چندین هزار ارستد می رسد. بزرگی میدان مغناطیسی با تقسیم زیمن خطوط طیفی تعیین می شود.

گاهی اوقات چندین لکه کوچک در یک منطقه کوچک به موازات خط استوا ظاهر می شود - گروهی از لکه ها. لکه‌های منفرد عمدتاً در لبه‌های غربی و شرقی منطقه ظاهر می‌شوند، جایی که ته لکه - قسمت پیشرو (غربی) و دم (شرق) - قوی‌تر از سایرین رشد می‌کند. میدان های مغناطیسی هر دو لکه های اصلی و کوچک مجاور آنها همیشه دارای قطب مخالف هستند و بنابراین به چنین گروهی از لکه های خورشیدی دوقطبی می گویند.

3-4 روز پس از ظهور لکه های بزرگ، یک نیم سایه کمتر تیره در اطراف آنها ظاهر می شود که ساختار شعاعی مشخصی دارد. نیم سایه قسمت مرکزی لکه خورشیدی به نام umbra را احاطه کرده است.

با گذشت زمان، منطقه اشغال شده توسط گروهی از نقاط به تدریج افزایش می یابد و به حداکثر خود می رسد

تقریباً در روز دهم ارزش دارد. پس از این، لکه ها به تدریج شروع به کاهش و ناپدید شدن می کنند، ابتدا کوچکترین آنها، سپس دم (که قبلاً به چندین نقطه تقسیم شده است) و در نهایت لکه های پیشرو.

به طور کلی، کل این فرآیند حدود دو ماه طول می کشد، اما بسیاری از گروه های لکه های خورشیدی زمان لازم را ندارند

تمام مراحل توضیح داده شده را طی کنید و قبلا ناپدید شوید.

قسمت مرکزی لکه فقط به دلیل روشنایی بالای فتوسفر سیاه به نظر می رسد. در واقع، در مرکز

روشنایی لکه ها فقط یک مرتبه قدر کمتر است و روشنایی نیم سایه تقریباً 3/4 روشنایی فوتوسفر است. بر اساس قانون استفان بولتزمن، این بدان معنی است که دمای لکه خورشیدی 2-2.5 هزار K کمتر از فتوسفر است.

کاهش دما در لکه خورشیدی با تأثیر میدان مغناطیسی بر همرفت توضیح داده می شود. یک میدان مغناطیسی قوی از حرکت ماده در سراسر خطوط نیرو جلوگیری می کند. بنابراین، در ناحیه همرفتی زیر لکه خورشید، گردش گازها که بخش قابل توجهی از انرژی را از اعماق به بیرون منتقل می کند، ضعیف می شود. در نتیجه، دمای نقطه کمتر از فتوسفر دست نخورده است.

غلظت زیاد میدان مغناطیسی در سایه لکه‌های خورشیدی پیشرو و دم نشان می‌دهد که بخش اصلی شار مغناطیسی ناحیه فعال روی خورشید در یک لوله عظیم از خطوط میدانی است که از سایه لکه خورشیدی قطب شمال بیرون می‌آیند. و بازگشت به لکه خورشیدی قطب جنوب.

با این حال، به دلیل رسانایی بالای پلاسمای خورشیدی و پدیده خود القایی، میدان‌های مغناطیسی با قدرت چند هزار اورستد نه می‌توانند در عرض چند روز منطبق با زمان پیدایش و فروپاشی گروهی از لکه‌های خورشیدی ایجاد شوند و یا ناپدید شوند.

بنابراین، می توان فرض کرد که لوله های مغناطیسی در جایی در ناحیه همرفتی قرار دارند و ظهور گروه هایی از لکه های خورشیدی با شناور بودن چنین لوله هایی همراه است.

مشعل

در مناطق دست نخورده فتوسفر فقط یک میدان مغناطیسی کلی خورشید وجود دارد که قدرت آن حدود 1 Oe است در مناطق فعال، قدرت میدان مغناطیسی صدها و حتی هزاران بار افزایش می یابد.

افزایش جزئی در میدان مغناطیسی به ده ها و صدها Oe با ظاهر شدن در فتوسفر ناحیه روشن تری به نام مشعل همراه است. در مجموع، شاخه ها می توانند بخش قابل توجهی از کل سطح مرئی خورشید را اشغال کنند. آنها ساختار ظریف مشخصی دارند و از رگه های متعدد، نقاط روشن و گره ها - گرانول های مشعل تشکیل شده اند.

نماها به بهترین وجه در لبه قرص خورشیدی قابل مشاهده هستند (در اینجا کنتراست آنها با فوتوسفر حدود 10٪ است، در حالی که در مرکز آنها تقریباً کاملاً نامرئی هستند. این بدان معنی است که در برخی از سطوح در فوتوسفر، توده به میزان 200-300 کلوین از ناحیه دست نخورده همسایه گرمتر است و در کل کمی بالاتر از سطح بیرون زده است.

فوتوسفر دست نخورده

ظاهر مشعل با خاصیت مهم میدان مغناطیسی مرتبط است - از حرکت ماده یونیزه شده در سراسر خطوط نیرو جلوگیری می کند. اگر میدان مغناطیسی انرژی به اندازه کافی بالا داشته باشد، حرکت ماده را فقط در امتداد خطوط نیرو "اجازه می دهد".

