ดาวฤกษ์ประกอบด้วยก๊าซทั้งหมด แต่ชั้นนอกของพวกมันเรียกอีกอย่างว่าบรรยากาศ

บรรยากาศของดวงอาทิตย์เริ่มต้นที่ 200-300 กม. ลึกกว่าขอบที่มองเห็นได้ของจานสุริยะ ชั้นบรรยากาศที่ลึกที่สุดเหล่านี้เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ เนื่องจากความหนาของมันไม่เกินหนึ่งในสามพันของรัศมีดวงอาทิตย์ บางครั้งโฟโตสเฟียร์จึงถูกเรียกว่าพื้นผิวของดวงอาทิตย์อย่างมีเงื่อนไข ความหนาแน่นของก๊าซในโฟโตสเฟียร์นั้นใกล้เคียงกับชั้นสตราโตสเฟียร์ของโลก และน้อยกว่าที่พื้นผิวโลกหลายร้อยเท่า อุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ลดลงเหลือ 8000 K ที่ความลึก 300 กม. มากถึง 4000 K ในชั้นบนสุด ในกล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายสูง คุณสามารถสังเกตรายละเอียดเล็กๆ ของโฟโตสเฟียร์ได้ ดูเหมือนว่าทุกอย่างจะเต็มไปด้วยเม็ดเล็กๆ สว่างๆ - เม็ดเล็กๆ คั่นด้วยเครือข่ายของเส้นทางมืดแคบๆ แกรนูลเป็นผลมาจากการผสมของกระแสก๊าซที่อุ่นขึ้นและกระแสที่เย็นลง ความแตกต่างของอุณหภูมิระหว่างพวกมันในชั้นนอกนั้นค่อนข้างเล็ก แต่ลึกกว่านั้น ในเขตพาความร้อนจะมากกว่า และการผสมจะเกิดขึ้นอย่างเข้มข้นกว่ามาก การพาความร้อนในชั้นนอกของดวงอาทิตย์มีบทบาทอย่างมากในการกำหนดโครงสร้างโดยรวมของชั้นบรรยากาศ ในที่สุด มันคือพาความร้อนอันเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์ที่ซับซ้อนกับสนามแม่เหล็กสุริยะ ซึ่งเป็นสาเหตุของปรากฏการณ์ที่หลากหลายของกิจกรรมสุริยะ โฟโตสเฟียร์จะค่อยๆ ผ่านเข้าไปในชั้นบรรยากาศสุริยะชั้นนอกที่หายากมากขึ้น นั่นคือโครโมสเฟียร์และโคโรนา

โครโมสเฟียร์ (กรีกสำหรับ "ทรงกลมแห่งแสง") ได้รับการตั้งชื่อตามสีม่วงแดง สามารถมองเห็นได้ในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวง โดยมีลักษณะเป็นวงแหวนสว่างขาดๆ รอบจานดำของดวงจันทร์ที่เพิ่งบดบังดวงอาทิตย์ โครโมสเฟียร์มีความแตกต่างกันมากและส่วนใหญ่ประกอบด้วยลิ้นที่ยาว (spicules) ทำให้ดูเหมือนหญ้าที่กำลังไหม้ อุณหภูมิของไอพ่นโครโมสเฟียร์เหล่านี้สูงกว่าในโฟโตสเฟียร์ 2-3 เท่า และความหนาแน่นลดลงหลายแสนเท่า ความยาวทั้งหมดของโครโมสเฟียร์อยู่ที่ 15,000 กม. การเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิในโครโมสเฟียร์นั้นอธิบายได้จากการแพร่กระจายของคลื่นและสนามแม่เหล็กที่เจาะเข้าไปในนั้นจากโซนพาความร้อน สารจะร้อนขึ้นในลักษณะเดียวกับที่มันเกิดขึ้นในยักษ์ เตาอบไมโครเวฟ. ความเร็วของการเคลื่อนที่ด้วยความร้อนของอนุภาคเพิ่มขึ้น การชนกันระหว่างอนุภาคจะบ่อยขึ้น และอะตอมสูญเสียอิเล็กตรอนภายนอก: สารนี้จะกลายเป็นพลาสมาร้อนที่แตกตัวเป็นไอออน กระบวนการทางกายภาพที่เหมือนกันเหล่านี้ยังคงรักษาอุณหภูมิชั้นนอกสุดของชั้นบรรยากาศสุริยะที่สูงผิดปกติซึ่งอยู่เหนือโครโมสเฟียร์ บ่อยครั้งในช่วงสุริยุปราคาเหนือพื้นผิวของดวงอาทิตย์ เราสามารถสังเกตเห็น "น้ำพุ", "เมฆ", "กรวย", "พุ่มไม้", "โค้ง" ที่มีรูปร่างแปลกประหลาด และรูปร่างอื่นที่ส่องสว่างจากสารโครโมสเฟียร์ นี่คือการก่อตัวที่ยิ่งใหญ่ที่สุดของชั้นบรรยากาศสุริยะ - ความโดดเด่น มีความหนาแน่นและอุณหภูมิใกล้เคียงกับโครโมสเฟียร์โดยประมาณ แต่พวกมันอยู่เหนือมันและล้อมรอบด้วยชั้นบนที่สูงขึ้นและหายากมากของชั้นบรรยากาศสุริยะ ความโดดเด่นไม่ตกลงไปในโครโมสเฟียร์เพราะสารของพวกมันได้รับการสนับสนุนจากสนามแม่เหล็กของบริเวณแอคทีฟของดวงอาทิตย์ ความโดดเด่นบางอย่างที่ใช้เวลานานโดยไม่มีการเปลี่ยนแปลงที่สังเกตได้ก็ระเบิดอย่างที่เป็นอยู่และสารของพวกมันถูกขับออกสู่อวกาศในอวกาศด้วยความเร็วหลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที

โครโมสเฟียร์และโฟโตสเฟียร์แตกต่างจากโครโมสเฟียร์และโฟโตสเฟียร์ส่วนนอกสุดของชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ - โคโรนา - มีขอบเขตมหาศาล: มันขยายออกไปหลายล้านกิโลเมตรซึ่งสอดคล้องกับรัศมีสุริยะหลายดวง ความหนาแน่นของสสารในโคโรนาสุริยะจะลดลงตามความสูงช้ากว่าความหนาแน่นของอากาศในชั้นบรรยากาศของโลกมาก โคโรนาสามารถสังเกตได้ดีที่สุดในช่วงรวมของสุริยุปราคา คุณสมบัติหลักมงกุฎเป็นโครงสร้างที่เปล่งประกาย รังสีโคโรนัลมีรูปร่างที่หลากหลาย: บางครั้งสั้น บางครั้งยาว บางครั้งรังสีตรง และบางครั้งโค้งมาก แบบฟอร์มทั่วไปโคโรนาสุริยะเปลี่ยนแปลงเป็นระยะ นี่เป็นเพราะวัฏจักรสุริยะสิบเอ็ดปี ทั้งความสว่างโดยรวมและรูปร่างของโคโรนาสุริยะเปลี่ยนไป ในช่วงที่จุดบอดบนดวงอาทิตย์สูงสุดจะมีรูปร่างค่อนข้างโค้งมน เมื่อมีจุดเล็กๆ น้อยๆ รูปร่างของโคโรนาจะยาวขึ้น ในขณะที่ความสว่างโดยรวมของโคโรนาจะลดลง ดังนั้น โคโรนาของดวงอาทิตย์จึงเป็นส่วนนอกสุดของชั้นบรรยากาศ ส่วนที่หายากที่สุดและร้อนที่สุด เราเสริมว่ามันอยู่ใกล้ตัวเราที่สุดด้วย: ปรากฎว่ามันทอดตัวไกลจากดวงอาทิตย์ในรูปแบบของกระแสพลาสม่าที่เคลื่อนที่จากมันอย่างต่อเนื่อง - ลมสุริยะ อันที่จริง เราอาศัยอยู่ท่ามกลางโคโรนาสุริยะ แม้ว่าจะป้องกันจากการแผ่รังสีที่ทะลุทะลวงโดยสิ่งกีดขวางที่เชื่อถือได้ในรูปของสนามแม่เหล็กโลก

ส่วนหนึ่งของบรรยากาศของดวงอาทิตย์

คำอธิบายทางเลือก

ผ้าโพกศีรษะซึ่งเป็นสัญลักษณ์ของอำนาจกษัตริย์

คุณลักษณะของพระมหากษัตริย์

ในรัสเซียจนถึงปี พ.ศ. 2460 - เครื่องประดับศีรษะอันล้ำค่าของผู้ปกครองซึ่งเป็นสัญลักษณ์ของอำนาจของเจ้าชาย

มงกุฎซีซาร์

ผ้าโพกศีรษะที่เกี่ยวข้องกับการค้นพบที่มีชื่อเสียงของอาร์คิมิดีส

เครื่องราชอิสริยาภรณ์

หนึ่งในเครื่องราชกกุธภัณฑ์

รัศมีรอบกายสวรรค์

เครื่องราชกกุธภัณฑ์

มงกุฏประดับด้วยเพชรพลอย

ผ้าโพกศีรษะ

ส่วนหนึ่งของบรรยากาศดารา

นวนิยายของนักเขียนชาวรัสเซีย O. P. Smirnov "ภาคเหนือ ... "

มงกุฏคืออะไร?

สัญลักษณ์แห่งอำนาจบนศีรษะ

ละติน "มงกุฎ"

ผ้าโพกศีรษะพระมหากษัตริย์

เข้าใจยากพาเธอกลับมา

มกุฎราชกุมาร

มงกุฏ

แต่งกายให้เหมาะสมกับราชา

สวมมงกุฎกษัตริย์

กลุ่มดาวใต้...

มงกุฎทองคำ

มงกุฎ (ละติน)

ผ้าโพกศีรษะของกษัตริย์

หัวของพระมหากษัตริย์ยุ่งอยู่กับอะไร

มงกุฏ

เครื่องราชกกุธภัณฑ์

มกุฎราชกุมาร

มงกุฎแสงอาทิตย์

ยี่ห้อ "รอยัล" ช็อกโกแลต

มงกุฎ

ผ้าโพกศีรษะพลังงานแสงอาทิตย์

เรื่องการวางพระเศียร

สัญลักษณ์แห่งอำนาจกษัตริย์

. (โครุนะ) ของตกแต่งที่มีรอยหยักบนยอดมงกุฎของไอคอน

หมวกราชา

ช็อคโกแลตที่มีชื่อราชวงศ์

ผ้าโพกศีรษะอันล้ำค่า

สัญลักษณ์ของราชวงศ์

มกุฎราชกุมาร

เบียร์เม็กซิกัน

อะไรอยู่บนหัวของกษัตริย์?

