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Atmósfera solar - Photosfhere

Fotosfera - La atmósfera del sol comienza con un borde más profundo de 200-300 km del borde del sol. Estas capas más profundas de la atmósfera se llaman la fotosfera. Dado que su espesor no es más de una tres milésimas del radio solar, la fotosfera a veces se llama convencionalmente la superficie del sol.
La densidad de los gases en la fotosfera es aproximadamente la misma que en la estratosfera de la Tierra, y cientos de veces menos que la de la superficie de la Tierra. La temperatura de la photos disminuye desde 8000 k a una profundidad de 300 km hasta 4000 k en las capas más leves. La temperatura de esa capa media, la radiación de la que percibimos, aproximadamente 6000 K. En tales condiciones, casi todas las moléculas de gas se desintegran en átomos separados. Solo en las capas más superiores de la Photosphere, las moléculas relativamente ligeramente simples y los radicales de tipo H 2, OH, CH.

Un papel especial en la atmósfera solar se juega con un ion hidrógeno negativo que es un protón con dos electrones. Este compuesto inusual ocurre en la capa externa delgada, la capa más fría de la fotosfera con "pegue" a los átomos de hidrógeno neutros de electrones libres de cargas negativamente, que se suministran fácilmente mediante calcio ionizado, sodio, magnesio, hierro y otros metales. En la aparición de iones de hidrógeno negativos emiten la mayor parte de la luz visible. La misma luz de los iones se absorbe ansiosamente, debido a que la opacidad de la atmósfera con profundidad está creciendo rápidamente. Por lo tanto, el borde visible del sol y nos parece muy afilado.
Casi todos nuestros conocimientos del Sol se basan en el estudio de su espectro, una tira de multicolores estrecha que tiene la misma naturaleza que el arco iris. Por primera vez, poniendo un prisma en el camino del sol, Newton recibió tal tira y exclamó: "¡Espectro!" (Lat. Spectrum - "Vision"). Más tarde, se notaron las líneas oscuras en el espectro del sol y las encontraban las fronteras de las flores.
En un telescopio con un alto aumento, se pueden observar partes delgadas de la fotosfera: el conjunto parece estar cubierto con pequeños granos brillantes: gránulos, separados por una red de trayos oscuros estrechos. La granulación es el resultado de la mezcla de flujos de gas más cálido y disminuido. La diferencia de temperatura entre ellos en las capas exteriores es relativamente pequeña (200-300 k), pero más profunda, en la zona convectiva, es mayor y se produce una agitación significativamente más intensa. La convección en las capas exteriores del sol juega un papel importante, determinando la estructura general de la atmósfera. En última instancia, hay un convección como resultado de una interacción compleja con soleado. campos magnéticos Es la causa de todas las diversas manifestaciones de la actividad solar. Los campos magnéticos participan en todos los procesos al sol. A veces, en un área pequeña de la atmósfera solar, ocurren campos magnéticos concentrados, varios miles de veces más fuertes que en la Tierra. El plasma ionizado es un buen conductor, no puede moverse a través de las líneas de inducción magnética de un campo magnético fuerte. Por lo tanto, en tales lugares, la mezcla y el aumento de los gases calientes se reducen en la parte inferior, y se produce el área oscura: la mancha solar. Contra el fondo de la flexión deslumbrante, parece completamente negra, aunque en realidad el brillo es más débil solo diez.
Con el tiempo, la magnitud y la forma de los puntos cambian enormemente. Al llegar a la forma de un poro apenas notable, la mancha aumenta gradualmente sus dimensiones a varias decenas de miles de kilómetros. Las manchas grandes, por regla general, consisten en una parte oscura (kernel) y menos oscuras, la estructura de la cual une un tipo de mancha del vórtice. Las manchas están rodeadas de partes más brillantes de la fotosfera, llamadas antorchas o campos de antorcha.
La fotospero se está moviendo gradualmente a las capas externas más enrarecidas de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona.
Atmósfera solar - cromosfera

Atmósfera (Griego. "Esfera de color") se nombra para su color púrpura rojizo. Es visible durante los eclipses solares completos como un anillo brillante rojizado alrededor del disco negro de la luna, simplemente eclipsado el sol. La cromosfera es muy heterogénea y consiste principalmente en lenguas alargadas oblongas (Spikula), que le dan la apariencia de la hierba ardiente. La temperatura de estos chorros cromosféricos es de dos a tres veces más alta que en la fotosfera, y la densidad de cientos de miles de miles de veces menos. La longitud total de la cromosfera es de 10-15 mil kilómetros.
El crecimiento de la temperatura en la cromosfera se explica por la propagación de las ondas y los campos magnéticos que la penetran de la zona convectiva. La sustancia se calienta de la misma manera que si sucediera en un gigantesco horno de microondas. La velocidad de los movimientos térmicos de las partículas aumenta, las colisiones entre ellos son rápidamente, y los átomos pierden sus electrones externos: la sustancia se convierte en un plasma ionizado en caliente. Los mismos procesos físicos soportan y la temperatura inusualmente alta de las capas más externas de la atmósfera solar, que se encuentran sobre la cromosfera.
A menudo, durante los eclipses (y con dispositivos espectrales especiales, y sin esperar a los eclipses) sobre la superficie del sol, puede observar las extrañas formas de "fuentes", "nubes", "embudos", "arbustos", "arcos" y Otras formaciones brillantes de las sustancias cromospéricas. Están en ausencia o cambiando lentamente, rodeados de chorros curvos suaves, que fluyen hacia la cromosfera o fluyen de él, subiendo a docenas y cientos de miles de kilómetros. Estas son las formaciones más grandiosas de la atmósfera solar. protuboyrans. Cuando se observa en una línea espectral roja emitida por los átomos de hidrógeno, parecen en el fondo de un disco solar con fibras oscuras, largas y curvas.