یک میدان مغناطیسی ضعیف در ناحیه ستون نمی تواند حرکات همرفتی نسبتاً قدرتمند را متوقف کند. با این حال، می تواند شخصیت درست تری به آنها بدهد. به طور معمول، هر عنصر همرفت، علاوه بر افزایش یا سقوط عمومی در عمود، حرکات تصادفی کوچکی را در صفحه افقی انجام می دهد. این حرکات، که منجر به اصطکاک بین عناصر مجزای همرفت می‌شوند، توسط میدان مغناطیسی موجود در ناحیه ستون مهار می‌شوند، که همرفت را تسهیل می‌کند و اجازه می‌دهد تا گازهای داغ به ارتفاع بیشتری بروند و جریان بیشتری از انرژی را منتقل کنند. بنابراین، ظاهر ستون با افزایش همرفت ناشی از یک میدان مغناطیسی ضعیف همراه است.

مشعل ها سازندهای نسبتاً پایداری هستند. آنها می توانند برای چندین هفته یا حتی ماه ها بدون تغییر زیادی وجود داشته باشند.

لخته ها

کروموسفر بالای لکه‌های خورشیدی و استخوان‌ها درخشندگی آن را افزایش می‌دهد و کنتراست بین کروموسفر آشفته و دست‌نخورده با ارتفاع افزایش می‌یابد. این نواحی روشن‌تر کروموسفر، لخته‌ها نامیده می‌شوند. افزایش روشنایی یک لخته در مقایسه با کروموسفر دست نخورده اطراف، زمینه ای را برای تعیین دمای آن فراهم نمی کند، زیرا در یک کروموسفر کمیاب و بسیار شفاف برای یک طیف پیوسته، رابطه بین دما و تابش از پلانک و استفان پیروی نمی کند. قوانین بولتزمن

افزایش درخشندگی لخته در قسمت های مرکزی را می توان با افزایش چگالی ماده در کروموسفر به میزان 3-5 برابر در یک مقدار دمای تقریباً ثابت یا با افزایش جزئی در آن توضیح داد. شراره های خورشیدی

در کروموسفر و تاج، اغلب در یک منطقه کوچک بین لکه های خورشیدی در حال توسعه، به ویژه در نزدیکی سطح مشترک قطبی میدان های مغناطیسی قوی، قوی ترین و سریع ترین جلوه های فعالیت خورشیدی، به نام شعله های خورشیدی، مشاهده می شود.

در ابتدای فلر، درخشندگی یکی از گره های نوری لخته ناگهان افزایش می یابد. اغلب در کمتر از یک دقیقه، تشعشعات قوی در طول یک طناب طولانی پخش می شود یا کل منطقه ای به طول ده ها هزار کیلومتر را سیل می کند.

در ناحیه مرئی طیف، افزایش لومینسانس عمدتاً در خطوط طیفی هیدروژن، کلسیم یونیزه شده و سایر فلزات رخ می دهد. سطح پیوسته نیز افزایش می یابد، گاهی اوقات به حدی که فلاش در نور سفید در پس زمینه فوتوسفر قابل مشاهده می شود. همزمان با تابش مرئی، شدت تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس و همچنین قدرت انتشار رادیویی خورشیدی به شدت افزایش می یابد.

در طول شعله‌ها، کوتاه‌ترین طول موج (یعنی «سخت‌ترین») خطوط طیفی پرتو ایکس و حتی در برخی موارد، پرتوهای γ مشاهده می‌شود. انفجار همه این نوع تشعشعات در چند دقیقه اتفاق می افتد. پس از رسیدن به حداکثر، سطح تشعشع به تدریج در طی چند ده دقیقه ضعیف می شود.

همه این پدیده ها با آزاد شدن مقدار زیادی انرژی از پلاسمای ناپایدار واقع در ناحیه یک میدان مغناطیسی بسیار ناهمگن توضیح داده می شوند. در نتیجه برهمکنش میدان مغناطیسی و پلاسما، بخش قابل توجهی از انرژی میدان مغناطیسی به گرما تبدیل می‌شود و گاز را تا دمای ده‌ها میلیون کلوین گرم می‌کند و همچنین برای شتاب دادن به ابرهای پلاسما می‌رود.

همزمان با شتاب ابرهای پلاسما ماکروسکوپیک، حرکات نسبی پلاسما و میدان های مغناطیسی منجر به شتاب ذرات منفرد به انرژی های بالا می شود: الکترون ها تا ده ها کو و پروتون ها تا ده ها مگا الکترون ولت.

جریان چنین ذرات خورشیدی تأثیر قابل توجهی بر لایه های بالایی جو زمین و میدان مغناطیسی آن دارد.

برجستگی ها

سازندهای فعال مشاهده شده در تاج برجستگی هستند. در مقایسه با پلاسمای اطراف، این ابرها متراکم‌تر و «سردتر» هستند که تقریباً در خطوط طیفی مشابه کروموسفر می‌درخشند.

