Auringon lämpötila ja käynnissä oleva lämpöydinreaktio. Mikä on lämpötila Auringossa? Lämpötila 1000 km auringosta
Paino:
1,99 × 10 30 kg;
Halkaisija: 1 392 000 km;
Tilavuus: 1,41 × 10 18 km³;
Pinta-ala: 6,08 × 10 12 km²;
Spektriluokka: G2V;
Pintalämpötila: 5778 K;
Ydinlämpötila: 13 500 000 K;
Valoteho: 3,88 × 10 26 W;
Galaktinen vuosi:230-250 miljoonaa vuotta;
Ikä: noin 5 miljardia vuotta;
Etäisyys Maasta: 149,6 miljoonaa km.
Koko ihmiskunnan historian ajan aurinko on ollut palvonnan kohde monissa kulttuureissa. Auringon kultti oli olemassa muinaisessa Egyptissä, jossa Ra oli aurinkojumala. Muinaisilla kreikkalaisilla oli auringonjumala Helios, joka legendan mukaan ratsasti taivaalla joka päivä vaunuissaan. Kreikkalaiset uskoivat, että Helios asui idässä kauniissa palatsissa, jota ympäröivät vuodenajat - kesä, talvi, kevät ja syksy. Kun Helios lähtee palatsistaan aamulla, tähdet sammuvat, yö vaihtuu päivälle. Tähdet ilmestyvät taivaalle, kun Helios katoaa länteen, jossa hän siirtyy vaunuistaan kauniiseen veneeseen ja purjehtii meren yli auringonnousupaikkaan. Muinaisessa venäläisessä pakanapanteonissa oli kaksi aurinkojumalautta - Khors (todellinen personoitu aurinko) ja Dazhdbog. Nykyajankin ihmisen tarvitsee vain katsoa aurinkoa ja hän alkaa ymmärtää, kuinka riippuvainen hän on siitä. Loppujen lopuksi, jos maailmantähteä ei olisi, biologiseen kehitykseen ja elämään tarvittavaa lämpöä ei olisi olemassa. Maapallomme muuttuisi vuosisatojen ajaksi jäässä olevaksi jääplaneetaksi; samanlainen tilanne eteläisellä ja pohjoisella pallonpuoliskolla vallitsisi kaikkialla maailmassa.
Meidän aurinkomme on valtava valaiseva kaasupallo, jonka sisällä tapahtuu monimutkaisia prosesseja ja sen seurauksena energiaa vapautuu jatkuvasti. Auringon sisäinen tilavuus voidaan jakaa useisiin alueisiin. Niissä oleva aine eroaa ominaisuuksiltaan, ja energia leviää erilaisten fysikaalisten mekanismien kautta. Keskiosassa Aurinko siellä on sen energian lähde tai kuvaannollisesti se "liesi", joka lämmittää sitä eikä anna sen jäähtyä. Tätä aluetta kutsutaan ytimeksi. Ulkokerrosten painon alla Auringon sisällä oleva aine puristuu, ja mitä syvemmälle, sitä vahvempaa. Sen tiheys kasvaa kohti keskustaa paineen ja lämpötilan noustessa. Ytimessä, jossa lämpötila saavuttaa 15 miljoonaa Kelviniä, vapautuu energiaa. Tämä energia vapautuu kevyiden kemiallisten alkuaineiden atomien fuusioitumisen seurauksena raskaampien atomien atomeiksi. Auringon syvyyksissä yksi heliumatomi muodostuu neljästä vetyatomista. Juuri tätä kauheaa energiaa ihmiset oppivat vapauttamaan vetypommin räjähdyksen aikana. On toivoa, että lähitulevaisuudessa ihmiset voivat oppia käyttämään sitä rauhanomaisiin tarkoituksiin. Ytimen säde on noin 150-175 tuhatta km(25 % Auringon säteestä). Puolet auringon massasta keskittyy tilavuuteensa ja lähes kaikki auringon hehkua tukeva energia vapautuu. Jokaista sekuntia kohti Auringon keskustassa, noin 4,26 miljoonaa tonnia ainetta. Tämä on niin valtavaa energiaa, että kun kaikki polttoaine on käytetty (vety muuttuu täysin heliumiksi), se riittää ylläpitämään elämää miljooniksi vuosiksi.
KANSSA Auringon kolminkertaisuus. Auringon keskellä on auringon ydin.
Fotosfääri on Auringon näkyvä pinta
joka on tärkein säteilyn lähde. Aurinko
jota ympäröi aurinkokorona, jonka lämpötila on erittäin korkea,
Se on kuitenkin erittäin harvinainen, joten se on aseettoman nähtävissä
silmällä vain täydellisen auringonpimennyksen aikana.
tunnelmaa ydintä myöten
Auringon energia
Miksi aurinko paistaa eikä jäähdy miljardeihin vuosiin? Mikä "polttoaine" antaa sille energiaa? Tiedemiehet ovat etsineet vastauksia näihin kysymyksiin vuosisatojen ajan ja vasta 1900-luvun alussa. oikea ratkaisu löytyi. Nyt tiedetään, että aurinko, kuten muutkin tähdet, loistaa sen syvyyksissä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden vuoksi.Pääaine, joka muodostaa Auringon, on vety, jonka osuus on noin 71 % tähden kokonaismassasta. Lähes 27 % kuuluu heliumiin ja loput 2 % tulee raskaammista alkuaineista, kuten hiilestä, typestä, hapesta ja metalleista. Pääasiallinen "polttoaine" Auringossa on vety. Neljästä vetyatomista muodostuu muutosketjun seurauksena yksi heliumatomi. Ja jokaisesta reaktioon osallistuvasta vetygrammasta, 6.×10 11 J energiaa! Maapallolla tämä energiamäärä riittäisi lämmittämään 1000 m 3 vettä 0 °C:n lämpötilasta kiehumispisteeseen. Ytimessä kevyiden vetyelementtien atomien ydin sulautuu raskaamman vetyatomin ytimeen (tätä ydintä kutsutaan deuteriumiksi). Uuden ytimen massa on huomattavasti pienempi kuin niiden ytimien kokonaismassa, joista se muodostui. Loput massasta muuttuu energiaksi, jonka reaktion aikana vapautuneet hiukkaset kuljettavat pois. Tämä energia muuttuu lähes kokonaan lämmöksi.Tällaisten muunnosketjujen seurauksena syntyy uusi ydin, joka koostuu kahdesta protonista ja kahdesta neutronista - heliumydin.Tätä lämpöydinreaktiota vedyn muuntamiseksi heliumiksi kutsutaan protoni-protoniksi, koska se alkaa kahden vetyatomiytimen - protonien läheisestä lähestymisestä.Vedyn heliumiksi muuttumisen reaktio on syynä siihen, että Auringon sisällä on nyt paljon enemmän heliumia kuin sen pinnalla. Luonnollisesti herää kysymys: mitä tapahtuu Auringolle, kun kaikki sen ytimessä oleva vety palaa ja muuttuu heliumiksi, ja kuinka pian tämä tapahtuu? Osoittautuu, että noin 5 miljardin vuoden kuluttua Auringon ytimen vetypitoisuus vähenee niin paljon, että sen "palaminen" alkaa ydintä ympäröivässä kerroksessa. Tämä johtaa auringon ilmakehän "inflaatioon", Auringon koon kasvuun, pinnan lämpötilan laskuun ja sen ytimen kasvuun. Aurinko muuttuu vähitellen punaiseksi jättiläiseksi - suhteellisen kylmäksi, valtavan kokoiseksi tähdeksi, joka ylittää kiertoradansa rajat. Auringon elämä se ei lopu tähän, se käy läpi vielä monia muutoksia, kunnes siitä tulee lopulta kylmä ja tiheä kaasupallo, jonka sisällä ei tapahdu lämpöydinreaktioita.
Suunnilleen tältä Aurinko näyttää Maan pinnalta katsottuna
5 miljardia vuotta, jolloin ytimen vety on täysin kulutettu. Aurinko
muuttuu punaiseksi jättiläiseksi, jonka ydin puristuu voimakkaasti,
ja ulkokerrokset ovat melko tyhjennetyssä tilassa.
Meidän tähtemme on valtava. että se kestää noin
1 300 000 Maan tilavuutta. Auringon ympärysmitta päiväntasaajalla
on 4,37 miljoonaa km (esimerkiksi maapallo on 40 000 km)
Kuinka aurinko syntyi
Kuten kaikki tähdet, aurinkomme syntyi pitkäaikaisesta altistumisesta tähtienväliselle aineelle (kaasu ja pöly). Aluksi tähti oli pallomainen tähtijoukko, joka koostui pääasiassa vedystä. Sitten painovoimavoimien vaikutuksesta vetyatomit alkoivat puristaa toisiaan vasten, tiheys kasvoi ja seurauksena muodostui melko puristettu ydin. Sillä hetkellä, kun ensimmäinen lämpöydinreaktio syttyy, tähden virallinen syntymä alkaa.
Massiivinen tähti kuin aurinko, pitäisi olla olemassa yhteensä noin 10 miljardia vuotta. Näin ollen aurinko on nyt suunnilleen elinkaarensa puolivälissä (tällä hetkellä sen paluu on noin 5 miljardia vuotta). 4-5 miljardissa vuodessa se muuttuu punaiseksi jättiläistähdeksi. Kun ytimessä oleva vetypolttoaine palaa, sen ulkokuori laajenee ja ydin supistuu ja kuumenee. Noin 7,8 miljardia vuotta kun ytimen lämpötila saavuttaa n 100 miljoonaa K, siinä alkaa lämpöydinreaktio hiilen ja hapen synteesistä heliumista. Tässä kehitysvaiheessa lämpötilan epävakaus Auringon sisällä johtaa siihen, että se alkaa menettää massaa ja irrottaa kuorensa. Ilmeisesti Auringon laajenevat ulommat kerrokset saavuttavat Maan nykyaikaisen kiertoradan tällä hetkellä. Samaan aikaan tutkimukset osoittavat, että jo ennen tätä hetkeä Auringon massan menetys johtaa sen siirtymiseen kiertoradalle kauemmaksi Auringosta ja siten välttäen imeytymisen aurinkoplasman ulompiin kerroksiin.
