Žvaigždės į kosmosą išmeta didžiulį kiekį spinduliuotės, kurią beveik visiškai atspindi skirtingų tipų spinduliai. Bendra žvaigždės spinduliuotės energija, skleidžiama per tam tikrą laikotarpį, yra žvaigždės šviesumas. Šviesumo indeksas yra labai svarbus tiriant šviesulius, nes jis priklauso nuo visų žvaigždės savybių.

Pirmas dalykas, į kurį verta atkreipti dėmesį kalbant apie žvaigždės šviesumą, yra tai, kad jį galima lengvai supainioti su kitais žvaigždės parametrais. Tačiau praktiškai viskas labai paprasta – tereikia žinoti, už ką atsakinga kiekviena savybė.

Žvaigždės šviesumas (L) pirmiausia atspindi žvaigždės skleidžiamos energijos kiekį, todėl matuojamas vatais, kaip ir bet kuri kita kiekybinė energijos charakteristika. Tai objektyvus dydis: jis nekinta stebėtojui judant. Šis parametras yra 3,82 × 10 26 W. Mūsų žvaigždės šviesumo indikatorius dažnai naudojamas kitų žvaigždžių šviesumui matuoti, o tai yra daug patogiau palyginimui – tada jis žymimas L ☉, (☉ yra grafinis Saulės simbolis.)

Akivaizdu, kad pati informatyviausia ir universaliausia savybė iš aukščiau išvardytų yra šviesumas. Kadangi šis parametras detaliausiai parodo žvaigždės spinduliavimo intensyvumą, jį naudojant galima išsiaiškinti daugybę žvaigždės savybių – nuo ​​dydžio ir masės iki intensyvumo.

Šviesumas nuo A iki Z

Nereikia ilgai ieškoti spinduliuotės šaltinio žvaigždėje. Visa energija, kuri gali palikti žvaigždę, susidaro termobranduolinės sintezės reakcijų procese. Vandenilio atomai, veikiami gravitacinio slėgio susiliedami į helią, išskiria milžiniškus energijos kiekius. O masyvesnėse žvaigždėse „dega“ ne tik vandenilis, bet ir helis – kartais net masyvesni elementai, net geležis. Tada energija pasirodo daug kartų didesnė.

Branduolinės reakcijos metu išsiskiriančios energijos kiekis tiesiogiai priklauso nuo – kuo jis didesnis, tuo gravitacija labiau suspaudžia žvaigždės šerdį ir tuo daugiau vandenilio vienu metu paverčiama heliu. Bet ne vien branduolinė energija lemia žvaigždės šviesumą – juk ji taip pat turi būti išspinduliuota į išorę.

Čia atsiranda spinduliuotės sritis. Jo įtaka energijos perdavimo procese yra labai didelė, o tai lengvai patikrinama net kasdieniame gyvenime. Kaitrinė lempa, kurios siūlelis įkaista iki 2800 °C, po 8 darbo valandų temperatūros patalpoje reikšmingai nepakeis, tačiau įprasta 50–80 °C temperatūros baterija galės sušildyti patalpą. iki pastebimo užsikimšimo. Efektyvumo skirtumus lemia energijos skleidžiamo paviršiaus ploto skirtumai.

Žvaigždės šerdies ploto ir jos paviršiaus santykis dažnai yra proporcingas lemputės kaitinimo siūlelio ir baterijos proporcijoms – šerdies skersmuo gali būti tik viena dešimtoji tūkstantoji viso žvaigždės skersmens. Taigi žvaigždės šviesumą labai veikia jos spinduliuojančio paviršiaus plotas – tai yra pačios žvaigždės paviršius. Temperatūra čia, pasirodo, nėra tokia reikšminga. Žvaigždės paviršiaus kaitinimas yra 40% mažesnis nei Saulės fotosferos temperatūra – tačiau dėl didelio dydžio jos šviesumas Saulės šviesumą viršija 150 kartų.

Pasirodo, skaičiuojant žvaigždės šviesumą, dydžio vaidmuo svarbesnis nei branduolio energija? Tikrai ne. Didelio šviesumo ir temperatūros mėlynieji milžinai turi panašų šviesumą kaip raudonieji supergigantai, kurie yra daug didesni. Be to, pati masyviausia ir viena karščiausių žvaigždžių turi didžiausią ryškumą iš visų žinomų žvaigždžių. Kol nebus atrastas naujas rekordininkas, tai baigia diskusijas apie svarbiausią šviesumo parametrą.

Šviesumo panaudojimas astronomijoje

Taigi, šviesumas gana tiksliai atspindi ir žvaigždės energiją, ir jos paviršiaus plotą – todėl jis įtrauktas į daugelį klasifikavimo lentelių, kurias astronomai naudoja žvaigždžių palyginimui. Tarp jų verta pabrėžti diagramą

5.2.1. Pagrindinės Saulės charakteristikos: spindulys, masė, šviesumas

Saulė yra tipiška žvaigždė, kurios savybės dėl išskirtinio artumo Žemei buvo ištirtos išsamiau ir geriau nei kitų žvaigždžių.

Kaip ir bet kuriai žvaigždei, pagrindinės Saulės charakteristikos yra spindulys, masė ir šviesumas.

Saulė atrodo beveik apskritimas (suspaudimas dėl lėto sukimosi yra apie 10–5) su ryškiai apibrėžta briauna arba galūne. Kadangi dujų rutulys negali turėti ribos, Saulės kraštas suprantamas kaip fotometrinė briauna, kurią lemia staigus saulės ryškumo pasiskirstymas šalia galūnės, kai spinduliuotės bangos ilgis yra 500 nm.

R Saulė = 149,6 × 10 6 km × 960"/206265" = 696 000 km ≈ 109R Terra.

Sferos paviršius, aprašytas aplink Saulės centrą, kurio spindulys R Saulė, gali būti vadinamas įprastiniu Saulės paviršiumi, nes yra arti pagrindinės, giliausios Saulės atmosferos dalies (fotosferos) viršutinio sluoksnio, kur pasiekiama minimali temperatūra ir didžiausias dujų neskaidrumas. Būtent šios savybės užtikrina matomos Saulės briaunos ryškumą.

Saulės masę galima rasti pagal trečiąjį Keplerio dėsnį, taikomą Saulei ir bet kuriam aplink ją skriejančiam kūnui:

M Saulė = 1,99 × 10 33 g ≈ 2 × 10 30 kg = 330 000 m Terasa.

Vidutinis Saulės medžiagos tankis yra ‹ρ› = 1,41 g/cm 3 .

Energijos apšvita nuo Saulės 1 a atstumu. e. vadinamas saulės konstanta ir apibrėžiamas kaip bendras saulės spinduliuotės energijos kiekis, praeinantis per vienetinį plotą, statmeną Saulės krypčiai ir esantį už žemės atmosferos 1 a atstumu. e. Šiuo metu saulės konstantos vertė yra žinoma su maždaug ±0,3% paklaida:

Q = 1366 ± 4 W/m2.

Šio dydžio sandauga iš rutulio, kurio spindulys yra 1 a, ploto. y., pateikia bendrą Saulės skleidžiamos energijos kiekį visomis kryptimis per laiko vienetą, t.y. jos bolometrinį šviesumą, kuris lygus 3,84 × 10 26 J/s. Įprasto saulės paviršiaus vienetas (1 m2) išmeta 63,1 MW.

5.2.2. Spektras ir spinduliuotė įvairiose spektro srityse. Cheminė sudėtis

Beveik visa stebima saulės spinduliuotė (išskyrus neutrinų srautą, kylantį iš Saulės centro) ateina iš išorinių Saulės sluoksnių, vadinamų saulės atmosfera.

Ištisinis spektras didžiausią intensyvumą pasiekia mėlynai žalioje spektro dalyje, 4300 – 5000 Å bangos ilgio srityje. Abiejose maksimumo pusėse saulės spinduliuotės intensyvumas mažėja.