برجستگی ها در شکل ها و اندازه های بسیار متفاوت هستند. اغلب اینها سازندهای طولانی و بسیار مسطح هستند که تقریباً عمود بر سطح خورشید قرار دارند. بنابراین، هنگامی که بر روی صفحه خورشیدی قرار می گیرند، برجستگی ها مانند رشته های منحنی به نظر می رسند.

برجستگی ها بزرگترین تشکیلات در جو خورشید هستند، طول آنها به صدها هزار کیلومتر می رسد، اگرچه عرض آنها از 6000 تا 10000 کیلومتر تجاوز نمی کند. قسمت‌های پایینی آن‌ها با کروموسفر ادغام می‌شوند و قسمت‌های بالایی آن‌ها تا ده‌ها هزار کیلومتر امتداد دارند. با این حال، برجستگی هایی با اندازه های بسیار بزرگتر وجود دارد.

تبادل ماده بین کروموسفر و تاج به طور مداوم از طریق برجستگی ها انجام می شود. این را حرکات مکرر مشاهده شده خود برجستگی ها و قسمت های جداگانه آنها که با سرعت ده ها و صدها کیلومتر بر ثانیه انجام می شود، نشان می دهد.

پیدایش، توسعه و حرکت برجستگی ها ارتباط تنگاتنگی با تکامل گروه های لکه های خورشیدی دارد. در اولین مراحل توسعه منطقه فعال، لکه های خورشیدی کوتاه مدت و سریع در حال تغییر تشکیل می شود.

برجستگی های نزدیک به لکه های خورشیدی در مراحل بعدی، برجستگی‌های آرام و پایدار ظاهر می‌شوند که بدون تغییرات محسوس برای چندین هفته و حتی ماه‌ها وجود دارند، پس از آن ممکن است ناگهان مرحله‌ای از فعال شدن برجستگی رخ دهد که در وقوع حرکات قوی، پرتاب ماده به تاج و ظاهر ظاهر می‌شود. از برجستگی های فوران سریع در حال حرکت.

فوران یا فوران از نظر ظاهری شبیه فواره های بزرگ است که ارتفاع آن تا 1.7 میلیون کیلومتر از سطح خورشید می رسد. حرکت لخته های ماده در آنها به سرعت رخ می دهد. با سرعت صدها کیلومتر بر ثانیه فوران می کنند و به سرعت شکل خود را تغییر می دهند. با افزایش ارتفاع، برجستگی ضعیف شده و از بین می رود. در برخی برجستگی ها تغییرات شدیدی در سرعت حرکت توده های منفرد مشاهده شد. برجستگی های فوران کوتاه مدت هستند.

فعالیت خورشیدی

تمام سازندهای فعال در اتمسفر خورشیدی ارتباط نزدیکی با یکدیگر دارند.

ظهور فلرها و لخته ها همیشه مقدم بر ظهور لکه ها است.

طغیان در طول سریع ترین رشد گروهی از لکه های خورشیدی یا در نتیجه تغییرات شدید در آنها رخ می دهد.

در همان زمان، برجستگی هایی ظاهر می شوند که اغلب پس از فروپاشی منطقه فعال برای مدت طولانی به وجود خود ادامه می دهند.

مجموع تمام مظاهر فعالیت خورشیدی مرتبط با بخش معینی از جو و در حال توسعه در یک زمان معین مرکز فعالیت خورشیدی نامیده می شود.

تعداد لکه های خورشیدی و سایر تظاهرات مرتبط با فعالیت خورشیدی به طور دوره ای تغییر می کند. دورانی که تعداد مراکز فعالیت بیشترین است را حداکثر فعالیت خورشیدی و زمانی که هیچ یا تقریباً وجود نداشته باشد، حداقل نامیده می شود.

به عنوان معیاری از میزان فعالیت خورشیدی، به اصطلاح. تعداد گرگ ها متناسب با مجموع تعداد کل لکه ها است fو ده برابر تعداد گروه هایشان g: دبلیو= ک(f+ 10g).

عامل تناسب کبستگی به قدرت ابزار مورد استفاده دارد. به طور معمول، اعداد گرگ به طور میانگین (به عنوان مثال، در طول ماه یا سال) و نموداری از وابستگی فعالیت خورشیدی به

منحنی فعالیت خورشیدی نشان می دهد که حداکثر و حداقل هر 11 سال یکبار متناوب می شوند، اگرچه فواصل زمانی بین حداکثرهای متوالی فردی ممکن است

بین 7 تا 17 سال

در طول حداقل دوره، معمولاً برای مدتی هیچ لکه ای روی خورشید وجود ندارد. سپس آنها دور از خط استوا، تقریباً در عرض های جغرافیایی 35± درجه ظاهر می شوند. متعاقباً منطقه تشکیل لکه به تدریج به سمت استوا نزول می کند. با این حال، در مناطق کمتر از 8 درجه از خط استوا، لکه ها بسیار نادر هستند.

یکی از ویژگی های مهم چرخه فعالیت خورشیدی، قانون تغییر در قطبیت مغناطیسی لکه های خورشیدی است. در طول هر چرخه 11 ساله، تمام نقاط پیشرو گروه های دوقطبی دارای قطبیت در نیمکره شمالی و برعکس در نیمکره جنوبی هستند. همین امر در مورد لکه های دم نیز صدق می کند، که در آنها قطبیت همیشه مخالف نقطه اصلی است. در چرخه بعدی، قطبیت لکه های پیشرو و دم معکوس می شود. در همان زمان، قطبیت میدان مغناطیسی عمومی خورشید تغییر می کند که قطب های آن در نزدیکی قطب های چرخش قرار دارند.