Tästä huolimatta kaikki maapallon vesi muuttuu kaasumaiseksi, ja suurin osa siitä haihtuu avaruuteen. Auringon lämpötilan nousu tänä aikana on sellainen, että seuraavana 500-700 miljoonaa vuotta Maan pinta tulee olemaan liian kuuma tukemaan elämää sellaisena kuin sen nykyään tunnemme.
Jälkeen Aurinko käy läpi vaiheen punainen jättiläinen, lämpöpulsaatiot johtavat siihen, että sen ulkokuori repeytyy irti ja siitä muodostuu planetaarinen sumu. Tämän sumun keskelle jää Auringon erittäin kuumasta ytimestä muodostunut valkoinen kääpiötähti, joka jäähtyy ja haalistuu vähitellen monen miljardin vuoden aikana.
Aurinko ilmestyy lähes koko elämänsä ajan
kuin keltainen tähti, sillä kirkkaudella, johon olemme tottuneet
Aurinko valaisee ja lämmittää planeettamme, ilman tätä elämää se olisi mahdotonta paitsi ihmisille myös mikro-organismeille. Tähtemme on tärkein (vaikkakaan ei ainoa) maan päällä tapahtuvien prosessien moottori. Mutta maapallo ei saa vain lämpöä ja valoa auringosta. Erilaiset auringon säteilyt ja hiukkasvirrat vaikuttavat jatkuvasti hänen elämäänsä. Aurinko lähettää sähkömagneettisia aaltoja Maahan kaikilta spektrin alueilta - useiden kilometrien radioaalloista gammasäteisiin. Planeetan ilmakehään pääsevät myös eri energioita omaavat varautuneet hiukkaset - sekä korkeat (auringon kosmiset säteet että matalat ja keskisuuret (aurinkotuulen virtaukset, soihdut). loput kääntävät tai viivästävät geomagneettista kenttää) Mutta niiden energia riittää aiheuttamaan revontulia ja häiriöitä planeettamme magneettikentässä.
Aurinko sijaitsee etäisyydeltä 149,6 miljoonaa km. Juuri tätä määrää tähtitieteessä kutsutaan yleensä tähtitieteelliseksi yksiköksi (a.e). Jos tähtemme yhtäkkiä sammuu tällä hetkellä, emme tiedä siitä niin kauan kuin 8,5 minuuttia - juuri tämän ajan kuluttua auringonvalo kulkee Auringosta Maahan nopeudella 300 000 km/s. Sijaintimme on suotuisin ylläpitää tarvittavaa ilmastoa biologisen elämän syntymiselle. Jos maapallo olisi edes vähän lähempänä Aurinkoa kuin nyt, planeettamme poltettaisiin lämmöltä ja veden kierto luonnossa häiriintyisi ja kaikki elävä lakkaisi olemasta. Tuolloin planeetan etäisyyttä Auringosta leimaa uskomaton lämpötilan lasku, veden jäätyminen ja uuden jääkauden syntyminen. Mikä lopulta johtaisi kaikkien planeetan organismien täydelliseen sukupuuttoon.
Auringon pintalämpötila määritetään analysoimalla auringon spektriä. Tiedetään, että se on energian lähde kaikille luonnollisille prosesseille maapallolla; siksi tutkijat ovat määrittäneet tähtemme eri osien kuumenemisen kvantitatiivisen arvon.
Säteilyn intensiteetti spektrin yksittäisissä väriosissa vastaa 6000 asteen lämpötilaa. Tämä on auringon pinnan tai fotosfäärin lämpötila.
Auringon ilmakehän ulkokerroksissa - kromosfäärissä ja koronassa - havaitaan korkeampia lämpötiloja. Koronassa lämpötila on noin yhdestä kahteen miljoonaa astetta. Voimakkaiden taudinpurkausten paikoissa lämpötila voi hetkeksi nousta jopa viiteenkymmeneen miljoonaan. Soihdun yläpuolella olevan koronan korkean kuumennuksen vuoksi röntgen- ja radiosäteilyn voimakkuus kasvaa huomattavasti.
Laskelmat tähtemme lämpenemisestä
Tärkein Auringossa tapahtuva prosessi on vedyn muuttuminen heliumiksi. Tämä prosessi on kaiken auringon energian lähde.
Auringon ydin on erittäin tiheä ja erittäin kuuma. Usein tapahtuu elektronien, protonien ja muiden ytimien rajuja törmäyksiä. Joskus protonien törmäykset ovat niin nopeita, että ne ylittäessään sähköisen hylkimisvoiman lähestyvät toisiaan halkaisijansa etäisyydellä. Tällä etäisyydellä ydinvoima alkaa toimia, minkä seurauksena protonit yhdistyvät ja vapauttavat energiaa.
Neljä protonia yhdistyvät vähitellen muodostaen heliumytimen, jossa kaksi protonia muuttuu neutroneiksi, kaksi positiivista varausta vapautuu positronien muodossa ja kaksi huomaamatonta neutraalia hiukkasta - neutriinoja - ilmestyy. Kun he kohtaavat elektroneja, molemmat positronit muuttuvat gammasäteilyfotoneiksi (annihilaatio).
Heliumatomin lepoenergia on pienempi kuin neljän vetyatomin lepoenergia.
Massaero muuttuu gammafotoneiksi ja neutriinoiksi. Kaikkien syntyneiden gammafotonien ja kahden neutrinon kokonaisenergia on 28 MeV. Tiedemiehet onnistuivat saamaan fotonien emissio.
Tämä on energiamäärä, jonka aurinko lähettää yhdessä sekunnissa. Tämä arvo edustaa auringon säteilyn tehoa.
Lähimmän tähtemme lämpötila on heterogeeninen ja vaihtelee merkittävästi. Auringon ytimessä painovoiman vetovoima tuottaa valtavan paineen ja lämpötilan, joka voi nousta 15 miljoonaan celsiusasteeseen. Vetyatomit puristuvat ja sulautuvat yhteen, jolloin syntyy heliumia. Tätä prosessia kutsutaan lämpöydinreaktioksi.
Termoydinreaktio tuottaa valtavia määriä energiaa. Energia virtaa auringon pinnalle, ilmakehään ja sen ulkopuolelle. Ytimestä energia siirtyy säteilyvyöhykkeelle, jossa se viettää jopa miljoona vuotta, ja siirtyy sitten konvektiiviselle vyöhykkeelle, Auringon sisäosan ylempään kerrokseen. Täällä lämpötila laskee alle 2 miljoonan celsiusasteen. Valtavat kuuman plasman kuplat muodostavat ionisoitujen atomien "keiton" ja liikkuvat ylöspäin kohti fotosfääriä.
Fotosfäärin lämpötila on lähes 5,5 tuhatta celsiusastetta. Täällä auringon säteilystä tulee näkyvää valoa. Auringonpilkut fotosfäärissä ovat kylmempiä ja tummempia kuin ympäröivällä alueella. Suurten auringonpilkkujen keskellä lämpötila voi laskea useisiin tuhansiin celsiusasteisiin.
Kromosfääri, aurinkokehän ilmakehän seuraava kerros, on hieman viileämpi 4320 asteessa. National Solar Observatoryn mukaan kromosfääri tarkoittaa kirjaimellisesti "väripalloa". Näkyvä valo kromosfääristä on yleensä liian heikkoa nähtäväksi kirkkaampaa fotosfääriä vasten, mutta täydellisen auringonpimennyksen aikana, kun kuu peittää fotosfäärin, kromosfääri näkyy punaisena reunana Auringon ympärillä.
"Kromosfääri näyttää punaiselta sen sisältämän valtavan vetymäärän vuoksi", National Solar Observatory kirjoittaa verkkosivuillaan.
Lämpötilat kohoavat merkittävästi koronassa, mikä voi näkyä myös pimennyksen aikana plasman virratessa ylöspäin. Korona voi olla yllättävän kuuma auringon runkoon verrattuna. Lämpötila vaihtelee täällä miljoonasta 10 miljoonaan celsiusasteeseen.
Kun korona jäähtyy ja menettää lämpöä ja säteilyä, materiaali puhalletaan ulos aurinkotuulen muodossa, joka toisinaan risteää maan kanssa.
Aurinko on aurinkokunnan suurin ja massiivisin esine. Se sijaitsee 149,5 miljoonan kilometrin päässä Maasta. Tätä etäisyyttä kutsutaan tähtitieteelliseksi yksiköksi ja sitä käytetään etäisyyksien mittaamiseen koko aurinkokunnassa. Auringonvalon ja lämmön saavuttaminen planeetallemme kestää noin 8 minuuttia, joten on toinen tapa määrittää etäisyys Auringosta - 8 valominuuttia.
Aiemmin julkaisimme artikkelin "", jossa kirjoitimme, että " Potilas vietiin Calcutta Medical Collegeen ja -sairaalaan, joka valitti oksentelusta ja vatsakipusta. Lääkärit tutkivat 48-vuotiaan miehen ja löysivät..."
Saatat myös olla kiinnostunut artikkelista "", josta opit, että " Tunnistaisitko alienin? Tiedemiehet ehdottavat, että maan ulkopuoliset olennot saattavat "näyttää meiltä". Aiemmat tutkimukset ovat muokanneet ajatuksia muukalaisista sen perusteella, mitä näemme..."