หมวกพระราชา

ผ้าโพกศีรษะของพระมหากษัตริย์

มงกุฏประดับด้วยเพชรพลอย

ผ้าโพกศีรษะอันล้ำค่า วัตถุพระราชพิธีในวัง

รัศมีรอบกายสวรรค์

ก. เครื่องประดับศีรษะทำด้วยทองคำด้วยหินราคาแพง นี้เป็นหนึ่งในเครื่องราชกกุธภัณฑ์ซึ่งเป็นสมบัติของกษัตริย์: มงกุฏขอบทองที่นำมารวมกันโดยส่วนโค้งบนมงกุฎพร้อมสัญญาณแบบมีเงื่อนไขของระดับของศักดิ์ศรีความเป็นเจ้าของ มงกุฎของสมเด็จพระสันตะปาปาเรียกว่ามงกุฏ มงกุฎเหล็กลอมบาร์ด ปลายศตวรรษที่ 6 ชาร์ลมาญและนโปเลียนฉันสวมมงกุฎ กระทรวงการคลังรัฐบาล ข้าราชการจากมกุฎราชกุมารไม่ใช่จากการเลือกตั้ง มงกุฎเพลา เชิงเทิน ทหาร ระนาบบนของมัน มงกุฎจะเบี่ยงเบน การตกแต่งในรูปแบบของมงกุฎ โอลอน ผ้าโพกศีรษะของหญิงสาว, ริบบิ้น มงกุฎ เกี่ยวข้องกับมงกุฎ รัฐ จากคลัง หรือรัฐ มงกุฏ รูปมงกุฏ -รูป ทำในรูปของมงกุฏ การสวมมงกุฎให้ใครสักคน สวมมงกุฎเป็นครั้งแรกบนศีรษะของผู้มีอำนาจสูงสุด เพื่อทำพิธีการขึ้นครองราชย์ของโบสถ์อันเคร่งขรึม สวมมงกุฎอาณาจักร -Xia ที่จะสวมมงกุฎ; สวมมงกุฎตัวเอง ฉัตรมงคล cf. ฉัตรมงคล การปฏิบัติพิธีกรรมนี้ อย่างแรกในความหมาย การกระทำ; ประการที่สองในความหมาย งานอีเวนท์และงานเฉลิมฉลอง

ละติน "มงกุฎ"

ยี่ห้อ "รอยัล" ช็อกโกแลต

นวนิยายของนักเขียนชาวรัสเซีย O. P. Smirnov "ภาคเหนือ ... "

ผ้าโพกศีรษะพลังงานแสงอาทิตย์

มงกุฏคืออะไร

อะไรอยู่บนหัวของกษัตริย์

มกุฎราชกุมาร

หมวกนำทางที่ไม่เหมาะสมในสาธารณรัฐ

Ushanka - สำหรับชาวนา แต่สำหรับราชา?

โครงสร้างของดวงอาทิตย์

1 - แกนกลาง, 2 - โซนสมดุลการแผ่รังสี, 3 - เขตพาความร้อน, 4 - โฟโตสเฟียร์, 5 - โครโมสเฟียร์, 6 - โคโรนา, 7 - จุด, 8 - แกรนูล, 9 - ความโดดเด่น

โครงสร้างภายในของดวงอาทิตย์ แกน

ส่วนกลางของดวงอาทิตย์ซึ่งมีรัศมีประมาณ 150,000 กม. (0.2 - 0.25 ของรัศมีดวงอาทิตย์) ซึ่งเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ขึ้น เรียกว่า แกนสุริยะ

ความหนาแน่นของสสารในแกนกลางอยู่ที่ประมาณ 150,000 กก./ลบ.ม. (สูงกว่าความหนาแน่นของน้ำ 150 เท่า และสูงกว่าความหนาแน่นของโลหะหนักที่สุดบนโลกประมาณ ~6.6 เท่า - อิริเดียม) และอุณหภูมิที่จุดศูนย์กลางของแกนกลางคือ กว่า 14 ล้านเค

เพราะ อุณหภูมิและความหนาแน่นสูงสุดควรอยู่ที่บริเวณใจกลางของดวงอาทิตย์ ปฏิกิริยานิวเคลียร์และการปล่อยพลังงานที่มาพร้อมกันอย่างเข้มข้นที่สุดจะเกิดขึ้นใกล้กับศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ ในนิวเคลียส ร่วมกับปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน วัฏจักรคาร์บอนมีบทบาทสำคัญ

อันเป็นผลมาจากปฏิกิริยาโปรตอนและโปรตอนเพียงอย่างเดียว สสาร 4.26 ล้านตันจะถูกแปลงเป็นพลังงานทุก ๆ วินาที แต่ค่านี้ไม่มีนัยสำคัญเมื่อเทียบกับมวลของดวงอาทิตย์ - 2 1,027 ตัน โครงสร้างภายในของดวงอาทิตย์

เขตสมดุลแสง

เมื่อคุณเคลื่อนตัวออกจากศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ อุณหภูมิและความหนาแน่นจะลดลง การปลดปล่อยพลังงานเนื่องจากวัฏจักรคาร์บอนจะหยุดลงอย่างรวดเร็ว และในรัศมี 0.2–0.3 รัศมี อุณหภูมิจะน้อยกว่า 5 ล้าน K และความหนาแน่นก็ลดลงอย่างมากเช่นกัน เป็นผลให้ปฏิกิริยานิวเคลียร์ในทางปฏิบัติไม่เกิดขึ้นที่นี่ ชั้นเหล่านี้ส่งไปยังภายนอกการแผ่รังสีที่เกิดขึ้นในระดับความลึกมากขึ้นเท่านั้น

เป็นสิ่งสำคัญที่แทนที่แต่ละควอนตัมดูดซับพลังงานสูง ตามกฎแล้ว อนุภาคจะปล่อยพลังงานที่ต่ำกว่าหลายควอนตัมอันเป็นผลมาจากการเปลี่ยนผ่านแบบคาสเคดที่ต่อเนื่องกัน ดังนั้นแทนที่จะเป็น γ-quanta รังสีเอกซ์จึงเกิดขึ้นแทนที่จะเป็นรังสีเอกซ์ - UV ซึ่งในชั้นนอกแล้วจะ "แยก" เป็นควอนตาของรังสีที่มองเห็นได้และความร้อนที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์ในที่สุด

ส่วนหนึ่งของดวงอาทิตย์ที่ปลดปล่อยพลังงานอันเนื่องมาจาก ปฏิกิริยานิวเคลียร์ไม่มีนัยสำคัญและกระบวนการถ่ายเทพลังงานเกิดขึ้นจากการดูดกลืนรังสีเท่านั้นและการปล่อยรังสีในภายหลังเรียกว่าโซนสมดุลการแผ่รังสี ใช้พื้นที่ประมาณ 0.3 ถึง 0.7 รัศมีสุริยะ

เขตพาความร้อน

เหนือระดับสมดุลการแผ่รังสี สสารเองเริ่มมีส่วนร่วมในการถ่ายโอนพลังงาน

ภายใต้ชั้นนอกที่สังเกตได้ของดวงอาทิตย์โดยตรงประมาณ 0.3 ของรัศมีจะเกิดโซนพาความร้อนซึ่งพลังงานจะถูกถ่ายโอนโดยการพาความร้อน

กระแสน้ำวนที่ผสมพลาสมาเกิดขึ้นในเขตพาความร้อน ตามข้อมูลสมัยใหม่ บทบาทของเขตพาความร้อนในฟิสิกส์ของกระบวนการสุริยะนั้นยอดเยี่ยมมาก เนื่องจากมีการเคลื่อนที่แบบต่างๆ ของสสารสุริยะและสนามแม่เหล็ก

โครงสร้างชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ โฟโตสเฟียร์

ชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์ (ชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์) มักจะแบ่งออกเป็นโฟโตสเฟียร์ โครโมสเฟียร์ และโคโรนา

โฟโตสเฟียร์เป็นส่วนหนึ่งของชั้นบรรยากาศสุริยะซึ่งมีการแผ่รังสีที่มองเห็นได้ซึ่งมีสเปกตรัมต่อเนื่อง ดังนั้นพลังงานแสงอาทิตย์เกือบทั้งหมดที่มาหาเราจึงถูกฉายรังสีในโฟโตสเฟียร์ โฟโตสเฟียร์สามารถมองเห็นได้จากการสังเกตดวงอาทิตย์โดยตรงในแสงสีขาวในรูปของ "พื้นผิว" ที่เห็นได้ชัด

ความหนาของโฟโตสเฟียร์ กล่าวคือ ความยาวของชั้นซึ่งมีการแผ่รังสีมากกว่า 90% ในช่วงที่มองเห็นได้นั้นน้อยกว่า 200 กม. กล่าวคือ ประมาณ 3 10–4 R. จากการคำนวณแสดงให้เห็นว่า เมื่อสังเกตในแนวสัมผัสของชั้นดังกล่าว ความหนาที่ปรากฏของพวกมันจะลดลงหลายครั้ง อันเป็นผลมาจากการที่ใกล้ขอบสุดของจานสุริยะ (แขนขา) ความสว่างที่ลดลงอย่างรวดเร็วที่สุดเกิดขึ้นในช่วงเวลาน้อยกว่า 10 –4 R. ด้วยเหตุนี้ ขอบของดวงอาทิตย์จึงดูคมเป็นพิเศษ ความเข้มข้นของอนุภาคในโฟโตสเฟียร์อยู่ที่ 1,016–1017 ต่อ 1 cm3 (ภายใต้สภาวะปกติ 1 cm3 ของชั้นบรรยากาศโลกมี 2.7 1,019 โมเลกุล) ความดันในโฟโตสเฟียร์อยู่ที่ประมาณ 0.1 atm. และอุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์อยู่ที่ 5,000–7,000 K

ภายใต้สภาวะดังกล่าว อะตอมที่มีศักย์ไอออนไนซ์หลายโวลต์ (Na, K, Ca) จะถูกแตกตัวเป็นไอออน ธาตุที่เหลือ รวมทั้งไฮโดรเจน ส่วนใหญ่อยู่ในสถานะเป็นกลาง

โฟโตสเฟียร์เป็นบริเวณเดียวที่มีไฮโดรเจนเป็นกลางบนดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม เนื่องจากการแตกตัวเป็นไอออนของไฮโดรเจนเพียงเล็กน้อยและการแตกตัวเป็นไอออนของโลหะเกือบทั้งหมด มันจึงยังมีอิเล็กตรอนอิสระอยู่ อิเล็กตรอนเหล่านี้มีบทบาทสำคัญอย่างยิ่ง: เมื่อรวมกับอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลาง จะเกิดไอออนไฮโดรเจนเชิงลบ H -

ไอออนลบของไฮโดรเจนก่อตัวขึ้นในปริมาณเล็กน้อย: โดยเฉลี่ยจาก 100 ล้านอะตอมของไฮโดรเจน มีเพียงอะตอมเดียวเท่านั้นที่กลายเป็นไอออนลบ

H- ion มีความสามารถในการดูดซับรังสีได้อย่างมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งใน IR และบริเวณที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม ดังนั้นแม้จะมีความเข้มข้นเพียงเล็กน้อย แต่ไอออนไฮโดรเจนเชิงลบก็เป็นเหตุผลหลักที่กำหนดการดูดกลืนรังสีในบริเวณที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมด้วยสสารโฟโตสเฟียร์ พันธะของอิเล็กตรอนตัวที่สองกับอะตอมนั้นอ่อนมาก ดังนั้นแม้แต่โฟตอนอินฟราเรดก็สามารถทำลายไอออนไฮโดรเจนเชิงลบได้

การแผ่รังสีเกิดขึ้นเมื่ออิเล็กตรอนถูกจับโดยอะตอมที่เป็นกลาง เกิดขึ้นระหว่างการจับกุม

โฟตอนและกำหนดความเรืองแสงของโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์และดวงดาวที่อยู่ใกล้กับมันในอุณหภูมิ ดังนั้นสีเหลือง

แสงของดวงอาทิตย์ซึ่งปกติเรียกว่า "สีขาว" เกิดขึ้นเมื่ออิเล็กตรอนอีกตัวติดกับอะตอมไฮโดรเจน

ความสัมพันธ์ของอิเล็กตรอนของอะตอม H เป็นกลางคือ 0.75 eV เมื่ออิเล็กตรอนติดกับอะตอม H ( อี) ด้วยพลังงานที่มากกว่า 0.75 eV ส่วนเกินจะถูกแผ่ออกไปโดยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า อี+ H → H– + ħ ω ซึ่งเป็นส่วนสำคัญที่อยู่ในช่วงที่มองเห็นได้

การสังเกตการณ์โฟโตสเฟียร์เผยให้เห็นโครงสร้างที่ดี ชวนให้นึกถึงเมฆคิวมูลัสที่เว้นระยะห่างอย่างใกล้ชิด การก่อตัวโค้งมนของแสงเรียกว่าแกรนูลและโครงสร้างทั้งหมดเรียกว่าแกรนูล ขนาดเชิงมุมของแกรนูลโดยเฉลี่ยไม่เกิน 1 "ส่วนโค้ง ซึ่งสอดคล้องกับ 725 กม. บนดวงอาทิตย์ แต่ละเม็ดมีอยู่โดยเฉลี่ย 5-10 นาที หลังจากนั้นจะสลายตัวและเกิดขึ้นแทนที่