Saulės spektras tęsiasi į trumpųjų bangų (UV ir toliau) ir ilgųjų bangų (IR ir toliau) sritis. Neatmosferinių Saulės spektro stebėjimų rezultatai rodo, kad iki maždaug 2000 Å bangos ilgių saulės spektro prigimtis yra tokia pati kaip matomoje srityje. Tačiau trumpesnio bangos ilgio srityje jis smarkiai kinta: ištisinio spektro intensyvumas greitai mažėja, o tamsias Fraunhoferio linijas pakeičia ryškios emisijos linijos.

Svarbiausias saulės spektro bruožas nuo maždaug 1600 Å bangos ilgio iki IR diapazono yra Fraunhoferio sugerties linijų buvimas. Pagal bangos ilgius jie tiksliai atitinka įvairių elementų emisijos linijas išretintų šviečiančių dujų spektre. Jų atsiradimas saulės atmosferos sugerties spektre yra dėl to, kad šiose linijose yra žymiai didesnis nepermatomumas spinduliuotei nei gretimame ištisiniame spektre. Taigi jie rodo spinduliuotę, sklindančią iš daugiau išorinių, taigi ir šaltesnių sluoksnių.

Absorbcijos linijų pobūdis (forma, intensyvumas, plotis) leidžia spręsti apie temperatūrą skirtinguose saulės atmosferos gyliuose, taip pat apie santykinį įvairių cheminių elementų sugeriančių atomų skaičių Saulės atmosferoje.

Stipriausia saulės spektro sugerties linija yra tolimojoje UV srityje – Ly-α vandenilio rezonanso linija, kurios bangos ilgis yra 1216 Å. Tačiau šis bangos ilgis taip pat sudaro galingiausią saulės spektro emisijos liniją – tą pačią Ly-α liniją, bet kylančią aukštesniuose atmosferos sluoksniuose.

Matomoje srityje jonizuoto kalcio rezonansinės linijos yra intensyviausios. Po jų intensyvumu eina pirmosios Balmer serijos vandenilio linijos, tada natrio, magnio, geležies, titano ir kitų elementų rezonansinės linijos. Likusios daugybė linijų identifikuojamos su daugiau nei 80 žinomų cheminių elementų spektrais iš periodinės lentelės ir gerai ištirtos laboratorijoje. Šių linijų buvimas Saulės spektre rodo atitinkamų elementų buvimą Saulės atmosferoje. Tokiu būdu buvo nustatytas vandenilio, helio, azoto, anglies, deguonies, magnio, natrio, kalcio, geležies ir daugelio kitų elementų buvimas Saulėje.

Vyraujantis Saulės elementas yra vandenilis. Kalbant apie atomų skaičių, jis yra maždaug 10 kartų didesnis nei visų kitų elementų kartu paėmus ir sudaro apie 70% visos Saulės masės.

Kitas gausiausias elementas yra helis – apie 28% Saulės masės. Likę elementai kartu sudaro ne daugiau kaip 2%. Kai kuriais atvejais svarbu žinoti elementų, turinčių tam tikras savybes, turinį. Pavyzdžiui, bendras metalų atomų skaičius saulės atmosferoje yra beveik 10 000 kartų mažesnis nei vandenilio atomų.

5.2.3. Vidinė Saulės struktūra

Šerdis. Centrinė Saulės dalis, kurios spindulys yra apie 150 000 km (0,2 - 0,25 saulės spindulių), kurioje vyksta termobranduolinės reakcijos, vadinama Saulės šerdimi.

Medžiagos tankis šerdyje yra apie 150 000 kg/m³ (150 kartų didesnis už vandens tankį ir ~6,6 karto didesnis už sunkiausio Žemės metalo – iridžio) tankį, o temperatūra šerdies centre. yra daugiau nei 14 milijonų K.

Kadangi aukščiausia temperatūra ir tankis turėtų būti centrinėse Saulės dalyse, branduolinės reakcijos ir su ja susijusi energijos išsiskyrimas intensyviausiai vyksta netoli pačio Saulės centro. Branduolys kartu su protonų ir protonų reakcija reikšmingą vaidmenį atlieka anglies ciklas. Vien dėl protonų ir protonų reakcijos kas sekundę energija paverčiama 4,26 milijono tonų medžiagos, tačiau ši vertė yra nereikšminga, palyginti su Saulės mase – 2 × 10 27 tonos.

Be energijos, kurią termobranduolinių reakcijų metu nuneša γ-kvantai, taip pat tiesiogiai atsirandančių dalelių kinetinės energijos pavidalu, svarbų vaidmenį atlieka neutrinų susidarymas, kurių srautas prasiskverbia į Žemę.

Spinduliavimo pusiausvyros zona. Tolstant nuo Saulės centro temperatūra ir tankis mažėja, energijos išsiskyrimas dėl anglies ciklo greitai nutrūksta, o iki 0,2–0,3 spindulio atstumo temperatūra tampa mažesnė nei 5 mln. ir tankis taip pat gerokai sumažėja. Dėl to branduolinės reakcijos čia praktiškai nevyksta. Šie sluoksniai tik perduoda spinduliuotę, kuri atsiranda didesniame gylyje, į išorę.

Svarbu tai, kad vietoj kiekvieno sugerto didelės energijos kvanto dalelės, kaip taisyklė, išskiria kelis mažesnių energijų kvantus dėl nuoseklių kaskadinių perėjimų. Todėl vietoj γ kvantų atsiranda rentgeno spinduliai, vietoj rentgeno – UV kvantai, kurie savo ruožtu jau yra išoriniuose sluoksniuose „suskaldę“ į regimos ir šiluminės spinduliuotės kvantus, kuriuos galiausiai skleidžia Saulė. .

Ta Saulės dalis, kurioje energijos išsiskyrimas dėl branduolinių reakcijų yra nereikšmingas, o energijos perdavimo procesas vyksta tik sugeriant spinduliuotę ir vėliau pakartotinai išspinduliuojant, vadinama spinduliavimo pusiausvyros zona. Jis užima maždaug 0,3–0,7 saulės spindulių plotą.

Konvekcinė zona. Virš spinduliavimo pusiausvyros lygio pati medžiaga pradeda dalyvauti energijos perdavimu. Tiesiai po stebimais išoriniais Saulės sluoksniais, maždaug 0,3 spindulio, susidaro konvekcinė zona, kurioje energija perduodama konvekcijos būdu.

Konvekcinėje zonoje vyksta sūkurinis plazmos maišymasis. Šiuolaikiniais duomenimis, konvekcinės zonos vaidmuo Saulės procesų fizikoje yra išskirtinai didelis, nes būtent joje atsiranda įvairūs saulės medžiagos judėjimai ir magnetiniai laukai.

5.2.4. Saulės atmosferos sandara

Tolimiausi Saulės sluoksniai (Saulės atmosfera) paprastai skirstomi į fotosferą, chromosferą ir vainikinę.

Fotosfera. Fotosfera yra ta saulės atmosferos dalis, kurioje susidaro matoma spinduliuotė, turinti ištisinį spektrą. Taigi beveik visa pas mus ateinanti saulės energija išspinduliuojama fotosferoje. Fotosfera matoma tiesiogiai stebint saulę baltoje šviesoje tariamo „paviršiaus“ pavidalu.

Fotosferos storis, t. y. sluoksnių, iš kurių sklinda daugiau nei 90 % spinduliuotės matomame diapazone, plotis yra mažesnis nei 200 km, t. y. apie 3 × 10 –4 R Saulė. Kaip rodo skaičiavimai, stebint tokius sluoksnius tangentiškai, jų tariamasis storis sumažėja kelis kartus, dėl to prie pat saulės disko (galūnės) krašto sparčiausias ryškumo kritimas vyksta per trumpesnį nei 10 – 4 R sekm. Dėl šios priežasties Saulės kraštas atrodo ypač aštrus.

Dalelių koncentracija fotosferoje yra 10 16–10 17 1 cm³ (normaliomis sąlygomis 1 cm³ žemės atmosferos yra 2,7 × 10 19 molekulių). Slėgis fotosferoje apie 0,1 atm, o fotosferos temperatūra 5000 – 7000 K. Tokiomis sąlygomis jonizuojasi atomai, kurių jonizacijos potencialas yra keli voltai (Na, K, Ca). Likę elementai, įskaitant vandenilį, daugiausia išlieka neutralios būsenos.

