Słońce to ogromna sfera gorących gazów, które wytwarzają kolosalną energię i światło i umożliwiają życie na Ziemi.
Ten obiekt niebieski jest największym i najbardziej masywnym w Układzie Słonecznym. Od Ziemi do niego odległość wynosi od 150 milionów kilometrów. Upał i światło słoneczne docierają do nas po około ośmiu minutach. Odległość ta nazywana jest również ośmioma minutami świetlnymi.
Gwiazda, która ogrzewa naszą Ziemię, składa się z kilku zewnętrznych warstw, takich jak fotosfera, chromosfera i korona słoneczna. Zewnętrzne warstwy atmosfery Słońca wytwarzają energię na powierzchni, która bąbelkuje i wystrzeliwuje z wnętrza gwiazdy i jest identyfikowana jako światło słoneczne.
Składniki zewnętrznej warstwy Słońca
Warstwa, którą widzimy, nazywa się fotosferą lub sferą światła. Fotosfera jest naznaczona jasnymi, wrzącymi granulkami plazmy i ciemniejszymi, chłodniejszymi plamami słonecznymi, które pojawiają się, gdy słoneczne pola magnetyczne rozrywają powierzchnię. Plamy pojawiają się i poruszają po tarczy Słońca. Obserwując ten ruch astronomowie doszli do wniosku, że nasza oprawa…obraca się wokół własnej osi. Ponieważ Słońce nie ma solidnej podstawy, różne regiony obracają się z różnymi prędkościami. Regiony równika wykonują pełne koło w około 24 dni, podczas gdy obrót biegunów może zająć ponad 30 dni (aby zakończyć obrót).
Co to jest fotosfera?
Fotosfera jest również źródłem rozbłysków słonecznych: płomieni, które rozciągają się setki tysięcy mil nad powierzchnią Słońca. Rozbłyski słoneczne wytwarzają rozbłyski promieniowania rentgenowskiego, ultrafioletowego, promieniowania elektromagnetycznego i fal radiowych. Źródłem promieniowania rentgenowskiego i radiowego jest bezpośrednio korona słoneczna.
Czym jest chromosfera?
Strefa otaczająca fotosferę, która jest zewnętrzną powłoką Słońca, nazywana jest chromosferą. Wąski obszar oddziela koronę od chromosfery. Temperatura gwałtownie wzrasta w obszarze przejściowym, od kilku tysięcy stopni w chromosferze do ponad miliona stopni w koronie. Chromosfera emituje czerwonawy blask, jak w wyniku spalania przegrzanego wodoru. Ale czerwoną obwódkę można zobaczyć tylko podczas zaćmienia. Innym razem światło z chromosfery jest na ogół zbyt słabe, aby było widoczne na jasnej fotosferze. Gęstość plazmy gwałtownie spada, przesuwając się w górę od chromosfery do korony przez obszar przejściowy.
Co to jest korona słoneczna? Opis
Astronomowie niestrudzenie badają tajemnicę korony słonecznej. Jaka ona jest?
To jest atmosfera Słońca lub jego zewnętrzna warstwa. Ta nazwa została nadana, ponieważże jego pojawienie się staje się widoczne, gdy nastąpi całkowite zaćmienie Słońca. Cząsteczki z korony rozchodzą się daleko w kosmos i faktycznie docierają na orbitę Ziemi. Kształt zależy głównie od pola magnetycznego. Swobodne elektrony w ruchu koronowym wzdłuż linii pola magnetycznego tworzą wiele różnych struktur. Kształty widoczne w koronie nad plamami słonecznymi często mają kształt podkowy, co dodatkowo potwierdza, że podążają za liniami pola magnetycznego. Z wierzchołka takich „łuków” mogą rozciągać się długie serpentyny, na odległość średnicy Słońca lub nawet większą, tak jakby jakiś proces wciągał materiał z wierzchołka łuków w przestrzeń. Wiąże się to z wiatrem słonecznym, który wieje na zewnątrz naszego Układu Słonecznego. Astronomowie nazwali takie zjawiska „serpentynowym hełmem” ze względu na ich podobieństwo do postrzępionych hełmów noszonych przez rycerzy i używanych przez niektórych niemieckich żołnierzy przed 1918 r.