เม็ดเล็ก ๆ ล้อมรอบด้วยช่องว่างสีเข้มที่ก่อตัวเหมือนเซลล์หรือรังผึ้ง เส้นสเปกตรัมในแกรนูลและในช่องว่างระหว่างเส้นสเปกตรัมจะเปลี่ยนเป็นสีน้ำเงินและสีแดงตามลำดับ ซึ่งหมายความว่าสารเพิ่มขึ้นในแกรนูลและตกอยู่รอบตัวพวกเขา ความเร็วของการเคลื่อนที่เหล่านี้คือ 1-2 กม./วินาที

แกรนูลคือการรวมตัวกันของโซนพาความร้อนที่อยู่ใต้โฟโตสเฟียร์ที่สังเกตพบในโฟโตสเฟียร์ ในเขตพาความร้อนมีการผสมของสสารอันเป็นผลมาจากการเพิ่มขึ้นและลดลงของมวลก๊าซแต่ละก้อน (องค์ประกอบการพาความร้อน) เมื่อเดินทางตามทางขนาดประมาณเท่าๆ กัน ก็ดูเหมือนจะละลายเป็น สิ่งแวดล้อมทำให้เกิดความไม่เป็นเนื้อเดียวกันใหม่ ในชั้นนอกที่เย็นกว่า

ขนาดของความไม่เท่าเทียมกันเหล่านี้มีขนาดเล็กลง

โครโมสเฟียร์

ในชั้นนอกของโฟโตสเฟียร์ซึ่งความหนาแน่นลดลงเป็น 3×10-8 g/cm3 อุณหภูมิจะถึงค่าที่ต่ำกว่า 4200 K ค่าอุณหภูมินี้เป็นค่าต่ำสุดสำหรับบรรยากาศสุริยะทั้งหมด ในชั้นที่สูงขึ้น อุณหภูมิจะเริ่มสูงขึ้นอีกครั้ง อย่างแรก อุณหภูมิเพิ่มขึ้นอย่างช้าๆ จนถึงหลายหมื่นเคลวิน ควบคู่ไปกับการแตกตัวเป็นไอออนของไฮโดรเจน และฮีเลียม ชั้นบรรยากาศสุริยะส่วนนี้เรียกว่าโครโมสเฟียร์

สาเหตุที่ทำให้ชั้นบรรยากาศชั้นนอกสุดของชั้นบรรยากาศสุริยะได้รับความร้อนสูงเช่นนี้เนื่องจากพลังงานของคลื่นเสียง (เสียง) ซึ่งปรากฏในโฟโตสเฟียร์อันเป็นผลมาจากการเคลื่อนที่ขององค์ประกอบการพาความร้อน

ในชั้นบนสุดของเขตพาความร้อน ซึ่งอยู่ใต้โฟโตสเฟียร์โดยตรง การเคลื่อนที่แบบพาความร้อนจะชะลอตัวลงอย่างรวดเร็ว และการพาความร้อนจะหยุดลงกะทันหัน ดังนั้นโฟโตสเฟียร์จากด้านล่างจึงถูก "ถูกทิ้งระเบิด" โดยองค์ประกอบการพาความร้อนอย่างต่อเนื่อง จากผลกระทบเหล่านี้ จะเกิดการรบกวนซึ่งสังเกตได้ในรูปของแกรนูล และตัวมันเองเริ่มสั่นด้วยช่วงเวลาที่สอดคล้องกับความถี่ของการสั่นตามธรรมชาติของโฟโตสเฟียร์ (ประมาณ 5 นาที) การสั่นและการรบกวนที่เกิดขึ้นในโฟโตสเฟียร์ทำให้เกิดคลื่นในโฟโตสเฟียร์ ซึ่งโดยธรรมชาติแล้วจะอยู่ใกล้กับคลื่นเสียงในอากาศ เมื่อขยายพันธุ์ขึ้นไป กล่าวคือ เป็นชั้นที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า คลื่นเหล่านี้จะเพิ่มแอมพลิจูดของพวกมันได้หลายกิโลเมตรและกลายเป็น

คลื่นกระแทก.

ความยาวของโครโมสเฟียร์คือหลายพันกม. โครโมสเฟียร์มีสเปกตรัมการแผ่รังสีซึ่งประกอบด้วยเส้นสว่าง สเปกตรัมนี้มีความคล้ายคลึงกับสเปกตรัมของดวงอาทิตย์มาก ซึ่งเส้นการดูดกลืนทั้งหมดจะถูกแทนที่ด้วยเส้นการแผ่รังสี และสเปกตรัมที่ต่อเนื่องกันแทบจะไม่มีเลย อย่างไรก็ตาม ในสเปกตรัมของโครโมสเฟียร์ เส้นขององค์ประกอบที่แตกตัวเป็นไอออนจะแข็งแรงกว่าในสเปกตรัมของโฟโตสเฟียร์ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เส้นฮีเลียมนั้นแข็งแกร่งมากในสเปกตรัมของโครโมสเฟียร์ ในขณะที่พวกมันแทบจะมองไม่เห็นในสเปกตรัมฟรอนโฮเฟอร์ คุณลักษณะเหล่านี้ของสเปกตรัมยืนยันการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิในโครโมสเฟียร์

เมื่อศึกษาภาพของโครโมสเฟียร์ ประการแรก ความสนใจจะถูกดึงดูดไปยังโครงสร้างที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกัน ซึ่งเด่นชัดกว่าแกรนูลในโฟโตสเฟียร์มาก

การก่อตัวโครงสร้างที่เล็กที่สุดในโครโมสเฟียร์เรียกว่า spicules พวกมันมีรูปร่างยาวและส่วนใหญ่จะยาวในทิศทางแนวรัศมี มีความยาวหลายพันกิโลเมตรและหนาประมาณ 1,000 กิโลเมตร ที่ความเร็วหลายสิบกิโลเมตร/วินาที spicules เพิ่มขึ้นจากโครโมสเฟียร์ไปสู่โคโรนาและละลายในนั้น

ผ่าน spicules การแลกเปลี่ยนสสารระหว่างโครโมสเฟียร์กับโคโรนาที่วางอยู่เกิดขึ้น

spicules หลายแสนแห่งมีอยู่พร้อม ๆ กันบนดวงอาทิตย์

spicules จะสร้างโครงสร้างขนาดใหญ่ที่เรียกว่า chromospheric grid ซึ่งเกิดจากการเคลื่อนที่ของคลื่นที่เกิดจากองค์ประกอบที่ใหญ่กว่าและลึกกว่ามาก

เขตพาความร้อนใต้โฟโตสเฟียร์มากกว่าแกรนูล

เส้นตารางโครโมสเฟียร์จะมองเห็นได้ดีที่สุดในภาพที่มีเส้นทึบในบริเวณรังสี UV ไกลของสเปกตรัม

ตัวอย่างเช่น ในเส้นเรโซแนนซ์ 304 Å ของฮีเลียมแตกตัวเป็นไอออน

ตารางโครโมสเฟียร์ประกอบด้วยเซลล์แต่ละเซลล์ที่มีขนาดตั้งแต่ 30,000 ถึง 60,000 กม.

มงกุฎ

ในชั้นบนของโครโมสเฟียร์ซึ่งมีความหนาแน่นของก๊าซเพียง 10-15 g/cm3 มีอุณหภูมิเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วอย่างผิดปกติอีกอย่างหนึ่ง ซึ่งสูงถึงประมาณหนึ่งล้านเคลวิน ที่นี่เริ่มต้นที่ส่วนนอกสุดและส่วนที่หายากที่สุดของชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ซึ่งเรียกว่าโคโรนาสุริยะ

ความสว่างของโคโรนาสุริยะนั้นน้อยกว่าโฟโตสเฟียร์หนึ่งล้านเท่า และไม่เกินความสว่างของดวงจันทร์ในพระจันทร์เต็มดวง ดังนั้น โคโรนาสุริยะจึงสามารถสังเกตได้ในช่วงระยะเวลารวมของสุริยุปราคาและนอกสุริยุปราคา - ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์พิเศษ (coronagraphs) ซึ่งมีการจัดเรียงสุริยุปราคาเทียมของดวงอาทิตย์

เม็ดมะยมไม่มีโครงร่างที่แหลมคมและมีรูปร่างที่ไม่สม่ำเสมอซึ่งเปลี่ยนแปลงอย่างมากเมื่อเวลาผ่านไป สามารถตัดสินได้โดยการเปรียบเทียบภาพที่ได้รับในช่วงสุริยุปราคาต่างๆ ส่วนที่สว่างที่สุดของโคโรนาซึ่งอยู่ห่างจากแขนขาไม่เกิน 0.2-0.3 ดวงอาทิตย์ มักเรียกว่าโคโรนาชั้นใน ส่วนที่เหลือเรียกว่าโคโรนาชั้นนอก ลักษณะสำคัญของโคโรนาคือโครงสร้างที่เปล่งประกาย รังสีมาในความยาวต่างๆ กันจนถึงรัศมีสุริยะหลายสิบดวงหรือมากกว่านั้น ที่ฐานรังสีมักจะข้นขึ้นบางส่วนก็โค้งไปทางข้างเคียง

สเปกตรัมของโคโรนามีลักษณะสำคัญหลายประการ มันขึ้นอยู่กับพื้นหลังที่ต่อเนื่องที่อ่อนแอพร้อมการกระจายพลังงานที่ทำซ้ำการกระจายพลังงานในสเปกตรัมต่อเนื่องของดวงอาทิตย์ กับพื้นหลังนี้

สเปกตรัมต่อเนื่องในโคโรนาชั้นในสังเกตเห็นเส้นการแผ่รังสีที่สว่างซึ่งความเข้มจะลดลงตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ ไม่สามารถหาเส้นเหล่านี้ส่วนใหญ่ได้ในสเปกตรัมของห้องปฏิบัติการ เส้น Fraunhofer ของสเปกตรัมสุริยะพบได้ในโคโรนาชั้นนอก ซึ่งแตกต่างจากเส้นสเปกตรัมแสงในความเข้มของสารตกค้างที่ค่อนข้างมากกว่า

การแผ่รังสีของโคโรนามีโพลาไรซ์ และที่ระยะห่างประมาณ 0.5 Rจากขอบของดวงอาทิตย์ โพลาไรซ์จะเพิ่มขึ้นเป็นประมาณ 50% และในระยะทางไกลก็จะลดลงอีกครั้ง__

การแผ่รังสีของโคโรนาเป็นแสงที่กระจัดกระจายของโฟโตสเฟียร์ และโพลาไรเซชันของรังสีนี้ทำให้สามารถสร้างลักษณะของอนุภาคที่เกิดการกระเจิงได้ ซึ่งเป็นอิเล็กตรอนอิสระ

การปรากฏตัวของอิเล็กตรอนอิสระเหล่านี้เกิดจากการแตกตัวเป็นไอออนของสสารเท่านั้น อย่างไรก็ตาม โดยทั่วไป ก๊าซไอออไนซ์ (พลาสมา) จะต้องเป็นกลาง ดังนั้นความเข้มข้นของไอออนในโคโรนาจึงต้องสอดคล้องกับความเข้มข้นของอิเล็กตรอนด้วย

เส้นการปล่อยของโคโรนาสุริยะเป็นขององค์ประกอบทางเคมีธรรมดา แต่อยู่ในขั้นตอนที่สูงมากของการแตกตัวเป็นไอออน เส้นโคโรนัลสีเขียวที่เข้มที่สุดที่มีความยาวคลื่น 5303 Å ถูกปล่อยออกมาจากไอออน Fe XIV อะตอมของเหล็กขาดอิเล็กตรอน 13 ตัว เส้นที่รุนแรงอีกเส้นหนึ่งคือ เส้นโคโรนัลสีแดง (6374 Å) เป็นของอะตอมของเหล็กไอออไนซ์เก้าเท่า Fe X เส้นการปล่อยที่เหลือจะถูกระบุด้วย Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII, Ca XV , Ar คนอื่นๆ