Neigiami vandenilio jonai fotosferoje. Fotosfera yra vienintelė neutralaus vandenilio sritis Saulėje. Tačiau dėl nereikšmingos vandenilio jonizacijos ir beveik visiškos metalų jonizacijos jame vis dar yra laisvųjų elektronų. Šie elektronai atlieka nepaprastai svarbų vaidmenį: susijungę su neutraliais vandenilio atomais, susidaro neigiami vandenilio jonai H – .

Neigiamų vandenilio jonų susidaro nereikšmingi kiekiai: iš 100 milijonų vandenilio atomų vidutiniškai tik vienas virsta neigiamu jonu.

H - jonai turi savybę neįprastai stipriai sugerti spinduliuotę, ypač IR ir matomose spektro srityse. Todėl, nepaisant nereikšmingos koncentracijos, neigiami vandenilio jonai yra pagrindinė priežastis, lemianti fotosferinės medžiagos spinduliuotės sugertį matomoje spektro srityje. Antrojo elektrono ryšys su atomu yra labai silpnas, todėl net IR fotonai gali sunaikinti neigiamą vandenilio joną.

Spinduliuotė atsiranda, kai elektronus paima neutralūs atomai. Fotonai, susidarantys fiksuojant, lemia Saulės ir arti jos žvaigždžių fotosferų švytėjimą temperatūroje. Taigi, gelsva Saulės šviesa, kuri paprastai vadinama „balta“, atsiranda, kai prie vandenilio atomo pridedamas kitas elektronas.

Neutralaus H atomo elektronų giminingumas yra 0,75 eV. Kai prie H atomo yra prijungtas elektronas (e), kurio energija yra didesnė nei 0,75 eV, jo perteklių nuneša elektromagnetinė spinduliuotė, kurios nemaža dalis patenka į matomą diapazoną:

E + H → H – + ħω.

Granulės yra apsuptos tamsių tarpų, formuojančių ląsteles arba korius. Spektrinės linijos granulėse ir tarpuose tarp jų atitinkamai pasislenka į mėlyną ir raudoną puses. Tai reiškia, kad granulėse esanti medžiaga pakyla, o aplink jas skęsta. Šių judesių greitis yra 1–2 km/s.

Granuliacija yra konvekcinės zonos, esančios po fotosfera, pasireiškimas, stebimas fotosferoje. Konvekcinėje zonoje vyksta aktyvus medžiagų maišymasis dėl atskirų dujų masių (konvekcinių elementų) kilimo ir kritimo. Nuvažiavę kelią, maždaug lygų jų dydžiui, jie tarsi ištirpsta aplinkoje, sukeldami naujų nevienalytiškumo. Išoriniuose šaltesniuose sluoksniuose šių nevienalytiškumo dydžiai yra mažesni.

Chromosfera ir akustiniai saulės virpesiai. Išoriniuose fotosferos sluoksniuose, kur tankis sumažėja iki 3 × 10 –8 g/cm³, temperatūra pasiekia žemesnes nei 4200 K reikšmes. Ši temperatūros reikšmė pasirodo esanti minimali visai saulės atmosferai. Aukštesniuose sluoksniuose temperatūra vėl pradeda kilti. Pirma, lėtas temperatūros kilimas iki kelių dešimčių tūkstančių kelvinų, lydimas vandenilio, o vėliau helio jonizacijos. Ši saulės atmosferos dalis vadinama chromosfera.

Tokio stipraus atokiausių Saulės atmosferos sluoksnių įkaitimo priežastis – akustinių (garso) bangų energija, kylanti fotosferoje judant konvekciniams elementams.

Viršutiniuose konvekcinės zonos sluoksniuose, tiesiai po fotosfera, konvekciniai judesiai smarkiai sulėtėja ir konvekcija staiga sustoja. Taigi fotosfera iš apačios nuolat tarsi „bombarduojama“ konvekciniais elementais. Dėl šių poveikių jame atsiranda trikdžių, stebimų granulių pavidalu, o jis pats pradeda svyruoti laikotarpiu, atitinkančiu pačios fotosferos virpesių dažnį (apie 5 minutes). Šios fotosferoje atsirandančios vibracijos ir trikdžiai sukuria joje bangas, kurios savo prigimtimi yra artimos garso bangoms ore. Sklindančios aukštyn, t.y. į mažesnio tankio sluoksnius, šios bangos padidina savo amplitudę iki kelių kilometrų ir virsta smūgiinėmis bangomis.

Spicules. Chromosferos ilgis yra keli tūkstančiai km. Chromosferos emisijos spektras susideda iš ryškių linijų. Šis spektras labai panašus į Saulės spektrą, kuriame visos sugerties linijos pakeičiamos emisijos linijomis, o ištisinio spektro beveik nėra. Tačiau chromosferos spektre jonizuotų elementų linijos yra stipresnės nei fotosferos spektre. Visų pirma helio linijos yra labai stiprios chromosferos spektre, o Fraunhoferio spektre jos praktiškai nematomos. Šios spektrinės savybės patvirtina temperatūros padidėjimą chromosferoje.

Tiriant chromosferos vaizdus, ​​pirmiausia dėmesį patraukia nehomogeniška jos struktūra, kuri yra daug ryškesnė nei granuliacija fotosferoje.

Mažiausi struktūriniai dariniai chromosferoje vadinami spikulais. Jie yra pailgos formos ir yra pailgi daugiausia radialine kryptimi. Jų ilgis yra keli tūkstančiai km, o storis apie 1000 km. Kelių dešimčių km/s greičiu iš chromosferos pakyla į vainiką ir joje ištirpsta spuogeliai.

Per spikulus chromosferos medžiaga keičiasi su viršutine vainikėle. Saulėje tuo pačiu metu yra šimtai tūkstančių spikulų.

Spikulai savo ruožtu sudaro didesnę struktūrą, vadinamą chromosferos tinklu, kurią sukuria bangų judesiai, kuriuos sukelia daug didesni ir gilesni subfotosferinės konvekcinės zonos elementai nei granulės.

Chromosferos tinklas geriausiai matomas ryškių linijų vaizduose tolimoje UV spektro srityje, pavyzdžiui, jonizuoto helio 304 Å rezonanso linijoje. Chromosferos tinklas susideda iš atskirų ląstelių, kurių dydis svyruoja nuo 30 iki 60 tūkstančių km.

Karūna. Viršutiniuose chromosferos sluoksniuose, kur dujų tankis yra tik 10–15 g/cm³, įvyksta dar vienas neįprastai staigus temperatūros padidėjimas iki maždaug milijono kelvinų. Čia prasideda atokiausia ir ploniausia Saulės atmosferos dalis, vadinama Saulės vainiku.

Karūnėlė neturi aštrių kontūrų ir netaisyklingos formos, kuri laikui bėgant labai kinta. Tai galima spręsti palyginus jos vaizdus, ​​gautus įvairių užtemimų metu.

Ryškiausia vainiko dalis, esanti ne toliau kaip 0,2–0,3 saulės spindulio nuo galūnės, dažniausiai vadinama vidine vainikėle, o likusi, labai ištįsusi dalis – išorine.

Svarbus vainiko bruožas yra jo švytinti struktūra. Spinduliai būna įvairaus ilgio iki keliolikos ar daugiau saulės spindulių. Prie pagrindo spinduliai dažniausiai sustorėja, dalis jų linksta į kaimyninius.

Koronos spektras turi keletą svarbių savybių. Jis pagrįstas silpnu ištisiniu fonu, kurio energijos pasiskirstymas pakartoja energijos pasiskirstymą ištisiniame Saulės spektre. Šio nenutrūkstamo spektro fone vidinėje vainikinėje matomos ryškios emisijos linijos, kurių intensyvumas mažėja tolstant nuo Saulės. Daugumos šių linijų negalima gauti laboratoriniais spektrais.

Išorinėje karūnoje stebimos saulės spektro Fraunhoferio linijos, kurios nuo fotosferos linijų skiriasi santykinai didesniu likutiniu intensyvumu.

Koronos spinduliuotė yra poliarizuota, o esant maždaug 0,5R Saulės atstumui nuo Saulės krašto, poliarizacija padidėja iki maždaug 50%, o didesniais atstumais vėl mažėja.