Ja tietysti, älä missaa "", vain täällä opit, että " UCSF Benioffin lastensairaalan työntekijät Oaklandissa testasivat ensimmäisenä Yhdysvalloissa genomin muokkaamista suoraan elävässä ihmisessä sen sijaan, että…"
AURINKO
tähti, jonka ympärillä Maa ja muut aurinkokunnan planeetat kiertävät. Auringolla on ihmiskunnalle poikkeuksellinen rooli useimpien energiatyyppien ensisijaisena lähteenä. Elämä sellaisena kuin me tunnemme, se ei olisi mahdollista, jos Aurinko paistaisi hieman kirkkaammin tai vähän heikommin. Aurinko on tyypillinen pieni tähti, niitä on miljardeja. Mutta koska se on lähellä meitä, vain sen avulla tähtitieteilijät voivat tutkia yksityiskohtaisesti tähden fyysistä rakennetta ja sen pinnalla tapahtuvia prosesseja, mikä on käytännössä saavuttamaton suhteessa muihin tähtiin edes tehokkaimmilla kaukoputkilla. Kuten muutkin tähdet, Aurinko on kuuma kaasupallo, joka koostuu enimmäkseen vedystä ja puristaa oman painovoimansa. Auringon säteilemä energia syntyy syvällä sen syvyyksissä lämpöydinreaktioiden aikana, jotka muuttavat vedyn heliumiksi. Vuotaessaan tämä energia säteilee avaruuteen fotosfääristä - ohuesta auringonpinnan kerroksesta. Fotosfäärin yläpuolella on Auringon ulkoilmakehä - korona, joka ulottuu monille Auringon säteille ja sulautuu planeettojen väliseen väliaineeseen. Koska koronassa oleva kaasu on hyvin harvinaista, sen hehku on erittäin heikkoa. Yleensä kirkkaan päivätaivaan taustalla näkyvä korona tulee näkyviin vain täydellisten auringonpimennysten aikana. Kaasun tiheys laskee monotonisesti Auringon keskustasta sen reuna-alueille, ja lämpötila saavuttaen 16 miljoonaa K keskustassa, laskee 5800 K: iin fotosfäärissä, mutta nousee sitten taas 2 miljoonaan K koronassa. Fotosfäärin ja koronan välistä siirtymäkerrosta, joka havaitaan kirkkaan punaisena reunana täydellisten auringonpimennysten aikana, kutsutaan kromosfääriksi. Auringon aktiivisuussykli on 11 vuotta. Tänä aikana auringonpilkkujen (fotosfäärin tummat alueet), soihdut (odottamattomat kirkastumiset kromosfäärissä) ja ulkonemien (koronassa tiivistyvien tiheiden, kylmien vetypilvien) määrä lisääntyy ja taas vähenee. Tässä artikkelissa puhumme edellä mainituista Auringon alueista ja ilmiöistä. Lyhyen kuvauksen jälkeen Auringosta tähdenä keskustelemme sen sisäisestä rakenteesta, sitten fotosfääristä, kromosfääristä, soihdoista, näkymistä ja koronasta.
Aurinko on kuin tähti. Aurinko sijaitsee galaksin kierrehaaroissa yli puolet galaksin säteestä sen keskustasta. Yhdessä naapuritähtien kanssa Aurinko kiertää galaksin keskustaa n. 240 miljoonaa vuotta. Aurinko on spektriluokan G2 V keltainen kääpiö, joka kuuluu Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssiin. Auringon tärkeimmät ominaisuudet on esitetty taulukossa. 1. Huomaa, että vaikka Aurinko on kaasumainen keskelle asti, sen keskimääräinen tiheys (1,4 g/cm3) ylittää veden tiheyden ja Auringon keskustassa se on huomattavasti suurempi kuin jopa kullan tai platinan tiheys, mikä joiden tiheys on n. 20 g/cm3. Auringon pinta 5800 K lämpötilassa emittoi 6,5 kW/cm2. Aurinko pyörii akselin ympäri planeettojen yleisen pyörimissuuntaan. Mutta koska aurinko ei ole kiinteä kappale, sen fotosfäärin eri alueet pyörivät eri nopeuksilla: kiertoaika päiväntasaajalla on 25 päivää ja leveysasteella 75° - 31 päivää.
Pöytä 1.
AURINGON OMINAISUUDET
AURINGON SISÄINEN RAKENNE
Koska emme voi suoraan tarkkailla Auringon sisäosia, tietomme sen rakenteesta perustuu teoreettisiin laskelmiin. Kun havainnoista tiedetään Auringon massa, säde ja valoisuus, sen rakenteen laskemiseksi on tehtävä oletuksia energiantuotantoprosesseista, sen siirtymisen mekanismeista ytimestä pintaan ja aineen kemiallisesta koostumuksesta. Geologiset todisteet osoittavat, että Auringon kirkkaus ei ole muuttunut merkittävästi viimeisten muutaman miljardin vuoden aikana. Mikä energialähde voi ylläpitää sitä niin pitkään? Perinteiset kemialliset polttoprosessit eivät sovellu tähän. Jopa gravitaatiopuristus Kelvinin ja Helmholtzin laskelmien mukaan pystyi ylläpitämään Auringon hehkua vain n. 100 miljoonaa vuotta. Tämän ongelman ratkaisi vuonna 1939 G. Bethe: aurinkoenergian lähde on vedyn lämpöydinmuutos heliumiksi. Koska lämpöydinprosessin hyötysuhde on erittäin korkea ja aurinko koostuu lähes kokonaan vedystä, tämä ratkaisi ongelman täysin. Kaksi ydinprosessia tuottaa Auringon kirkkauden: protoni-protoni-reaktio ja hiili-typpikierto (katso myös STARS). Protoni-protonireaktio johtaa heliumytimen muodostumiseen neljästä vetyytimestä (protonista), jolloin vapautuu 4,3 × 10-5 erg energiaa gammasäteiden muodossa, kaksi positronia ja kaksi neutriinoa jokaista heliumytimettä kohti. Tämä reaktio tuottaa 90 % Auringon kirkkaudesta. Kestää 1010 vuotta ennen kuin kaikki Auringon ytimessä oleva vety muuttuu heliumiksi. Vuonna 1968 R. Davis ja hänen kollegansa alkoivat mitata lämpöydinreaktioiden aikana syntyneiden neutriinojen virtaa auringon ytimessä. Tämä oli ensimmäinen kokeellinen testi aurinkoenergian teorialle. Neutriinot ovat erittäin heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa, joten ne lähtevät vapaasti Auringon syvyyksistä ja saavuttavat maan. Mutta samasta syystä instrumenttien rekisteröinti on erittäin vaikeaa. Huolimatta laitteiston parantamisesta ja aurinkomallin jalostuksesta havaittu neutriinovirta on edelleen 3 kertaa ennustettua pienempi. Mahdollisia selityksiä on useita: joko Auringon ytimen kemiallinen koostumus ei ole sama kuin sen pinnan; tai ytimessä tapahtuvien prosessien matemaattiset mallit eivät ole täysin tarkkoja; tai matkalla Auringosta Maahan neutrino muuttaa ominaisuuksiaan. Tällä alalla tarvitaan lisätutkimuksia.
Katso myös NEUTRIIN ASTRONOMIA. Energian siirtymisessä auringon sisätiloista pintaan säteilyllä on päärooli, konvektiolla on toissijainen merkitys ja lämmönjohtavuudella ei ole merkitystä. Auringon sisätilojen korkeissa lämpötiloissa säteilyä edustavat pääasiassa röntgensäteet, joiden aallonpituus on 2-10. Konvektiolla on merkittävä rooli ytimen keskialueella ja suoraan fotosfäärin alapuolella olevassa ulkokerroksessa. Vuonna 1962 amerikkalainen fyysikko R. Layton havaitsi, että osa auringon pinnasta värähtelee pystysuunnassa n. 5 minuuttia. R. Ulrichin ja K. Wolfin laskelmat osoittivat, että pyörteisistä kaasuliikkeistä virittyneet ääniaallot fotosfäärin alla olevalla konvektiivisella vyöhykkeellä voivat ilmetä tällä tavalla. Siinä, kuten urkupillissä, vahvistetaan vain ne äänet, joiden aallonpituus sopii tarkalleen vyöhykkeen paksuuteen. Vuonna 1974 saksalainen tiedemies F. Debner vahvisti kokeellisesti Ulrichin ja Wolfin laskelmat. Siitä lähtien 5 minuutin värähtelyjen tarkkailusta on tullut tehokas menetelmä Auringon sisäisen rakenteen tutkimiseen. Niitä analysoimalla saatiin selville, että: 1) konvektiivisen vyöhykkeen paksuus on n. 27 % Auringon säteestä; 2) Auringon ydin todennäköisesti pyörii pintaa nopeammin; 3) heliumpitoisuus Auringon sisällä on n. 40 painoprosenttia. On myös raportoitu havaintoja värähtelyistä 5 ja 160 minuutin välillä. Nämä pidemmät ääniaallot voivat tunkeutua syvemmälle Auringon sisäosaan, mikä auttaa ymmärtämään auringon sisäosan rakennetta ja mahdollisesti ratkaisemaan auringon neutriinojen puutteen.
AURINGON ILMAINEN
Photosphere. Tämä on useita satoja kilometrejä paksu läpikuultava kerros, joka edustaa Auringon "näkyvää" pintaa. Koska yläilmakehä on käytännössä läpinäkyvä, alhaalta fotosfääriin päästyään säteily poistuu siitä vapaasti ja menee avaruuteen. Ilman kykyä absorboida energiaa, fotosfäärin ylempien kerrosten on oltava kylmempiä kuin alempien kerrosten. Todisteena tästä on valokuvissa Auringosta: kiekon keskellä, jossa fotosfäärin paksuus näkölinjalla on minimaalinen, se on kirkkaampaa ja sinisempää kuin reunassa ("raajassa"). levyä. Vuonna 1902 A. Schusterin ja myöhemmin E. Milnen ja A. Eddingtonin laskelmat vahvistivat, että fotosfäärin lämpötilaero on juuri sellainen, että se varmistaa säteilyn siirtymisen läpikuultavan kaasun läpi alemmista kerroksista ylempään kerrokseen. . Pääaine, joka absorboi ja lähettää uudelleen valoa fotosfäärissä, ovat negatiiviset vetyionit (vetyatomit, joihin on kiinnittynyt lisäelektroni).
Fraunhofer-spektri. Auringonvalolla on jatkuva spektri absorptioviivojen kanssa, jotka J. Fraunhofer löysi vuonna 1814; ne osoittavat, että vedyn lisäksi aurinkokehässä on monia muita kemiallisia alkuaineita. Absorptioviivat muodostuvat spektriin, koska fotosfäärin ylempien, viileämpien kerrosten atomit absorboivat alhaalta tulevaa valoa tietyillä aallonpituuksilla eivätkä säteile sitä yhtä voimakkaasti kuin kuumat alemmat kerrokset. Fraunhofer-linjan kirkkauden jakautuminen riippuu sitä tuottavien atomien lukumäärästä ja tilasta, ts. kaasun kemiallisesta koostumuksesta, tiheydestä ja lämpötilasta. Siksi Fraunhofer-spektrin yksityiskohtainen analyysi mahdollistaa fotosfäärin olosuhteiden ja sen kemiallisen koostumuksen määrittämisen (taulukko 2). Taulukko 2.