ดังนั้น โคโรนาสุริยะจึงเป็นพลาสมาที่หายากซึ่งมีอุณหภูมิประมาณหนึ่งล้านเคลวิน

แสงราศีและแสงสะท้อน

นอกจากนี้ยังสามารถสังเกตการเรืองแสงที่คล้ายกับ "โคโรนาปลอม" ได้ในระยะทางไกลจากดวงอาทิตย์ใน

รูปแบบของแสงจักรราศี

แสงจักรราศีจะสังเกตเห็นในคืนที่มืดมิดไร้ดวงจันทร์ในฤดูใบไม้ผลิและฤดูใบไม้ร่วงในละติจูดใต้ในไม่ช้า

หลังพระอาทิตย์ตกหรือก่อนพระอาทิตย์ขึ้นไม่นาน ในเวลานี้สุริยุปราคาสูงขึ้นเหนือขอบฟ้าและแถบสว่างที่วิ่งไปตามนั้นจะเห็นได้ชัดเจน ในขณะที่คุณเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ซึ่งอยู่ใต้เส้นขอบฟ้า แสงจะส่องสว่างมากขึ้น และแถบจะขยายออกจนเป็นรูปสามเหลี่ยม ความสว่างจะค่อยๆ ลดลงตามระยะห่างที่เพิ่มขึ้นจากดวงอาทิตย์

ในบริเวณท้องฟ้าตรงข้ามกับดวงอาทิตย์ ความสว่างของแสงจากจักรราศีจะเพิ่มขึ้นเล็กน้อย ทำให้เกิดจุดพร่ามัวเป็นวงรีที่มีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 10º ซึ่งเรียกว่าแสงย้อน เคาเตอร์ไชน์

เนื่องจากการสะท้อนกลับ แสงแดดจากฝุ่นอวกาศ

ลมแดด

โคโรนาสุริยะมีการขยายแบบไดนามิกไกลเกินกว่าวงโคจรของโลกจนถึงระยะทาง 100 AU

จากโคโรนาสุริยะมีพลาสมาไหลออกอย่างต่อเนื่องในอัตราที่ค่อยๆ เพิ่มขึ้นตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ การขยายตัวของโคโรนาสุริยะไปสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์นี้เรียกว่าลมสุริยะ

เนื่องจากลมสุริยะ ดวงอาทิตย์สูญเสียสสารประมาณ 1 ล้านตันต่อวินาที ลมสุริยะประกอบด้วยอิเล็กตรอน โปรตอน และนิวเคลียสฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่ (อนุภาคแอลฟา) นิวเคลียสขององค์ประกอบอื่นๆ และอนุภาคที่เป็นกลางมีอยู่ในปริมาณที่น้อยมาก

ลมสุริยะ (กระแสของอนุภาค - โปรตอน อิเล็กตรอน ฯลฯ) มักสับสนกับผลกระทบของแรงดันแสงแดด (กระแสของโฟตอน) ปัจจุบันความดันแสงแดดมากกว่าแรงดันลมสุริยะหลายพันเท่า หางของดาวหางซึ่งมักจะชี้ออกจากดวงอาทิตย์ก็เกิดขึ้นจากแรงกดของแสงเช่นกัน ไม่ใช่ลมสุริยะ

38. การก่อตัวที่กระฉับกระเฉงในบรรยากาศสุริยะ: จุด, คบเพลิง, ตกตะกอน, เปลวไฟโครโมสเฟียร์, ความโดดเด่น วัฏจักรของกิจกรรมแสงอาทิตย์

การก่อตัวของแอคทีฟในบรรยากาศสุริยะ

ในบางครั้ง การก่อตัวที่เปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วปรากฏขึ้นในชั้นบรรยากาศสุริยะ ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากบริเวณที่ไม่ถูกรบกวนโดยรอบ คุณสมบัติและโครงสร้างที่ไม่เปลี่ยนแปลงเลยหรือเกือบตลอดเวลา ในโฟโตสเฟียร์ โครโมสเฟียร์ และโคโรนา การแสดงปฏิกิริยาของกิจกรรมสุริยะนั้นแตกต่างกันมาก อย่างไรก็ตาม พวกเขาทั้งหมดมีสาเหตุร่วมกัน เหตุผลดังกล่าวคือสนามแม่เหล็กเสมอ

มีอยู่ในภูมิภาคที่ใช้งาน

ยังไม่ทราบที่มาและสาเหตุของการเปลี่ยนแปลงของสนามแม่เหล็กบนดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็กสามารถกระจุกตัวอยู่ในชั้นของดวงอาทิตย์บางชั้น (เช่น ที่ฐานของโซนพาความร้อน) และการปรับปรุงสนามแม่เหล็กเป็นระยะๆ อาจเกิดจากแรงกระตุ้นเพิ่มเติมของกระแสในพลาสมาของโซลาร์เซลล์

ปรากฏการณ์ที่พบบ่อยที่สุดของกิจกรรมแสงอาทิตย์ ได้แก่ จุด คบไฟ ตกตะกอน และความโดดเด่น

จุดบอดบนดวงอาทิตย์

ปรากฏการณ์ที่เป็นที่รู้จักมากที่สุดของกิจกรรมแสงอาทิตย์คือจุดดับบนดวงอาทิตย์ ซึ่งมักเกิดขึ้นทั้งกลุ่ม

จุดบอดบนดวงอาทิตย์ปรากฏเป็นรูพรุนเล็กๆ แทบจะไม่สามารถแยกแยะได้จากช่องว่างที่มืดระหว่างแกรนูล หนึ่งวันต่อมา รูขุมขนจะพัฒนาเป็นจุดมืดทรงกลมที่มีขอบแหลมคม เส้นผ่านศูนย์กลางจะค่อยๆ เพิ่มขึ้นเป็นขนาดหลายหมื่นกิโลเมตร ปรากฏการณ์นี้มาพร้อมกับความแรงของสนามแม่เหล็กที่เพิ่มขึ้นทีละน้อยซึ่งในใจกลางของจุดขนาดใหญ่ถึงหลายพัน oersteds ขนาดของสนามแม่เหล็กหาได้จากการแยกเส้นสเปกตรัมของซีมัน

บางครั้งมีจุดเล็กๆ หลายจุดภายในพื้นที่เล็กๆ ที่ขนานกับเส้นศูนย์สูตร - กลุ่มของจุด จุดที่แยกจากกันส่วนใหญ่ปรากฏบนขอบด้านตะวันตกและด้านตะวันออกของภูมิภาค โดยที่ด้านล่างของจุดมีการพัฒนาอย่างแข็งแกร่งกว่าจุดอื่นๆ - จุดนำ (ตะวันตก) และส่วนท้าย (ด้านตะวันออก) สนามแม่เหล็กของจุดหลักทั้งสองจุดและจุดเล็กที่อยู่ติดกันมักจะมีขั้วตรงข้ามกัน ดังนั้นกลุ่มของจุดดังกล่าวจึงเรียกว่าไบโพลาร์

3-4 วันหลังจากการปรากฏตัวของจุดขนาดใหญ่มีเงามัวสีเข้มน้อยกว่าปรากฏขึ้นรอบตัวซึ่งมีโครงสร้างเป็นแนวรัศมี เงามัวล้อมรอบส่วนตรงกลางของจุดที่เรียกว่าเงา

เมื่อเวลาผ่านไป พื้นที่กลุ่มหนึ่งจะค่อยๆ เพิ่มขึ้นจนสูงสุด

ค่าในวันที่สิบ หลังจากนี้ จุดเริ่มค่อยๆ ลดลงและหายไป โดยเริ่มจากจุดที่เล็กที่สุด ตามด้วยจุดหาง (ก่อนหน้านี้แยกออกเป็นหลายจุด) และสุดท้ายเป็นจุดชั้นนำ

โดยทั่วไป กระบวนการทั้งหมดนี้ใช้เวลาประมาณสองเดือน แต่จุดบอดบนดวงอาทิตย์หลายกลุ่มไม่มีเวลา

ผ่านขั้นตอนที่อธิบายไว้ทั้งหมดและหายไปก่อนหน้านี้

ส่วนกลางของจุดนั้นจะปรากฏเป็นสีดำเท่านั้น เนื่องจากโฟโตสเฟียร์มีความสว่างสูง อันที่จริงอยู่ตรงกลาง

ความสว่างของจุดนั้นมีขนาดน้อยกว่า และความสว่างของเงามัวจะอยู่ที่ประมาณ 3/4 ของความสว่างของโฟโตสเฟียร์ ตามกฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์ หมายความว่าอุณหภูมิในจุดนั้นต่ำกว่าในโฟโตสเฟียร์ 2-2.5 พัน K

อุณหภูมิที่ลดลงในจุดนั้นอธิบายโดยอิทธิพลของสนามแม่เหล็กต่อการพาความร้อน สนามแม่เหล็กแรงสูงจะชะลอการเคลื่อนที่ของสสารที่เกิดขึ้นข้ามเส้นแรง ดังนั้นในเขตพาความร้อนใต้จุดบอดบนดวงอาทิตย์ การไหลเวียนของก๊าซจะลดลง ซึ่งจะถ่ายเทพลังงานส่วนสำคัญจากความลึกสู่ภายนอก ด้วยเหตุนี้ อุณหภูมิจุดจึงต่ำกว่าในโฟโตสเฟียร์ที่ไม่รบกวน

ความเข้มข้นสูงของสนามแม่เหล็กในเงาของจุดนำและจุดหางแสดงว่าส่วนหลักของฟลักซ์แม่เหล็กของบริเวณแอคทีฟบนดวงอาทิตย์นั้นล้อมรอบอยู่ในท่อขนาดยักษ์ของเส้นสนามที่โผล่ออกมาจากเงาของจุดขั้วโลกเหนือ และกลับเข้าสู่จุดขั้วโลกใต้

อย่างไรก็ตาม เนื่องจากพลาสม่าพลังงานแสงอาทิตย์มีค่าการนำไฟฟ้าสูงและปรากฏการณ์การเหนี่ยวนำตัวเอง สนามแม่เหล็กที่มีความแรงหลายพัน oersted จึงไม่ปรากฏขึ้นหรือหายไปภายในสองสามวัน ซึ่งสอดคล้องกับเวลาของการปรากฏและการสลายตัวของกลุ่ม ของจุด

ดังนั้นจึงสามารถสันนิษฐานได้ว่าหลอดแม่เหล็กอยู่ที่ไหนสักแห่งในเขตพาความร้อนและการก่อตัวของกลุ่มจุดบอดบนดวงอาทิตย์นั้นสัมพันธ์กับการเกิดขึ้นของหลอดดังกล่าว

คบเพลิง

ในบริเวณที่ไม่ถูกรบกวนของโฟโตสเฟียร์มีเพียงสนามแม่เหล็กทั่วไปของดวงอาทิตย์ซึ่งมีความแข็งแกร่งประมาณ 1 Oe ในบริเวณที่มีการเคลื่อนไหวความเข้มของสนามแม่เหล็กจะเพิ่มขึ้นหลายร้อยหรือหลายพันครั้ง

การเพิ่มขึ้นเล็กน้อยในสนามแม่เหล็กที่สูงถึงระดับสิบและหลายร้อย Oe นั้นมาพร้อมกับการปรากฎในโฟโตสเฟียร์ของบริเวณที่สว่างกว่า ซึ่งเรียกว่าคบเพลิง โดยรวมแล้ว faculae สามารถครอบครองส่วนสำคัญของพื้นผิวที่มองเห็นทั้งหมดของดวงอาทิตย์ได้ มีลักษณะเฉพาะด้วยโครงสร้างที่ละเอียดและประกอบด้วยเส้นจำนวนมาก จุดสว่าง และก้อนเนื้อ - เม็ดคบเพลิง