Koronos spinduliuotė yra išsklaidyta šviesa iš fotosferos, o šios spinduliuotės poliarizacija leidžia nustatyti dalelių, ant kurių vyksta sklaida, pobūdį - tai yra laisvieji elektronai. Šių laisvųjų elektronų atsiradimą gali sukelti tik medžiagos jonizacija. Tačiau apskritai jonizuotos dujos (plazma) turi būti neutralios. Vadinasi, jonų koncentracija vainikinėje taip pat turi atitikti elektronų koncentraciją.

Saulės vainiko emisijos linijos priklauso įprastiems cheminiams elementams, tačiau labai aukštoje jonizacijos stadijoje. Intensyviausią - žalią vainikinę liniją, kurios bangos ilgis yra 5303 Å - skleidžia Fe XIV jonas, tai yra geležies atomas, kuriame nėra 13 elektronų. Dar viena intensyvi – raudona vainikinė linija (6374 Å) – priklauso devynis kartus jonizuotos geležies Fe X atomams. Likusios emisijos linijos tapatinamos su jonais Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII. , Ca XV, Ar X ir tt Taigi saulės vainikas yra išretėjusi plazma, kurios temperatūra siekia apie milijoną kelvinų.

Fraunhoferio karūna. Išorinėje vainikinėje spinduliuotės poliarizacijos laipsnis mažėja, o tai rodo, kad yra nepoliarizuota spinduliuotės dalis, kurios dalis didėja didėjant aukščiui.

Šis nepoliarizuotas komponentas yra atsakingas už Fraunhoferio linijų atsiradimą išorinėje vainikinėje dalyje. Štai kodėl ji vadinama Fraunhoferio karūna.

Fraunhoferio korona neturi nieko bendra su saulės atmosfera. Jis vaizduoja Saulės šviesą, išsklaidytą ant mažų tarpplanetinių dulkių dalelių, esančių erdvėje tarp Žemės ir Saulės. Sklaidydami šviesą jie ją labai silpnai poliarizuoja. Šie dulkių grūdeliai turi savybę išsklaidyti didžiąją dalį ant jų patenkančios radiacijos ta pačia kryptimi. Todėl dulkių grūdeliai intensyviausiai sklaidosi šalia Saulės, todėl susidaro „klaidingos vainiko“ įspūdis.

Koroninės skylės. Rentgeno spinduliai Saulės atskleidė daugybę darinių Saulės vainikinėje srityje, kurių optinėje srityje nematyti. Ryškūs aktyvūs regionai susideda iš plonų pailgintų skaidulų arba vamzdelių sistemos kilpų pavidalu, kurios sutampa su magnetinio lauko linijų kryptimi. Magnetinio lauko vamzdeliai užpildyti karšta vainikine plazma, įkaitinta iki 2 mln. Kelvinų temperatūros.

Šalia šviesių vainiko švytinčių sričių virš saulės dėmių pastebimos didelės tamsios sritys, nesusijusios su jokiais pastebimais dariniais matomame diapazone. Jos vadinamos vainikinėmis skylėmis ir siejamos su saulės atmosferos sritimis, kuriose magnetinio lauko linijos nesudaro kilpų ir tęsiasi radialiai toli nuo Saulės. Tokia „atvira“ magnetinė konfigūracija leidžia dalelėms netrukdomai ištrūkti iš Saulės, todėl saulės vėjas daugiausia sklinda iš vainikinių skylių.

5.2.5. Aktyvūs dariniai saulės atmosferoje. Saulės aktyvumo cikliškumas

Kartkartėmis Saulės atmosferoje atsiranda greitai besikeičiančių aktyvių darinių, smarkiai besiskiriančių nuo aplinkinių netrikdomų regionų, kurių savybės ir struktūra laikui bėgant visiškai arba beveik visiškai nekinta. Fotosferoje, chromosferoje ir vainikinėje saulės aktyvumo apraiškos labai skiriasi. Tačiau juos visus sieja bendra priežastis. Ši priežastis yra magnetinis laukas, kuris visada yra aktyviuose regionuose.

Saulės magnetinių laukų pokyčių kilmė ir priežastis nėra iki galo suprantama. Magnetiniai laukai gali būti sutelkti bet kuriame Saulės sluoksnyje (pavyzdžiui, konvekcinės zonos pagrinde), o periodinį magnetinių laukų padidėjimą gali sukelti papildomi srovių sužadinimai saulės plazmoje.

Dažniausios saulės aktyvumo apraiškos yra dėmės, dėmės, pūslelės ir iškilimai.

Saulės dėmės. Garsiausias saulės aktyvumo pasireiškimas yra saulės dėmės, kurios dažniausiai atsiranda ištisomis grupėmis.

Saulės dėmė atrodo kaip mažytė porelė, vos išsiskirianti iš tamsių tarpų tarp granulių. Po paros poros išsivysto į apvalią tamsią dėmę su aštria riba, kurios skersmuo palaipsniui didėja iki kelių dešimčių tūkstančių km dydžio. Šį reiškinį lydi laipsniškas magnetinio lauko stiprumo didėjimas, kuris didelių dėmių centre siekia kelis tūkstančius oerstedų. Magnetinio lauko dydis nustatomas pagal Zeemano spektrinių linijų padalijimą.

Kartais mažame plote, išsiplėtusiame lygiagrečiai pusiaujui, atsiranda kelios mažos dėmės – dėmių grupė. Atskiros dėmės vyrauja vakariniame ir rytiniame ploto pakraščiuose, kur dėmės dugnas – priekinė (vakarinė) ir uodega (rytinė) – vystosi stipriau nei kiti. Abiejų pagrindinių saulės dėmių ir šalia jų esančių mažųjų magnetiniai laukai visada turi priešingą poliškumą, todėl tokia saulės dėmių grupė vadinama dvipoliu.

Praėjus 3–4 dienoms po didelių dėmių atsiradimo, aplink jas atsiranda ne toks tamsus, būdingą radialinę struktūrą. Penumbra supa centrinę saulės dėmės dalį, vadinamą umbra. Laikui bėgant, dėmių grupės užimamas plotas palaipsniui didėja, o didžiausią vertę pasiekia maždaug dešimtą dieną. Po to dėmės pradeda palaipsniui mažėti ir išnykti, pirmiausia mažiausia iš jų, tada uodega (anksčiau suskaidyta į keletą dėmių) ir galiausiai pirmaujanti.

Apskritai visas šis procesas trunka apie du mėnesius, tačiau daugelis saulės dėmių grupių nespėja pereiti visų aprašytų etapų ir išnyksta anksčiau.

Centrinė dėmės dalis atrodo tik juoda dėl didelio fotosferos ryškumo. Tiesą sakant, dėmės centre ryškumas yra tik dydžiu mažesnis, o pusės ryškumas yra maždaug 3/4 fotosferos ryškumo. Remiantis Stefano–Boltzmanno dėsniu, tai reiškia, kad temperatūra saulės dėmėje yra 2–2,5 tūkst. K mažesnė nei fotosferoje.

Temperatūros sumažėjimas saulės dėmėje paaiškinamas magnetinio lauko įtaka konvekcijai. Stiprus magnetinis laukas slopina medžiagos judėjimą, vykstantį per jėgos linijas. Todėl konvekcinėje zonoje po saulės dėme susilpnėja dujų cirkuliacija, kuri iš gelmių perduoda nemažą dalį energijos į išorę. Dėl to dėmės temperatūra pasirodo žemesnė nei netrikdomoje fotosferoje.

Didelė magnetinio lauko koncentracija priekinių ir uodeginių saulės dėmių šešėlyje rodo, kad didžioji aktyviosios Saulės srities magnetinio srauto dalis yra milžiniškame lauko linijų vamzdelyje, atsirandančiame iš šiaurinio poliškumo saulės dėmės šešėlio. ir grįžta į pietų poliškumo saulės dėmę.

Tačiau dėl didelio saulės plazmos laidumo ir savaiminės indukcijos reiškinio kelių tūkstančių oerstedų stiprumo magnetiniai laukai negali nei atsirasti, nei išnykti per kelias dienas, atitinkančias saulės dėmių grupės atsiradimo ir nykimo laiką.