AURINGON VALOKUVAN KEMIALLINEN KOOSTUMUS
Alkuaine Suhteellisen atomimäärän logaritmi
Vety _____________12.00
Helium___________11.20
Hiili __________8.56
Typpi _____________7,98
Happi _____________9.00
Natrium ____________6.30
Magnesium___________7.28
Alumiini _____________6.21
Pii __________7.60
Rikki _____________7.17
Kalsium __________6.38
Chrome _____________6.00
Rauta___________6.76
Vedyn jälkeen yleisin alkuaine on helium, joka tuottaa vain yhden juovan optisessa spektrissä. Siksi heliumpitoisuutta fotosfäärissä ei mitata kovin tarkasti, ja se päätetään kromosfäärin spektreistä. Auringon ilmakehän kemiallisessa koostumuksessa ei ole havaittu vaihtelua.
Katso myös ALUE .
Granulointi. Valokuvissa, jotka on otettu valkoisessa valossa erittäin hyvissä havainto-olosuhteissa, näkyy pieniä kirkkaita pisteitä - "rakeita", joita erottaa tummia tiloja. Rakeiden halkaisijat n. 1500 km. Ne ilmestyvät ja katoavat jatkuvasti, ja ne kestävät 5-10 minuuttia. Tähtitieteilijät ovat pitkään epäilleet, että fotosfäärin rakeistuminen liittyy alhaalta lämmitetyn kaasun konvektiivisiin liikkeisiin. J. Beckersin spektrimittaukset osoittivat, että rakeen keskellä kuuma kaasu itse asiassa kelluu ylös nopeudella. OK. 0,5 km/s; sitten se leviää sivuille, jäähtyy ja putoaa hitaasti alas rakeiden tummia rajoja pitkin.
Supergranulaatio. R. Leighton havaitsi, että fotosfääri on myös jaettu paljon suurempiin soluihin, joiden halkaisija on noin. 30 000 km - "superrakeita". Supergranulaatio heijastaa aineen liikettä konvektiivisella vyöhykkeellä fotosfäärin alla. Kennon keskellä kaasu nousee pintaan, leviää sivuille nopeudella noin 0,5 km/s ja putoaa alas reunoistaan; Jokainen solu elää noin päivän. Kaasun liike supergranuleissa muuttaa jatkuvasti fotosfäärin ja kromosfäärin magneettikentän rakennetta. Fotosfäärikaasu on hyvä sähkönjohdin (koska osa sen atomeista on ionisoitunut), joten magneettikenttäviivat näyttävät jäätyneen siihen ja siirtyvät kaasun liikkeen myötä superrakeiden rajoille, missä ne keskittyvät ja kenttä voima kasvaa.
Auringon täplät. Vuonna 1908 J. Hale löysi auringonpilkuista voimakkaan magneettikentän, joka nousi sisäpuolelta pintaan. Sen magneettinen induktio on niin suuri (jopa useita tuhansia gausseja), että ionisoitu kaasu on itse pakotettu alistamaan liikkeensä kenttäkonfiguraatiolle; täplissä kenttä estää kaasun konvektiivista sekoittumista, mikä aiheuttaa sen jäähtymisen. Siksi auringonpilkkussa oleva kaasu on kylmempää kuin ympäröivä valokaasu ja näyttää tummemmalta. Täplillä on yleensä tumma ydin - "varjo" - ja sitä ympäröivä vaaleampi "penumbra". Tyypillisesti niiden lämpötila on 1500 ja 400 K alhaisempi kuin ympäröivässä fotosfäärissä.
Täplä aloittaa kasvunsa pienestä tummasta "huokosesta", jonka halkaisija on 1500 km. Suurin osa huokosista katoaa vuorokaudessa, mutta niistä kasvavat täplät säilyvät viikkoja ja saavuttavat 30 000 km:n halkaisijan. Auringonpilkkujen kasvun ja rappeutumisen yksityiskohtia ei täysin ymmärretä. Ei esimerkiksi ole selvää, puristuvatko pisteen magneettiputket kaasun vaakasuoran liikkeen takia vai ovatko ne valmiita "nousemaan esiin" pinnan alta. R. Howard ja J. Harvey havaitsivat vuonna 1970, että täplät liikkuvat Auringon yleisen pyörimisen suuntaan nopeammin kuin ympäröivä fotosfääri (noin 140 m/s). Tämä osoittaa, että täplät liittyvät valokehän alaisiin kerroksiin, jotka pyörivät nopeammin kuin Auringon näkyvä pinta. Tyypillisesti 2 - 50 täplää yhdistetään ryhmään, jolla on usein kaksinapainen rakenne: ryhmän toisessa päässä on yhden magneettisen polariteetin täpliä ja toisessa - päinvastoin. Mutta on myös moninapaisia ryhmiä. Auringonpilkkujen määrä aurinkolevyllä muuttuu säännöllisesti n. 11 vuotta. Jokaisen jakson alussa uusia pisteitä ilmaantuu korkeilla auringon leveysasteilla (± 50°). Kun sykli kehittyy ja auringonpilkkujen määrä lisääntyy, niitä ilmaantuu yhä alemmilla leveysasteilla. Jakson loppua leimaa useiden auringonpilkkujen synty ja hajoaminen päiväntasaajan lähellä (± 10°). Jakson aikana suurimmalla osalla kaksinapaisten ryhmien "johtavista" (länsisistä) pisteistä on sama magneettinen napaisuus, joka on erilainen Auringon pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla. Seuraavassa syklissä johtavien pisteiden napaisuus käännetään. Siksi he puhuvat usein täydellisestä 22 vuoden auringon aktiivisuuden syklistä. Tämän ilmiön luonteessa on edelleen paljon mysteeriä.
Magneettikentät. Fotosfäärissä magneettikenttä, jonka induktio on yli 50 G, havaitaan vain auringonpilkuissa, täpliä ympäröivillä aktiivisilla alueilla ja myös superrakeiden rajoilla. Mutta L. Stenflo ja J. Harvey löysivät epäsuoria viitteitä siitä, että fotosfäärin magneettikenttä on itse asiassa keskittynyt ohuisiin putkiin, joiden halkaisija on 100-200 km ja joissa sen induktio on 1000-2000 Gaussia. Magnetoaktiiviset alueet eroavat hiljaisista alueista vain magneettiputkien lukumäärällä pintayksikköä kohti. On todennäköistä, että auringon magneettikenttä syntyy konvektiivisen vyöhykkeen syvyyksissä, missä kiehuva kaasu vääntää heikon alkukentän voimakkaiksi magneettiköyksiksi. Aineen differentiaalinen pyöriminen järjestää nämä kimput rinnakkain, ja kun niissä oleva kenttä vahvistuu tarpeeksi, ne kelluvat ylös fotosfääriin murtautuen ylöspäin erillisiksi kaareiksi. Näin luultavasti spotit syntyvät, vaikka tästä on vielä paljon epävarmuutta. Tahran hajoamisprosessia on tutkittu paljon perusteellisemmin. Aktiivisen alueen reunoilla kelluvat superrakeet vangitsevat magneettiputket ja irrottavat ne. Vähitellen yleiskenttä heikkenee; vastakkaisen napaisuuden omaavien putkien tahaton kytkeminen johtaa niiden keskinäiseen tuhoutumiseen.
Kromosfääri. Suhteellisen kylmän, tiheän fotosfäärin ja kuuman, harvinaisen koronan välissä on kromosfääri. Kromosfäärin heikko valo ei yleensä näy kirkkaan fotosfäärin taustalla. Se voidaan nähdä kapean nauhan muodossa Auringon raajan yläpuolella, kun fotosfääri suljetaan luonnollisesti (täyden auringonpimennyshetkellä) tai keinotekoisesti (erityisessä kaukoputkessa - koronagrafi). Kromosfääriä voidaan tutkia myös koko aurinkokiekon yli, jos havaintoja tehdään kapealla spektrialueella (noin 0,5) lähellä vahvan absorptioviivan keskustaa. Menetelmä perustuu siihen, että mitä suurempi absorptio, sitä matalammalle syvyydelle katseemme tunkeutuu auringon ilmakehään. Tällaisiin havaintoihin käytetään erityisen mallin spektrografia - spektroheliografia. Spektroheliogrammit osoittavat, että kromosfääri on heterogeeninen: se on kirkkaampi auringonpilkkujen yläpuolella ja superrakeiden rajoilla. Koska juuri näillä alueilla magneettikenttä vahvistuu, on selvää, että sen avulla energia siirtyy fotosfääristä kromosfääriin. Sitä kantavat luultavasti ääniaallot, jotka ovat kiihtyneet rakeissa olevan kaasun turbulenttisesta liikkeestä. Mutta kromosfäärin lämmitysmekanismeja ei vielä ymmärretä yksityiskohtaisesti. Kromosfääri säteilee voimakkaasti kovalla ultraviolettialueella (500-2000), joka on mahdoton havainnoida maan pinnalta. 1960-luvun alusta lähtien Auringon yläilmakehän ultraviolettisäteilystä on tehty monia tärkeitä mittauksia korkeilla raketteilla ja satelliiteilla. Sen spektristä löydettiin yli 1000 eri alkuaineiden emissioviivaa, mukaan lukien moninkertaisesti ionisoituneen hiilen, typen ja hapen rivit sekä vety-, heliumi- ja heliumionien pääsarja. Näiden spektrien tutkiminen osoitti, että siirtyminen kromosfääristä koronaan tapahtuu vain 100 km:n segmentillä, jossa lämpötila nousee 50 000 K:sta 2 000 000 K:een. Kävi ilmi, että kromosfäärin lämpeneminen tapahtuu suurelta osin koronasta termisen vaikutuksesta. johtuminen. Auringonpilkkuryhmien lähellä kromosfäärissä havaitaan kirkkaita ja tummia kuiturakenteita, jotka ovat usein pitkänomaisia magneettikentän suuntaan. Yli 4000 km:n korkeudella näkyy epätasaisia, rosoisia muodostumia, jotka kehittyvät melko nopeasti. Tarkasteltaessa raajaa Balmerin ensimmäisen vetylinjan (Ha) keskellä, kromosfääri näillä korkeuksilla on täynnä monia pilkkuja - ohuita ja pitkiä kuuman kaasun pilviä. Niistä tiedetään vähän. Yksittäisen sipulin halkaisija on alle 1000 km; hän elää ok. 10 min. Nopeudella n. 30 km/s spicules nousevat 10 000-15 000 km korkeuteen, minkä jälkeen ne joko liukenevat tai laskeutuvat. Spiculien lämpötila on spektrin perusteella 10 000-20 000 K, vaikka ympäröivä korona lämpenee näillä korkeuksilla vähintään 600 000 K. Vaikuttaa siltä, että spicules ovat suhteellisen kylmän ja tiheän kromosfäärin alueita, jotka nousevat tilapäisesti kuumaan, harvinaiseen koronaan. Laskeminen superrakeiden rajojen sisällä osoittaa, että spiculien määrä fotosfääritasolla vastaa rakeiden määrää; niiden välillä on todennäköisesti fyysinen yhteys.