Los protuberanos tienen aproximadamente la misma densidad y temperatura que la cromosfera. Pero están por encima de él y están rodeados de capas superiores superiores, fuertemente rociadas de la atmósfera solar. Los protuberanos no caen en la cromosfera porque su sustancia se mantiene mediante campos magnéticos de áreas activas del sol.
Por primera vez, se observó a Astrónomo Francés Pierre Zhansen y su colega inglesa Joseph Lyoulomer y su colega inglesa, Joseph Lomer y su colega inglesa, Staltroscope en 1868. En 1868, la brecha de espectroscopio es para que ella cruce el borde de El sol, y si un protubeo está cerca de él, entonces puedes ver la gama de su radiación. Dirigiendo la brecha diferentes sitios Impresión o cromosfera, puedes estudiarlas en partes. El espectro de protuberanos, así como la cromosfera, consiste en líneas brillantes, principalmente hidrógeno, helio y calcio. Las líneas de radiación de otros elementos químicos también están presentes, pero son mucho más débiles.
Algunos protuberanses, habiendo pasado mucho tiempo sin cambios notables, de repente parecen explotar, y su sustancia a una velocidad de cientos de kilómetros por segundo se emite en el espacio interplanetario. El tipo de cromosfera también cambia, lo que indica el movimiento continuo de los componentes de sus gases.
A veces, algo similar a las explosiones se produce en áreas muy pequeñas de la atmósfera del sol. Estos son los llamados destellos cromosféricos (los procesos de explosión más poderosos, pueden durar solo unos minutos, pero durante este tiempo se distingue la energía, lo que a veces alcanza los 10 25 J). Por lo general, son varias docenas de minutos. Durante los brotes en las líneas espectrales de hidrógeno, helio, calcio ionizado y algunos otros elementos, la luminiscencia de una sección separada de la cromosfera aumenta repentinamente diez veces. Especialmente aumenta la radiación ultravioleta y la radiación de la radiografía: a veces su poder es varias veces más alta que la potencia total de la radiación del sol en esta región de onda corta del espectro al brote.
Manchas, antorchas, protuberancias, destellos cromosféricos: toda esta manifestación de la actividad solar. Con un aumento en la actividad, el número de estas formaciones en el sol se vuelve más.
Atmósfera solar - corona

corona - A diferencia de la fotosfera y la cromosfera, la parte externa de la atmósfera solar tiene una longitud enorme: se extiende más de millones de kilómetros, que corresponde a varios radios solares, y su continuación se deja aún más.
La densidad de la sustancia en la corona solar disminuye con una altura de mucha más lenta que la densidad del aire en la atmósfera de la Tierra. Reduciendo la densidad del aire cuando el aumento ascendente está determinado por la atracción de la Tierra. En la superficie del sol, el poder de la gravedad es mucho más, y parece que su atmósfera no debería ser alta. De hecho, es inusualmente extenso. En consecuencia, hay algunas fuerzas que actúan contra la atracción del sol. ¡Estas fuerzas están asociadas con enormes velocidades de átomos y electrones en la corona, calentados a una temperatura de 1-2 millones de grados!
La corona se observa mejor durante la fase completa del eclipse solar. Es cierto, para aquellos durante varios minutos que dure, es muy difícil extraer no solo los detalles individuales, sino también una visión general de la corona. El ojo del observador apenas comienza a acostumbrarse a que se acostumbra de repente el crepúsculo, y el brillante rayo del sol apareció debido al borde de la luna, el brillante rayo del sol ya está anunciado sobre el final del eclipse. Por lo tanto, a menudo los bocetos de la corona hechos por observadores experimentados durante el mismo eclipse, variando. No fue posible determinar con precisión su color.
La invención de la fotografía le dio a los astrónomos un método de investigación objetiva y documental. Sin embargo, obtener una buena foto de la corona, tampoco es fácil. El hecho es que está más cerca de la parte del sol, la llamada corona interior, es relativamente brillante, mientras que la corona del extrema exterior parece ser un resplandor muy pálido. Por lo tanto, si la corona externa es claramente visible en las fotos, el interior resulta que se altere y en las imágenes donde se ven las partes de la corona interna, el externo es completamente imperceptible. Para superar esta dificultad, durante los eclipses, generalmente intenta obtener algunas instantáneas de la corona a la vez, con extractos grandes y pequeños. O la corona se fotografía colocando un filtro especial "radial" antes de la fotoplástica, debilitando las zonas de anillo de partes interiores brillantes de la corona. En tales imágenes, su estructura se puede rastrear a un montón de radio solar.
Ya se les permite descubrir las primeras fotos exitosas en la corona. un gran número de Detalles: Rayos coronales, todo tipo de "arcos", "cascos" y otras formaciones complejas, claramente relacionadas con regiones activas.
La caracteristica principal La corona es una estructura radiante. Los rayos coronales tienen la forma más diversa: a veces son cortos, a veces largos, hay rayos rectos, y algunas veces son muy curvas. En 1897, el astrónomo de Pulkovsky Alexei Pavlovich Ghansky descubrió que el tipo general de corona solar cambia periódicamente. Resultó que esto se debe al ciclo de actividad solar de 11 años.
Con el período de 11 años, se cambia tanto el brillo general como la forma de la corona solar. En la era del máximo de puntos solares, tiene una forma relativamente redondeada. Luz y dirigida a lo largo del radio de los rayos solares de la corona se observan tanto en el ecuador solar como en las regiones polares. Cuando hay pocas manchas, los rayos coronales se forman solo en latitudes ecuatoriales y medianas. La forma de la corona se alarga. Los polos aparecen los rayos cortos característicos, los llamados cepillos polares. En este caso, el brillo total de la corona disminuye. Esto característica interesante Las coronas, que son discutibles, se asocian con el movimiento gradual durante el ciclo de 11 años del área de manchas predominantes. Después de un mínimo, las manchas comienzan a ocurrir en ambos lados del ecuador en las latitudes de 30-40 °. Luego, la zona de tinción se reduce gradualmente al ecuador.
Los estudios cuidadosos han hecho necesario establecer que existe una cierta conexión entre la estructura de la corona y las formaciones individuales en la atmósfera del Sol. Por ejemplo, los rayos coronales brillantes y rectos se observan generalmente sobre manchas y antorchas. En su dirección, los rayos vecinos se inclinan. Basado en los rayos coronales, aumenta el brillo de la cromosfera. Esta área se llama generalmente emocionada. Hay áreas calientes y estrechamente vecinas e inexciadas. Por encima de las manchas en la corona hay formaciones complejas brillantes. Los protuberanos también están rodeados de conchas de materia coronal.
La corona resultó ser un laboratorio natural único en el que se puede observar la sustancia en las condiciones más inusuales y inalcanzables en la Tierra.
A principios de los siglos XIX XX, cuando no existía la física de plasma en realidad, las características observadas de la corona eran un interés inexplicable. Entonces, el color de la corona es sorprendentemente similar al sol, como si su luz refleja el espejo. Al mismo tiempo, sin embargo, en la corona interna, desaparecen por completo para el espectro solar de las líneas de la línea. Aparecen de nuevo lejos del borde del sol, en la corona exterior, pero ya muy débiles. Además, la luz de la corona está polarizada: los planos en los que las ondas de luz oscilan se ubican principalmente con respecto al disco solar. Con la eliminación del sol, la proporción de rayos polarizados primero aumenta (casi hasta un 50%), y luego disminuye. Finalmente, en el espectro de la corona aparece líneas de emisión brillantes, que son casi hasta la mitad del siglo XX. Error al identificar ninguno de los elementos químicos conocidos.
Resultó que la razón principal de todas estas características de la corona es una alta temperatura de un gas fuertemente rociado. A una temperatura de más de 1 millón de grados, la tasa promedio de átomos de hidrógeno excede los 100 km / s, y los electrones libres se encuentran en 40 veces más. A tales velocidades, a pesar de la fuerte afabilidad de la sustancia (¡solo 100 millones de partículas en el CC, CM, que son 100 mil millones de veces que aumentan el aire en la Tierra!), Collisis relativamente frecuentes de átomos, especialmente con electrones. Las fuerzas de los choques electrónicos son tan grandes que los átomos de los elementos ligeros están casi completamente privados de todos sus electrones y solo los núcleos nucleares "desnudos" permanecen de ellos. Los elementos más pesados \u200b\u200bconservan las conchas electrónicas más profundas, moviéndose a un alto grado de estado de ionización.
Por lo tanto, el gas coronal es un plasma altamente elevado; Consiste en muchos iones cargados positivamente de todo tipo de elementos químicos y un poco más de electrones libres derivados de la ionización de los átomos de hidrógeno (un electrón), helio (dos electrones) y átomos más pesados. Dado que los electrones móviles desempeñan el papel principal en dicho gas, a menudo se conoce como gas de electrones, aunque significa que la presencia de tales iones positivos está implícita, lo que garantizaría completamente la neutralidad de plasma en su conjunto.
el color blanco La corona se explica por los disímiles. luz de sol en electrones libres. No invierten su energía durante la disipación: fluctuando el tacto de la onda de luz, solo cambian la dirección de la luz dispersada, mientras lo polarizan. Las misteriosas líneas brillantes en el espectro se generan por la rápida radiación de hierro altamente angular, argón, níquel, calcio, calcio y otros elementos que se producen solo en condiciones de permafrost grave. Finalmente, las líneas de absorción en la corona exterior son causadas por la disipación en las partículas de polvo, que están constantemente presentes en el medio interestelar. Y la ausencia de una línea en la corona interior se debe al hecho de que, cuando se dispersa en electrones de movimiento muy rápido, todos los cuantos de luz prueban cambios tan significativos en las frecuencias que incluso las potencias de Fracias Fracias de la línea Solar Spectrum están completamente "cerradas".
Entonces, la corona del sol es la parte más externa de su atmósfera, la más escasa y la más calurosa. Agregamos que ella y los más cercanos a nosotros: resulta que se extiende, se extiende lejos del sol en forma de un flujo de plasma en constante movimiento, viento solar de él. Cerca de la Tierra, su velocidad es un promedio de 400-500 km / s, y a veces alcanza casi 1000 km / s. Difundir mucho más allá de los límites de las órbitas de Júpiter y Saturno, el viento solar forma una heliosfera gigante, una frontera con un medio interestelar aún más enrarecido.
De hecho, vivimos rodeados de la corona solar, aunque protegidos de su radiación penetrante, una barrera confiable en forma de campo magnético de una tierra. A través de la corona, la actividad solar afecta a muchos procesos que se producen en la Tierra (fenómenos geofísicos).
Cómo afecta el sol el suelo