Faculae สามารถมองเห็นได้ดีที่สุดที่ขอบของจานสุริยะ (ในที่นี้ความเปรียบต่างของพวกมันกับโฟโตสเฟียร์อยู่ที่ประมาณ 10%) ในขณะที่ตรงกลางนั้นแทบจะมองไม่เห็นเลย ซึ่งหมายความว่าในบางระดับของโฟโตสเฟียร์ ขนนกจะร้อนกว่าบริเวณที่ไม่ถูกรบกวนที่อยู่ใกล้เคียง 200–300 K และโดยรวมแล้วจะยื่นออกมาเหนือระดับเล็กน้อย

โฟโตสเฟียร์ที่ไม่รบกวน

การเกิดขึ้นของคบเพลิงเกี่ยวข้องกับคุณสมบัติที่สำคัญของสนามแม่เหล็ก - เพื่อป้องกันการเคลื่อนที่ของสสารที่แตกตัวเป็นไอออนที่เกิดขึ้นข้ามเส้นแรง หากสนามแม่เหล็กมีพลังงานมากพอ มันก็จะ "ยอม" ให้สสารเคลื่อนที่ไปตามเส้นแรงเท่านั้น

สนามแม่เหล็กอ่อนในบริเวณขนนกไม่สามารถหยุดการเคลื่อนที่แบบพาความร้อนที่ค่อนข้างทรงพลังได้ อย่างไรก็ตาม มันสามารถทำให้พวกเขามีอักขระที่ถูกต้องมากขึ้น โดยปกติ องค์ประกอบของการพาความร้อนแต่ละอย่าง นอกเหนือไปจากการขึ้นหรือลงทั่วไปในแนวตั้ง จะทำให้เกิดการเคลื่อนไหวแบบสุ่มเล็กๆ ในระนาบแนวนอน การเคลื่อนไหวเหล่านี้ซึ่งทำให้เกิดแรงเสียดทานระหว่างองค์ประกอบของการพาความร้อนแต่ละอย่าง ถูกรบกวนโดยสนามแม่เหล็กที่มีอยู่ในบริเวณขนนก ซึ่งเอื้อต่อการพาความร้อนและช่วยให้ก๊าซร้อนเพิ่มสูงขึ้นและมีการไหลของพลังงานมากขึ้น ดังนั้น ลักษณะของขนนกจึงสัมพันธ์กับการพาความร้อนที่เพิ่มขึ้นซึ่งเกิดจากสนามแม่เหล็กอ่อน

คบเพลิงเป็นรูปแบบที่ค่อนข้างเสถียร พวกเขาสามารถอยู่ได้โดยไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ เป็นเวลาหลายสัปดาห์หรือหลายเดือน

flocules

โครโมสเฟียร์เหนือจุดและขนนกจะเพิ่มความสว่าง และความแตกต่างระหว่างโครโมสเฟียร์ที่ถูกรบกวนและไม่ถูกรบกวนจะเพิ่มขึ้นตามความสูง บริเวณที่สว่างกว่าของโครโมสเฟียร์เหล่านี้เรียกว่า flocculi การเพิ่มความสว่างของโครโมสเฟียร์เมื่อเปรียบเทียบกับโครโมสเฟียร์ที่ไม่ถูกรบกวนโดยรอบไม่ได้ให้เหตุผลในการกำหนดอุณหภูมิของมัน เนื่องจากในโครโมสเฟียร์สเปกตรัมแบบต่อเนื่องที่แรร์และโปร่งใสมาก ความสัมพันธ์ระหว่างอุณหภูมิและการแผ่รังสีไม่เป็นไปตามพลังค์และสเตฟาน– กฎหมายของ Boltzmann

การเพิ่มความสว่างของตะกอนในส่วนกลางสามารถอธิบายได้ด้วยความหนาแน่นของสสารในโครโมสเฟียร์เพิ่มขึ้นสามถึงห้าเท่าที่อุณหภูมิเกือบคงที่หรือเพิ่มขึ้นเล็กน้อย เปลวสุริยะ

ในโครโมสเฟียร์และโคโรนา ส่วนใหญ่มักจะอยู่ในพื้นที่เล็ก ๆ ระหว่างจุดที่พัฒนา โดยเฉพาะอย่างยิ่งใกล้กับขอบเขตขั้วของสนามแม่เหล็กแรงสูง สังเกตการสำแดงของกิจกรรมสุริยะที่มีพลังและกำลังพัฒนาอย่างรวดเร็วที่สุด ที่เรียกว่าเปลวสุริยะ

เมื่อเริ่มใช้แฟลช ความสว่างของก้อนแสงก้อนหนึ่งของก้อนขนจะโตขึ้นอย่างกะทันหัน บ่อยครั้งในเวลาน้อยกว่าหนึ่งนาที รังสีรุนแรงแพร่กระจายไปตามเชือกยาวหรือท่วมพื้นที่ทั้งหมดเป็นระยะทางหลายหมื่นกิโลเมตร

ในบริเวณที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม การเรืองแสงจะเพิ่มขึ้นส่วนใหญ่ในเส้นสเปกตรัมของไฮโดรเจน แคลเซียมที่แตกตัวเป็นไอออน และโลหะอื่นๆ ระดับของคอนตินิวอัมก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน บางครั้งรุนแรงมากจนมองเห็นแฟลชในแสงสีขาวตัดกับแบ็คกราวด์ของโฟโตสเฟียร์ ควบคู่ไปกับรังสีที่มองเห็นได้ ความเข้มของรังสี UV และรังสีเอกซ์ ตลอดจนพลังของการปล่อยคลื่นวิทยุสุริยะ เพิ่มขึ้นอย่างมาก

ในระหว่างการลุกเป็นไฟ เส้นสเปกตรัมของรังสีเอกซ์ที่มีความยาวคลื่นสั้นที่สุด (กล่าวคือ เส้นสเปกตรัมที่ "แข็งที่สุด") และแม้กระทั่งในบางกรณีก็สังเกตเห็นการแผ่รังสี γ การระเบิดของรังสีประเภทนี้ทั้งหมดเกิดขึ้นในไม่กี่นาที หลังจากถึงระดับสูงสุด ระดับการแผ่รังสีจะค่อยๆ ลดลงเป็นเวลาหลายสิบนาที

ปรากฏการณ์ทั้งหมดนี้อธิบายได้ด้วยการปล่อยตัว จำนวนมากพลังงานของพลาสมาที่ไม่เสถียรซึ่งอยู่ในบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกัน อันเป็นผลมาจากการทำงานร่วมกันของสนามแม่เหล็กและพลาสมา ส่วนสำคัญของพลังงานของสนามแม่เหล็กจะถูกแปลงเป็นความร้อน ให้ความร้อนแก่แก๊สจนถึงอุณหภูมิหลายสิบเคลวิน และยังใช้เพื่อเร่งเมฆพลาสมา

พร้อมกันกับการเร่งความเร็วของเมฆพลาสมาขนาดมหึมา การเคลื่อนที่สัมพัทธ์ของพลาสมาและสนามแม่เหล็กนำไปสู่การเร่งอนุภาคแต่ละตัวให้มีพลังงานสูง: อิเล็กตรอนสูงถึงสิบ keV และโปรตอนสูงถึงสิบ MeV

การไหลของอนุภาคสุริยะดังกล่าวมีผลกระทบอย่างมากต่อชั้นบนของชั้นบรรยากาศของโลกและสนามแม่เหล็ก

ความโดดเด่น

การก่อตัวเชิงรุกที่สังเกตพบในโคโรนามีความโดดเด่น เมื่อเปรียบเทียบกับพลาสมาที่อยู่รอบๆ เมฆเหล่านี้ เมฆเหล่านี้หนาแน่นกว่าและ "เย็น" ซึ่งเรืองแสงในเส้นสเปกตรัมเดียวกับโครโมสเฟียร์โดยประมาณ

ความโดดเด่นมาในหลากหลายรูปทรงและขนาด ส่วนใหญ่มักจะก่อตัวเป็นแนวยาวและแบนมากซึ่งเกือบจะตั้งฉากกับพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ดังนั้นเมื่อฉายลงบนจานสุริยะ ความโดดเด่นจึงดูเหมือนเส้นใยโค้ง

ความโดดเด่นคือการก่อตัวที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในชั้นบรรยากาศสุริยะ โดยมีความยาวถึงหลายแสนกิโลเมตร แม้ว่าความกว้างจะไม่เกิน 6,000–10,000 กม. ส่วนล่างของพวกมันรวมกับโครโมสเฟียร์ในขณะที่ส่วนบนยาวหลายหมื่นกิโลเมตร อย่างไรก็ตาม มีความโดดเด่นและมีขนาดที่ใหญ่กว่ามาก

การแลกเปลี่ยนสสารระหว่างโครโมสเฟียร์และโคโรนาเกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องผ่านความโดดเด่น นี่เป็นหลักฐานจากการเคลื่อนไหวที่สังเกตได้บ่อยของทั้งจุดสังเกตเองและส่วนต่างๆ ของจุดสังเกต เกิดขึ้นที่ความเร็วหลายสิบและหลายร้อยกิโลเมตร/วินาที

การเกิดขึ้น การพัฒนา และการเคลื่อนที่ของจุดสังเกตมีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับวิวัฒนาการของกลุ่มจุดบอดบนดวงอาทิตย์ ในระยะแรกของการพัฒนาบริเวณที่มีจุดบอดบนดวงอาทิตย์ อายุสั้นและเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็ว

ความโดดเด่นใกล้จุดบอดบนดวงอาทิตย์ ในระยะหลัง ความเด่นเงียบที่มั่นคงเกิดขึ้น โดยปราศจากการเปลี่ยนแปลงที่เห็นได้ชัดเจนเป็นเวลาหลายสัปดาห์หรือหลายเดือน หลังจากนั้นขั้นตอนของการกระตุ้นความโดดเด่นอาจเริ่มต้นขึ้นโดยฉับพลัน ซึ่งปรากฏให้เห็นในการเกิดการเคลื่อนไหวที่รุนแรง การขับสสารเข้าสู่โคโรนา และ ลักษณะที่ปรากฏของการปะทุที่เคลื่อนไหวอย่างรวดเร็ว

ลักษณะที่ปะทุหรือปะทุคล้ายน้ำพุขนาดใหญ่ ซึ่งสูงถึง 1.7 ล้านกม. เหนือพื้นผิวดวงอาทิตย์ การเคลื่อนที่ของกระจุกของสสารนั้นรวดเร็ว ระเบิดด้วยความเร็วหลายร้อยกิโลเมตร/วินาทีและเปลี่ยนรูปร่างอย่างรวดเร็ว เมื่อความสูงเพิ่มขึ้น ความโดดเด่นจะลดลงและกระจายไป ในบางจุดสังเกตการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วของความเร็วในการเคลื่อนที่ของแต่ละพวง ความโดดเด่นของการปะทุนั้นมีอายุสั้น

กิจกรรมพลังงานแสงอาทิตย์

การก่อตัวเชิงรุกที่พิจารณาแล้วทั้งหมดในบรรยากาศสุริยะนั้นสัมพันธ์กันอย่างใกล้ชิด

การปรากฏตัวของ faculae และ floccules มักจะมาก่อนการปรากฏตัวของจุด

เปลวไฟเกิดขึ้นในช่วงการเติบโตอย่างรวดเร็วของกลุ่มจุดดับบนดวงอาทิตย์หรือเป็นผลมาจากการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงที่เกิดขึ้นในตัวมัน

ในเวลาเดียวกันความโดดเด่นก็ปรากฏขึ้นซึ่งมักจะยังคงมีอยู่เป็นเวลานานหลังจากการล่มสลายของภูมิภาคที่ใช้งานอยู่

จำนวนรวมของกิจกรรมสุริยะทั้งหมดที่เกี่ยวข้องกับพื้นที่ที่กำหนดของบรรยากาศและการพัฒนาในช่วงเวลาหนึ่งเรียกว่าศูนย์กลางของกิจกรรมสุริยะ

จำนวนจุดดับบนดวงอาทิตย์และปรากฏการณ์อื่น ๆ ของกิจกรรมสุริยะที่เกี่ยวข้องกับจุดเหล่านี้เปลี่ยนแปลงเป็นระยะ ช่วงเวลาที่จำนวนศูนย์กิจกรรมมากที่สุดเรียกว่ากิจกรรมสุริยะสูงสุด และเมื่อไม่มีหรือแทบไม่มีเลย จะเรียกว่าต่ำสุด

เป็นการวัดระดับของกิจกรรมสุริยะที่เรียกว่า ตัวเลขหมาป่าเป็นสัดส่วนกับผลรวมของจำนวนจุดทั้งหมด ฉและสิบเท่าของจำนวนหมู่ของพวกเขา g: W= k(ฉ+ 10g).