välähtää. Auringonpilkkuryhmän yläpuolella oleva kromosfääri voi yhtäkkiä kirkastua ja laukaista kaasupurkauksen. Tämä ilmiö, jota kutsutaan "flare"ksi, on yksi vaikeimmin selitettävistä. Soihdut lähettävät voimakkaasti sähkömagneettisten aaltojen koko alueen - radiosta röntgensäteisiin, ja ne lähettävät usein elektronien ja protonien säteitä relativistisilla nopeuksilla (eli lähellä valon nopeutta). Ne herättävät planeettojenvälisessä väliaineessa iskuaaltoja, jotka saavuttavat maan. Soihdut esiintyvät useammin monimutkaisen magneettirakenteen omaavien täpläryhmien lähellä, varsinkin kun uusi täplä alkaa kasvaa nopeasti ryhmässä; tällaiset ryhmät tuottavat useita epidemioita päivässä. Heikkoja taudinpurkauksia esiintyy useammin kuin voimakkaita. Voimakkaimmat soihdut vievät 0,1 % aurinkolevystä ja kestävät useita tunteja. Soihdun kokonaisenergia on 1023-1025 J. SMM (Solar Maximum Mission) -satelliitin saamien soihdujen röntgenspektrit ovat mahdollistaneet soihdutuksen luonteen ymmärtämisen huomattavasti paremmin. Soihdun alkua voi merkitä röntgenpurske, jonka fotonin aallonpituus on alle 0,05 ja jonka aiheuttaa, kuten sen spektri osoittaa, relativististen elektronien virtaus. Muutamassa sekunnissa nämä elektronit lämmittävät ympäröivän kaasun 20 000 000 K, ja siitä tulee röntgensäteilyn lähde alueella 1-20, satoja kertoja suurempi kuin hiljaisesta Auringosta tuleva virta tällä alueella. Tässä lämpötilassa rautaatomit menettävät 24 26 elektronistaan. Sitten kaasu jäähtyy, mutta lähettää edelleen röntgensäteitä. Salama lähettää myös radioaaltoja. Australialainen P. Wild ja amerikkalainen A. Maxwell tutkivat soihdun kehitystä käyttämällä spektrografin radioanalogia - "dynaamista spektrianalysaattoria", joka tallentaa muutoksia säteilyn tehossa ja taajuudessa. Kävi ilmi, että säteilyn taajuus välähdyksen ensimmäisten sekuntien aikana putoaa 600 MHz:stä 100 MHz:iin, mikä osoittaa, että häiriö etenee koronan läpi 1/3 valon nopeudella. Vuonna 1982 yhdysvaltalaiset radioastronomit käyttivät VLA-radiointerferometriä kpl. New Mexico ja SMM-satelliitin tiedot ovat selvittäneet kromosfäärin ja koronan hienoja piirteitä soihdun aikana. Ei ole yllättävää, että nämä osoittautuivat luultavasti magneettisiksi silmukoiksi, joissa vapautuu energiaa, joka lämmittää kaasun soihdun aikana. Soihdun loppuvaiheessa magneettikenttään loukkuun jääneet relativistiset elektronit lähettävät edelleen erittäin polarisoituneita radioaaltoja liikkuen spiraalina aktiivisen alueen yläpuolella olevien magneettikenttälinjojen ympäri. Tämä säteily voi kestää useita tunteja taudinpurkauksen jälkeen. Vaikka kaasua tulee aina ulos soihdutusalueelta, sen nopeus ei yleensä ylitä Auringon pinnalta poistumisnopeutta (616 km/s). Soihdut kuitenkin lähettävät usein elektroni- ja protonivirtoja, jotka saavuttavat Maan 1-3 päivässä ja aiheuttavat sille revontulia ja magneettikentän häiriöitä. Nämä hiukkaset, joiden energiat ovat miljardeja elektronivoltteja, ovat erittäin vaarallisia kiertoradalla oleville astronauteille. Siksi tähtitieteilijät yrittävät ennustaa auringonpurkauksia tutkimalla kromosfäärin magneettikentän konfiguraatiota. Kentän monimutkainen rakenne kierteineen voimalinjoineen, valmiina kytkettäväksi uudelleen, osoittaa soihdun mahdollisuuden.
Näkymät. Auringon näkyvät kohteet ovat suhteellisen kylmiä kaasumassoja, jotka ilmestyvät ja katoavat kuumassa koronassa. Koronografilla Ha-viivalla ne näkyvät auringon raajassa kirkkaina pilvinä tummaa taivasta vasten. Mutta spektroheliografilla tai Lyotin interferenssisuodattimilla tarkasteltuna ne näkyvät tummina filamenteina kirkkaan kromosfäärin taustalla.
Ulkonemien muodot ovat erittäin erilaisia, mutta päätyyppejä voidaan erottaa useita. Auringonpilkkujen ulkonemat muistuttavat verhoja, jotka ovat jopa 100 000 km pitkiä, 30 000 km korkeita ja 5 000 km paksuja. Joillakin näkyvillä on haarautunut rakenne. Harvinaisissa ja kauniissa silmukan muotoisissa ulkonemissa on pyöristetty muoto, jonka halkaisija on n. 50 000 km. Lähes kaikissa ulkonemissa on hienojakoinen kaasumaisten filamenttien rakenne, joka todennäköisesti toistaa magneettikentän rakenteen; tämän ilmiön todellinen luonne ei ole selvä. Kaasu liikkuu ulkonemissa yleensä virrassa alaspäin nopeudella 1-20 km/s. Poikkeuksena ovat "sergit" - ulkonevat, jotka lentävät ylöspäin pinnasta nopeudella 100-200 km/s ja putoavat sitten takaisin hitaammin. Näkymät syntyvät auringonpilkkuryhmien reunoilla ja voivat säilyä useiden Auringon kierrosten ajan (eli useita Maan kuukausia). Prominenssien spektrit ovat samanlaisia kuin kromosfäärissä: kirkkaat vedyn, heliumin ja metallien viivat heikon jatkuvan säteilyn taustalla. Tyypillisesti hiljaisten näkymien emissioviivat ovat ohuempia kuin kromosfääriviivat; Tämä johtuu luultavasti atomien pienemmästä määrästä näkyvyysalueella. Spektrien analyysi osoittaa, että hiljaisten kohoumien lämpötila on 10 000-20 000 K ja tiheys noin 1010 at./cm3. Aktiivisissa kohteissa näkyy ionisoitua heliumia, mikä osoittaa huomattavasti korkeampaa lämpötilaa. Prominenssien lämpötilagradientti on erittäin suuri, koska niitä ympäröi korona, jonka lämpötila on 2 000 000 K. Prominenssien määrä ja niiden jakautuminen leveysasteilla 11 vuoden syklin aikana seuraa auringonpilkkujen jakautumista. Suurilla leveysasteilla on kuitenkin toinen ulkonemien vyö, joka siirtyy napaa kohti syklin maksimijakson aikana. Miksi näkyvyyttä syntyy ja mikä niitä tukee harvinaisessa koronassa, ei ole täysin selvää.
Kruunu. Auringon ulompi osa - korona - paistaa heikosti ja näkyy paljaalla silmällä vain täydellisen auringonpimennyksen aikana tai koronagrafia käytettäessä. Mutta se on paljon kirkkaampi röntgensäteissä ja radioalueella.
Katso myös ULKOPUOLINEN ILMAKEHALLINEN ASTRONOMIA. Korona loistaa kirkkaasti röntgenalueella, koska sen lämpötila vaihtelee välillä 1-5 miljoonaa K ja soihdutusten aikana yltää 10 miljoonaan K. Koronan röntgenspektrejä alettiin saada äskettäin satelliiteista ja optisia spektrejä on tutkittu. useiden vuosien ajan täydellisten pimennysten aikana. Nämä spektrit sisältävät viivoja moninkertaisesti ionisoituneita argon-, kalsium-, rauta-, piin- ja rikin atomeja, jotka muodostuvat vain yli 1 000 000 K lämpötiloissa.