El sol ilumina y calienta nuestro planeta, sin esto, la vida en ella no es solo una persona, sino que incluso los microorganismos serían imposibles. El Sol es el motor principal (aunque no el único) que tiene lugar en los procesos de la Tierra. Pero no solo el calor y la luz obtienen la tierra del sol. Diferentes tipos La radiación solar y las corrientes de partículas tienen un efecto constante en su vida.
El sol envía ondas electromagnéticas hasta el suelo de todas las áreas de espectro, desde las ondas de radio de múltiples kilómetros hasta los rayos gamma. Los alrededores de la Tierra también logran partículas cargadas de diferentes energías, tanto altas como bajas y medianas. Finalmente, el sol emite un poderoso flujo de partículas elementales - neutrino. Sin embargo, el impacto de este último en los procesos de la Tierra es deslumbrante pequeño: para estas partículas, el globo es transparente, y vienen libremente a través de él. Solo una parte muy pequeña de las partículas cargadas del espacio interplanetario cae a la atmósfera de la Tierra (el resto rechaza o retrasa el campo geomagnético). Pero su energía es suficiente para causar las radiales polares y las perturbaciones del campo magnético de nuestro planeta.
La perturbación electromagnética está sujeta a una selección estricta en la atmósfera de la Tierra. Es transparente solo para la luz visible y la radiación ultravioleta e infrarroja más cercana, así como para las ondas de radio en un rango relativamente estrecho (desde el centímetro hasta el medidor). Toda otra radiación se refleja, o es absorbida por la atmósfera, la calefacción y la ionizuya sus capas superiores.
La absorción de rayos X y rayos ultravioletas duros comienza en las salidas de 300-350 km; En las mismas alturas, las ondas de radio más largas provenientes del espacio se reflejan. Con salpicaduras fuertes de rayos X solares de destellos cromosféricos, la TUMA de rayos X penetra hasta las alturas de 80-100 km de la superficie de la Tierra, el ionizuet, la atmósfera y causa una violación de las ondas cortas.

El tipo de región oscura y ominosa en el lado izquierdo del disco solar se llaman los llamados agujeros coronales. Estas áreas se encuentran sobre la superficie, donde las líneas eléctricas del campo magnético solar van al espacio interplanetario, se caracterizan por una presión reducida. Los agujeros coronales comenzaron a estudiar intensamente de satélites desde la década de 1960 en la luz ultravioleta y de rayos X. Se sabe que son fuentes de viento solar intensivo, que consiste en átomos y electrones volando lejos del sol a lo largo de las líneas de campo magnético de potencia abierta.