بسیاری از ویژگی های دیگر نیز دارای چرخه یازده ساله هستند: نسبت مساحت خورشید که توسط استخوان ها و لخته ها اشغال شده است، فراوانی شعله ها، تعداد برجستگی ها و همچنین شکل تاج و

نیروی باد خورشیدی

چرخه بودن فعالیت خورشیدی یکی از مهم ترین مشکلات فیزیک مدرن خورشیدی است که هنوز به طور کامل حل نشده است.

وقتی یک منظره تابستانی آفتابی را مشاهده می کنیم، به نظرمان می رسد که کل تصویر غرق در نور است. با این حال، اگر به کمک ابزار خاصی به خورشید نگاه کنیم، متوجه می شویم که تمام سطح آن شبیه یک دریای غول پیکر است که امواج آتشین در آن خشمگین می شوند و لکه هایی حرکت می کنند. اجزای اصلی جو خورشید چیست؟ چه فرآیندهایی در داخل ستاره ما رخ می دهد و چه موادی در ترکیب آن وجود دارد؟

اطلاعات کل

خورشید یک جرم آسمانی است که یک ستاره و تنها در منظومه شمسی است. سیارات، سیارک ها، ماهواره ها و سایر اجرام فضایی به دور آن می چرخند. ترکیب شیمیایی خورشید در هر نقطه از آن تقریباً یکسان است. با این حال، با نزدیک شدن به مرکز ستاره، جایی که هسته آن قرار دارد، تغییر قابل توجهی می کند. دانشمندان کشف کرده اند که جو خورشید به چندین لایه تقسیم می شود.

چه عناصر شیمیایی خورشید را تشکیل می دهند؟

بشریت همیشه اطلاعاتی را که علم امروز در اختیار دارد در مورد خورشید نداشته است. روزی روزگاری، طرفداران جهان بینی دینی استدلال می کردند که جهان را نمی توان شناخت. و به عنوان تأیید عقاید خود، این واقعیت را ذکر کردند که برای انسان امکان ندارد که بداند ترکیب شیمیایی خورشید چیست. با این حال، پیشرفت در علم به طور قانع کننده ای غلط بودن چنین دیدگاه هایی را ثابت کرده است. پس از اختراع طیف سنجی، دانشمندان به ویژه در مطالعه ستارگان پیشرفت کرده اند. دانشمندان ترکیب شیمیایی خورشید و ستارگان را با استفاده از تحلیل طیفی مطالعه می کنند. بنابراین، آنها متوجه شدند که ترکیب ستاره ما بسیار متنوع است. در سال 1942، محققان دریافتند که حتی طلا در خورشید وجود دارد، اگرچه مقدار زیادی از آن وجود ندارد.

مواد دیگر

ترکیب شیمیایی خورشید عمدتاً شامل عناصری مانند هیدروژن و هلیوم است. غلبه آنها ماهیت گازی ستاره ما را مشخص می کند. محتوای عناصر دیگر، به عنوان مثال، منیزیم، اکسیژن، نیتروژن، آهن، کلسیم، ناچیز است.

محققان با استفاده از تجزیه و تحلیل طیفی متوجه شدند که چه موادی به طور قطع در سطح این ستاره وجود ندارد. به عنوان مثال، کلر، جیوه و بور. با این حال، دانشمندان پیشنهاد می کنند که این مواد، علاوه بر عناصر شیمیایی اساسی تشکیل دهنده خورشید، ممکن است در هسته آن قرار داشته باشند. تقریباً 42 درصد از ستاره ما از هیدروژن تشکیل شده است. تقریباً 23٪ از تمام فلزاتی که بخشی از خورشید هستند به دست می آید.

مانند بسیاری از پارامترهای دیگر اجرام آسمانی، ویژگی های ستاره ما فقط از نظر تئوری با استفاده از فناوری رایانه محاسبه می شود. داده های اولیه شاخص هایی مانند شعاع ستاره، جرم و دمای آن هستند. اکنون دانشمندان به این نتیجه رسیده اند که ترکیب شیمیایی خورشید با 69 عنصر نشان داده شده است. آنالیز طیفی نقش عمده ای در این مطالعات دارد. به عنوان مثال، به لطف او ترکیب فضای ستاره ما برقرار شد. الگوی جالبی نیز کشف شد: مجموعه عناصر شیمیایی در ترکیب خورشید به طرز شگفت آوری شبیه به ترکیب شهاب سنگ های سنگی است. این واقعیت گواه مهمی است که این اجرام آسمانی منشأ مشترکی دارند.