Koronan valkoinen valo, joka näkyy pimennyksen aikana 4 auringon säteen etäisyydelle, muodostuu koronan vapaiden elektronien valon valosäteilyn sironnan seurauksena. Näin ollen koronan kirkkauden muutos korkeudella osoittaa elektronien jakautumisen, ja koska pääalkuaine on täysin ionisoitunut vety, niin myös kaasun tiheyden jakautuminen. Koronaaliset rakenteet jaetaan selkeästi avoimiin (säteet ja napaharjat) ja suljettuihin (silmukat ja kaaret); ionisoitu kaasu toistaa tarkasti koronan magneettikentän rakenteen, koska ei voi liikkua voimalinjojen yli. Koska kenttä tulee esiin fotosfääristä ja liittyy 11 vuoden auringonpilkkusykliin, koronan ulkonäkö muuttuu tämän syklin aikana. Vähimmäisjakson aikana korona on tiheä ja kirkas vain päiväntasaajan vyöhykkeellä, mutta syklin edetessä koronasäteitä ilmaantuu korkeammilla leveysasteilla ja maksimissaan ne näkyvät kaikilla leveysasteilla. Toukokuusta 1973 tammikuuhun 1974 kolme astronauttimiehistöä tarkkaili koronaa jatkuvasti Skylabin kiertorataasemalta. Heidän tiedot osoittivat, että tummat koronaaliset "reiät", joissa kaasun lämpötila ja tiheys laskevat merkittävästi, ovat alueita, joista kaasu lentää suurella nopeudella planeettojen väliseen avaruuteen luoden voimakkaita virtauksia tyynessä aurinkotuulessa. Magneettikentät koronarei'issä ovat ”avoimia”, ts. ulottui kauas avaruuteen, jolloin kaasu pääsi ulos koronasta. Nämä kenttäkonfiguraatiot ovat melko vakaita ja voivat säilyä vähintään kaksi vuotta auringon aktiivisuuden aikana. Koronaalireikä ja siihen liittyvä virta pyörivät yhdessä Auringon pinnan kanssa 27 vuorokauden ajan ja jos virta osuu maahan, ne aiheuttavat joka kerta geomagneettisia myrskyjä. Auringon ulkoilmakehän energiatase. Miksi Auringossa on niin kuuma korona? Emme tiedä sitä vielä. Mutta on melko perusteltu hypoteesi, että energia siirtyy ulkoilmakehään ääni- ja magnetohydrodynaamisten (MHD) aaltojen avulla, jotka syntyvät kaasun turbulenteista liikkeistä fotosfäärin alla. Päästyessään ylempiin harvinaisiin kerroksiin näistä aalloista tulee shokkiaaltoja, ja niiden energia haihtuu lämmittäen kaasua. Ääniaallot lämmittävät alemman kromosfäärin, ja MHD-aallot etenevät magneettikenttälinjoja pitkin syvemmälle koronaan ja lämmittävät sitä. Osa koronan lämmöstä menee lämmönjohtavuudesta johtuen kromosfääriin ja säteilee siellä avaruuteen. Jäljelle jäävä lämpö ylläpitää koronasäteilyä suljetuissa silmukoissa ja kiihdyttää aurinkotuulen virtauksia koronarei'issä.
Katso myös
Valaisin, jolle planeettamme, sen biosfääri ja ihmissivilisaatio ovat olemassaolonsa velkaa, on tähtitieteilijöiden näkökulmasta varsin banaali.
Tämä on tavallinen keltainen tähti hyvin yleisestä G2-luokasta. 225–250 miljoonan vuoden välein se suorittaa täyden kierroksen lähes pyöreällä kiertoradalla, jonka säde on 26 000 valovuotta, tyypillisen suuren spiraaligalaksin keskustan ympärillä, jonka passiivinen ydin ei lähetä voimakkaita energiavirtoja. Kuitenkin juuri tässä tavallisessa onnellisuutemme piilee. Viileämmät ja kuumemmat tähdet (ja erityisesti aktiivisten galaktisten keskusten lähellä) sopivat paljon vähemmän elämän kehdon rooliin, ainakin hiilipohjaiset.
Aleksei Levin
Yleisesti hyväksyttyjen arvioiden mukaan Aurinko nousi 4,59 miljardia vuotta sitten. Totta, viime aikoina jotkut tähtitieteilijät ovat alkaneet puhua siitä, että sen ikä on 6-7 miljardia vuotta, mutta nämä ovat edelleen vain hypoteeseja. Päivänvalomme ei tietenkään syntynyt tyhjästä. Sen emo oli jättimäinen kaasu- ja pölypilvi, joka koostui pääasiassa molekyylivedystä, joka oman painovoimansa vaikutuksesta puristui hitaasti ja muuttui, kunnes se muuttui litteäksi levyksi. On mahdollista, että siellä oli myös isä kosmisen tapahtuman muodossa, mikä lisäsi pilven painovoiman epävakautta ja vauhditti sen romahtamista (tämä voi olla massiivisen tähden kohtaaminen tai supernovaräjähdys). Levyn keskelle ilmestyi valoisa plasmapallo, jonka pintalämpötila oli useita tuhansia asteita ja joka muutti osan gravitaatioenergiastaan lämmöksi.
Vastasyntynyt tähti jatkoi kutistumistaan ja lämmitti syvyyttään yhä enemmän. Useiden miljoonien vuosien jälkeen niiden lämpötila nousi 10 miljoonaan celsiusasteeseen, ja siellä alkoivat itsestään ylläpitävät lämpöydinfuusioreaktiot. Nuoresta prototähdestä tuli normaali pääsarjatähti. Levyn läheisen ja kaukaisen reunan aine tiivistyi kylmiksi kappaleiksi - planeetoiksi ja planetoideiksi.
Tällä hetkellä aurinkotutkijoilla on erittäin tehokas tekniikka konvektiivisen vyöhykkeen tutkimiseen - helioseismologia. "Tämä on menetelmä Auringon tutkimiseksi analysoimalla sen värähtelyjä, auringon pinnan pystyvärähtelyjä, joiden tyypilliset jaksot ovat useita minuutteja", selittää Alexander Kosovichev, vanhempi tutkija Stanfordin yliopistosta. – Ne avattiin 1960-luvun alussa. Erityisesti Krimin astrofysikaalisen observatorion henkilökunta, jota johtaa akateemikko Severny, teki paljon tällä alalla. Värähtelyjä herättää turbulenttinen konvektio Auringon pinnan läheisissä kerroksissa. Näiden prosessien aikana syntyy ääniaaltoja, jotka etenevät Auringon sisällä. Määrittämällä näiden aaltojen ominaisuudet saamme tietoa, jonka avulla voimme tehdä johtopäätöksiä Auringon sisäisestä rakenteesta ja mekanismeista, joilla magneettikenttiä syntyy. Helioseismologia on jo mahdollistanut konvektiivisen vyöhykkeen syvyyden määrittämisen, aurinkokerrosten pyörimisen luonteen selvittämisen ja käsityksemme auringonpilkkujen esiintymisestä, jotka ovat itse asiassa magneettikentän pakkauksia. Tiedämme nyt, että aurinkodynamo on hyvin erilainen kuin planeettadynamo, koska se toimii erittäin myrskyisässä ympäristössä. Se tuottaa sekä globaalin dipolikentän että monia paikallisia kenttiä. Vuorovaikutuksen mekanismeja eri mittakaavaisten kenttien välillä ei vielä tunneta, ne jäävät selvittämättä. Yleisesti ottaen tällä tieteellä on suuri tulevaisuus."
Tässä on joitain Auringon passitietoja. Ikä - 4,59 miljardia vuotta; paino - 1,989x1030 kg; keskimääräinen säde - 696 000 km; keskimääräinen tiheys - 1,409 g / cm 3 (maallisen aineen tiheys on neljä kertaa suurempi); tehollinen pintalämpötila (laskettu oletuksella, että aurinko säteilee täysin mustana kappaleena) - 5503˚С (absoluuttisen lämpötilan suhteen - 5778 kelviniä); kokonaissäteilyteho - 3,83x1023 kW.
Auringon pinta (fotosfääri), jopa rauhallisessa tilassa, kaukoputken läpi tarkasteltuna (luonnollisesti suojattu erityisellä suodattimella) näyttää jyväjoukolta tai hunajakennolta. Tätä rakennetta kutsutaan aurinkorakeistamiseksi. Se muodostuu konvektiosta eli kaasuvirtojen lämpökierrosta - kuuma kaasu "kelluu" ja kylmä kaasu painuu alas rakeiden rajoilla, jotka näkyvät tummina alueina. Tyypillinen rakeiden koko on noin 1000 km. Kuvassa - käänteinen tietokonekuva, joka on laskettu Doppler-ilmiöllä - kaasuvirtausten liike havaitsijasta on kuvattu vaaleilla sävyillä, kohti tarkkailijaa - tummilla sävyillä. Vasemmalla on yhdistelmäkuva (ylhäältä ja vastapäivään): Auringon sisäinen rakenne ytimen ja konvektiivisen vyöhykkeen kanssa; fotosfääri tummalla paikalla; kromosfääri; auringonpurkaus; oikeassa yläkulmassa on näkyvyys.
Koska aurinko ei pyöri oman akselinsa ympäri yhtenä kokonaisuutena, sillä ei ole tiukasti määriteltyjä päiviä. Sen päiväntasaajan pinta tekee täyden vallankumouksen 27 Maan vuorokaudessa ja napavyöhykkeet - 35 päivässä. Auringon sisäpuolen aksiaalinen pyöriminen on vieläkin monimutkaisempi, eikä sitä vielä tunneta kaikissa yksityiskohdissaan.
Auringon aineen kemiallista koostumusta hallitsevat luonnollisesti vety (noin 72 % massasta) ja helium (26 %). Hieman alle prosentti on happea, 0,4 % on hiiltä ja noin 0,1 % on neonia. Jos ilmaistamme nämä suhteet atomien lukumääränä, käy ilmi, että miljoonaa vetyatomia kohti on 98 000 heliumatomia, 850 happiatomia, 360 hiiliatomia, 120 neonatomia, 110 typpiatomia sekä 40 rauta- ja piiatomia.
Aurinkoenergian mekaniikka
Auringon kerrosrakennetta verrataan usein sipuliin. Tämä analogia ei ole kovin onnistunut, koska itse kerrokset läpäisevät voimakkaat pystysuorat aine- ja energiavirrat. Mutta ensiarviolta se on hyväksyttävää. Aurinko paistaa sen ytimessä syntyvän lämpöydinenergian ansiosta. Siellä lämpötila saavuttaa 15 miljoonaa celsiusastetta, tiheys - 160 g/cm 3, paine - 3,4x1011 atm. Näissä helvetin olosuhteissa tapahtuu useita lämpöydinreaktioketjuja, jotka muodostavat protoni-protonisyklin (p-p-sykli). Se johtuu nimensä alkuperäisestä reaktiosta, jossa kaksi protonia törmäävät ja muodostavat deuteriumytimen, positronin ja elektronineutrinon.