Nuestro Sol.

La radiación ultravioleta suave (onda larga) puede penetrar incluso más profunda, se absorbe a una altitud de 30-35 km. Aquí se dividen la cuantata ultravioleta en los átomos de las moléculas de oxígeno con la posterior formación de ozono. Por lo tanto, no se crea transparente para la "pantalla de ozono" ultravioleta, protegiendo la vida en la Tierra de los rayos descoloridos. La parte no absorbida de la radiación ultravioleta más de onda de larga duración llega a la superficie de la Tierra. Son estos rayos los que causan bronceado en personas.
La radiación en el rango visible absorbe débilmente. Sin embargo, se disipa por la atmósfera incluso en ausencia de nubes, y parte de ella regresa al espacio interplanetario. Las nubes que consisten en gotitas de agua y partículas sólidas mejoran significativamente el reflejo de la radiación solar. Como resultado, se trata de la superficie del planeta, aproximadamente la mitad de la luz que cae cayendo sobre el límite de la atmósfera terrenal.
La cantidad de energía solar que viene a la superficie de 1 metros cuadrados, desplegada perpendicular a los rayos solares en el límite de la atmósfera de la Tierra, se llama constante solar. Es muy difícil medirlo desde el suelo, y por lo tanto, los valores encontrados antes del inicio de los estudios del espacio fueron muy aproximados. Pequeñas fluctuaciones (si realmente existían) a sabiendas "tono" en la inexactitud de las mediciones. Solo la implementación de un programa espacial especial para determinar la constante solar hizo posible encontrar su valor confiable. Según los últimos datos, es de 1370 p / m 2 con una precisión del 0,5%. Las vibraciones que exceden el 0,2%, durante el tiempo de medición no se detectaron.
En la Tierra, la radiación es absorbida por la tierra y el océano. La superficie de la tierra calentada a su vez se irradia en el área infrarroja de longitud de onda larga. Para tal radiación, nitrógeno y oxígeno, la atmósfera es transparente. Pero está absorbido con codiciado por vapor de agua y dióxido de carbono. Gracias a este pequeño componente, la cáscara de aire tiene calor. Este es el efecto invernadero de la atmósfera. Hay un equilibrio entre el advenimiento de la energía solar al suelo y sus pérdidas en el planeta: cuánto viene, tanto y se consume. De lo contrario, la temperatura de la superficie de la Tierra junto con la atmósfera aumentó constantemente, o cayó.

- Todos los fenómenos de la actividad solar están asociados con la salida a la superficie de los campos magnéticos del sol. Ya las primeras mediciones del efecto de Zeeman, realizadas a principios del siglo XX, mostraron que los campos en las manchas se caracterizan por la tensión del orden de varios miles de escaños, y tales campos se implementan en áreas con un diámetro de 20,000. Km. Los instrumentos modernos para medir los campos en el sol permiten no solo medir el valor del campo con una precisión de 1 e, sino también juzgar sobre el ángulo de inclinar la tensión del campo magnético. Se encuentra, por ejemplo, que las antorchas son áreas con campos 5-300 E. a la sombra de los campos de los campos alcanzan el 1000-4500 E. en el centro del lugar, el campo está dirigido hacia arriba, a lo largo del radio. del sol, pero la periferia aumenta su pendiente, y en la mitad del campo casi paralela a la superficie solar. El campo se concentra en arneses separados.

El sol es muy inquieto. En esta imagen, presentada en los colores convencionales, se representa un área activa ubicada en el borde del disco solar. El plasma caliente se rompe fuera de la fotos solar y se mueve a lo largo de las líneas de campo magnético. Las regiones muy calientes están marcadas en rojo, lo que indica que en algunos bucles del campo magnético se distribuye más caliente que otros bucles. El bucle del campo magnético es muy alto, por lo que la Tierra puede encajar fácilmente dentro de ellos.

Nuestro Sol.

La superficie media de la superficie solar tiene un orden de 1 E, consiste, aparentemente, de células individuales con 10 E en sus fronteras. Tal campo se observa cerca de los polos del sol, mientras que en latitudes bajas a menudo se perturba por campos fuertes de áreas activas. Estos campos locales fuertes están indignados no solo a la fotosfera, sino que penetran en las capas exteriores. En la cromosfera a la sombra de las manchas, su valor puede alcanzar los 1000 E, por encima de la mitad y las antorchas de 100 E. La evidencia indirecta dice que los campos en la corona sobre la región activa del 10-0.1 et, el área activa (o el centro de actividades) se identifica con el lugar de campo magnético de alto voltaje. La base inferior de la región activa es antorchas y manchas, ubicada en la fotofera. La parte superior se manifiesta como una antorcha cromosférica (flocul), y en la condensación coronal similar a la corona.
La mayoría de las veces, las áreas activas se caracterizan por dos polos de la polaridad opuesta, las llamadas. Centros bipolares, aunque hay zonas multipolares y unipolares. Los polos de polaridad opuestos están conectados por el sistema de arcos con una longitud de hasta 30,000 km y hasta 5000 km de altura. Los picos del arquero se elevan lentamente, y alrededor del gas de los polos fluye hacia abajo, hacia la foto.
El desarrollo del área activa en el tiempo es peculiar. Con la amplificación del campo magnético en la fotofera, se produce una antorcha, aumentando gradualmente su área y brillo. Después de aproximadamente un día, surgen varios puntos oscuros en ella, que luego se desarrolla en puntos solares. Las décimas: los días undécimo de la vida de la región se caracterizan por los procesos más tormentosos en la cromosfera y la corona. Al mismo tiempo, el tamaño de grandes grupos de manchas alcanza 20 grados helicuales en longitud y 10 por latitud o 2400 km x 12,000 km. Después de 1 a 3 meses, los puntos desaparecen gradualmente, los protubenets gigantes se cuelgan sobre la región. Después de seis meses o un año, esta área desaparece.
Para un punto medio con un campo de 3000 e energía magnética, al menos 10 veces mayor que la cinética. Energía de los movimientos convectivos. Pero en la célula convectiva necesariamente hay un movimiento horizontal, perpendicular a la dirección del campo. El campo previene el movimiento horizontal, como resultado de qué convección en las manchas se debilita significativamente. La dificultad de la convección conduce a un flujo de energía más pequeño en el área de los puntos, ya que la energía en las capas profundas se transfiere por movimientos convectivos. Probablemente, las puntas de temperatura más baja y "negro" están conectadas con esto.
Los gránulos observados en las sombras (con dimensiones de hasta 300 km y la vida promedio de 15-30 min) indican la presencia de una convección fuertemente modificada. Consiste aquí en el hecho de que elementos separados El gas caliente se rompe a través de manchas a lo largo del campo a las alturas de fotospéricas. Allí se están expandiendo, apretando el gas ambiental con el campo. Se reduce el gas denso, el movimiento del gas se asemeja al movimiento hacia arriba y hacia abajo en tuberías estrechamente dispuestas con una sección transversal ligeramente cambiante (es decir, con una menor deformación de las líneas eléctricas). En muchos otros casos, al mover el gas en protuberancias, en los arcos coronales de la trayectoria del movimiento de gas también coinciden con el progreso de las líneas eléctricas.
El grado de efecto de campo en la estructura de una atmósfera externa depende del tamaño del flujo magnético que pasa por alto la superficie (1017-1022 μs) y en cuánto cambia con la altura y en el tiempo.