Z czego zrobiona jest korona?
Materiał, z którego powstaje korona słoneczna, jest niezwykle gorący i składa się z rozrzedzonej plazmy. Temperatura wewnątrz korony wynosi ponad milion stopni, co jest zaskakująco dużo wyższa niż temperatura na powierzchni Słońca, która wynosi około 5500 °C. Ciśnienie i gęstość korony są znacznie niższe niż w ziemskiej atmosferze.
Obserwując widzialne widmo korony słonecznej, znaleziono jasne linie emisyjne na długościach fal, które nie odpowiadają znanym materiałom. W związku z tym astronomowie zasugerowali istnienie „koronu”jako główny gaz w koronie. Prawdziwa natura tego zjawiska pozostawała tajemnicą, dopóki nie odkryto, że gazy koronalne zostały przegrzane powyżej 1 000 000 °C. Przy tak wysokiej temperaturze dwa dominujące pierwiastki, wodór i hel, są całkowicie pozbawione swoich elektronów. Nawet drobne substancje, takie jak węgiel, azot i tlen, są rozkładane do gołych jąder. Tylko cięższe składniki (żelazo i wapń) są w stanie zatrzymać część swoich elektronów w tych temperaturach. Emisja tych silnie zjonizowanych pierwiastków, które tworzą linie widmowe, do niedawna pozostawała tajemnicą dla wczesnych astronomów.
Jasność i ciekawe fakty
Powierzchnia słoneczna jest zbyt jasna iz reguły jej słoneczna atmosfera jest niedostępna dla naszego wzroku, korona słoneczna również nie jest widoczna gołym okiem. Zewnętrzna warstwa atmosfery jest bardzo cienka i słaba, więc z Ziemi można ją zobaczyć tylko w czasie zaćmienia Słońca lub za pomocą specjalnego teleskopu koronografu, który symuluje zaćmienie, zakrywając jasny dysk słoneczny. Niektóre koronografy wykorzystują teleskopy naziemne, inne są wykonywane na satelitach.
Jasność korony słonecznej w promieniowaniu rentgenowskim wynika z jej ogromnej temperatury. Z drugiej strony fotosfera słoneczna emituje bardzo mało promieni rentgenowskich. Umożliwia to oglądanie korony w całym dysku Słońca, gdy obserwujemy ją w promieniach rentgenowskich. W tym celu stosuje się specjalną optykę, która pozwala zobaczyć prześwietlenia. WNa początku lat 70. pierwsza amerykańska stacja kosmiczna Skylab wykorzystywała teleskop rentgenowski, dzięki któremu korona słoneczna i plamy słoneczne lub dziury były wyraźnie widoczne po raz pierwszy. W ciągu ostatniej dekady dostarczono ogromną ilość informacji i obrazów dotyczących korony słonecznej. Z pomocą satelitów korona słoneczna staje się bardziej dostępna dla nowych i interesujących obserwacji Słońca, jego cech i dynamicznej natury.
Temperatura słoneczna
Chociaż wewnętrzna struktura jądra Słońca jest ukryta przed bezpośrednią obserwacją, za pomocą różnych modeli można wywnioskować, że maksymalna temperatura wewnątrz naszej gwiazdy wynosi około 16 milionów stopni (Celsjusza). Fotosfera - widoczna powierzchnia Słońca - ma temperaturę około 6000 stopni Celsjusza, ale wzrasta ona bardzo gwałtownie od 6000 stopni do kilku milionów stopni w koronie, w rejonie 500 kilometrów nad fotosferą.
Słońce jest cieplejsze w środku niż na zewnątrz. Jednak zewnętrzna atmosfera Słońca, korona, jest rzeczywiście gorętsza niż fotosfera.