Näiden muutosten aikana (ja niitä on melko paljon) poltetaan vetyä ja syntyy erilaisia isotooppeja sellaisista jaksollisen järjestelmän alkuaineista kuin helium, beryllium, litium ja boori. Kolme viimeistä alkuainetta joutuvat ydinreaktioihin tai hajoamiseen, mutta helium jää – tai pikemminkin sen pääisotooppi, helium-4, säilyy. Tuloksena käy ilmi, että neljä protonia synnyttää yhden heliumytimen, kaksi positronia ja kaksi neutriinoa. Positronit tuhoutuvat välittömästi elektroneilla ja neutriinot poistuvat Auringosta käytännössä reagoimatta sen aineen kanssa. Jokainen p-p-syklireaktio vapauttaa 26,73 megaelektronivolttia syntyneiden hiukkasten ja gammasäteilyn kineettisen energian muodossa.
Jos protosolaaripilvi koostuisi yksinomaan alkuräjähdyksen aikana syntyneistä alkuaineista (vety ja helium-4 hyvin pienellä deuteriumin, helium-3:n ja litium-7:n sekoituksella), nämä reaktiot olisivat lopettaneet kaiken. Solaarisen alkuaineen koostumus oli kuitenkin paljon rikkaampi, mistä kiistaton todiste on ainakin raudan esiintyminen auringon ilmakehässä. Tämä alkuaine, kuten sen lähimmät naapurit jaksollisessa taulukossa, syntyy vain paljon massiivisempien tähtien syvyyksissä, joissa lämpötilat saavuttavat miljardeja asteita. Aurinko ei ole yksi niistä. Jos siellä on edelleen rautaa, se johtuu vain siitä, että ensisijainen pilvi oli jo saastunut tällä metallilla ja monilla muilla alkuaineilla. Ne kaikki syntyivät aikaisempien sukupolvien jättiläisten tähtien ydinuuneissa, jotka räjähtivät supernovina ja hajoittivat luovan toimintansa tuotteita ympäri avaruutta.
Tämä seikka ei muuta yllä olevaa auringonsisäisen lämpöydinfuusion kaaviota suuresti, mutta tuo siihen silti joitain muutoksia. Tosiasia on, että 15 miljoonassa asteessa vety voi muuttua heliumiksi hiili-typpi-happi-kierrossa (CNO-sykli). Alussa protoni törmää hiili-12-ytimen kanssa ja muodostaa typpi-13-ytimen ja gammasäteilykvantin. Typpi hajoaa hiili-13-ytimeksi, positroniksi ja neutriinoksi. Raskas hiiliydin törmää jälleen protonin kanssa, josta syntyy typpi-14 ja gammasäde. Typpi nielee kolmannen protonin vapauttaen gamma-kvantin ja happi-15:n, joka muuttuu typpi-15:ksi, positroniksi ja neutriinoksi. Typpiydin vangitsee viimeisen, neljännen protonin ja jakautuu hiili-12- ja helium-4-ytimiin. Kokonaissaldo on sama kuin ensimmäisessä syklissä: alussa neljä protonia, alfahiukkanen (eli helium-4-ydin), pari positroneja ja pari neutriinoa lopussa. Lisäksi tietysti sama energiateho, lähes 27 MeV. Mitä tulee hiili-12:een, sitä ei kuluteta lainkaan tässä syklissä, se katoaa ensimmäisessä reaktiossa ja ilmestyy uudelleen viimeisessä. Tämä ei ole polttoaine, vaan katalysaattori.
Aurinko pyörii akselinsa ympäri, mutta ei yhtenä kokonaisuutena. Kuvassa on SOHO:n (Solar Heliospheric Observatory) avaruusobservatorion keräämiin Doppler-mittauksiin perustuva tietokonemalli Auringon yksittäisten osien pyörimisnopeudesta. Väri ilmaisee pyörimisnopeuden (laskevassa järjestyksessä: punainen, keltainen, vihreä, sininen). Eri nopeuksilla liikkuvat kuuman plasman alueet muodostavat "nauhoja", joiden rajoilla syntyy paikallisten magneettikenttien häiriöitä, joiden seurauksena aurinkopilkkuja esiintyy useimmiten täällä.
CNO-syklin reaktiot Auringon sisällä ovat melko hitaita ja tuottavat vain puolitoista prosenttia kokonaisenergiantuotannosta. Niitä ei kuitenkaan pidä unohtaa, jo pelkästään siksi, että muuten auringon neutrinovuon laskennallinen teho aliarvioituu. Auringon neutrinosäteilyn mysteerit ovat erittäin mielenkiintoisia, mutta tämä on täysin itsenäinen aihe, joka ei sovi tämän artikkelin soveltamisalaan.
Hyvin nuoren auringon ydin koostui 72 % vedystä. Mallilaskelmat ovat osoittaneet, että nyt sen osuus on vain 35 % ytimen keskivyöhykkeen massasta ja 65 % reunavyöhykkeen massasta. Mitään ei voida tehdä, jopa ydinpolttoaine palaa. Se kestää kuitenkin miljardeja vielä viisi vuotta. Auringon lämpöydinuunissa tapahtuvia prosesseja verrataan joskus vetypommin räjähdykseen, mutta samankaltaisuus on tässä hyvin ehdollinen. Kymmenien kilojen voimakkaiden ydinpommien tuotto on megatonnia ja kymmeniä megatonneja TNT-ekvivalenttia. Mutta aurinkoydin tuottaa kaiken jättimäisen massansa kanssa vain noin sata miljardia megatonnia sekunnissa. On helppo laskea, että keskimääräinen energiateho on kuusi mikrowattia kiloa kohden - ihmiskeho tuottaa lämpöä 200 000 kertaa aktiivisemmin. Auringon lämpöydinfuusio ei "räjähtä", vaan hitaasti, hitaasti "kyteää" - suureksi onneksemme.
Säteilevä siirto
Ytimen ulkoraja on noin 150 000 km päässä Auringon keskustasta (säde 0,2). Tällä vyöhykkeellä lämpötila laskee 9 miljoonaan asteeseen. Myöhemmällä jäähdytyksellä protoni-protonisyklin reaktiot pysähtyvät - protoneilla ei ole tarpeeksi kineettistä energiaa voittamaan sähköstaattista repulsiota ja sulautumaan deuteriumytimeen. CNO-syklin reaktiot eivät myöskään tapahdu siellä, koska niiden lämpötilakynnys on vielä korkeampi. Siksi auringon lämpöydinfuusio katoaa ytimen rajalla.
Kolmiulotteinen auringonpilkkumalli, joka on rakennettu SOHO:n (Solar and Heliospheric Observatory) avaruusobservatorion laitteella (Michelson Doppler Imager) saatujen tietojen perusteella. Ylempi taso on Auringon pinta, alempi taso kulkee 22 tuhannen kilometrin syvyydessä. Pystyleikkaustaso on pidennetty 24 tuhanteen kilometriin. Värit osoittavat alueita, joilla on erilainen äänennopeus (laskevassa järjestyksessä - punaisesta siniseen mustaan). Itse täplät ovat paikkoja, joissa voimakkaat magneettikentät pääsevät auringon ilmakehään. Ne näkyvät viileämpien lämpötilojen alueina Auringon pinnalla, joita yleensä ympäröivät kuumemmat aktiiviset alueet, joita kutsutaan faculaiksi. Täplien määrä Auringossa muuttuu 11 vuoden ajanjaksolla (mitä enemmän niitä on, sitä suurempi Auringon aktiivisuus).
Ydintä ympäröi paksu pallomainen kerros, joka päättyy 0,7 auringon säteen pystysuoraan merkkiin. Tämä on säteilyvyöhyke. Se on täytetty vety-heliumplasmalla, jonka tiheys pienenee sata kertaa sen siirtyessä vyöhykkeen sisärajalta ulkorajalle 20 - 0,2 g/cm 3 . Vaikka ulommat plasmakerrokset ovat viileämpiä kuin sisemmät, lämpötilagradientti siellä ei ole niin suuri, että syntyy pystysuuntaisia ainevirtoja, jotka kuljettavat lämpöä alemmista kerroksista ylempiin (tätä lämmönsiirtomekanismia kutsutaan konvektioksi). Supranukleaarisessa kerroksessa ei ole eikä voi olla mitään konvektiota. Ytimessä vapautuva energia kulkee sen läpi sähkömagneettisen säteilyn kvanttien muodossa.
Miten tämä tapahtuu? Ytimen keskustassa syntyneet gamma-kvantit ovat hajallaan sen aineessa ja menettävät vähitellen energiaa. Ne saavuttavat ytimen rajan pehmeinä röntgensäteinä (aallonpituus luokkaa yksi nanometri ja energia 400−1300 eV). Siellä oleva plasma on niille lähes läpinäkymätöntä; fotonit voivat kulkea siinä vain senttimetrin murto-osan. Törmäessään vety- ja heliumionien kanssa kvantit antavat niille energiansa, joka osittain kuluu hiukkasten kineettisen energian säilyttämiseen samalla tasolla ja osittain uudelleen emittoituneena uusien pitempien kvanttien muodossa. Joten fotonit leviävät vähitellen plasman läpi, kuolevat ja syntyvät uudelleen. Vaeltavat kvantit kulkevat ylöspäin (missä aine on vähemmän tiheää) helpommin kuin alaspäin, ja siksi säteilyenergia virtaa vyöhykkeen syvyyksistä sen ulkorajalle.
Koska aine on liikkumatonta säteilyn siirtovyöhykkeellä, se pyörii yhtenä kokonaisuutena auringon akselin ympäri. Mutta vain toistaiseksi. Kun fotonit kulkevat kohti Auringon pintaa, ne kulkevat yhä pidempiä matkoja ionien kanssa tapahtuvien törmäysten välillä. Tämä tarkoittaa, että ero emittoivien ja absorboivien hiukkasten liike-energiassa kasvaa koko ajan, koska auringon aines on suuremmissa syvyyksissä kuumempaa kuin matalammissa. Tämän seurauksena plasma epävakaa ja siihen syntyvät olosuhteet aineen fyysiselle liikkumiselle. Säteilynsiirtovyöhyke muuttuu konvektiiviseksi vyöhykkeeksi.