La fotosphere es la capa de la atmósfera solar, que vemos en el telescopio y percibimos el ojo como una superficie, tiene una temperatura de aproximadamente 5,800 s. Durante el mínimo de actividad solar, la superficie de la fotosfera en relación con el espaciado. Todos los vórtices de reacciones térmicas, dando una estrella a su energía, estarán en lo más profundo. Pero con el comienzo de un nuevo ciclo, la energía de todos estos procesos internos comienza a salir. Un aumento en la actividad solar es un síntoma de cambios magnéticos debajo de la superficie del sol. Durante este período, el campo magnético de la estrella pierde su polaridad. En su superficie, las manchas comienzan a aparecer: áreas relativamente frías, cuya temperatura no exceda de 4.500 ° C. Contra el fondo de un fotógrafos más calurosos, se ven como oscuridad. El campo magnético de los puntos es significativamente más alto que el espacio circundante. En el área a través de la cual se pasan los llamados filamentos "torcidos" del campo del terreno, a veces hay situaciones, con más posiblemente "reingreso" de campos magnéticos. Aquí, las llamaradas solares están desarrollando activamente, la manifestación más fuerte de la actividad solar. , influyendo en el suelo. Afecta a toda amenaza a la atmósfera solar. Su desarrollo está acompañado por movimientos complejos de gas ionizado, su luminiscencia, aceleración de partículas. La alta energía de brote solar alcanza un gran valor comparable a la cantidad de energía solar obtenida por Nuestro planeta durante todo un año. Esto es aproximadamente 100 veces la mayor parte de toda la energía térmica, que podría obtenerse grabando todas las reservas de petróleo, gas y carbón explorados. Los brotes fuertes son un fenómeno muy raro, con una montaña rara, la energía se libera en la cromosfera superior o en la corona inferior, generando radiación electromagnética a corto plazo en una amplia gama de longitudes de onda, desde radiación rígida de rayos X hasta ondas de radio. Su parte principal se libera en forma de energía cinética de partículas que se mueven en la corona y el espacio interplanetario con velocidades de hasta 1000 km / s, y la energía de la radiación electromagnética rígida. La sustancia se tira de la superficie del sol a una velocidad de 20 a 2.000 km / s. Su masa se estima en miles de millones de toneladas. Y su energía, extendiéndose en el espacio, en menos de 4 minutos llega a la Tierra. El flujo de partículas corpusculares emitidas por el sol, con una velocidad de aproximadamente 500 km / s cortada en el campo magnético de la tierra, causando indignación en ella y afectando los procesos en nuestro planeta.

El solA pesar de que está listado. "Enano amarillo" Tan grande que nos resultan difíciles de imaginar. Cuando decimos que la masa de Júpiter tiene 318 masas de la Tierra, parece increíble. Pero cuando aprendemos que el 99.8% de la masa de toda la sustancia cae sobre el sol, simplemente va más allá de la comprensión.

En los últimos años, hemos aprendido mucho sobre cómo se organiza "nuestra" estrella. Aunque la humanidad no se ha inventado (y es poco probable que alguna vez invente) una investigación de investigación capaz de abordar físicamente al sol y tomar muestras de su sustancia, no somos malos por su composición.

El conocimiento de la física y las oportunidades nos da la oportunidad de decir exactamente lo que el sol consiste en: El 70% de su masa es hidrógeno, 27% - helio, otros elementos (carbono, oxígeno, nitrógeno, hierro, magnesio y otros) - 2.5%.

Sin embargo, solo estas estadísticas secas son nuestro conocimiento, afortunadamente, no son limitadas.

Lo que está dentro del sol

Según los cálculos modernos, la temperatura en las profundidades del sol alcanza de 15 a 20 millones de grados Celsius, la densidad de las estrellas alcanza los 1,5 gramos por centímetro cúbico.

La fuente de energía del sol es una reacción nuclear en constante funcionamiento que fluye profundamente debajo de la superficie, debido a lo que se mantiene la alta temperatura del brillo. En lo profundo de la superficie del sol, el hidrógeno se convierte en helio como resultado de una reacción nuclear con la liberación de energía concomitante.
"La zona de síntesis nuclear" del sol se llama kernel soleado Y tiene un radio de aproximadamente 150-175 mil km (hasta el 25% del radio del sol). La densidad de la sustancia en el núcleo solar es de 150 veces la densidad del agua y casi 7 veces es la densidad de la sustancia de densidad en la Tierra: Osmia.

Los científicos conocen dos tipos de reacciones termonucleares de las estrellas bajo las estrellas: ciclo de hidrógeno y ciclo del carbono. En el sol principalmente fluye ciclo de hidrógenoque se puede dividir en tres etapas:

• los núcleos de hidrógeno se convierten en un kernel de deuterio (isótopo de hidrógeno)
• los granos de hidrógeno se convierten en un kernel inestable Helia Isotope
• los productos de la primera y segunda reacción son unidos a la formación de un isótopo de helio estable (helio-4).

Sin embargo, cada segundo, 4.26 millones de toneladas de sustancias se convierten en radiación, sin embargo, en comparación con el peso del sol, incluso este valor increíble es tan poco que se pueden descuidar.

El rendimiento térmico de los intestinos del sol se realiza al absorber la radiación electromagnética que proviene de abajo y su nueva reputación.