Taigi galima daryti prielaidą, kad magnetiniai vamzdeliai yra kažkur konvekcinėje zonoje, o saulės dėmių grupių atsiradimas siejamas su tokių vamzdelių plūduriavimu.

Fakelai. Netrikdomuose fotosferos regionuose yra tik bendras Saulės magnetinis laukas, kurio stiprumas yra apie 1 Oe Aktyviuose regionuose magnetinio lauko stiprumas padidėja šimtus ir net tūkstančius kartų.

Šiek tiek padidėjus magnetiniam laukui iki dešimčių ir šimtų oerstedų, fotosferoje atsiranda šviesesnė sritis, vadinama fakelu. Iš viso fakulai gali užimti didelę viso matomo Saulės paviršiaus dalį. Jie turi būdingą smulkią struktūrą ir susideda iš daugybės gyslų, ryškių taškų ir mazgelių - deglo granulių.

Žiedynai geriausiai matomi Saulės disko pakraštyje (čia jų kontrastas su fotosfera apie 10%), o centre jų beveik visiškai nematyti. Tai reiškia, kad tam tikrame fotosferos lygyje degiklis yra 200–300 K karštesnis nei gretimas netrikdomas regionas ir apskritai šiek tiek išsikiša virš netrikdomos fotosferos lygio.

Degiklio išvaizda yra susijusi su svarbia magnetinio lauko savybe – jis neleidžia jonizuotai medžiagai judėti per jėgos linijas. Jei magnetinis laukas turi pakankamai didelę energiją, tada jis „leidžia“ materijai judėti tik jėgos linijomis.

Silpnas magnetinis laukas plunksnos srityje negali sustabdyti palyginti galingų konvekcinių judesių. Tačiau tai gali suteikti jiems teisingesnį charakterį. Paprastai kiekvienas konvekcijos elementas, be bendro pakilimo arba kritimo vertikalioje padėtyje, atlieka nedidelius atsitiktinius judesius horizontalioje plokštumoje. Šiuos judesius, dėl kurių atsiranda trintis tarp atskirų konvekcijos elementų, slopina plunksnos srityje esantis magnetinis laukas, kuris palengvina konvekciją ir leidžia karštoms dujoms pakilti į didesnį aukštį ir perduoti didesnį energijos srautą. Taigi, degiklio išvaizda yra susijusi su padidėjusia konvekcija, kurią sukelia silpnas magnetinis laukas.

Fakelai yra gana stabilūs dariniai. Jie gali egzistuoti keletą savaičių ar net mėnesių be didelių pokyčių.

Flokulai. Virš saulės dėmių ir fakulų esanti chromosfera padidina jos ryškumą, o kontrastas tarp sutrikusios ir netrikdomos chromosferos didėja didėjant aukščiui. Šios ryškesnės chromosferos sritys vadinamos flokuliais. Flokuliacijos ryškumo padidėjimas, palyginti su supančia netrikdoma chromosfera, nesuteikia pagrindo nustatyti jo temperatūros, nes retoje ir labai skaidrioje chromosferoje ištisiniam spektrui temperatūros ir spinduliuotės santykis nepaklūsta Plancko ir Stefano. Boltzmanno dėsniai.

Centrinėse dalyse padidėjusį flokuliacijos ryškumą galima paaiškinti medžiagos tankio padidėjimu chromosferoje 3–5 kartus, esant beveik pastoviai temperatūrai, arba šiek tiek pakilus temperatūrai.

Saulės žybsniai. Chromosferoje ir vainikinėje, dažniausiai mažame regione tarp besivystančių saulės dėmių, ypač šalia stiprių magnetinių laukų poliškumo sąsajos, stebimos galingiausios ir sparčiausiai besivystančios Saulės aktyvumo apraiškos, vadinamos saulės blyksniais.

Blyksnio pradžioje staiga padidėja vieno iš šviesių flokulų mazgelių ryškumas. Dažnai per mažiau nei minutę stipri spinduliuotė pasklinda ilga virve arba užlieja visą dešimčių tūkstančių kilometrų ilgio teritoriją.

Matomoje spektro srityje liuminescencijos padidėjimas daugiausia vyksta vandenilio, jonizuoto kalcio ir kitų metalų spektrinėse linijose. Taip pat didėja nuolatinio spektro lygis, kartais tiek, kad blykstė tampa matoma baltoje šviesoje fotosferos fone. Kartu su matoma spinduliuote labai padidėja UV ir rentgeno spinduliuotės intensyvumas, taip pat saulės spindulių spinduliuotės galia.

Blyksnių metu stebimos trumpiausio bangos ilgio (t. y. „kiečiausios“) rentgeno spindulių spektrinės linijos ir net kai kuriais atvejais γ spinduliai. Visų šių tipų spinduliuotės sprogimas įvyksta per kelias minutes. Pasiekus maksimumą, radiacijos lygis palaipsniui silpsta per kelias dešimtis minučių.

Visi šie reiškiniai paaiškinami didelio energijos kiekio išsiskyrimu iš nestabilios plazmos, esančios labai nehomogeniško magnetinio lauko srityje. Dėl magnetinio lauko ir plazmos sąveikos nemaža dalis magnetinio lauko energijos virsta šiluma, kaitindama dujas iki dešimčių milijonų kelvinų temperatūros, taip pat eina paspartinti plazmos debesis.

Kartu su makroskopinių plazmos debesų pagreičiu, santykiniai plazmos ir magnetinių laukų judėjimai lemia atskirų dalelių pagreitį iki didelių energijų: elektronų iki dešimčių keV ir protonų iki dešimčių MeV. Tokių saulės dalelių srautas daro didelę įtaką viršutiniams Žemės atmosferos sluoksniams ir jos magnetiniam laukui.

Iškilimai. Aktyvūs dariniai, stebimi vainikinėje dalyje, yra iškilimai. Palyginti su supančia plazma, tai tankesni ir „šaltesni“ debesys, švytintys maždaug tomis pačiomis spektrinėmis linijomis kaip ir chromosfera.

Iškilimai būna labai skirtingų formų ir dydžių. Dažniausiai tai ilgi, labai plokšti dariniai, išsidėstę beveik statmenai Saulės paviršiui. Todėl projekcijos į saulės diską atrodo kaip išlenktos gijos.

Iškilimai yra didžiausi Saulės atmosferos dariniai, kurių ilgis siekia šimtus tūkstančių km, nors plotis neviršija 6000–10000 km. Jų apatinės dalys susilieja su chromosfera, o viršutinės jų dalys tęsiasi dešimtis tūkstančių km. Tačiau yra daug didesnių dydžių iškilimų.

Medžiagų mainai tarp chromosferos ir vainiko nuolat vyksta per iškilimus. Tai liudija dažnai stebimi tiek pačių iškilimų, tiek atskirų jų dalių judėjimai, vykstantys dešimčių ir šimtų km/s greičiu.

Išsiveržę, arba išsiveržę, savo išvaizda primena didžiulius fontanus, kurių aukštis virš Saulės paviršiaus siekia iki 1,7 mln. Medžiagos krešulių judėjimas juose vyksta greitai; išsiveržti šimtų km/s greičiu ir gana greitai keičia savo formą. Didėjant aukščiui, iškilumas silpsta ir išsisklaido. Kai kuriose iškilmėse buvo pastebėti staigūs atskirų gumulėlių judėjimo greičio pokyčiai. Išsiveržimas yra trumpalaikis.

Saulės aktyvumo ciklas. Visi laikomi aktyvūs Saulės atmosferos dariniai yra glaudžiai susiję vienas su kitu. Blyksniai ir pūslelinės visada būna prieš dėmių atsiradimą. Protrūkiai atsiranda sparčiausiai augant saulės dėmių grupei arba dėl jose vykstančių stiprių pokyčių. Tuo pačiu metu atsiranda iškilimų, kurie dažnai išlieka ilgą laiką po aktyvaus regiono žlugimo.

Visų saulės aktyvumo apraiškų, susijusių su tam tikra atmosferos dalimi ir besivystančių per tam tikrą laiką, visuma vadinama saulės aktyvumo centru.