تاج آتش

این لایه ای از پلاسمای بسیار کمیاب است. دمای آن به 2 میلیون کلوین می رسد و چگالی این ماده صدها میلیون برابر از چگالی جو زمین بیشتر است. در اینجا اتم ها نمی توانند در حالت خنثی باشند، آنها دائماً با هم برخورد می کنند و یونیزه می شوند. کرونا منبع قدرتمند پرتو فرابنفش است. کل منظومه سیاره ای ما در معرض باد خورشیدی است. سرعت اولیه آن تقریباً 1000 کیلومتر بر ثانیه است، اما با دور شدن از ستاره به تدریج کاهش می یابد. سرعت باد خورشیدی در سطح زمین تقریباً 400 کیلومتر بر ثانیه است.

ایده های کلی در مورد تاج

تاج خورشیدی گاهی اوقات جو نامیده می شود. با این حال، این تنها بخش خارجی آن است. ساده‌ترین زمان برای رصد تاج در زمان خسوف کامل است. با این حال، ترسیم آن بسیار دشوار خواهد بود، زیرا ماه گرفتگی تنها چند دقیقه طول می کشد. زمانی که عکاسی اختراع شد، ستاره شناسان توانستند تصویری عینی از تاج خورشیدی به دست آورند.

پس از گرفتن اولین تصاویر، محققان توانستند مناطقی را که با افزایش فعالیت ستارگان مرتبط است، شناسایی کنند. تاج خورشید ساختار تابشی دارد. این نه تنها گرم ترین قسمت جو خود است، بلکه نزدیک ترین قسمت به سیاره ما نیز می باشد. در واقع، ما دائماً در محدوده آن هستیم، زیرا باد خورشیدی به دورترین نقاط منظومه شمسی نفوذ می کند. با این حال، اتمسفر زمین از اثرات تشعشعی آن در امان هستیم.

هسته، کروموسفر و فوتوسفر

بخش مرکزی ستاره ما هسته نامیده می شود. شعاع آن تقریباً برابر با یک چهارم شعاع کل خورشید است. ماده داخل هسته بسیار فشرده است. نزدیک‌تر به سطح ستاره، منطقه به اصطلاح همرفتی است، جایی که حرکت ماده رخ می‌دهد و میدان مغناطیسی ایجاد می‌کند. در نهایت سطح مرئی خورشید را فوتوسفر می نامند. لایه ای به ضخامت بیش از 300 کیلومتر است. از فتوسفر است که تابش خورشیدی به زمین می آید. دمای آن تقریباً به 4800 کلوین می رسد. هیدروژن در اینجا عملاً خنثی می ماند. بالای فتوسفر کروموسفر قرار دارد. ضخامت آن حدود 3 هزار کیلومتر است. اگرچه کروموسفر و تاج خورشیدی در بالای فتوسفر قرار دارند، اما دانشمندان مرزهای واضحی بین این لایه ها ترسیم نمی کنند.

برجستگی ها

کروموسفر چگالی بسیار کمی دارد و از نظر شدت تابش از تاج خورشیدی پایین تر است. با این حال، یک پدیده جالب را می توان در اینجا مشاهده کرد: شعله های غول پیکر که ارتفاع آن چندین هزار کیلومتر است. به آنها برجستگی های خورشیدی می گویند. گاهی اوقات برجستگی ها تا ارتفاع یک میلیون کیلومتری از سطح ستاره بالا می روند.

پژوهش

برجستگی ها با همان شاخص های چگالی کروموسفر مشخص می شوند. با این حال، آنها مستقیماً بالای آن قرار دارند و توسط لایه های پراکنده آن احاطه شده اند. برای اولین بار در تاریخ نجوم، برجستگی ها توسط محقق فرانسوی پیر یانسن و همکار انگلیسی او جوزف لاکیر در سال 1868 مشاهده شد. طیف آنها شامل چندین خط روشن است. ترکیب شیمیایی خورشید و برجستگی ها بسیار مشابه است. عمدتاً حاوی هیدروژن، هلیوم و کلسیم است و وجود عناصر دیگر ناچیز است.

برخی از برجستگی ها که برای مدت معینی بدون تغییرات قابل مشاهده وجود داشته اند، ناگهان منفجر می شوند. ماده آنها با سرعتی عظیم به فضای اطراف پرتاب می شود و به چندین کیلومتر در ثانیه می رسد. ظاهر کروموسفر اغلب تغییر می کند، که نشان دهنده فرآیندهای مختلفی است که در سطح خورشید رخ می دهد، از جمله حرکت گازها.

در مناطقی از ستاره با افزایش فعالیت، می توان نه تنها برجستگی ها، بلکه نقاط و همچنین افزایش میدان های مغناطیسی را مشاهده کرد. گاهی اوقات با کمک تجهیزات ویژه، شعله های گازهای به خصوص متراکم در خورشید شناسایی می شود که دمای آنها می تواند به مقادیر بسیار زیادی برسد.

شراره های کروموسفری

گاهی اوقات انتشار رادیویی از ستاره ما صدها هزار برابر افزایش می یابد. این پدیده را شعله ور شدن کروموسفر می نامند. با تشکیل لکه هایی در سطح خورشید همراه است. در ابتدا، شعله‌ها به شکل افزایش درخشندگی کروموسفر مشاهده شدند، اما بعداً مشخص شد که آنها مجموعه کاملی از پدیده‌های مختلف را نشان می‌دهند: افزایش شدید انتشار رادیویی (اشعه ایکس و گاما)، خروج جرم از تاج، شعله های پروتون.