Más cerca de la superficie del sol emitido desde la energía de los intestinos se transfiere principalmente en zona de convecciónSol usando el proceso convección - La agitación de la sustancia (los flujos cálidos de la sustancia se acercan más a la superficie, el frío se reduce).
La zona de convección se encuentra a una profundidad de aproximadamente el 10% del diámetro solar y llega a casi la superficie de la estrella.

Atmósfera del sol.

Por encima de las zonas de convección comienza la atmósfera del sol, en ella, la transferencia de energía ocurre de nuevo por la radiación.

Fotosfera Llaman a la capa inferior de la atmósfera solar, la superficie visible del sol. Su grosor corresponde al grosor óptico de aproximadamente 2/3 unidades, y en valores absolutos de la fotospero alcanza un espesor de 100-400 km. Es una fotosfera que es la fuente de la radiación visible del sol, la temperatura es de 6600 K (al principio) a 4400 K (en el borde superior de la photosphere).

De hecho, el sol parece un círculo perfecto con límites claros solo porque en la frontera de la fotosfera, su brillo cae 100 veces en menos de un segundo del arco. Debido a esta tierra, el disco del sol es notablemente menos brillante que el centro, su brillo es solo el 20% del brillo del centro de discos.

Atmósfera - La segunda capa atmosférica del sol, la cubierta exterior de la estrella, un espesor de aproximadamente 2,000 km que rodean la fotosfera. La temperatura de la cromosfera aumenta con una altura de 4,000 a 20,000 k. Mirando el sol desde el suelo, no vemos la cromosfera debido a la baja densidad. Solo se puede observar durante los eclipses solares, un intenso brillo rojo alrededor de los bordes del disco solar, esta es una cromosfera de una estrella.

Corona solar - La última cáscara externa de la atmósfera solar. La corona consiste en protuberancias y erupciones energéticas, salientes y estallar a unos pocos cientos de miles e incluso más de un millón de kilómetros en el espacio, formando viento soleado. La temperatura coronal promedio es de hasta 2 millones de k, pero puede llegar hasta 20 millones de k. Sin embargo, como en el caso de la cromosfera, de la Tierra, la corona solar es visible solo durante los eclipses. La densidad demasiado pequeña de la sustancia de la corona solar no le permite observarla en condiciones normales.

viento soleado

viento soleado - El flujo de partículas cargadas (protones y electrones) emitidos por los calentados por las capas externas de la atmósfera estrella, que se extiende a las fronteras de nuestro sistema planetario. Las líneas cada segundo pierden millones de toneladas de su misa, debido a este fenómeno.

Cerca de la órbita del planeta Tierra, la velocidad de las partículas solares alcanza los 400 kilómetros por segundo (se mueven a lo largo de nuestro sistema de estrellas con velocidad supersónica), y la densidad de los vientos solares de varias a varias decenas de partículas ionizadas en un centímetro cúbico.

Fue el viento solar que la atmósfera de los planetas, "soplando" los gases contenidos en ella. espacio abierto, él es en gran parte responsable. Para resistir el viento solar de la Tierra, permite el campo magnético del planeta, que sirve como protección invisible del viento solar y evita la salida de los átomos atmosféricos en el espacio abierto. En la colisión del viento solar con el campo magnético del planeta, se produce el fenómeno óptico, que en el suelo llamamos. aurora borealAcompañado de tormentas magnéticas.

Sin embargo, el desempleo y los beneficios del viento solar, es "Blows Out" del sistema solar y la radiación espacial de origen galáctico, y, por lo tanto, protege nuestro sistema de estrellas de radiación externa y galáctica.

Buscando la belleza de las radiales polares, es difícil creer que estas llantas son signos visibles del viento solar y la magnetosfera de la tierra.

Las estrellas están enteramente hechas de gas. Pero sus capas externas también se llaman la atmósfera.

El ambiente del sol comienza 200-300 km. Borde visible más profundo de un disco solar. Estas capas más profundas de la atmósfera se llaman la fotosfera. Dado que su espesor no es más de una fracción de tres mil milxales del radio solar, la fotosfera a veces se llama convencionalmente la superficie del sol. La densidad del gas en la fotofera es aproximadamente la misma que en la estratosfera de la Tierra, y cientos de veces menos que la de la superficie de la Tierra. La temperatura de Photosphere se reduce en 8000 K a una profundidad de 300 km. Hasta 4000 K en las capas superiores. En un telescopio con un alto aumento, se pueden observar partes delgadas de la fotosfera: el conjunto parece estar cubierto con pequeños gránulos brillantes separados por una red de trayos oscuros estrechos. La granulación es el resultado de mezclar las ventanas emergentes de flujos de gas más cálidos y descendente más frío. La diferencia de temperatura entre ellos en las capas exteriores es relativamente pequeña, pero más profunda, en la zona convectiva, es mayor, y se produce agitación significativamente más intenso. La convección en las capas exteriores del sol juega un papel importante, determinando la estructura general de la atmósfera. En última instancia, es la convección, ya que el resultado de una interacción compleja con campos magnéticos solares es la causa de todas las manifestaciones diversas de la actividad solar. La fotospero se está moviendo gradualmente a las capas externas más enrarecidas de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona.

La cromosfera (griega ". La esfera de la luz") se nombra para su color púrpura rojizo. Es visible a tiempo lleno de eclipses solares, como un anillo brillante de varillas alrededor del disco negro de la luna, simplemente eclipsado el sol. La cromosfera es muy heterogénea y consiste principalmente en lenguas alargadas oblongas (Spikula), que le dan la apariencia de la hierba ardiente. La temperatura de estos chorros cromosféricos es 2-3 veces más alta que en la fotophera, y la densidad es cientos de miles de veces menos. La longitud total de la cromosfera es de 10-15 mil km. El crecimiento de la temperatura en la cromosfera se explica por la propagación de las ondas y los campos magnéticos que la penetran de la zona convectiva. La sustancia se calienta de la misma manera que si sucediera en un gigantesco horno de microondas. La velocidad de los movimientos térmicos de las partículas aumenta, las colisiones entre ellos son rápidamente, y los átomos pierden sus electrones externos: la sustancia se convierte en un plasma ionizado en caliente. Los mismos procesos físicos son compatibles y la temperatura inusualmente alta de las capas más externas de la atmósfera solar, que se encuentran sobre la cromosfera. A menudo, durante los eclipses sobre la superficie del sol, puede observar las extrañas formas de "fuentes", "nubes", "embudos", "arbustos", "arcos" y otra formación luminosa de sustancia cromospérica. Estas son las formaciones más grandiosas de la atmósfera solar: protuberanses. Tienen aproximadamente la misma densidad y temperatura que la cromosfera. Pero están por encima de él y están rodeados de capas superiores superiores, fuertemente rociadas de la atmósfera solar. Los protuberanos no caen en la cromosfera porque su sustancia se mantiene mediante campos magnéticos de áreas activas del sol. Algunos protuberanses, habiendo pasado mucho tiempo sin cambios notables, de repente parecen explotar, y su sustancia a una velocidad de cientos de kilómetros por segundo se emite en el espacio interplanetario.