ปัจจัยสัดส่วน kขึ้นอยู่กับกำลังของเครื่องมือที่ใช้ โดยปกติ ตัวเลขหมาป่าจะเฉลี่ย (เช่น ในช่วงหลายเดือนหรือหลายปี) และกราฟของการพึ่งพากิจกรรมแสงอาทิตย์บน

กราฟแสดงกิจกรรมแสงอาทิตย์แสดงให้เห็นว่าค่าสูงสุดและค่าต่ำสุดสลับกันโดยเฉลี่ยทุกๆ 11 ปี แม้ว่าช่วงเวลาระหว่างค่าสูงสุดที่ต่อเนื่องกันแต่ละค่าจะสามารถทำได้

ช่วงอายุ 7 ถึง 17 ปี

ในช่วงระยะเวลาขั้นต่ำ ตามกฎแล้วจะไม่มีจุดบอดบนดวงอาทิตย์เลยในบางครั้ง จากนั้นพวกมันก็เริ่มปรากฏห่างจากเส้นศูนย์สูตร ประมาณที่ละติจูด ±35° ในอนาคตโซนจุดก่อตัวจะค่อยๆ เคลื่อนลงมาสู่เส้นศูนย์สูตร อย่างไรก็ตาม ในบริเวณที่อยู่ห่างจากเส้นศูนย์สูตรน้อยกว่า 8° จุดนั้นหายากมาก

ลักษณะสำคัญของวัฏจักรกิจกรรมสุริยะคือกฎของการเปลี่ยนแปลงขั้วแม่เหล็กของจุด ในแต่ละรอบ 11 ปี จุดนำของกลุ่มไบโพลาร์ทั้งหมดจะมีขั้วบางส่วนในซีกโลกเหนือและทางใต้มีขั้วตรงข้าม เช่นเดียวกับ tailspots โดยที่ขั้วอยู่ตรงข้ามกับจุดนำหน้าเสมอ ในรอบถัดไป ขั้วของจุดนำและจุดท้ายจะกลับด้าน ในเวลาเดียวกันขั้วของสนามแม่เหล็กทั่วไปของดวงอาทิตย์ก็เปลี่ยนไปเช่นกันซึ่งขั้วนั้นตั้งอยู่ใกล้กับขั้วของการหมุน

ลักษณะอื่นๆ อีกหลายอย่างมีวัฏจักรสิบเอ็ดปีเช่นกัน: เศษส่วนของพื้นที่สุริยะที่ถูกครอบครองโดย faculae และ flocculi, ความถี่ของแสงแฟลร์, จำนวนที่โดดเด่น, เช่นเดียวกับรูปร่างของโคโรนาและ

พลังงานลมสุริยะ

วัฏจักรของกิจกรรมสุริยะเป็นหนึ่งในปัญหาที่สำคัญที่สุดของฟิสิกส์สุริยะสมัยใหม่ ซึ่งยังไม่ได้รับการแก้ไขอย่างสมบูรณ์

คำถามเกี่ยวกับโปรแกรม:

องค์ประกอบทางเคมีของบรรยากาศสุริยะ

การหมุนของดวงอาทิตย์;

ความมืดของดิสก์สุริยะถึงขอบ

ชั้นบรรยากาศชั้นนอก: โครโมสเฟียร์และโคโรนา;

รังสีวิทยุและรังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์

สรุป:

องค์ประกอบทางเคมีของบรรยากาศสุริยะ

ในบริเวณที่มองเห็นได้ รังสีดวงอาทิตย์มีสเปกตรัมต่อเนื่อง ซึ่งเส้นดูดกลืนความมืดหลายหมื่นเส้นเรียกว่า ฟรอนโฮเฟอร์. สเปกตรัมที่ต่อเนื่องไปถึงความเข้มข้นสูงสุดในส่วนสีน้ำเงิน-เขียว ที่ความยาวคลื่น 4300 - 5000 A ความเข้มของสเปกตรัมจะลดลงทั้งสองด้านของค่าสูงสุด

การสังเกตการณ์นอกบรรยากาศแสดงให้เห็นว่าดวงอาทิตย์แผ่รังสีเข้าไปในบริเวณความยาวคลื่นสั้นและยาวที่มองไม่เห็นของสเปกตรัม ในบริเวณความยาวคลื่นที่สั้นกว่า สเปกตรัมจะเปลี่ยนแปลงไปอย่างมาก ความเข้มของสเปกตรัมต่อเนื่องลดลงอย่างรวดเร็ว และเส้น Fraunhofer สีเข้มจะถูกแทนที่ด้วยเส้นการปล่อย

เส้นที่เข้มที่สุดในสเปกตรัมสุริยะอยู่ในบริเวณอัลตราไวโอเลต นี่คือเส้นเรโซแนนซ์ของไฮโดรเจน L   ที่มีความยาวคลื่น 1216 A ในบริเวณที่มองเห็น เส้นเรโซแนนซ์ H และ K ของแคลเซียมแตกตัวเป็นไอออนจะเข้มข้นที่สุด พวกเขาตามมาอย่างเข้มข้นด้วยบรรทัดแรกของซีรีส์ Balmer ของไฮโดรเจน H  , H  , H  จากนั้นเส้นเรโซแนนซ์ของโซเดียม เส้นของแมกนีเซียม เหล็ก ไททาเนียม และองค์ประกอบอื่นๆ เส้นที่เหลือจำนวนมากจะถูกระบุด้วยสเปกตรัมขององค์ประกอบทางเคมีที่รู้จักประมาณ 70 ชนิดจากตารางของ D.I. เมนเดเลเยฟ. การปรากฏตัวของเส้นเหล่านี้ในสเปกตรัมสุริยะบ่งชี้ว่ามีองค์ประกอบที่เกี่ยวข้องในบรรยากาศสุริยะ การมีอยู่ของไฮโดรเจน ฮีเลียม ไนโตรเจน คาร์บอน ออกซิเจน แมกนีเซียม โซเดียม เหล็ก แคลเซียม และองค์ประกอบอื่นๆ บนดวงอาทิตย์

ไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบเด่นในดวงอาทิตย์ คิดเป็น 70% ของมวลดวงอาทิตย์ ถัดไปคือฮีเลียม - 29% ของมวล องค์ประกอบที่เหลือรวมกันมีสัดส่วนมากกว่า 1% เล็กน้อย

การหมุนของดวงอาทิตย์

การสังเกตรายละเอียดส่วนบุคคลบนจานสุริยะ เช่นเดียวกับการวัดการเปลี่ยนแปลงของเส้นสเปกตรัมที่จุดต่างๆ บ่งชี้การเคลื่อนที่ของสสารสุริยะรอบเส้นผ่านศูนย์กลางหนึ่งของดวงอาทิตย์ที่เรียกว่า แกนหมุนดวงอาทิตย์.

ระนาบที่เคลื่อนผ่านจุดศูนย์กลางของดวงอาทิตย์และตั้งฉากกับแกนหมุนเรียกว่าระนาบของเส้นศูนย์สูตรสุริยะ มันสร้างมุม 7 0 15 'กับระนาบสุริยุปราคาและข้ามพื้นผิวของดวงอาทิตย์ไปตามเส้นศูนย์สูตร มุมระหว่างระนาบของเส้นศูนย์สูตรกับรัศมีที่ลากจากจุดศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ไปยังจุดที่กำหนดบนพื้นผิวเรียกว่า ละติจูด heliographic.

ความเร็วเชิงมุมของการหมุนของดวงอาทิตย์ลดลงเมื่อเคลื่อนออกจากเส้นศูนย์สูตรและเข้าใกล้ขั้ว

โดยเฉลี่ย = 14º.4 - 2º.7 บาป 2 B โดยที่ B คือละติจูดของเฮลิกราฟิก ความเร็วเชิงมุมวัดโดยมุมการหมุนต่อวัน

คาบดาวฤกษ์ของบริเวณเส้นศูนย์สูตรคือ 25 วัน ใกล้ขั้วถึง 30 วัน เนื่องจากการหมุนของโลกรอบดวงอาทิตย์ การหมุนของโลกจึงดูช้าลงและเท่ากับ 27 และ 32 วันตามลำดับ (ช่วงเวลารวมกลุ่ม)

การทำให้ดิสก์สุริยะมืดลงที่ขอบ

โฟโตสเฟียร์เป็นส่วนหลักของชั้นบรรยากาศสุริยะซึ่งมีการแผ่รังสีที่มองเห็นได้ซึ่งมีลักษณะต่อเนื่อง ดังนั้นมันจึงแผ่พลังงานแสงอาทิตย์เกือบทั้งหมดที่มาหาเรา โฟโตสเฟียร์เป็นชั้นก๊าซบางๆ ยาวหลายร้อยกิโลเมตร ค่อนข้างทึบ โฟโตสเฟียร์จะมองเห็นได้เมื่อสังเกตดวงอาทิตย์โดยตรงด้วยแสงสีขาวเป็น "พื้นผิว" ที่เห็นได้ชัด

เมื่อสังเกตจานสุริยะจะสังเกตเห็นความมืดที่ขอบ เมื่อคุณเคลื่อนออกจากศูนย์กลาง ความสว่างจะลดลงอย่างรวดเร็ว เอฟเฟกต์นี้อธิบายได้จากข้อเท็จจริงที่ว่าในโฟโตสเฟียร์มีอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นพร้อมความลึก

จุดต่างๆ ของจานสุริยะแสดงลักษณะของมุม  ซึ่งประกอบเป็นแนวสายตากับค่าปกติกับพื้นผิวของดวงอาทิตย์ในสถานที่ที่พิจารณา ที่ศูนย์กลางของดิสก์ มุมนี้คือ 0 และแนวสายตาตรงกับรัศมีของดวงอาทิตย์ ที่ขอบ = 90 และแนวสายตาเลื่อนไปตามเส้นสัมผัสถึงชั้นของดวงอาทิตย์ การแผ่รังสีของชั้นก๊าซส่วนใหญ่มาจากระดับที่ระดับความลึกของแสง1 เมื่อแนวสายตาตัดผ่านชั้นของโฟโตสเฟียร์ในมุมกว้าง  ความลึกของการมองเห็น 1 จะไปถึงชั้นนอกสุดซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่า เป็นผลให้ความเข้มของรังสีจากขอบของจานสุริยะมีค่าน้อยกว่าความเข้มของการแผ่รังสีจากตรงกลาง

การลดความสว่างของจานสุริยะไปทางขอบในการประมาณครั้งแรกสามารถแสดงโดยสูตร:

ฉัน () = ฉัน 0 (1 - u + cos),

โดยที่ I () คือความสว่าง ณ จุดที่แนวสายตาทำมุม  กับค่าปกติ I 0 คือความสว่างของการแผ่รังสีจากศูนย์กลางของดิสก์ u เป็นปัจจัยสัดส่วนตามความยาวคลื่น