نتیجه گیری

بنابراین، متوجه شدیم که ترکیب شیمیایی خورشید عمدتاً توسط دو ماده نشان داده شده است: هیدروژن و هلیوم. البته عناصر دیگری نیز وجود دارد، اما درصد آنها کم است. علاوه بر این، دانشمندان هیچ ماده شیمیایی جدیدی که بخشی از ستاره باشد و روی زمین وجود نداشته باشد، کشف نکرده اند. تشعشعات مرئی در فتوسفر خورشیدی تشکیل می شوند. به نوبه خود، برای حفظ حیات در سیاره ما اهمیت زیادی دارد.

خورشید جسم داغی است که به طور مداوم سطح آن را ابری از گازها احاطه کرده است. دمای آنها به اندازه گازهای درون ستاره نیست، اما هنوز هم چشمگیر است. تجزیه و تحلیل طیفی به ما امکان می دهد از فاصله دور بفهمیم که ترکیب شیمیایی خورشید و ستارگان چیست. و از آنجایی که طیف بسیاری از ستارگان بسیار شبیه به طیف های خورشید است، به این معنی است که ترکیب آنها تقریباً یکسان است.

امروزه فرآیندهای روی سطح و درون ستاره اصلی منظومه سیاره ای ما، از جمله مطالعه ترکیب شیمیایی آن، توسط ستاره شناسان در رصدخانه های خورشیدی ویژه مورد مطالعه قرار می گیرد.

پوسته گازی بیرونی خورشید، جو آن، (از لایه های عمیق تر به بیرون) از فوتوسفر، کروموسفر و تاج تشکیل شده است.

تقریباً تمام تشعشعات مرئی خورشید از یک لایه بسیار نازک به نام فوتوسفر y ضخامت فتوسفر از 300 کیلومتر تجاوز نمی کند. کل فتوسفر خورشید مانند مجموعه ای از نقاط روشن به نظر می رسد - گرانول، با فواصل باریک و کم نور از یکدیگر جدا می شوند. اندازه هر گرانول حدود 700 کیلومتر است. دمای گرانول ها تقریباً 600 کلوین بیشتر از جزئیات فضاهای تاریک است. دانه بندیقابل توجه ترین اجرام روی خورشید هستند نقاط تاریک. قطر لکه ها گاهی به 200 هزار کیلومتر می رسد. لکه های بسیار کوچک نامیده می شود در زمان.

گالیله گالیله در سال 1610 متوجه شد که مکان لکه ها در حال تغییر است. این دانشمند به درستی با چرخش خورشید به دور محورش توضیح داد. مشاهدات سیستماتیک لکه های خورشیدی نشان می دهد که خورشید در جهت حرکت سیاره ای می چرخد ​​و سرعت چرخش خورشید از خط استوا به قطب ها کاهش می یابد. دوره چرخش خورشید از 25 روز در استوا تا 30 روز در قطب متغیر است.

علاوه بر نقاطی در فوتوسفر، وجود دارد مشعل ها- تشکیلات روشن در نور سفید عمدتاً در نزدیکی لبه قرص خورشیدی قابل مشاهده است. مشعل ها ساختار فیبری پیچیده ای دارند، دمای آنها چند صد درجه بالاتر از دمای فوتوسفر است.

به طور معمول، شراره ها قبل از لکه ها ظاهر می شوند و مدتی پس از ناپدید شدن آنها باقی می مانند. میانگین مدت وجود آنها 15 روز است، اما می تواند تقریباً سه ماه باشد.

لایه های بیرونی جو خورشید - کروموسفر و تاج خورشیدی واقع در بالا - به وضوح در هنگام خورشید گرفتگی کامل قابل مشاهده هستند.

فراتر از فوتوسفر گسترش می یابد کروموسفرآفتاب. طول کل کروموسفر 10-15 هزار کیلومتر است. دما در کروموسفر با ارتفاع کاهش نمی یابد، بلکه از 4500 کلوین به چند ده هزار افزایش می یابد. تابش کروموسفر صدها برابر کمتر از تابش فتوسفر است.

در لبه قرص خورشیدی به وضوح قابل مشاهده است برجستگی ها- قوس‌ها یا برآمدگی‌های غول‌پیکر، گویی روی کروموسفر قرار دارند.

فرآیندهای قدرتمند و به سرعت در حال توسعه به نام شعله ور شدن در کروموسفر مشاهده می شود. این تشکل های درخشان از چند دقیقه تا چند ساعت طول می کشد. به طور معمول، شراره های خورشیدی در نزدیکی گروه هایی از لکه های خورشیدی که به سرعت در حال توسعه هستند رخ می دهد. آنها با انتشار مواد همراه هستند.

شراره ها فرآیندهای انفجاری هستند. شراره های قدرتمند انرژی حدود 10 23 - 10 25 ژول را در ده دقیقه آزاد می کنند.

تاج پادشاهی- پوسته نادر و داغ بیرونی خورشید که از آن تا چندین شعاع خورشیدی امتداد دارد و دمای پلاسما تا یک میلیون درجه دارد. روشنایی تاج خورشیدی یک میلیون بار کمتر از فوتوسفر است. بنابراین، تاج خورشیدی را می توان در هنگام خورشید گرفتگی کامل یا با استفاده از تلسکوپ های مخصوص تاج نگاری مشاهده کرد. لایه های بیرونی جو خورشید تا مدار زمین امتداد دارند.