A diferencia de la cromosfera y la fotosfera, la parte más externa de la atmósfera del sol, la corona, tiene una longitud enorme: se extiende más que millones de kilómetros, que corresponde a varios radio solar. La densidad de la sustancia en la corona solar disminuye con una altura de mucha más lenta que la densidad del aire en la atmósfera de la Tierra. La corona se observa mejor durante la fase completa del eclipse solar. La característica principal de la corona es una estructura radiante. Los rayos coronales tienen la forma más diversa: a veces son cortos, a veces largos, hay rayos rectos, y algunas veces son muy curvas. Forma general La corona solar cambia periódicamente. Esto se debe al ciclo de actividad solar de once años de edad. Cambia tanto el brillo general como la forma de la corona solar. En la era del máximo de puntos solares, tiene una forma relativamente redondeada. Cuando las manchas no son suficientes, la forma de la corona se alarga, mientras que el brillo total de la corona disminuye. Entonces, la corona del sol es la parte más externa de su atmósfera, la más escasa y la más calurosa. Añadimos que ella y los más cercanos a nosotros: resulta que se extiende, se extiende lejos del sol en forma de un flujo de plasma en movimiento constantemente de él, viento solar. De hecho, vivimos rodeados de la corona solar, aunque protegidos de su radiación penetrante con una barrera confiable en forma de campo magnético de una tierra.

Cuando vemos un paisaje soleado de verano, nos parece que la imagen completa es llena de luz. Sin embargo, si miras al sol con dispositivos especiales, encontraremos que la superficie completa se recuerda por un mar gigante, donde se reían las ondas de incendios y se mueve la mancha. ¿Cuáles son los principales componentes de la atmósfera solar? ¿Qué procesos ocurren dentro de nuestras estrellas y de qué sustancias entran en su composición?

datos común

El sol es un cuerpo celestial, que es una estrella, y la única en el sistema solar. Los planetas, los asteroides, los satélites y otros objetos espaciales giran a su alrededor. La composición química del sol es casi igual en cualquier momento. Sin embargo, cambia significativamente a medida que la estrella se acerca al centro, donde se encuentra su núcleo. Los científicos han encontrado que la atmósfera solar se divide en varias capas.

¿Qué elementos químicos están incluidos en el sol?

No siempre, la humanidad ha colocado esos datos sobre el sol, que hoy tiene ciencia. Una vez que los partidarios de la cosmovisión religiosa argumentaron que el mundo es imposible de saber. Y como confirmación de sus ideas, llevaron al hecho de que no se le da a una persona a saber cuál es la composición química del sol. Sin embargo, el progreso en la ciencia demostró de manera convincente la falacia de tales puntos de vista. Científicos especialmente avanzados en el estudio de la estrella después de la invención del espectroscopio. La composición química de los científicos del sol y las estrellas se estudia utilizando el análisis espectral. Entonces, descubrieron que la composición de nuestra estrella es muy diversa. En 1942, los investigadores descubrieron que incluso el oro está presente en el sol, aunque no es tanto.

Otras sustancias

Principalmente, la composición química del sol incluye elementos tales como hidrógeno y helio. Su prevalencia caracteriza la naturaleza gaseosa de nuestra estrella. El contenido de otros elementos, por ejemplo, magnesio, oxígeno, nitrógeno, hierro, calcio es ligeramente.

Con la ayuda del análisis espectral, los investigadores descubrieron qué sustancias no están exactamente en la superficie de esta estrella. Por ejemplo, cloro, mercurio y boro. Sin embargo, los científicos sugieren que estas sustancias, además de los principales elementos químicos, que forman parte del sol pueden estar en su núcleo. Casi 42%, nuestra estrella consiste en hidrógeno. Aproximadamente el 23% representó todos los metales que están al sol.

Como la mayoría de los parámetros de otros cuerpos celestes, las características de nuestra estrella se calculan solo teóricamente con la ayuda de la tecnología informática. Como datos iniciales, tales indicadores son como el radio de la estrella, la masa y su temperatura. Actualmente, los científicos han determinado que la composición química del sol está representada por 69 elementos. El análisis espectral desempeña un papel importante en estos estudios. Por ejemplo, gracias a él, se estableció la composición de la atmósfera de nuestra estrella. También se descubrió un patrón interesante: un conjunto de elementos químicos en la composición del sol es sorprendentemente similar a la composición de los meteoritos de piedra. Este hecho es una evidencia importante de que estos cuerpos celestiales Tener un origen general.

Corona de fuego

Es una capa de un plasma fuertemente conaritado. Su temperatura alcanza los 2 millones de Kelvinov, y la densidad de la sustancia supera la densidad de la atmósfera de la Tierra cientos de millones de veces. Aquí, los átomos no pueden estar en un estado neutro, se enfrentan y se ionizan constantemente. La corona es una fuente poderosa de radiación ultravioleta. Todo nuestro sistema planetario está expuesto al viento solar. Su velocidad inicial es igual a casi 1 mil km / s, pero como se elimina de la estrella, disminuye gradualmente. La velocidad del viento solar en la superficie de la tierra es de aproximadamente 400 km / s.

Ideas generales sobre la corona.

La corona soleada a veces se llama la atmósfera. Sin embargo, solo son nosotros mismos. El más fácil de toda la corona se observa durante un Eclipse completo. Sin embargo, será muy difícil de boceto, porque el eclipse dura solo unos minutos. Cuando se inventó la foto, los astrónomos pudieron obtener una visión objetiva de la corona solar.