Kuva aurinkokoronasta täydellisen auringonpimennyksen aikana 26. helmikuuta 1998. Korona on aurinkoilmakehän ulompi osa, joka koostuu noin miljoonan celsiusasteen lämpötilaan kuumennetusta harvennetusta vedystä. Kuvan värit ovat synteettisiä ja osoittavat koronan kirkkauden vähenemistä sen siirtyessä pois Auringosta (sininen ja vaaleanpunainen täplä keskellä on Kuu).
Konvektioalue
Se alkaa 0,3 säteen syvyydestä ja ulottuu aina Auringon (tai pikemminkin sen ilmakehän) pintaan asti. Sen pohja on lämmitetty 2 miljoonaan asteeseen, kun taas ulkorajan lämpötila ei nouse edes 6000 ˚C:een. Se on erotettu säteittäisestä vyöhykkeestä ohuella välikerroksella - takokliinilla. Siinä tapahtuu mielenkiintoisimpia, mutta ei vielä hyvin tutkittuja asioita. Joka tapauksessa on syytä uskoa, että takokliinissa liikkuvat plasmavirrat vaikuttavat eniten auringon magneettikentän muodostumiseen. On helppo laskea, että konvektiovyöhyke vie noin kaksi kolmasosaa Auringon tilavuudesta. Sen massa on kuitenkin hyvin pieni - vain kaksi prosenttia auringosta. Tämä on luonnollista, koska aurinkoaine väistämättä harvinaistuu, kun se siirtyy pois keskustasta. Vyöhykkeen alarajalla plasman tiheys on 0,2 veden tiheyttä ja ilmakehään tullessaan se laskee 0,0001:een maan ilman tiheyteen merenpinnan yläpuolella.
Konvektiivisella vyöhykkeellä oleva aine liikkuu hyvin hämmentävästi. Sen pohjalta nousee voimakkaita, mutta hitaita kuuman plasman virtoja (halkaisijaltaan satatuhatta kilometriä), joiden nopeus ei ylitä muutamaa senttimetriä sekunnissa. Niitä kohti laskeutuu vähemmän lämmitetyn plasman ei niin voimakkaita suihkuja, joiden nopeus mitataan jo metreinä sekunnissa. Useiden tuhansien kilometrien syvyydessä nouseva korkean lämpötilan plasma jakautuu jättimäisiksi soluiksi. Suurimpien niistä on lineaariset mitat noin 30-35 tuhatta kilometriä - niitä kutsutaan superrakeiksi. Lähempänä pintaa muodostuu mesorakeita, joiden tyypillinen koko on 5000 km, ja vielä lähempänä - 3–4 kertaa pienempiä rakeita. Superrakeet elävät noin vuorokauden, rakeet yleensä enintään neljäsosa tuntia. Kun nämä plasman kollektiivisen liikkeen tuotteet saavuttavat auringon pinnan, ne näkyvät helposti erikoissuodattimella varustetun kaukoputken läpi.
Tunnelma
Se on melko monimutkaista. Kaikki auringonvalo menee avaruuteen sen alemmalta tasolta, jota kutsutaan fotosfääriksi. Päävalonlähde on fotosfäärin alempi kerros, 150 km paksu. Koko fotosfäärin paksuus on noin 500 km. Tätä pystysuoraa pitkin plasman lämpötila laskee 6400 K:sta 4400 K:iin.
Fotosfäärissä näkyy jatkuvasti matalan lämpötilan alueita (jopa 3700 K), jotka hehkuvat heikommin ja havaitaan tummina täplinä. Auringonpilkkujen määrä vaihtelee 11 vuoden ajanjaksolla, mutta ne eivät koskaan peitä enempää kuin 0,5 % aurinkolevystä.
Fotosfäärin yläpuolella on kromosfäärikerros ja vielä korkeammalla aurinkokorona. Koronan olemassaolo on ollut tiedossa ammoisista ajoista lähtien, sillä se näkyy selvästi täydessä auringonpimennyksessä. Kromosfääri löydettiin suhteellisen äskettäin, vasta 1800-luvun puolivälissä. Heinäkuun 18. päivänä 1851 sadat Skandinaviaan ja ympäröiviin maihin kokoontuneet tähtitieteilijät katselivat kuun peittävän aurinkolevyn. Muutama sekunti ennen koronan ilmestymistä ja juuri ennen pimennyksen kokonaisvaiheen loppua tutkijat huomasivat hehkuvan punaisen puolikuun levyn reunassa. Vuoden 1860 pimennyksen aikana oli mahdollista tutkia paremmin tällaisia soihdut, mutta myös saada niiden spektrogrammit. Yhdeksän vuotta myöhemmin englantilainen tähtitieteilijä Norman Lockyer kutsui tätä vyöhykettä kromosfääriksi.
Kromosfäärin tiheys on fotosfääriin verrattuna erittäin pieni, vain 10–100 miljardia hiukkasta 1 cm³:ssä. Mutta se kuumennetaan voimakkaammin - jopa 20 000 ˚C. Kromosfäärissä havaitaan jatkuvasti tummia pitkänomaisia rakenteita - kromosfäärisäikeitä (niiden tyyppi on hyvin tunnetut korotukset). Ne ovat tiheämmän ja kylmemmän plasman möhkäleitä, jotka magneettikentän silmukat nostavat fotosfääristä. Lisääntyneen kirkkauden alueet – flokkulit – ovat myös näkyvissä. Ja lopuksi, pitkänomaiset plasmarakenteet - spicules - näkyvät jatkuvasti kromosfäärissä ja katoavat muutaman minuutin kuluttua. Nämä ovat eräänlaisia ylikulkuteitä, joita pitkin aine virtaa fotosfääristä koronaan.
Tähteemme tuleva kohtalo riippuu suoraan auringon sisätilojen prosesseista. Vetyvarantojen pienentyessä ydin supistuu vähitellen ja lämpenee, mikä lisää Auringon kirkkautta. Pääsarjatähdeksi tultuaan se on kasvanut jo 25-30 % - ja tämä prosessi jatkuu. Noin 5 miljardin vuoden kuluttua ytimen lämpötila saavuttaa satoja miljoonia asteita, ja sitten helium syttyy sen keskustassa (hiilen ja hapen muodostuessa). Tällä hetkellä vetyä poltetaan reunalla ja sen palamisvyöhyke siirtyy hieman pintaa kohti. Aurinko menettää hydrostaattisen vakauden, sen ulommat kerrokset täyttyvät huomattavasti ja siitä tulee jättimäinen, mutta ei erityisen kirkas valo - punainen jättiläinen. Tämän jättiläisen valoisuus on kaksi suuruusluokkaa suurempi kuin Auringon nykyinen kirkkaus, mutta sen elinikä on paljon lyhyempi. Sen ytimen keskelle kertyy nopeasti suuri määrä hiiltä ja happea, jotka eivät enää voi leimahtaa - lämpötila ei riitä. Ulompi heliumkerros jatkaa palamista, laajenee vähitellen ja jäähtyy. Heliumin lämpöydinpalamisnopeus kasvaa erittäin nopeasti lämpötilan noustessa ja laskee lämpötilan laskiessa. Siksi punaisen jättiläisen sisäosat alkavat sykkiä voimakkaasti, ja lopulta se voi tulla siihen pisteeseen, että sen ilmakehä sinkoutuu ympäröivään tilaan kymmenien kilometrien sekunnissa nopeudella. Ensinnäkin laajeneva tähtikuori, alla olevien tähtikerrosten ionisoivan ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, hehkuu kirkkaasti sinisellä ja vihreällä valolla - tässä vaiheessa sitä kutsutaan planetaariseksi sumuksi. Mutta tuhansien tai korkeintaan kymmenien tuhansien vuosien jälkeen sumu jäähtyy, tummuu ja haihtuu avaruuteen. Mitä tulee ytimeen, elementtien muuttuminen pysähtyy kokonaan, ja se loistaa vain kertyneen lämpöenergian, jäähtymisen ja haalistumisen ansiosta. Se ei pysty romahtamaan neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi; massaa ei ole tarpeeksi. Tällaisia aurinkotyyppisten Bosessa kuolleiden tähtien jäähtymisen jäänteitä kutsutaan valkoisiksi kääpiöiksi.
Korona on ilmakehän kuumin osa, sen lämpötila on useita miljoonia asteita. Tämä kuumennus voidaan selittää useilla magnetohydrodynamiikan periaatteisiin perustuvilla malleilla. Valitettavasti kaikki nämä prosessit ovat hyvin monimutkaisia ja erittäin huonosti tutkittuja. Kruunu on myös täynnä erilaisia rakenteita - reikiä, silmukoita, serpentiinejä.
Aurinkoenergian ongelmat
Huolimatta siitä, että aurinko on suurin ja näkyvin esine maan taivaalla, tähtemme fysiikassa on paljon ratkaisemattomia ongelmia. ”Tiedämme, että Auringon magnetismilla on erittäin voimakas vaikutus sen ilmakehän dynamiikkaan – se synnyttää esimerkiksi auringonpilkkuja. Mutta miten se syntyy ja kuinka se leviää plasmassa, ei ole vielä selvitetty”, American National Solar Observatoryn johtaja Steven Keil vastaa PM:n kysymykseen. — Toiselle sijalle asettaisin auringonpurkausmekanismin purkamisen. Nämä ovat lyhytaikaisia, mutta erittäin voimakkaita nopeiden elektronien ja protonien päästöjä yhdistettynä yhtä voimakkaiden sähkömagneettisen säteilyn virtojen tuottamiseen useilla eri aallonpituuksilla. Taudinpurkauksista on kerätty kattavasti tietoa, mutta niiden esiintymiselle ei ole vielä olemassa järkeviä malleja. Lopuksi olisi ymmärrettävä, millä tavoin fotosfääri energisoi koronaa ja lämmittää sen lämpötiloihin, jotka ovat kolme suuruusluokkaa korkeampia kuin sen oma lämpötila. Ja tätä varten on ensinnäkin tarpeen määrittää oikein koronan sisällä olevien magneettikenttien parametrit, koska nämä suureet eivät ole kaukana täysin tiedossa.