การสังเกตด้วยภาพถ่ายและภาพถ่ายของโฟโตสเฟียร์ทำให้สามารถตรวจจับโครงสร้างที่ดีได้ ซึ่งชวนให้นึกถึงเมฆคิวมูลัสที่เว้นระยะห่างอย่างใกล้ชิด การก่อตัวโค้งมนของแสงเรียกว่าแกรนูลและโครงสร้างทั้งหมดคือ แกรนูล. ขนาดเชิงมุมของแกรนูลนั้นไม่เกิน 1″ ของส่วนโค้งซึ่งสอดคล้องกับ 700 กม. เม็ดแต่ละเม็ดมีอยู่ประมาณ 5-10 นาที หลังจากนั้นจะสลายตัวและเกิดเม็ดใหม่ขึ้นแทนที่ เม็ดเล็ก ๆ ถูกล้อมรอบด้วยช่องว่างที่มืด ในแกรนูลสารจะเพิ่มขึ้นและตกอยู่รอบตัว ความเร็วของการเคลื่อนที่เหล่านี้คือ 1-2 กม./วินาที

แกรนูลคือการรวมตัวกันของโซนพาความร้อนที่อยู่ใต้โฟโตสเฟียร์ ในเขตพาความร้อน สารจะถูกผสมเนื่องจากการเพิ่มขึ้นและลดลงของมวลก๊าซแต่ละก้อน

สาเหตุของการพาความร้อนในชั้นนอกของดวงอาทิตย์เป็นสองกรณีที่สำคัญ ในอีกด้านหนึ่ง อุณหภูมิใต้โฟโตสเฟียร์โดยตรงจะเติบโตอย่างรวดเร็วในเชิงลึก และการแผ่รังสีไม่สามารถรับประกันการปลดปล่อยรังสีจากชั้นที่ร้อนลึกได้ ดังนั้นพลังงานจึงถูกถ่ายโอนโดยความไม่เท่าเทียมกันที่เคลื่อนที่ด้วยตัวมันเอง ในทางกลับกัน ความไม่เป็นเนื้อเดียวกันเหล่านี้กลายเป็นความหวงแหนหากก๊าซในพวกมันไม่สมบูรณ์แต่เพียงบางส่วนแตกตัวเป็นไอออนเท่านั้น

เมื่อผ่านไปยังชั้นล่างของโฟโตสเฟียร์ ก๊าซจะถูกทำให้เป็นกลางและไม่สามารถสร้างความไม่เป็นเนื้อเดียวกันที่เสถียรได้ ดังนั้นในส่วนบนสุดของเขตการพาความร้อนการเคลื่อนที่แบบพาความร้อนจะถูกยับยั้งและการพาความร้อนจะหยุดลงกะทันหัน ความผันผวนและการรบกวนในโฟโตสเฟียร์ทำให้เกิดคลื่นเสียง ชั้นนอกของโซนพาความร้อนเป็นตัวแทนของเรโซเนเตอร์ชนิดหนึ่งที่การสั่น 5 นาทีตื่นเต้นในรูปของคลื่นนิ่ง

ชั้นบรรยากาศสุริยะชั้นนอก: โครโมสเฟียร์และโคโรนา

ความหนาแน่นของสสารในโฟโตสเฟียร์จะลดลงอย่างรวดเร็วตามความสูง และชั้นนอกกลายเป็นหายากมาก ในชั้นนอกของโฟโตสเฟียร์ อุณหภูมิจะสูงถึง 4500 K และจากนั้นจะเริ่มสูงขึ้นอีกครั้ง อุณหภูมิเพิ่มขึ้นอย่างช้าๆ จนถึงหลายหมื่นองศา พร้อมกับไอออไนเซชันของไฮโดรเจนและฮีเลียม บรรยากาศส่วนนี้เรียกว่า โครโมสเฟียร์. ในชั้นบนของโครโมสเฟียร์ ความหนาแน่นของสสารถึง 10 -15 g/cm3 .

1 ซม. 3 ของชั้นโครโมสเฟียร์เหล่านี้มีอะตอมประมาณ 10 9 อะตอม แต่อุณหภูมิสูงขึ้นเป็นล้านองศา นี่คือจุดเริ่มต้นของบรรยากาศชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์ที่เรียกว่าโคโรนาสุริยะ สาเหตุของความร้อนที่ชั้นบรรยากาศนอกสุดของชั้นบรรยากาศสุริยะคือพลังงานของคลื่นเสียงที่เกิดขึ้นในชั้นโฟโตสเฟียร์ เมื่อขยายขึ้นไปในชั้นที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า คลื่นเหล่านี้จะเพิ่มแอมพลิจูดของพวกมันได้หลายกิโลเมตรและเปลี่ยนเป็นคลื่นกระแทก อันเป็นผลมาจากการปรากฏตัวของคลื่นกระแทกการกระจายของคลื่นเกิดขึ้นซึ่งเพิ่มความเร็วที่วุ่นวายของอนุภาคและอุณหภูมิสูงขึ้น

ความสว่างรวมของโครโมสเฟียร์น้อยกว่าความสว่างของโฟโตสเฟียร์หลายร้อยเท่า ดังนั้นในการสังเกตโครโมสเฟียร์จึงจำเป็นต้องใช้วิธีการพิเศษที่ทำให้สามารถแยกแยะการแผ่รังสีที่อ่อนแอออกจากฟลักซ์รังสีโฟโตสเฟียร์อันทรงพลัง ที่สุด วิธีที่สะดวกเป็นการสังเกตในช่วงสุริยุปราคา ความยาวของโครโมสเฟียร์คือ 12 - 15,000 กม.

เมื่อศึกษาภาพถ่ายของโครโมสเฟียร์จะมองเห็นความไม่เท่ากันซึ่งเล็กที่สุดเรียกว่า spicules. spicules มีรูปร่างเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า ยืดออกในแนวรัศมี มีความยาวหลายพันกิโลเมตรและหนาประมาณ 1,000 กิโลเมตร ที่ความเร็วหลายสิบกิโลเมตร/วินาที spicules เพิ่มขึ้นจากโครโมสเฟียร์ไปสู่โคโรนาและละลายในนั้น ผ่าน spicules การแลกเปลี่ยนสสารระหว่างโครโมสเฟียร์กับโคโรนาที่วางอยู่เกิดขึ้น spicules สร้างโครงสร้างขนาดใหญ่ที่เรียกว่า chromospheric network ซึ่งเกิดจากการเคลื่อนที่ของคลื่นซึ่งขับเคลื่อนโดยองค์ประกอบที่ใหญ่กว่าและลึกกว่ามากของเขตพาความร้อนใต้โฟโตสเฟียร์มากกว่าแกรนูล

มงกุฎมีความสว่างต่ำมาก จึงสามารถสังเกตได้เฉพาะในช่วงสุริยุปราคาเต็มระยะเท่านั้น ด้านนอกของสุริยุปราคาจะสังเกตได้โดยใช้ coronographs เม็ดมะยมไม่มีโครงร่างที่แหลมคมและมีรูปร่างที่ไม่สม่ำเสมอซึ่งเปลี่ยนแปลงอย่างมากเมื่อเวลาผ่านไป ส่วนที่สว่างที่สุดของโคโรนา ซึ่งไม่เกิน 0.2 - 0.3 รัศมีสุริยะห่างจากลิมบัส มักเรียกว่าโคโรนาชั้นใน และส่วนที่เหลือ ซึ่งเป็นส่วนที่ยื่นออกไปมาก คือ โคโรนาชั้นนอก ลักษณะสำคัญของโคโรนาคือโครงสร้างที่เปล่งประกาย รังสีมาในความยาวต่างๆ กัน รัศมีดวงอาทิตย์เป็นโหลหรือมากกว่า โคโรนาชั้นในอุดมไปด้วยรูปแบบโครงสร้างที่คล้ายกับส่วนโค้ง หมวกกันน๊อค เมฆแต่ละก้อน

รังสีโคโรนัลเป็นแสงที่กระจัดกระจายของโฟโตสเฟียร์ แสงนี้มีโพลาไรซ์สูง เฉพาะอิเล็กตรอนอิสระเท่านั้นที่สามารถทำให้เกิดโพลาไรซ์ได้ สารโคโรนา 1 ซม. 3 มีอิเล็กตรอนอิสระประมาณ 10 8 ตัว การปรากฏตัวของอิเล็กตรอนอิสระจำนวนดังกล่าวต้องเกิดจากการแตกตัวเป็นไอออน ซึ่งหมายความว่าในมงกุฎใน 1 ซม. 3 มีประมาณ 10 8 ไอออน ความเข้มข้นทั้งหมดของสารควรเป็น2 . 10 8 . โซลาร์โคโรนาเป็นพลาสมาที่หายากซึ่งมีอุณหภูมิประมาณหนึ่งล้านเคลวิน ผลที่ตามมาของอุณหภูมิสูงคือโคโรนาขนาดใหญ่ ความยาวของโคโรนานั้นมากกว่าความหนาของโฟโตสเฟียร์หลายร้อยเท่าและมีความยาวหลายแสนกิโลเมตร

รังสีวิทยุและรังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์

กับโคโรนาสุริยะนั้นโปร่งใสอย่างสมบูรณ์ต่อรังสีที่มองเห็นได้ แต่ส่งคลื่นวิทยุได้ไม่ดีซึ่งมีการดูดซับและการหักเหของแสงที่แข็งแกร่ง ที่ความยาวคลื่นเมตร อุณหภูมิความสว่างของโคโรนาถึงล้านองศา ที่ความยาวคลื่นสั้นลง จะลดลง นี่เป็นเพราะความลึกที่เพิ่มขึ้นจากการแผ่รังสีเนื่องจากคุณสมบัติการดูดซับของพลาสม่าลดลง

การปล่อยคลื่นวิทยุของโคโรนาสุริยะได้รับการตรวจสอบในระยะทางหลายสิบรัศมี สิ่งนี้เป็นไปได้เนื่องจากการที่ดวงอาทิตย์พัดผ่านแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่ทรงพลังทุกปี - เนบิวลาปูและโคโรนาสุริยะบดบังมัน การแผ่รังสีจากเนบิวลากระจัดกระจายในลักษณะที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกันของโคโรนา มีการปะทุของคลื่นวิทยุพลังงานแสงอาทิตย์ที่เกิดจากการสั่นของพลาสมาที่เกี่ยวข้องกับการเคลื่อนผ่านของรังสีคอสมิกผ่านมันระหว่างแสงแฟลร์ของโครโมสเฟียร์

รังสีเอกซ์ศึกษาโดยใช้กล้องโทรทรรศน์พิเศษที่ติดตั้งบนยานอวกาศ ภาพเอ็กซ์เรย์ของดวงอาทิตย์มีรูปร่างผิดปกติ มีจุดสว่างจำนวนมากและมีโครงสร้างที่ "ขาด" ใกล้กับแขนขาออปติคัลการเพิ่มขึ้นของความสว่างในรูปแบบของวงแหวนที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกันนั้นสังเกตได้ชัดเจน จุดสว่างโดยเฉพาะอย่างยิ่งจะสังเกตเห็นเหนือศูนย์กลางของกิจกรรมแสงอาทิตย์ ในพื้นที่ที่มีแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่ทรงพลังที่เดซิเมตรและความยาวคลื่นของเมตร ซึ่งหมายความว่ารังสีเอกซ์มีต้นกำเนิดมาจากโคโรนาสุริยะเป็นหลัก การสังเกตด้วยรังสีเอกซ์ของดวงอาทิตย์ทำให้สามารถศึกษารายละเอียดของโครงสร้างของโคโรนาสุริยะได้โดยตรงในการฉายภาพบนดิสก์สุริยะ ใกล้กับบริเวณสว่างของโคโรนาที่เรืองแสงเหนือจุดนั้น พบว่ามีบริเวณที่มืดเป็นวงกว้างซึ่งไม่เกี่ยวข้องกับการก่อตัวที่เห็นได้ชัดเจนในรังสีที่มองเห็นได้ เรียกว่า หลุมโคโรนาและเกี่ยวข้องกับพื้นที่ของบรรยากาศสุริยะซึ่งสนามแม่เหล็กไม่ก่อตัวเป็นวง รูโคโรนาลเป็นแหล่งขยายของลมสุริยะ พวกมันสามารถดำรงอยู่ได้หลายครั้งในการหมุนรอบดวงอาทิตย์ และทำให้เกิดปรากฏการณ์บนโลกเป็นระยะเวลา 27 วัน ซึ่งไวต่อการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์

คำถามทดสอบ:

ชนิดไหน องค์ประกอบทางเคมีครอบงำในชั้นบรรยากาศสุริยะ?