Ya después de que se hicieron las primeras imágenes, los investigadores lograron detectar áreas asociadas con la mayor actividad de la estrella. La corona del sol tiene una estructura radiante. No es solo la parte más caliente de su atmósfera, sino también en relación con nuestro planeta es el más cercano. De hecho, estamos constantemente dentro de ella, porque el viento soleado penetra en los rincones más lejanos del sistema solar. Sin embargo, desde su impacto de radiación estamos protegidos por la atmósfera de la Tierra.

Núcleo, cromosfera y fotosfera

La parte central de nuestra estrella se llama el núcleo. Su radio es aproximadamente una cuarta parte del radio total. La sustancia dentro del núcleo está muy comprimida. Más cerca de la superficie de la estrella es la llamada zona convectiva, donde hay un movimiento de una sustancia que genera un campo magnético. Finalmente, la superficie visible del sol se llama fotosfera. Es una capa de más de 300 km de espesor. Es de la fotosfera a la Tierra viene la radiación solar. Su temperatura alcanza aproximadamente 4,800 Kelvins. El hidrógeno aquí se conserva casi en un estado neutral. Una cromosfera se encuentra sobre la fotosfera. Su espesor es de unos 3 mil km. Aunque la cromosfera y la corona del sol están por encima de la fotosfera, los científicos no pasan límites claros entre estas capas.

Protuboyrans

La cromosfera tiene una densidad muy baja y la radiación es inferior a la corona solar. Sin embargo, aquí puede observar un fenómeno interesante: las llamas gigantescas cuya altura es de varios miles de kilómetros. Se llaman protuberaderos solares. A veces las protuberancias se elevan a una altura de un millón de kilómetros sobre la superficie de la estrella.

Investigar

Los protuberanos son característicos de los mismos indicadores de densidad que la cromosfera. Sin embargo, están ubicados directamente sobre él y lo rodean con capas escasas. Por primera vez en la historia de la astronomía, las protuberancias fueron observadas por un investigador de Francia Pierre Zhansen y su contraparte inglesa Joseph Lokimer en 1868, su espectro incluye varias líneas brillantes. La composición química del sol y las protuberancias es muy similar. Está representado principalmente por hidrógeno, helio y calcio, y la presencia de otros elementos es insignificante.

Algunos protuberanos, habiendo existido un cierto período de tiempo sin cambios visibles, explotan repentinamente. Su sustancia con una velocidad gigante que alcanza varios kilómetros por segundo se lanza al espacio exterior cercano. Apariencia La cromosfera a menudo está cambiando, lo que indica los diversos procesos que se producen en la superficie del sol, incluido el movimiento de gases.

En áreas de estrellas con mayor actividad, no solo se pueden observar las protuberancias, sino también las manchas, así como la amplificación de los campos magnéticos. A veces, con la ayuda de equipos especiales al sol, se encuentran brotes de gases densos particulares, cuya temperatura puede alcanzar enormes variables.

Flashes cromosféricos

A veces, la emisión de radio de nuestra estrella aumenta cientos de miles de veces. Tal fenómeno se llama flash cromospérico. Está acompañado de la formación de manchas en la superficie del sol. Primero, los destellos fueron vistos como un aumento en el brillo de la cromosfera, pero posteriormente resultó que son un complejo completo de varios fenómenos: un fuerte aumento en la emisión de radio (radiografía y radiación gamma), la expulsión de la masa desde La corona, las llamaradas de protones.

Dibujamos conclusiones

Entonces, descubrimos que la composición química del sol se representa principalmente por dos sustancias: hidrógeno y helio. Por supuesto, hay otros elementos, pero su porcentaje es bajo. Además, los científicos no descubrieron nuevos productos químicos que serían parte de la estrella y no habría ausente en la Tierra. En la Photosphere Solar, la formación de radiación visible. , A su vez, tiene una importancia tremenda para mantener la vida en nuestro planeta.

El sol es un cuerpo caliente que emite continuamente su superficie está rodeada por una nube de gases. Su temperatura no es tan alta como los gases dentro de la estrella, sin embargo, es impresionante. El análisis espectral le permite averiguar qué composición química del sol y las estrellas. Y como los espectros de muchas estrellas son muy similares a los espectros del sol, esto significa que su composición es aproximadamente la misma.

Hoy, los procesos que ocurren en la superficie y dentro del brillo principal de nuestro sistema planetario, incluido el estudio. composición químicaAprender astrónomos en el Observatorio Solar Especial.

Protuboyrans

La superficie del sol, que vemos, es conocida como Photosphere. Este es un área donde la luz del kernel finalmente llega a la superficie. La temperatura de Photosphere es de aproximadamente 6000 K, y se ilumina con la luz blanca.

Justo sobre la fotosfera, la atmósfera se extiende varios cientos de miles de kilómetros. Consideremos el edificio de la atmósfera del sol.

La primera capa en la atmósfera tiene una temperatura mínima, y \u200b\u200bse encuentra a una distancia de unos 500 km sobre la superficie de la fotosfera, con una temperatura de aproximadamente 4000 k. Para la estrella, es bastante genial.

Atmósfera

La siguiente capa es conocida como una cromosfera. Está a solo unos 10.000 km de la superficie. En la parte superior de la cromosfera, la temperatura puede alcanzar los 20,000 k. La cromosfera es invisible sin equipo especial, que utiliza filtros ópticos de banda estrecha. Los protuboradores solares gigantes pueden subir en una cromosfera a una altura de 150,000 km.

La cromosfera superior es una capa de transición. Debajo de esta capa, la gravedad es la fuerza dominante. Sobre la región de transición, la temperatura se eleva rápidamente, porque el helio se ioniza completamente.

Corona solar

La siguiente capa es una corona, y se extiende desde el sol hasta millones de kilómetros en el espacio. Puede ver la corona durante un eclipse completo cuando la unidad de disco está cerrada por la luna. La temperatura de la corona es de aproximadamente 200 veces la superficie caliente.

Mientras que la temperatura de la fotosfera tiene solo 6000 k, la corona puede alcanzar los 1-3 millones de grados Kelvin. Los científicos todavía no saben completamente por qué es tan alto.

Helliosfera

La parte superior de la atmósfera se llama heliosfera. Esta es una burbuja de espacio llena de viento solar, se extiende alrededor de 20 unidades astronómicas (1 AE. Esta es la distancia desde el suelo hasta el sol). En última instancia, la heliosfera se está moviendo gradualmente a un medio interestelar.