Saulės dėmių ir kitų susijusių saulės aktyvumo apraiškų skaičius periodiškai kinta. Laikotarpis, kai veiklos centrų skaičius yra didžiausias, vadinamas saulės aktyvumo maksimumu, o kai jų nėra arba beveik nėra – minimumu.

Kaip saulės aktyvumo laipsnio matas, vadinamasis. Vilko skaičiai, proporcingi viso dėmių skaičiaus f ir dešimties kartų jų grupių g sumai:

W = k(f + 10g).

Proporcingumo koeficientas k priklauso nuo naudojamo įrankio galios. Paprastai Vilko skaičiai yra apskaičiuojami (pavyzdžiui, per mėnesius ar metus) ir brėžiamas saulės aktyvumo ir laiko grafikas.

Saulės aktyvumo kreivė rodo, kad maksimumai ir minimumai keičiasi vidutiniškai kas 11 metų, nors laiko intervalai tarp atskirų vienas po kito einančių maksimumų gali svyruoti nuo 7 iki 17 metų.

Minimaliu laikotarpiu ant Saulės kurį laiką paprastai nėra dėmių. Tada jie pradeda pasirodyti toli nuo pusiaujo, maždaug ±35° platumose. Vėliau dėmių susidarymo zona palaipsniui nusileidžia pusiaujo link. Tačiau vietovėse, esančiose žemiau nei 8° nuo pusiaujo, dėmės yra labai retos.

Svarbus Saulės aktyvumo ciklo bruožas yra saulės dėmių magnetinio poliškumo kitimo dėsnis. Per kiekvieną 11 metų ciklą visos pirmaujančios bipolinių grupių dėmės turi tam tikrą poliškumą šiauriniame pusrutulyje, o priešingą pietų pusrutulyje. Tas pats pasakytina ir apie uodegos dėmes, kurių poliškumas visada yra priešingas pirmaujančios dėmės poliškumui. Kitame cikle priekinės ir uodegos dėmių poliškumas pasikeičia. Tuo pačiu metu keičiasi ir bendro Saulės magnetinio lauko poliškumas, kurio poliai yra šalia sukimosi polių.

Daugeliui kitų charakteristikų taip pat būdingas vienuolikos metų cikliškumas: Saulės ploto, kurį užima fakulai ir flokuliai, dalis, žybsnių dažnis, iškilimų skaičius, taip pat vainiko forma ir saulės vėjo galia.

Saulės aktyvumo cikliškumas yra viena iš svarbiausių šiuolaikinės saulės fizikos problemų, kuri dar nėra iki galo išspręsta.

5.2.6. Zodiako šviesa ir kontrastas

Švytėjimas, panašus į „netikrą vainiką“, taip pat gali būti stebimas dideliais atstumais nuo Saulės zodiako šviesos pavidalu.

Zodiako šviesa stebima tamsiomis be mėnulio naktimis pavasarį ir rudenį pietinėse platumose netrukus po saulėlydžio arba prieš pat saulėtekį. Šiuo metu ekliptika pakyla aukštai virš horizonto ir išilgai jos tampa pastebima šviesi juostelė. Jai artėjant prie Saulės, kuri yra žemiau horizonto, švytėjimas sustiprėja, o juostelė plečiasi, suformuodama trikampį. Jo ryškumas palaipsniui mažėja didėjant atstumui nuo Saulės.

Dangaus srityje priešais Saulę zodiako šviesos ryškumas šiek tiek padidėja, susidaro elipsinė miglota dėmė, kurios skersmuo yra apie 10º, vadinama antispinduliu. Priešgaisrinį švytėjimą sukelia saulės šviesos atspindys nuo kosminių dulkių.

5.2.7. Saulės vėjas ir heliosfera

Saulės vainika turi dinamišką tęsinį toli už Žemės orbitos iki maždaug 100 AU atstumu. Iš Saulės vainiko nuolatinis plazmos nutekėjimas greičiu, kuris palaipsniui didėja didėjant atstumui nuo Saulės. Šis Saulės vainiko išsiplėtimas į tarpplanetinę erdvę vadinamas saulės vėju.

Dėl saulės vėjo Saulė kas sekundę praranda apie 1 milijoną tonų medžiagos. Saulės vėjas daugiausia susideda iš elektronų, protonų ir helio branduolių (alfa dalelių); kitų elementų branduolių ir neutralių dalelių yra labai mažais kiekiais. Dažnai sumišęs saulės vėjas(įkrautų dalelių – protonų, elektronų ir kt. srautas) su efektu saulės šviesos slėgis(fotonų srautas). Saulės šviesos slėgis šiuo metu yra kelis tūkstančius kartų didesnis nei saulės vėjo slėgis.

Kosmoso sritis, kurią užima saulės vėjas, vadinama heliosfera. Maždaug 100 a atstumu. Tai yra, iš Saulės saulės vėjas sąveikauja su tarpžvaigždine terpe (panašūs kitų žvaigždžių skleidžiami kosminių spindulių srautai) ir smarkiai sulėtėja. Plona erdvės sritis (praktiškai paviršius), kurioje tai įvyksta, vadinama nutraukimo šoku. Šis paviršius yra vidinė heliosferos riba.

Po jos seka heliopauzė, kurios išorinėje riboje galiausiai sustoja saulės vėjas, susimaišęs su kitų žvaigždžių kosminiais spinduliais (žvaigždžių vėjas). Žvaigždžių vėjas, sąveikaujantis su heliosfera, taip pat gali sukurti savo lanko šoką.

2004 m. gruodžio mėn. Voyager 1 kirto heliosferos smūgio bangą 94 AU atstumu. e. 2007 m. rugpjūtį Voyager 2 kirto heliosferos smūgio bangą 84,7 AU atstumu. e. Taigi buvo patvirtinta, kad dėl Saulės judėjimo heliosfera yra pailgos (lašo formos). 2012 m. rugpjūčio mėn. Voyager 1 121,7 AU atstumu. e. iš Saulės kirto išorinę heliopauzės ribą ir išėjo už heliosferos.

Visos žvaigždės turi spalvą. Nuo raudonųjų nykštukų ir raudonųjų milžinų iki baltų ir geltonų žvaigždžių, iki mėlynųjų milžinų ir supergigantų. Žvaigždės spalva priklauso nuo temperatūros. Kai fotonai išeina iš žvaigždės vidaus į kosmosą, jie turi skirtingą energijos kiekį. gali vienu metu skleisti infraraudonąją, raudoną, mėlyną ir ultravioletinę šviesą. Jie netgi skleidžia rentgeno spindulius ir .

Jei žvaigždė vėsi, mažesnė nei 3500 kelvinų, jos spalva bus raudona. Taip yra todėl, kad matomoje šviesoje išspinduliuojama daugiau raudonųjų fotonų nei bet kurie kiti. Jei žvaigždė labai karšta, virš 10 000 kelvinų, jos spalva bus mėlyna. Ir vėl, nes iš žvaigždės sklinda daugiau mėlynų fotonų.

Saulės temperatūra yra maždaug 6000 kelvinų. Saulė ir žvaigždės, kaip mūsų Saulė, atrodo baltos. Taip yra todėl, kad vienu metu stebime visus skirtingų spalvų fotonus, sklindančius iš Saulės. Sudėjus šias spalvas, gaunama gryna balta.

Balta spalva šio juodo kvadrato viduje yra maždaug Saulės spalva.

Taigi kodėl Saulė čia, Žemėje, atrodo geltona? Žemės atmosfera išsklaido saulės šviesą, pašalindama trumpesnius šviesos bangos ilgius – mėlyną ir violetinę. Pašalinus šias spalvas iš saulės sklindančios šviesos spektro, ji atrodo geltona. Bet jei skristumėte ir žiūrėtumėte į Saulę iš kosmoso, Saulės spalva būtų grynai balta.

Saulės temperatūra

Saulės paviršius, dalis, kurią matome, vadinama fotosfera. Nuo Saulės paviršiaus sklindančių fotonų temperatūra svyruoja nuo 4500 iki 6000 kelvinų. Vidutinė Saulės temperatūra yra apie 5800 kelvinų. Kituose matavimo vienetuose Saulė yra 5500°C arba 9900°F.

Saulės fotosfera. Autoriai: NASA/SOHO.