مجموعه ای از فرآیندهای غیر ساکن که به طور دوره ای در جو خورشید رخ می دهد نامیده می شود فعالیت خورشیدی. چنین تشکل‌های ساختاری شامل لکه‌ها، فاکولاها در فتوسفر، برجستگی‌ها، شعله‌ها و جهش‌های ماده در کروموسفر و تاج است. مکان هایی که در آن رخ می دهند نامیده می شوند مناطق فعال. همه سازندهای فعال با یک دلیل مشترک به هم مرتبط هستند - تغییر میدان های مغناطیسی که همیشه در مناطق فعال وجود دارد. تعداد مناطق فعال خورشید در طول زمان تغییر می کند. مدت چرخه توسط دوره های حداقل فعالیت خورشیدی تعیین می شود. متوسط ​​طول چرخه تقریباً 11 سال است.

مثل هر سیاره یا ستاره ای، خورشید جو خاص خود را دارد. منظور ما از آن لایه‌های بیرونی است که حداقل بخشی از تابش می‌تواند آزادانه به فضای اطراف بگریزد بدون اینکه توسط لایه‌های پوشاننده جذب شود. ستاره ما کاملاً از گاز تشکیل شده است. جو آن 200-300 کیلومتر عمیق تر از لبه قابل مشاهده قرص خورشیدی شروع می شود. این عمیق ترین لایه ها نامیده می شوند فوتوسفر. از آنجایی که ضخامت آنها بیش از یک هزارم شعاع خورشیدی (از 100 تا 400 کیلومتر) نیست، گاهی اوقات فوتوسفر نامیده می شود. سطح خورشید. چگالی گازها در فتوسفر صدها برابر کمتر از سطح زمین است. دمای فوتوسفر از 8000 کلوین در عمق 300 کیلومتری به 4000 کلوین در بالاترین لایه ها کاهش می یابد. متوسط ​​دمای موثر درک شده توسط زمین را می توان از معادله استفان بولتزمن محاسبه کرد و 5778 K است. در چنین شرایطی، تقریباً تمام مولکول های گاز به اتم های منفرد تجزیه می شوند. فقط در بالاترین لایه ها، مولکول های ساده نسبتا کمی از این نوع وجود دارد H 2، OH، CH.
اگر خورشید را از طریق یک تلسکوپ با بزرگنمایی بالا بررسی کنید، می توانید لایه های نازکی از فتوسفر را مشاهده کنید: به نظر می رسد همه آن با دانه های روشن کوچک پراکنده شده است - دانه هایی که توسط شبکه ای از مسیرهای تاریک باریک از هم جدا شده اند. دانه بندی از اختلاط جریان های گاز گرمتر و جریان های خنک تر نزولی حاصل می شود. همرفت در لایه های بیرونی خورشید نقش بزرگی در تعیین ساختار کلی جو دارد. در نهایت، این همرفت، در نتیجه برهمکنش پیچیده با میدان های مغناطیسی خورشیدی است که علت همه تظاهرات متنوع فعالیت خورشیدی است.
Photosphereسطح مرئی خورشید را تشکیل می دهد که از آن اندازه ستاره، فاصله سطح خورشید تا سایر اجرام آسمانی و غیره مشخص می شود.

فتوسفر قرص مرئی خورشید است. در شکل یک منطقه تاریک کوچک قابل مشاهده است،

که به آن لکه خورشیدی می گویند. دما در چنین مناطقی بسیار زیاد است

نسبت به اتمسفر اطراف کمتر است و تنها به 1500 کلوین می رسد.

فوتوسفر به تدریج به لایه‌های کمیاب‌تر بیرونی خورشیدی جو می‌رود - کروموسفر و کرونا. کروموسفربه دلیل رنگ قرمز مایل به بنفش آن نامگذاری شده است. در طی یک خورشید گرفتگی کامل (زمانی که ماه به طور کامل خورشید را از ناظری روی زمین می پوشاند) می توان آن را با چشم غیر مسلح دید، یعنی مراکز زمین، ماه و خورشید در یک خط قرار دارند. ). کروموسفر بسیار ناهمگن است و عمدتاً از زبانه های دراز کشیده (اسپیکول) تشکیل شده است. دمای این جت های کرومسفری دو تا سه برابر بیشتر از فتوسفر است و با ارتفاع از زمین افزایش می یابد. 4000 تا 15000 K.، و چگالی آن صدها هزار بار کمتر است. طول کل کروموسفر 10-15 هزار کیلومتر است. افزایش دما با انتشار امواج و میدان های مغناطیسی که از ناحیه همرفتی به آن نفوذ می کنند توضیح داده می شود.

کروموسفر خورشید در طول کل مشاهده شد

خورشید گرفتگی

کروموسفرمرسوم است که آن را به دو منطقه تقسیم کنید:

— کروموسفر پایین- تقریباً 1500 کیلومتر گسترش می یابد ، از هیدروژن خنثی تشکیل شده است ، طیف آن حاوی تعداد زیادی خطوط طیفی ضعیف است.