Pod koniec lat trzydziestych Grotrian (1939) i Edlen odkryli, że dziwne linie widmowe obserwowane w widmie korony słonecznej były emitowane przez pierwiastki takie jak żelazo (Fe), wapń (Ca) i nikiel (Ni). na bardzo wysokich etapach jonizacji. Doszli do wniosku, że gaz koronalny jest bardzo gorący, a temperatury przekraczają 1 milion stopni.
Pytanie, dlaczego korona słoneczna jest tak gorąca, pozostaje jedną z najbardziej ekscytujących zagadek astronomii.w ciągu ostatnich 60 lat. Nie ma jeszcze jednoznacznej odpowiedzi na to pytanie.
Chociaż korona słoneczna jest nieproporcjonalnie gorąca, ma również bardzo niską gęstość. Tak więc tylko niewielka część całkowitego promieniowania słonecznego jest potrzebna do zasilania korony. Całkowita moc emitowana w promieniach rentgenowskich to tylko około jednej milionowej całkowitej jasności Słońca. Ważnym pytaniem jest, w jaki sposób energia jest transportowana do korony i jaki mechanizm odpowiada za transport.
Mechanizmy zasilania korony słonecznej
Na przestrzeni lat zaproponowano kilka różnych mechanizmów koronowych:
- Fale akustyczne.
- Szybkie i wolne fale magnetoakustyczne ciał.
- Ciała falowe Alfvena.
- Powolne i szybkie magnetoakustyczne fale powierzchniowe.
- Prąd (lub pole magnetyczne) to rozpraszanie.
- Przepływy cząstek i strumień magnetyczny.
Te mechanizmy zostały przetestowane zarówno teoretycznie, jak i eksperymentalnie i do tej pory wykluczono tylko fale akustyczne.
Nie zbadano jeszcze, gdzie kończy się górna granica korony. Ziemia i inne planety Układu Słonecznego znajdują się wewnątrz korony. Promieniowanie optyczne korony jest obserwowane w promieniach 10-20 słonecznych (dziesiątki milionów kilometrów) i łączy się ze zjawiskiem światła zodiakalnego.
Magnetyczny dywan słoneczny Corona
Niedawno „dywan magnetyczny” został połączony z układanką ogrzewania koronowego.
Obserwacje o wysokiej rozdzielczości przestrzennej pokazują, że powierzchnia Słońca jest pokryta słabymi polami magnetycznymi skupionymi w małych obszarach o przeciwnej biegunowości (magnes dywanowy). Uważa się, że te koncentracje magnetyczne są głównymi punktami poszczególnych rurek magnetycznych przewodzących prąd elektryczny.
Ostatnie obserwacje tego "dywanu magnetycznego" pokazują ciekawą dynamikę: fotosferyczne pola magnetyczne nieustannie się poruszają, oddziałując ze sobą, rozpraszając się i wychodząc przez bardzo krótki okres czasu. Ponowne połączenie magnetyczne między polem magnetycznym o przeciwnej biegunowości może zmienić topologię pola i uwolnić energię magnetyczną. Proces ponownego łączenia spowoduje również rozproszenie prądów elektrycznych, które przekształcają energię elektryczną w ciepło.
Jest to ogólny pomysł na to, jak dywan magnetyczny może być zaangażowany w ogrzewanie koronalne. Nie można jednak twierdzić, że „dywan magnetyczny” ostatecznie rozwiązuje problem nagrzewania się korony, ponieważ nie został jeszcze zaproponowany ilościowy model tego procesu.
Czy słońce może zgasnąć?
Układ słoneczny jest tak złożony i niezbadany, że sensacyjne stwierdzenia, takie jak: „Słońce wkrótce zgaśnie” lub odwrotnie, „Temperatura Słońca rośnie i wkrótce życie na Ziemi stanie się niemożliwe” brzmią śmiesznie delikatnie mówiąc. Kto może dokonywać takich prognoz, nie wiedząc dokładnie, jakie mechanizmy?w sercu tej tajemniczej gwiazdy?!