Bet tai tik vidutinė temperatūra. Atskiri fotonai gali būti šaltesni ir raudonesni arba karštesni ir mėlynesni. Saulės spalva, kurią matome čia, Žemėje, yra vidutiniškai visų fotonų, sklindančių iš Saulės, spalva.

Bet tai tik paviršius. Saulę kartu laiko abipusė jos masės gravitacija. Jei galėtumėte nusileisti į Saulės dugną, pajustumėte, kaip temperatūra ir slėgis pakils iki pat šerdies. O iki šerdies temperatūra siekia 15,7 milijono kelvinų. Esant tokiam slėgiui ir temperatūrai jau gali vykti vandenilio branduolių sintezė. Čia vandenilio atomai susilieja, sudarydami helią, išskirdami gama spinduliuotės fotonus. Šiuos fotonus išleidžia ir sugeria Saulės atomai, kai jie lėtai patenka į erdvę. Gali praeiti 100 000 metų, kol branduolyje pagamintas fotonas galiausiai pasieks fotosferą ir iššoks į erdvę.

Saulės paviršius

Bene labiausiai žinomas Saulės paviršiaus bruožas yra saulės dėmės. Tai santykinai vėsesni Saulės paviršiaus sritys, kur magnetinio lauko linijos prasiskverbia pro Saulės paviršių. Saulės dėmės gali būti saulės žybsnių ir vainikinės masės išmetimo šaltinis.

Saulės paviršiaus vaizdas iš Japonijos mokslinio palydovo Hinode.

Kai žiūrime į Saulę, pastebime, kad Saulės centras atrodo daug šviesesnis už kraštus. Tai vadinama „galūnių pritemdymu“ ir atsiranda todėl, kad matome šviesą, prasiskverbiusią per Saulės paviršių tokiu kampu, kuris yra labiau užblokuotas, todėl tamsesnis.

Turint gerą teleskopą (ir dar geresnį saulės filtrą) galima pamatyti, kad fotosfera nėra lygi. Vietoj to jis yra padengtas konvekcinėmis ląstelėmis, vadinamomis granulėmis. Juos sukelia konvekciniai plazmos srautai Saulės konvekcinėje zonoje. Karšta plazma pakyla stulpeliais per šią konvekcinę Saulės sritį, išskiria savo energiją, tada atvėsta ir nuskendo. Įsivaizduokite, kad verdančiame vandenyje į paviršių kyla burbuliukai. Šios granulės gali būti 1000 km pločio ir išsisklaido 8-20 minučių.

Taip pat galima pamatyti didžiulius vainikinių masių išmetimus, kylančius nuo Saulės paviršiaus. Jie susidaro, kai saulės žlugęs magnetinis laukas staiga nutrūksta ir atsijungia. Šis atskyrimas išskiria didžiulį energijos kiekį ir į kosmosą siunčia įkrautą plazmą. Kai ši plazma pasiekia Žemę, ji sukuria nuostabias auroras, geriausiai matomas Žemės ašigaliuose.

Saulės šviesumas

Astronomai žvaigždžių ryškumą matuoja įvairiais instrumentais, tačiau jiems reikia lyginti. Čia pasirodo mūsų Saulė. Kaip visi žino, Saulė per sekundę išskiria maždaug 3,839 x 10 33 erg energijos. Kitos Visatos žvaigždės gali sukurti tik dalį Saulės šviesumo arba kelis jo kartotinius. Mūsų Saulė yra žvaigždžių kriterijus.

Masinis vainikinės masės išmetimas. Šioje nuotraukoje palyginimui rodomas Žemės dydis (viršuje kairėje). Autoriai: NASA/SDO/J.

Įsivaizduokite, kad Saulę supa skaidrių sferų eilės – tarsi svogūno sluoksniai. Kiekvieną sekundę per kiekvieną iš šių sferų praeinančios energijos kiekis, saulės šviesumas visada yra vienodas. Tačiau sferos paviršiaus plotas tampa vis didesnis. Štai kodėl toliau jūs gaunate mažiau šviesos iš žvaigždės, kurią matote.

Tai vadinama atvirkštiniu kvadrato dėsniu ir leidžia astronomams apskaičiuoti saulės šviesumą; iš tikrųjų tai leidžia jiems apskaičiuoti visų žvaigždžių šviesumą. Mokslininkai išsiuntė į kosmosą misijas, kurios matuoja bendrą ant jų jutiklių patenkančios energijos kiekį. Remdamiesi šia informacija, astronomai gali apskaičiuoti, kiek energijos patenka į visą Žemę, o kiek jos ateina iš Saulės.

Ir tai taip pat tinka žvaigždėms. Erdvėlaivis aptinka kitos žvaigždės šviesumą, atstumo veiksnius ir padeda apskaičiuoti pradinį žvaigždės šviesumą.

Nors mūsų Saulė yra stabili, ji patiria nedidelius saulės šviesos pokyčius. Šiuos pokyčius sukelia saulės dėmės, kurios per 11 metų saulės ciklą patamsina saulės disko sritis ir ryškias struktūras. Išsamūs matavimai, atlikti per pastaruosius 30 metų, parodė, kad jų nepakanka, kad paspartėtų visuotinis atšilimas, kurį aptinkame čia, Žemėje.

Arčiausiai mūsų esanti žvaigždė, žinoma, yra Saulė. Atstumas nuo Žemės iki jos, pagal kosminius parametrus, labai mažas: saulės šviesa nuo Saulės iki Žemės nukeliauja vos per 8 minutes.

Saulė nėra paprasta geltona nykštukė, kaip manyta anksčiau. Tai centrinis Saulės sistemos kūnas, aplink kurį sukasi planetos, su daugybe sunkiųjų elementų. Tai po kelių supernovos sprogimų susiformavusi žvaigždė, aplink kurią susiformavo planetų sistema. Dėl savo padėties, artimos idealioms sąlygoms, gyvybė atsirado trečiojoje Žemės planetoje. Saulei jau penki milijardai metų. Bet išsiaiškinkime, kodėl jis šviečia? Kokia yra Saulės sandara ir kokios jos savybės? Kokia jo laukia ateitis? Kokią įtaką tai daro Žemei ir jos gyventojams? Saulė yra žvaigždė, aplink kurią sukasi visos 9 Saulės sistemos planetos, įskaitant mūsų. 1 a.u. (astronominis vienetas) = ​​150 milijonų km – tiek pat vidutinis atstumas nuo Žemės iki Saulės. Saulės sistemą sudaro devynios didelės planetos, apie šimtas palydovų, daug kometų, dešimtys tūkstančių asteroidų (mažųjų planetų), meteoroidai, tarpplanetinės dujos ir dulkės. Viso to centre yra mūsų Saulė.

Milijonus metų šviečia saulė, tai patvirtina šiuolaikiniai biologiniai tyrimai, gauti iš melsvadumblių liekanų. Jei Saulės paviršiaus temperatūra pasikeistų nors 10%, žūtų visa gyvybė Žemėje. Todėl gerai, kad mūsų žvaigždė tolygiai spinduliuoja energiją, reikalingą žmonijos ir kitų Žemės būtybių klestėjimui. Pasaulio tautų religijose ir mituose Saulė visada užėmė pagrindinę vietą. Beveik visoms senovės tautoms Saulė buvo svarbiausia dievybė: Helios – tarp senovės graikų, Ra – senovės egiptiečių saulės dievas ir Yarilo tarp slavų. Saulė atnešė šilumą, derlių, visi ją gerbė, nes be jos Žemėje nebūtų gyvybės. Saulės dydis įspūdingas. Pavyzdžiui, Saulės masė yra 330 000 kartų didesnė už Žemės masę, o spindulys yra 109 kartus didesnis. Tačiau mūsų žvaigždės tankis yra mažas - 1,4 karto didesnis nei vandens tankis. Dėmių judėjimą paviršiuje pastebėjo pats Galilėjus Galilėjus, taip įrodydamas, kad Saulė nestovi vietoje, o sukasi.