— کروموسفر فوقانی- از اسپیکول های منفرد خارج شده از کروموسفر پایین تا ارتفاع 10000 کیلومتری تشکیل شده و توسط گاز کمیاب تر جدا شده است.

غالباً در هنگام کسوف (و با کمک ابزارهای طیفی خاص - و بدون انتظار برای کسوف) در بالای سطح خورشید می توان "چشمه ها"، "ابرها"، "قیف ها"، "بوته ها"، "طاق ها" و شکل های عجیب و غریب را مشاهده کرد. دیگر تشکیلات درخشان درخشان از مواد کرومسفری. هر از گاهی، جت ها، ابرها و قوس های گاز داغ از کروموسفر بلند می شوند که به نام برجستگی ها. در طول یک خورشید گرفتگی کامل، آنها با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند. برخی از برجستگی ها به آرامی شناور می شوند، برخی دیگر با سرعت چند صد کیلومتر در ثانیه تا ارتفاعی که به شعاع خورشیدی می رسد بالا می روند. برجستگی هاچگالی و دما تقریباً برابر با کروموسفر است. اما آنها در بالای آن قرار دارند و توسط لایه های بالاتر و بسیار کمیاب جو خورشید احاطه شده اند. برجستگی ها به دلیل اینکه ماده آنها توسط میدان های مغناطیسی مناطق فعال خورشید پشتیبانی می شود، در کروموسفر قرار نمی گیرند. طیف برجستگی ها، مانند کروموسفر، از خطوط روشن، عمدتاً هیدروژن، هلیوم و کلسیم تشکیل شده است. خطوط انتشار از دیگر عناصر شیمیایی نیز وجود دارد، اما آنها بسیار ضعیف تر هستند. برخی از برجستگی ها که برای مدت طولانی بدون تغییرات محسوس باقی مانده اند، ناگهان به نظر می رسد که منفجر می شوند و ماده آنها با سرعت صدها کیلومتر در ثانیه به فضای بین سیاره ای پرتاب می شود.

برجستگی یک چشمه غول پیکر از گاز داغ است که

به ارتفاعات ده ها و صدها هزار کیلومتر می رسد و

در بالای سطح خورشید توسط یک میدان مغناطیسی نگه داشته شده است.

برجستگی خورشید در مقایسه با سیاره ما

گاهی اوقات اتفاقاتی شبیه انفجار در مناطق بسیار کوچک رخ می دهد جو خورشیدی. اینها به اصطلاح هستند شراره های کرومسفری. آنها معمولا چند ده دقیقه طول می کشند. هنگام شعله ور شدن در خطوط طیفی هیدروژن، هلیوم، کلسیم یونیزه و برخی عناصر دیگر، درخشش یک بخش جداگانه از کروموسفر به طور ناگهانی ده ها برابر افزایش می یابد. تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس به شدت افزایش می یابد: گاهی اوقات قدرت آن چندین برابر بیشتر از کل قدرت تابش خورشید در این ناحیه موج کوتاه از طیف قبل از شعله ور است. چشمک می زند- قوی ترین فرآیندهای انفجار مانند مشاهده شده در خورشید. آنها می توانند تنها چند دقیقه دوام بیاورند، اما در این مدت انرژی آزاد می شود، که گاهی اوقات می تواند به 10 25 ژول برسد. تقریباً همان مقدار جسم از خورشید به کل سطح زمین در یک سال کامل می رسد.
لکه ها، مشعل ها، برجستگی ها، شراره های کرومسفری - همه اینها مظاهر فعالیت خورشیدی هستند. با افزایش فعالیت، تعداد این سازندها در خورشید افزایش می یابد.

لایه بیرونی جو خورشید شامل خورشید است تاج پادشاهی.میلیون ها کیلومتر امتداد دارد و مرز آن تا انتهای کل منظومه شمسی ادامه دارد. به طور طبیعی، تمام سیارات، از جمله زمین ما، زیر یک گنبد خورشیدی عظیم قرار دارند. تاج خورشیدی بلافاصله پس از کروموسفر شروع می شود و از گاز نسبتا کمیاب تشکیل شده است.دمای تاج حدود یک میلیون کلوین است. علاوه بر این، از کروموسفر افزایش می یابد تا دو میلیوندر فاصله سفارش 70000 کیلومتراز سطح مرئی خورشید، و سپس شروع به کاهش می کند و به صد هزار درجه در نزدیکی زمین می رسد.

به دلیل دمای بسیار زیاد، ذرات به قدری سریع حرکت می کنند که در هنگام برخورد، الکترون ها از اتم ها خارج می شوند و به عنوان ذرات آزاد شروع به حرکت می کنند. در نتیجه، عناصر سبک تمام الکترون های خود را به طور کامل از دست می دهند، به طوری که عملاً هیچ اتم هیدروژن یا هلیوم در تاج وجود ندارد، بلکه فقط پروتون ها و ذرات آلفا هستند. عناصر سنگین 10-15 الکترون خارجی را از دست می دهند. به همین دلیل، خطوط طیفی غیرعادی در تاج خورشیدی مشاهده می شود که برای مدت طولانی با عناصر شیمیایی شناخته شده قابل شناسایی نبودند.