คุณจะเรียนรู้เกี่ยวกับองค์ประกอบทางเคมีของดวงอาทิตย์ได้อย่างไร?

ดวงอาทิตย์หมุนรอบแกนในช่วงเวลาใด

คาบการหมุนของบริเวณเส้นศูนย์สูตรและขั้วของดวงอาทิตย์ตรงกันหรือไม่?

โฟโตสเฟียร์สุริยะคืออะไร?

โครงสร้างของโฟโตสเฟียร์สุริยะคืออะไร?

อะไรทำให้เกิดความมืดของดิสก์สุริยะที่ขอบ?

แกรนูลคืออะไร?

โคโรนาสุริยะคืออะไร?

ความหนาแน่นของสสารในโคโรนาคืออะไร?

โครโมสเฟียร์ของดวงอาทิตย์คืออะไร?

spicules คืออะไร?

อุณหภูมิของโคโรนาคืออะไร?

อะไรอธิบายอุณหภูมิสูงของโคโรนา?

คุณสมบัติของการปล่อยคลื่นวิทยุจากดวงอาทิตย์คืออะไร?

ภูมิภาคใดของดวงอาทิตย์ที่รับผิดชอบในการผลิตรังสีเอกซ์

วรรณกรรม:

โคโนโนวิช อี.วี., โมรอซ วี. หลักสูตรดาราศาสตร์ทั่วไป M. บรรณาธิการ URSS, 2004

Galuzo I.V., Golubev V.A., ชิมบาเลฟ เอ.เอ. การวางแผนและวิธีการดำเนินการสอน ดาราศาสตร์ในชั้นประถมศึกษาปีที่ 11 มินสค์ หลีกเลี่ยง 2546.

วิปเปิ้ล เอฟแอล ครอบครัวซัน. ม. มีร์. พ.ศ. 2527

Shklovsky I.S. Stars: การเกิด ชีวิต และความตาย ม.วิทยาศาสตร์. พ.ศ. 2527

ดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางของร่างกาย ระบบสุริยะ- เป็นลูกพลาสม่าที่ร้อนจัด ดวงอาทิตย์เป็นดาวที่อยู่ใกล้โลกที่สุด แสงจากมันมาถึงเราใน 8 1/3 นาที ดวงอาทิตย์มีอิทธิพลต่อการก่อตัวของร่างกายทั้งหมดของระบบสุริยะอย่างเด็ดขาด และสร้างสภาวะที่นำไปสู่การเกิดขึ้นและการพัฒนาของสิ่งมีชีวิตบนโลก

รัศมีของดวงอาทิตย์คือ 109 เท่า และปริมาตรมากกว่ารัศมีและปริมาตรของโลกประมาณ 1,300,000 เท่าตามลำดับ มวลของดวงอาทิตย์ก็มากเช่นกัน มีมวลประมาณ 330,000 เท่าของโลก และเกือบ 750 เท่าของมวลรวมของดาวเคราะห์ที่เคลื่อนที่รอบโลก

ดวงอาทิตย์อาจมีต้นกำเนิดร่วมกับวัตถุอื่นๆ ของระบบสุริยะจากเนบิวลาก๊าซและฝุ่น เมื่อประมาณ 5 พันล้านปีก่อน ในตอนแรก สสารของดวงอาทิตย์ได้รับความร้อนอย่างแรงเนื่องจากการกดทับด้วยแรงโน้มถ่วง แต่ในไม่ช้า อุณหภูมิและความดันในส่วนลึกก็เพิ่มขึ้นอย่างมากจนปฏิกิริยานิวเคลียร์เริ่มเกิดขึ้นเองตามธรรมชาติ ด้วยเหตุนี้ อุณหภูมิในใจกลางของดวงอาทิตย์จึงสูงขึ้นอย่างมาก และความดันในลำไส้ก็เพิ่มขึ้นมากจนสามารถปรับสมดุลแรงโน้มถ่วงและหยุดการหดตัวของแรงโน้มถ่วงได้ นี่คือลักษณะที่โครงสร้างสมัยใหม่ของดวงอาทิตย์เกิดขึ้น โครงสร้างนี้ได้รับการสนับสนุนโดยการเปลี่ยนแปลงอย่างช้าๆ ของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมที่เกิดขึ้นในระดับความลึก ในช่วง 5 พันล้านปีของการดำรงอยู่ของดวงอาทิตย์ ไฮโดรเจนประมาณครึ่งหนึ่งในภาคกลางของมันได้กลายเป็นฮีเลียม ผลของกระบวนการนี้ ปริมาณพลังงานที่ดวงอาทิตย์แผ่ออกสู่อวกาศของโลกจึงถูกปล่อยออกมา

พลังงานรังสีของดวงอาทิตย์สูงมาก เท่ากับ 3.8?1020 เมกะวัตต์ เพียงส่วนเล็ก ๆ เท่านั้นที่มาถึงโลก พลังงานแสงอาทิตย์ซึ่งประมาณครึ่งพันล้าน รักษาบรรยากาศของโลกให้อยู่ในสถานะก๊าซ ให้ความร้อนแก่ดินและแหล่งน้ำอย่างต่อเนื่อง ให้พลังงานแก่ลมและน้ำตก และรับรองกิจกรรมที่สำคัญของสัตว์และพืช พลังงานแสงอาทิตย์บางส่วนถูกเก็บไว้ในลำไส้ของโลกในรูปของถ่านหิน น้ำมัน และแร่ธาตุอื่นๆ

ดวงอาทิตย์เป็นวัตถุสมมาตรทรงกลมในสภาวะสมดุล ทุกที่ในระยะเท่ากันจากศูนย์กลางของลูกบอลนี้ สภาพร่างกายจะเหมือนกัน แต่จะเปลี่ยนไปอย่างเห็นได้ชัดเมื่อเข้าใกล้ศูนย์กลาง ความหนาแน่นและความดันเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วในเชิงลึก โดยที่ก๊าซจะถูกบีบอัดอย่างแรงกว่าด้วยแรงดันที่อยู่เหนือชั้นที่อยู่เบื้องล่าง ดังนั้นอุณหภูมิก็สูงขึ้นเมื่อเข้าใกล้ศูนย์กลาง ขึ้นอยู่กับการเปลี่ยนแปลงของสภาพร่างกาย ดวงอาทิตย์สามารถแบ่งออกเป็นหลายชั้นที่มีศูนย์กลางและค่อยๆ เปลี่ยนเป็นกันและกัน

ที่ใจกลางของดวงอาทิตย์ อุณหภูมิอยู่ที่ 15 ล้านองศา และความกดอากาศสูงกว่าหลายแสนล้านชั้นบรรยากาศ ก๊าซถูกบีบอัดที่นี่ให้มีความหนาแน่นประมาณ 1.5x10 5 กก./ม. 3 พลังงานเกือบทั้งหมดของดวงอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นในพื้นที่ภาคกลางที่มีรัศมีประมาณ 1/3 ของดวงอาทิตย์ ผ่านชั้นต่างๆ ที่ล้อมรอบส่วนกลาง พลังงานนี้จะถูกถ่ายเทออกสู่ภายนอก มีเขตพาความร้อนตามรัศมีสามส่วนสุดท้าย สาเหตุของการผสม (การพาความร้อน) ในชั้นนอกของดวงอาทิตย์นั้นเหมือนกับในกาต้มน้ำเดือด: ปริมาณพลังงานที่มาจากเครื่องทำความร้อนนั้นมากกว่าพลังงานที่นำความร้อนออกไปมาก ดังนั้นสารจึงถูกบังคับให้เคลื่อนที่และเริ่มถ่ายเทความร้อนเอง

ชั้นของดวงอาทิตย์แทบจะมองไม่เห็น การมีอยู่ของพวกมันเป็นที่รู้จักจากการคำนวณทางทฤษฎีหรือบนพื้นฐานของข้อมูลทางอ้อม เหนือเขตพาความร้อนคือชั้นของดวงอาทิตย์ที่สังเกตได้โดยตรง เรียกว่าชั้นบรรยากาศ พวกเขาได้รับการศึกษาที่ดีกว่าเนื่องจากสามารถตัดสินคุณสมบัติของพวกมันจากการสังเกต

โครงสร้างภายในของดวงอาทิตย์เป็นชั้นๆ หรือเปลือกนอก มันถูกแยกออกเป็นทรงกลมหรือบริเวณต่างๆ ตรงกลางคือ แกนกลาง,แล้ว ภูมิภาคการถ่ายโอนพลังงานรังสี, ไกลออกไป เขตพาความร้อนและในที่สุดก็ บรรยากาศ. นักวิจัยจำนวนหนึ่งรวมถึงสามด้านภายนอก: โฟโตสเฟียร์ โครโมสเฟียร์ และโคโรนา. จริงอยู่ นักดาราศาสตร์คนอื่นๆ เรียกเฉพาะโครโมสเฟียร์และโคโรนากับบรรยากาศสุริยะ

แกน- ภาคกลางของดวงอาทิตย์จากเบื้องบน ความดันสูงและอุณหภูมิซึ่งทำให้มั่นใจถึงการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ พวกเขาปล่อยจำนวนมาก พลังงานแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงความยาวคลื่นที่สั้นมาก

ภูมิภาคการถ่ายโอนพลังงานรังสีตั้งอยู่เหนือแกนกลาง มันถูกสร้างขึ้นจากก๊าซที่มีอุณหภูมิสูงพิเศษแทบเคลื่อนที่ไม่ได้และมองไม่เห็น การถ่ายโอนพลังงานที่เกิดขึ้นในนิวเคลียสไปยัง ทรงกลมภายนอกดวงอาทิตย์ถูกพาออกไปในลักษณะรังสีโดยไม่มีก๊าซเคลื่อนที่ กระบวนการนี้ควรจะจินตนาการถึงสิ่งนี้ จากนิวเคลียสไปยังบริเวณที่มีการถ่ายโอนรังสี พลังงานจะเข้าสู่ช่วงคลื่นสั้นอย่างยิ่ง - รังสีแกมมา และปล่อยในรังสีเอกซ์ความยาวคลื่นที่ยาวกว่า ซึ่งสัมพันธ์กับการลดอุณหภูมิของแก๊สไปยังบริเวณรอบข้าง

ภาคหมุนเวียนอยู่เหนืออันก่อนหน้า มันยังเกิดขึ้นจากก๊าซร้อนที่มองไม่เห็นในสถานะการผสมแบบพาความร้อน เกิดจากตำแหน่งของภูมิภาคระหว่างสื่อทั้งสองซึ่งแตกต่างกันอย่างมากในความดันและอุณหภูมิที่มีอยู่ การถ่ายเทความร้อนจากภายในของดวงอาทิตย์ไปยังพื้นผิวเกิดขึ้นจากการเพิ่มขึ้นในท้องถิ่นของมวลอากาศที่มีความร้อนสูงภายใต้ความกดอากาศสูงไปยังขอบของดาวฤกษ์ ซึ่งอุณหภูมิของก๊าซจะต่ำลงและช่วงแสงของการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์เริ่มต้นขึ้น ความหนาของพื้นที่พาความร้อนอยู่ที่ประมาณ 1/10 ของรัศมีสุริยะ