Konvekcinė saulės zona

Radioaktyvioji zona sudaro apie 2/3 vidinio Saulės skersmens, o spindulys – apie 140 tūkst. Tolstant nuo centro, susidūrimo įtakoje fotonai praranda energiją. Šis reiškinys vadinamas konvekcijos reiškiniu. Tai primena procesą, kuris vyksta verdančiame virdulyje: energija, gaunama iš kaitinimo elemento, yra daug didesnė nei kiekis, kuris pašalinamas laidumo būdu. Karštas vanduo arti ugnies pakyla, o šaltesnis nuslūgsta. Šis procesas vadinamas susitarimu. Konvekcijos prasmė yra ta, kad tankesnės dujos pasiskirsto paviršiuje, atvėsta ir vėl patenka į centrą. Maišymo procesas konvekcinėje Saulės zonoje vyksta nuolat. Žiūrint pro teleskopą į Saulės paviršių, matosi jos granuliuota struktūra – granulės. Atrodo, kad jis pagamintas iš granulių! Taip yra dėl konvekcijos, vykstančios po fotosfera.

Saulės fotosfera

Plonas sluoksnis (400 km) - Saulės fotosfera, yra tiesiai už konvekcinės zonos ir yra „tikrasis saulės paviršius“, matomas iš Žemės. Pirmą kartą granules fotosferoje nufotografavo prancūzas Janssenas 1885 m. Vidutinis granulės dydis yra 1000 km, juda 1 km/s greičiu ir egzistuoja maždaug 15 minučių. Tamsūs dariniai fotosferoje gali būti stebimi pusiaujo dalyje, o tada jie pasislenka. Išskirtinis tokių dėmių bruožas yra stiprūs magnetiniai laukai. O tamsi spalva gaunama dėl žemesnės temperatūros, palyginti su aplinkine fotosfera.

Saulės chromosfera

Saulės chromosfera (spalvota sfera) yra tankus (10 000 km) saulės atmosferos sluoksnis, esantis tiesiai už fotosferos. Chromosferą stebėti gana sunku, nes ji yra arti fotosferos. Geriausiai matosi, kai Mėnulis uždengia fotosferą, t.y. per saulės užtemimus.

Saulės iškilimai yra didžiulis vandenilio išmetimas, panašus į ilgus šviečiančius siūlus. Iškilimai kyla į milžiniškus atstumus, pasiekdami Saulės skersmenį (1,4 mm km), juda apie 300 km/sek greičiu, o temperatūra siekia 10 000 laipsnių.

Saulės vainikėlis yra išorinis ir išplėstinis Saulės atmosferos sluoksnis, kilęs virš chromosferos. Saulės vainiko ilgis yra labai ilgas ir siekia kelių saulės skersmenų vertes. Mokslininkai dar negavo aiškaus atsakymo į klausimą, kur tiksliai tai baigiasi.

Saulės vainiko sudėtis yra reta, labai jonizuota plazma. Jame yra sunkiųjų jonų, elektronų su helio šerdimi ir protonų. Koronos temperatūra siekia nuo 1 iki 2 milijonų laipsnių K, palyginti su Saulės paviršiumi.

Saulės vėjas yra nuolatinis medžiagos (plazmos) nutekėjimas iš išorinio saulės atmosferos apvalkalo. Jį sudaro protonai, atomų branduoliai ir elektronai. Saulės vėjo greitis gali svyruoti nuo 300 km/s iki 1500 km/s, priklausomai nuo Saulėje vykstančių procesų. Saulės vėjas plinta visoje Saulės sistemoje ir, sąveikaudamas su Žemės magnetiniu lauku, sukelia įvairius reiškinius, vienas iš jų – šiaurės pašvaistė.

Saulės charakteristikos

Saulės masė: 2∙1030 kg (332 946 Žemės masės)
Skersmuo: 1 392 000 km
Spindulys: 696 000 km
Vidutinis tankis: 1 400 kg/m3
Ašies pasvirimas: 7,25° (ekliptikos plokštumos atžvilgiu)
Paviršiaus temperatūra: 5780 K
Temperatūra Saulės centre: 15 milijonų laipsnių
Spektrinė klasė: G2 V
Vidutinis atstumas nuo Žemės: 150 milijonų km
Amžius: 5 milijardai metų
Rotacijos laikotarpis: 25 380 dienų
Šviesumas: 3,86∙1026 W
Tariamasis dydis: 26,75 m

Atvaizduoti žvaigždžių šviesumą. Lygus Saulės šviesumui, kuris yra 3,827 × 10 26 W arba 3,827 × 10 33 Erg / s.

Nuolatinis skaičiavimas

Galite apskaičiuoti į Žemę patenkančios saulės energijos kiekį, palyginę sferos, kurios spindulys lygus Žemės atstumui nuo Saulės (centre žvaigždėje), plotą ir atkarpos, padarytos taip, kad planeta būtų sukimosi ašis priklauso pjūvio plokštumai.

• Žemės spindulys yra 6,378 km.
• Žemės skerspjūvio plotas: S Žemė = π × spindulys² = 128 000 000 km²
• Vidutinis atstumas iki Saulės: R Saulė = 150 000 000 km. (1 AV)
• Sferos plotas: S Saulė = 4 × π × R Saulė² = 2,82 × 10 17 km².
• Energijos kiekis, krentantis į Žemę per laiko vienetą: P Žemė = P Saulė × S Žemė / S Saulė = 1,77 × 10 17 W.
  • Energijos kiekis (laiko vienetui) kvadratiniam metrui: P Žemė / S Žemė = 1387 W/m² (Saulės konstanta)
  • Žmonija sunaudoja maždaug 12x10 12 vatų. Kiek vietos reikia energijos poreikiams patenkinti? Geriausių saulės elementų efektyvumas yra apie 33%. Reikalingas plotas yra 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 m² = 26000 km² arba ~160×160 km kvadratas. (Tiesą sakant, reikalingas didesnis plotas, nes saulė ne visada būna zenite, be to, dalį spinduliuotės išsklaido debesys ir atmosfera.)

Nuorodos

• I.-J. Sackmannas, A. I. Boothroydas (2003). „Mūsų saulė. V. Šviesi jauna saulė, atitinkanti helioseismologiją ir šiltą temperatūrą senovės Žemėje ir Marse“. Astrofizikos žurnalas 583 (2): 1024-1039.

Wikimedia fondas.

2010 m.

Pažiūrėkite, kas yra „Saulės šviesumas“ kituose žodynuose: Astronomijoje bendra šaltinio skleidžiama energija per laiko vienetą (absoliučiais vienetais arba saulės šviesumo vienetais; saulės šviesumas = 3,86 1033 erg/s). Kartais jie kalba ne apie pilną S., o apie S. tam tikrame bangos ilgių diapazone. Pavyzdžiui, per......

Astronomijos žodynas

Šviesumas yra terminas, naudojamas tam tikriems fiziniams dydžiams įvardyti. Turinys 1 Fotometrinis šviesumas 2 Dangaus kūno šviesumas ... Vikipedija Žvaigždės šviesumas, žvaigždės šviesos stipris, t.y. žvaigždės skleidžiamo šviesos srauto kiekis, esantis vienetiniame erdvės kampe. Terminas „žvaigždės šviesumas“ neatitinka bendrosios fotometrijos termino „šviesumas“. S. žvaigždės gali būti vadinamos...

Paviršiaus taške. vienas iš šviesos dydžių – iš paviršiaus elemento sklindančio šviesos srauto ir šio elemento ploto santykis. Vienetas C. (SI) liumenas kvadratiniam metrui (lm/m2). Panaši vertė energetikos sistemoje. kiekiai vadinami...... Fizinė enciklopedija

ŠVIESUMAS, absoliutus ŽVAIGŽDĖS ryškumas, energijos kiekis, kurį išskiria jos paviršius per sekundę. Išreiškiama vatais (džauliais per sekundę) arba saulės ryškumo vienetais. Bolometrinis šviesumas matuoja bendrą žvaigždės šviesos galią per... Mokslinis ir techninis enciklopedinis žodynas

ŠVIESUMAS, 1) astronomijoje – bendras energijos kiekis, kurį kosminis objektas išskiria per laiko vienetą. Kartais kalbame apie šviesumą tam tikrame bangos ilgio diapazone, pavyzdžiui, radijo šviesumą. Paprastai matuojamas erg/s, W arba vienetais. Šiuolaikinė enciklopedija Vikipedija